Galáxia satélite - Satellite galaxy

Uma galáxia satélite é uma galáxia companheira menor que viaja em órbitas limitadas dentro do potencial gravitacional de uma galáxia hospedeira mais massiva e luminosa (também conhecida como galáxia primária). As galáxias satélites e seus constituintes estão ligados à sua galáxia hospedeira, da mesma forma que os planetas em nosso próprio sistema solar estão gravitacionalmente ligados ao Sol . Enquanto a maioria das galáxias satélites são galáxias anãs , as galáxias satélites de grandes aglomerados de galáxias podem ser muito mais massivas. A Via Láctea é orbitada por cerca de cinquenta galáxias satélites, a maior das quais é a Grande Nuvem de Magalhães .

Além disso, as galáxias satélites não são os únicos objetos astronômicos que estão gravitacionalmente ligados a galáxias hospedeiras maiores (veja aglomerados globulares ). Por esta razão, os astrônomos definiram galáxias como coleções gravitacionalmente ligadas de estrelas que exibem propriedades que não podem ser explicadas por uma combinação de matéria bariônica (isto é, matéria comum ) e as leis da gravidade de Newton . Por exemplo, medições da velocidade orbital de estrelas e gás dentro de galáxias espirais resultam em uma curva de velocidade que se desvia significativamente da previsão teórica. Essa observação motivou várias explicações, como a teoria da matéria escura e modificações na dinâmica newtoniana . Portanto, apesar de também serem satélites de galáxias hospedeiras, os aglomerados globulares não devem ser confundidos com galáxias satélites. As galáxias satélites não são apenas mais extensas e difusas em comparação com os aglomerados globulares, mas também estão envoltas em halos de matéria escura massivos que se acredita terem sido atribuídos a eles durante o processo de formação.

As galáxias satélites geralmente levam vidas tumultuadas devido às suas interações caóticas com a galáxia hospedeira maior e outros satélites. Por exemplo, a galáxia hospedeira é capaz de interromper os satélites em órbita por meio de redução da pressão das marés e ram . Esses efeitos ambientais podem remover grandes quantidades de gás frio dos satélites (ou seja, o combustível para a formação de estrelas ), e isso pode resultar na quiescência dos satélites, no sentido de que pararam de formar estrelas. Além disso, os satélites também podem colidir com sua galáxia hospedeira, resultando em uma pequena fusão (isto é, evento de fusão entre galáxias de massas significativamente diferentes). Por outro lado, os satélites também podem se fundir, resultando em uma grande fusão (isto é, evento de fusão entre galáxias de massas comparáveis). As galáxias são compostas principalmente de espaço vazio, gás interestelar e poeira e , portanto, as fusões de galáxias não envolvem necessariamente colisões entre objetos de uma galáxia e objetos da outra, no entanto, esses eventos geralmente resultam em galáxias muito mais massivas. Consequentemente, os astrônomos procuram restringir a taxa na qual as fusões menores e maiores ocorrem para entender melhor a formação de estruturas gigantescas de conglomerações gravitacionalmente ligadas de galáxias, como grupos galácticos e aglomerados .

História

Início do século 20

Antes do século 20, a noção de que galáxias existiam além de nossa Via Láctea não estava bem estabelecida. Na verdade, a ideia era tão controversa na época que levou ao que agora é anunciado como o "Grande Debate Shapley-Curtis" apropriadamente nomeado após os astrônomos Harlow Shapley e Heber Doust Curtis que debateram a natureza das "nebulosas" e o tamanho da Via Láctea na National Academy of Sciences em 26 de abril de 1920. Shapley argumentou que a Via Láctea era o universo inteiro (medindo mais de 100.000 anos - luz ou 30 kiloparsec de diâmetro) e que todas as "nebulosas" observadas (atualmente conhecidas como galáxias ) residiam nesta região. Por outro lado, Curtis argumentou que a Via Láctea era muito menor e que as nebulosas observadas eram na verdade galáxias semelhantes à nossa Via Láctea. Este debate não foi resolvido até o final de 1923, quando o astrônomo Edwin Hubble mediu a distância até M31 (atualmente conhecida como galáxia de Andrômeda) usando estrelas Cefeidas Variáveis . Ao medir o período dessas estrelas, Hubble foi capaz de estimar sua luminosidade intrínseca e, ao combinar isso com sua magnitude aparente medida, ele estimou uma distância de 300 kpc, que era uma ordem de magnitude maior do que o tamanho estimado do universo feito por Shapley. Esta medição verificou que não apenas o universo era muito maior do que o esperado anteriormente, mas também demonstrou que as nebulosas observadas eram na verdade galáxias distantes com uma ampla gama de morfologias (veja a sequência de Hubble ).

