Galassia lenticolare
In astronomia, una galassia lenticolare è un tipo di galassia intermedio tra le ellittiche e le spirali nello schema di classificazione morfologica[1] della sequenza di Hubble.
Le galassie lenticolari hanno un disco (come le spirali) che contiene poca o nessuna materia interstellare che è stata utilizzata o perduta e pertanto presentano una ridotta attività di formazione stellare.[2] Sono di conseguenza costituite per lo più da stelle vecchie (come le galassie ellittiche).
Nella maggior parte delle galassie lenticolari la polvere interstellare si trova solo vicino al nucleo e generalmente segue il profilo del bulge, il rigonfiamento centrale. A causa dei loro bracci di spirale poco definiti, se sono inclinate e viste di taglio è difficile distinguerle dalle galassie ellittiche.
Variazioni morfologiche modifica
Le galassie lenticolari non hanno varianti di forma estese come le galassie spirali, ma possono ugualmente essere divise in sottoclassi a seconda che abbiano una barra centrale, un anello interno o la forma a S. Questa suddivisione è chiamata sistema di classificazione di de Vaucouleurs.
Barrate modifica
La presenza o assenza di una barra centrale dà luogo alla seguente classificazione:
- SA0 indica l'assenza della barra centrale
- SB0 indica la presenza di una netta barra centrale
- SAB0 indica una classe intermedia caratterizzata dalla presenza di una debole barra[1]
Anello interno e forma a S modifica
Per alcune galassie lenticolari viene usata anche un'ulteriore suddivisione in funzione del fatto che abbiano un anello interno (S0(r)) o la forma a S (S0(s)); è stata proposta anche una designazione intermedia (S0(rs)).
Tuttavia non è facile trovare oggetti che corrispondano a queste designazioni, originariamente sviluppate per le galassie a spirale.[1]
Formazione modifica
La morfologia e cinematica delle galassie lenticolari ciascuna, in una certa misura, suggeriscono una modalità di formazione della galassia. Il loro aspetto simile a un disco, possibilmente polveroso, suggerisce che provengono da galassie a spirale sbiadite, le cui caratteristiche del braccio sono scomparse. In alternativa, poiché le galassie lenticolari sono probabilmente più luminose delle galassie a spirale, il che suggerisce che non sono semplicemente i resti sbiaditi delle galassie a spirale. Piuttosto, le galassie lenticolari potrebbero derivare dalla fusione di galassie, che aumentano la massa stellare totale e danno alla galassia appena unita la sua apparenza simile a un disco, senza armamento.[3] Ricerche recenti suggeriscono che l'evoluzione delle galassie lenticolari luminose possa essere strettamente legata a quella delle galassie ellittiche, mentre i lenticolari più deboli potrebbero essere più strettamente associati alle galassie a spirale con spirale ram-stripped.[4]
Spirali sbiadite modifica
L'assenza di gas, la presenza di polvere, la mancanza di una recente formazione stellare e il supporto rotazionale sono tutti attributi che ci si può aspettare da una galassia a spirale che ha esaurito tutto il suo gas nella formazione delle stelle.[3] Questa possibilità è ulteriormente rafforzata dall'esistenza di galassie a spirale povere, o "anemiche". Se il modello a spirale poi si dissipasse, la galassia risultante sarebbe simile a molti lenticolari[5]. Moore et al. inoltre documentano che le molestie delle maree - gli effetti gravitazionali di altre galassie vicine - potrebbero aiutare questo processo in regioni densamente popolate[6]. Il supporto più chiaro a questa teoria, tuttavia, è la loro adesione alla versione leggermente spostata della relazione Tully-Fisher, discussa sopra.
Un articolo del 2012 che suggerisce un nuovo sistema di classificazione, proposto per la prima volta dall'astronomo canadese Sidney van den Bergh, per galassie lenticolari e nane sferoidali (S0a-S0b-S0c-dSph) che si allinea alla sequenza di Hubble per spirali e irregolari (Sa-Sb- Sc-Im) rafforza questa idea mostrando come la sequenza spirale-irregolare sia molto simile a questa nuova per lenticolari e ellittiche nane.[7]
Fusioni modifica
Le analisi di Burstein[8] e Sandage[9] hanno mostrato che le galassie lenticolari hanno in genere una luminosità superficiale molto maggiore di altre classi a spirale. Si ritiene inoltre che le galassie lenticolari presentino un rapporto tra il rigonfiamento e il disco maggiore rispetto alle galassie a spirale e ciò potrebbe essere incoerente con il semplice sbiadimento da una spirale[10][11]. Se le S0 fossero state formate da fusioni di altre spirali, queste osservazioni sarebbero state adeguate e avrebbe anche giustificato l'aumento della frequenza dei cluster globulari. Va detto, tuttavia, che i modelli avanzati del rigonfiamento centrale che includono sia un profilo di Sérsic generale che una barra indicano un rigonfiamento più piccolo,[12] e quindi un'incoerenza ridotta. Le fusioni non sono in grado di spiegare l'offset della relazione di Tully-Fisher senza presupporre che le galassie unite fossero molto diverse da quelle che vediamo oggi.