Tempos modernos

Apesar da descoberta de Hubble de que o universo estava repleto de galáxias, a maioria das galáxias satélites da Via Láctea e do Grupo Local permaneceram indetectáveis ​​até o advento de pesquisas astronômicas modernas , como o Sloan Digital Sky Survey ( SDSS ) e o Dark Energy Survey ( DES ). Em particular, a Via Láctea é atualmente conhecida por hospedar 59 galáxias satélites (veja galáxias satélites da Via Láctea ), no entanto, dois desses satélites conhecidos como Grande Nuvem de Magalhães e Pequena Nuvem de Magalhães foram observados no Hemisfério Sul a olho nu desde os tempos antigos. No entanto, as teorias cosmológicas modernas de formação e evolução de galáxias predizem um número muito maior de galáxias satélites do que o observado (veja o problema dos satélites ausentes ). No entanto, simulações de alta resolução mais recentes demonstraram que o número atual de satélites observados não representa uma ameaça para a teoria prevalente da formação de galáxias.

Animação ilustrando a história da descoberta de galáxias satélites da Via Láctea nos últimos 100 anos. As galáxias satélites clássicas estão em azul (rotuladas com seus nomes), as descobertas do SDSS estão em vermelho e as descobertas mais recentes (principalmente com DES ) estão em verde.

Motivações para estudar galáxias satélites

As observações espectroscópicas , fotométricas e cinemáticas de galáxias satélites produziram uma riqueza de informações que têm sido usadas para estudar, entre outras coisas, a formação e evolução das galáxias , os efeitos ambientais que aumentam e diminuem a taxa de formação de estrelas dentro das galáxias e a distribuição de matéria escura dentro do halo de matéria escura. Como resultado, as galáxias satélites servem como campo de testes para predições feitas por modelos cosmológicos .

Classificação de galáxias satélite

Como mencionado acima, as galáxias satélites são geralmente categorizadas como galáxias anãs e, portanto, seguem um esquema de classificação semelhante ao Hubble como seu hospedeiro com a pequena adição de um "d" minúsculo na frente dos vários tipos padrão para designar o status de galáxia anã. Esses tipos incluem anão irregular (dI), anão esferoidal (dSph), anão elíptico (dE) e anão espiral (dS). No entanto, de todos esses tipos, acredita-se que as espirais anãs não são satélites, mas sim galáxias anãs que só são encontradas no campo.

Galáxias satélite anãs irregulares

Galáxias satélites anãs irregulares são caracterizadas por sua aparência caótica e assimétrica, baixas frações de gás, alta taxa de formação de estrelas e baixa metalicidade . Três dos satélites anões irregulares mais próximos da Via Láctea incluem a Pequena Nuvem de Magalhães, Canis Major Dwarf e o recém-descoberto Antlia 2 .

A Grande Nuvem de Magalhães , a maior galáxia satélite da Via Láctea e a quarta maior do Grupo Local . Este satélite também é classificado como um tipo de transição entre uma espiral anã e anã irregular.

Galáxias satélite elípticas anãs

Galáxias satélites elípticas anãs são caracterizadas por sua aparência oval no céu, movimento desordenado das estrelas constituintes, metalicidade moderada a baixa, frações gasosas baixas e população estelar antiga. Galáxias satélite elípticas anãs no Grupo Local incluem NGC 147 , NGC 185 e NGC 205 , que são satélites de nossa galáxia vizinha de Andrômeda.

Galáxias satélite esferoidais anãs

Galáxias satélites esferoidais anãs são caracterizadas por sua aparência difusa, baixo brilho de superfície , alta proporção massa-luz (ou seja, dominada por matéria escura), baixa metalicidade, baixas frações de gás e população estelar antiga. Além disso, as esferoidais anãs constituem a maior população de galáxias satélites conhecidas da Via Láctea. Alguns desses satélites incluem Hércules , Peixes II e Leão IV , que têm o nome da constelação em que são encontrados.