Note modifica
- ^ a b c R. J. Buta, H. G. Corwin, Jr., S. C. Odewahn, The de Vaucouleurs Atlas of Galaxies, Cambridge, Cambridge University, 2007, ISBN 978-0-521-82048-6.
- ^ DeGraaff, Regina Barber; Blakeslee, John P.; Meurer, Gerhardt R.; Putman, Mary E., A Galaxy in Transition: Structure, Globular Clusters, and Distance of the Star-Forming S0 Galaxy NGC 1533 in Dorado, in The Astrophysical Journal, vol. 671, n. 2, dicembre 2007, pp. 1624-1639, DOI:10.1086/523640.
- ^ a b Michael Blanton e John Moustakas, Physical Properties and Environments of Nearby Galaxies, in Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 47, n. 1, 2009, pp. 159-210, Bibcode:2009ARA&A..47..159B, DOI:10.1146/annurev-astro-082708-101734, arXiv:0908.3017.
- ^ Sidney van den Bergh, Luminosities of Barred and Unbarred S0 Galaxies, in The Astrophysical Journal, vol. 754, p. 68, Bibcode:2012ApJ...754...68V, DOI:10.1088/0004-637X/754/1/68, arXiv:1205.6183.
- ^ Debra Elmegreen, Bruce G. Elmegreen, Jay A. Frogel, Paul B. Eskridge, Richard W. Pogge, Andrew Gallagher e Joel Iams, Arm Structure in Anemic Spiral Galaxies, in The Astronomical Journal, vol. 124, n. 2, 2002, pp. 777-781, Bibcode:2002AJ....124..777E, DOI:10.1086/341613, arXiv:astro-ph/0205105.
- ^ Ben Moore, George Lake e Neal Katz, Morphological Transformation from Galaxy Harassment, in The Astrophysical Journal, vol. 495, n. 1, 1998, pp. 139-151, Bibcode:1998ApJ...495..139M, DOI:10.1086/305264, arXiv:astro-ph/9701211.
- ^ John Kormendy e Ralf Bender, A Revised Parallel-sequence Morphological Classification of Galaxies: Structure and Formation of S0 and Spheroidal Galaxies, in The Astrophysical Journal Supplement, vol. 198, n. 1, 2012, p. 2, Bibcode:2012ApJS..198....2K, DOI:10.1088/0067-0049/198/1/2, arXiv:1110.4384.
- ^ D Burstein, Ho LC, Huchra JP e Macri LM, TheK‐Band Luminosities of Galaxies: Do S0s Come from Spiral Galaxies?, in The Astrophysical Journal, vol. 621, n. 1, 2005, pp. 246-55, Bibcode:2005ApJ...621..246B, DOI:10.1086/427408.
- ^ A Sandage, THE CLASSIFICATION OF GALAXIES: Early History and Ongoing Developments, in Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 43, n. 1, 2005, pp. 581-624, Bibcode:2005ARA&A..43..581S, DOI:10.1146/annurev.astro.43.112904.104839.
- ^ A Dressler e Diane M. Gilmore, On the interpretation of the morphology-density relation for galaxies in clusters, in The Astrophysical Journal, vol. 236, 1980, pp. 351-65, Bibcode:1991ApJ...367...64W, DOI:10.1086/169602.
- ^ D Christlein e Zabludoff AI, Can Early‐Type Galaxies Evolve from the Fading of the Disks of Late‐Type Galaxies?, in The Astrophysical Journal, vol. 616, n. 1, 2004, pp. 192-98, Bibcode:2004ApJ...616..192C, DOI:10.1086/424909, arXiv:astro-ph/0408036.
- ^ Eija Laurikainen, Heikki Salo e Ronald Buta, Multicomponent decompositions for a sample of S0 galaxies, in MNRAS, vol. 362, n. 4, October 2005, pp. 1319-1347, Bibcode:2005MNRAS.362.1319L, DOI:10.1111/j.1365-2966.2005.09404.x, arXiv:astro-ph/0508097.
Altri progetti modifica
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Collegamenti esterni modifica
- (EN) SEDS Messier pages: Lenticular Galaxies, su seds.org.
- (EN) Classificazione delle Galassie, su astr.ua.edu.
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