Tipos de transição

Como resultado de pequenas fusões e efeitos ambientais, algumas galáxias anãs são classificadas como galáxias satélites do tipo intermediário ou transicional. Por exemplo, Phoenix e LGS3 são classificados como tipos intermediários que parecem estar em transição de anões irregulares para anões esferoidais. Além disso, a Grande Nuvem de Magalhães é considerada em processo de transição de uma espiral anã para uma irregular anã.

Formação de galáxias satélite

De acordo com o modelo padrão da cosmologia (conhecido como modelo ΛCDM ), a formação de galáxias satélites está intrinsecamente conectada à estrutura observada em grande escala do Universo. Especificamente, o modelo ΛCDM baseia-se na premissa de que a estrutura em larga escala observado é o resultado de um processo hierárquica de baixo para cima que começou após a recombinação época em que electricamente neutras hidrogénio átomos foram formadas como um resultado da livre electrões e protões de ligao juntos. À medida que a proporção de hidrogênio neutro para prótons e elétrons livres crescia, também cresciam as flutuações na densidade da matéria bariônica. Essas flutuações cresceram rapidamente a ponto de se tornarem comparáveis ​​às flutuações de densidade da matéria escura . Além disso, as flutuações de massa menores cresceram para a não linearidade , tornaram-se virializadas (isto é, alcançaram o equilíbrio gravitacional) e foram então hierarquicamente agrupadas dentro de sistemas limitados sucessivamente maiores.

O gás dentro desses sistemas vinculados condensou-se e resfriou-se rapidamente em halos de matéria escura fria que aumentaram constantemente de tamanho por coalescência e acumulação de gás adicional por meio de um processo conhecido como acreção . Os maiores objetos ligados formados a partir desse processo são conhecidos como superaglomerados , como o Superaglomerado de Virgem , que contém aglomerados menores de galáxias que são cercados por galáxias anãs ainda menores . Além disso, neste modelo, as galáxias anãs são consideradas os blocos de construção fundamentais que dão origem a galáxias mais massivas, e os satélites que são observados ao redor dessas galáxias são as anãs que ainda não foram consumidas por seu hospedeiro.

Acúmulo de massa em halos de matéria escura

Um método bruto, porém útil, para determinar como halos de matéria escura progressivamente ganham massa por meio de fusões de halos menos massivos pode ser explicado usando o formalismo de conjunto de excursão, também conhecido como formalismo de Press-Schechter estendido (EPS). Entre outras coisas, o formalismo EPS pode ser usado para inferir a fração de massa que se originou de objetos colapsados ​​de uma massa específica em um momento anterior , aplicando as estatísticas de passeios aleatórios Markovianos às trajetórias de elementos de massa no espaço, onde e representam a variância de massa e a densidade excessiva, respectivamente. ${\ displaystyle M_ {2}}$${\ textstyle t_ {1} <t_ {2}}$ ${\ displaystyle (S, \ delta)}$${\ textstyle S = \ sigma ^ {2} (M)}$${\ displaystyle \ delta = {\ rho (x) - {\ bar {\ rho}} \ over {\ bar {\ rho}}}}$

Em particular, o formalismo EPS é fundado no ansatz que afirma "a fração de trajetórias com um primeiro cruzamento da barreira em é igual à fração de massa no tempo que é incorporada em halos com massas ". Consequentemente, este ansatz garante que cada trajetória cruzará a barreira dada alguma arbitrariamente grande e, como resultado, garante que cada elemento de massa acabará por se tornar parte de um halo. ${\ textstyle \ delta _ {S} = \ delta _ {crítico} (t)}$${\ textstyle S> S_ {1} = \ sigma ^ {2} (M_ {1})}$${\ displaystyle t}$${\ textstyle M <M_ {1}}$${\ displaystyle \ delta _ {S} = \ delta _ {crítico} (t)}$${\ displaystyle S}$

Além disso, a fração de massa que se originou de objetos colapsados ​​de uma massa específica em um momento anterior pode ser usada para determinar o número médio de progenitores no tempo dentro do intervalo de massa que se fundiram para produzir um halo de no tempo . Isso é realizado considerando uma região esférica de massa com uma variação de massa correspondente e sobredensidade linear , onde é a taxa de crescimento linear que é normalizada para a unidade no tempo e é a sobredensidade crítica na qual a região esférica inicial colapsou para formar um objeto virializado . Matematicamente, a função de massa do progenitor é expressa como:${\ displaystyle M_ {2}}$${\ textstyle t_ {1} <t_ {2}}$${\ displaystyle t_ {1}}$${\ textstyle (M_ {1}, M_ {1} + dM_ {1})}$${\ displaystyle M_ {2}}$${\ displaystyle t_ {2}}$${\ displaystyle M_ {2}}$ ${\ textstyle S_ {2} = \ sigma ^ {2} (M_ {2})}$${\ textstyle \ delta _ {2} = \ delta _ {c} (t_ {2}) = {\ delta _ {c} \ over D (t_ {2})}}$${\ textstyle D (t_ {2})}$${\ textstyle t_ {2}}$${\ textstyle \ delta _ {c}}$

$${\ displaystyle N (M_ {1}, t_ {1} | M_ {2}, t_ {2}) \ operatorname {dM_ {1}} = {\ frac {M_ {2}} {M_ {1}}} f_ {PS} (\ nu _ {12}) {\ Bigg |} {\ operatorname {d} \ ln (\ nu _ {12}) \ over \ operatorname {d} \ ln (M_ {1})} { \ Bigg |} \ operatorname {dM_ {1}}}$$

${\ textstyle \ nu _ {12} = {\ delta _ {1} - \ delta _ {2} \ over {\ sqrt {S_ {1} -S_ {2}}}}}$

${\ textstyle f_ {PS} (\ nu _ {12}) = {\ sqrt {2 \ over \ pi}} \ nu _ {12} \ exp ({- \ nu _ {12} ^ {2} \ over 2})}$

${\ textstyle \ ln (\ nu _ {12})}$

Várias comparações da função de massa do progenitor com simulações numéricas concluíram que um bom acordo entre a teoria e a simulação é obtido apenas quando é pequeno, caso contrário, a fração de massa em progenitores de alta massa é significativamente subestimada, o que pode ser atribuído às suposições brutas, como assumir um modelo de colapso perfeitamente esférico e usando um campo de densidade linear em oposição a um campo de densidade não linear para caracterizar estruturas colapsadas. No entanto, a utilidade do formalismo EPS é que ele fornece uma abordagem computacionalmente amigável para determinar propriedades de halos de matéria escura. ${\ displaystyle \ Delta t = t_ {2} -t_ {1}}$

Taxa de fusão Halo

Outra utilidade do formalismo EPS é que ele pode ser usado para determinar a taxa na qual um halo de massa inicial M se funde com um halo com massa entre M e M + ΔM. Esta taxa é dada por

${\ displaystyle {\ mathcal {P}} (\ Delta M | M, t) \ operatorname {d} \ ln \ Delta M \ operatorname {d} \ ln t = {\ frac {1} {\ sqrt {2 \ pi}}} {\ Bigg [} {\ frac {S_ {1}} {(S_ {1} -S_ {2})}} {\ Bigg]} ^ {3/2} \ exp {\ Bigg [} - {\ frac {\ delta _ {c} ^ {2} (S_ {1} -S_ {2})} {2S_ {1} S_ {2}}} {\ Bigg]} {\ Bigg |} {\ frac {\ operatorname {d} \ ln \ delta _ {c}} {\ operatorname {d} \ ln t}} {\ Bigg |} {\ Bigg |} {\ frac {\ operatorname {d} \ ln S_ { 2}} {\ operatorname {d} \ ln \ Delta M}} {\ Bigg |} {\ frac {\ delta _ {c}} {\ sqrt {S_ {2}}}} \ operatorname {d} \ ln t \ operatorname {d} \ ln \ Delta M}$

onde , . Em geral, a mudança na massa,, é a soma de uma infinidade de fusões menores. No entanto, dado um intervalo de tempo infinitesimalmente pequeno , é razoável considerar que a mudança na massa se deve a um único evento de fusão para o qual faz a transição . ${\ textstyle S_ {1} = \ sigma ^ {2} (M)}$${\ textstyle S_ {2} = \ sigma ^ {2} (M + \ Delta M)}$${\ displaystyle \ Delta M}$${\ displaystyle \ operatorname {dt}}$${\ displaystyle M_ {1}}$${\ displaystyle M_ {2}}$

Canibalismo galáctico (pequenas fusões)

Remanescentes de uma fusão menor podem ser observados na forma de uma corrente estelar caindo sobre a galáxia NGC5907 .

Ao longo de sua vida, as galáxias satélites orbitando no halo de matéria escura experimentam atrito dinâmico e, conseqüentemente, descem mais profundamente no potencial gravitacional de seu hospedeiro como resultado da decadência orbital . Ao longo do curso dessa descida, as estrelas na região externa do satélite são continuamente removidas devido às forças das marés da galáxia hospedeira. Este processo, que é um exemplo de uma pequena fusão, continua até que o satélite seja completamente interrompido e consumido pelas galáxias hospedeiras. Evidências desse processo destrutivo podem ser observadas em fluxos de detritos estelares ao redor de galáxias distantes.

Taxa de decaimento orbital

Conforme os satélites orbitam seu hospedeiro e interagem uns com os outros, eles perdem progressivamente pequenas quantidades de energia cinética e momento angular devido ao atrito dinâmico. Conseqüentemente, a distância entre o host e o satélite diminui progressivamente a fim de conservar o momento angular. Este processo continua até que o satélite finalmente se funda com a galáxia hospedeira. Além disso, se assumirmos que o host é uma esfera isotérmica singular (SIS) e o satélite é um SIS que está fortemente truncado no raio em que começa a acelerar em direção ao host (conhecido como raio de Jacobi ), então o tempo que leva para o atrito dinâmico resultar em uma fusão menor pode ser aproximado da seguinte forma:${\ displaystyle t _ {\ mathrm {f} ric}}$

$${\ displaystyle t _ {\ mathrm {f} ric} = {\ frac {2.34} {\ ln \ Lambda}} {\ frac {\ sigma _ {\ mathcal {M}} ^ {2}} {\ sigma _ { \ mathrm {s}} ^ {3}}} r _ {\ mathrm {i}} = {\ frac {2.7 \ \ mathrm {Gyr}} {\ ln \ Lambda}} {\ frac {r _ {\ mathrm {i }}} {30 \ \ mathrm {kpc}}} {\ bigg (} {\ frac {\ sigma _ {\ mathcal {M}}} {200 \ \ mathrm {km} \ \ mathrm {s ^ {- 1 }}}} {\ bigg)} ^ {2} {\ bigg (} {\ frac {100 \ mathrm {\ km \ s ^ {- 1}}} {\ sigma _ {\ mathrm {s}}}} {\ bigg)} ^ {3}}$$

, a velocidade de dispersão dos satélites e seu hospedeiro pode ser estimada individualmente a partir de sua luminosidade observada. Portanto, usando a equação acima é possível estimar o tempo que leva para uma galáxia satélite ser consumida pela galáxia hospedeira.${\ textstyle r_ {i}}$${\ textstyle t = 0}$${\ textstyle \ sigma _ {\ mathcal {M}}}$${\ displaystyle \ sigma _ {\ mathrm {s}}}$${\ displaystyle \ ln \ Lambda}$${\ textstyle \ ln \ Lambda = \ ln {\ Big (} {\ frac {b _ {\ mathrm {max}}} {\ mathrm {max} (r _ {\ mathrm {h}}, GM / v _ {\ mathrm {typ}} ^ {2})}} {\ Big)}}$${\ textstyle b_ {max}}$${\ textstyle r _ {\ mathrm {h}}}$${\ textstyle v_ {typ} ^ {2}}$${\ textstyle r _ {\ mathrm {h}} = {\ frac {\ sigma _ {\ mathrm {s}}} {2 ^ {3/2} \ sigma _ {\ mathcal {M}}}} r}$${\ displaystyle {\ frac {GM} {v _ {\ mathrm {t} yp} ^ {2}}} = {\ frac {{\ sqrt {2}} \ sigma _ {\ mathrm {s}} ^ {2 }} {\ sigma _ {\ mathcal {M}} ^ {3}}} r}$

Uma foto lateral da Galáxia da Agulha (NGC 4565) que demonstra o disco espesso observado e os componentes do disco fino de galáxias satélites.

Formação de estrelas impulsionada por pequenas fusões

Em 1978, um trabalho pioneiro envolvendo a medição das cores dos remanescentes da fusão pelos astrônomos Beatrice Tinsley e Richard Larson deu origem à noção de que as fusões aumentam a formação de estrelas. Suas observações mostraram que uma cor azul anômala estava associada aos remanescentes da fusão. Antes dessa descoberta, os astrônomos já haviam classificado estrelas (ver classificações estelares ) e era sabido que estrelas jovens e massivas eram mais azuis devido à sua luz irradiar em comprimentos de onda mais