Grupo de galaxias
Un grupo de galaxias[2][3] (GrG[4]) é unha agregación de galaxias que consta dunhas 50 ou menos galaxias ligadas gravitatoriamente, cada unha polo menos tan luminosa coma a Vía Láctea (unhas 1010 veces máis que a luminosidade do Sol). As agrupacións de galaxias máis pequenas son os grupos; outras agrupacións maiores que os grupos son os cúmulos de galaxias.[5] Os grupos e cúmulos de galaxias poden á súa vez estar agrupados formando supercúmulos de galaxias.
A Vía Láctea forma parte dun grupo de galaxias chamado o Grupo Local.[6]
Características editar
Os grupos de galaxias son as agrupacións menores das galaxias. Tipicamente conteñen non máis de 50 galaxias nun diámetro de 1 a 2 megaparsecs (Mpc). As súas masas son de proximadamente 1013 masas solares. A velocidade das galaxias individuais é duns 150 km/s. Porén, esta definición debería utilizarse só como unha guía, xa que sistemas de galaxias máis grandes e masivas son ás veces clasificados como grupos de galaxias.[7]
Os grupos son as estruturas de galaxias máis comúns no Universo, e comprenden polo menos o 50% das galaxias no Universo local. Os grupos teñen masas entre as das galaxias elípticas moi grandes e os cúmulos de galaxias.[8] No Universo local, aproximadamente a metade dos grupos mostran emisións de raios X difusas procedentes do seu medio intracumular. Os que emiten raios X parecen conter galaxias do tipo temperán. As emisións de raios X difusas proceden de zonas que están dentro do 10-50% máis interno do raio virial dos grupos, xeralmente de 50-500 kpc.[9]
Tipos editar
Poden establecerse varios subtipos de grupos de galaxias.
Grupos compactos editar
Os grupos compactos son pequenos grupos apertadamente agrupados nunha pequena área. Teñen tipicamente unhas 5 galaxias en estreita proximidade relativamente illadas doutras galaxias e formacións.[10] O primeiro que se descubriu, en 1877, foi o Quinteto de Stephan.[11] Porén, o propio Quinteto de Stephan é un grupo de 4 e unha galaxia en primeiro plano non asociada.[10] O astrónomo Paul Hickson creou un catálogo de ditos grupos en 1982, os Grupos Compactos de Hickson.[12]
Os grupos compactos de galaxias mostran facilmente o efecto da materia escura, xa que a masa visible é moito menor que a necesaria para ligar dinamicamente as galaxias ao grupo unido. Os grupos compactos de galaxias ademais tampouco son dinamicamente estables no tempo de Hubble, o que indica que as galaxias evolucionan por fusións entre elas, en escalas de tempo da idade do Universo.[10]
Grupos fósiles editar
Os grupos de galaxias fósiles, grupos fósiles ou cúmulos fósiles crese que son o resultado final da fusión de galaxias dentro dun grupo de galaxias normal, deixando detrás o halo de raios X do grupo proxenitor. As galaxias que forman parte do grupo interaccionan e fusiónanse. O proceso físico que está detrás desta fusión de galaxia con galaxia é a fricción dinámica. As escalas de tempo para a fricción dinámica nas denominadas galaxias luminosas (ou L*) indican que os grupos fósiles son sistemas non alterados vellos que experimentaron poucas adicións de galaxias L* desde o seu colapso inicial. Os grupos fósiles son, deste modo, un laboratorio importante para estudar a formación e evolución de galaxias e o medio intragrupo nun sistema illado. Os grupos fósiles poden ademais conter galaxias ananas non fusionadas, pero os membros máis masivos do grupo condensáronse na galaxia central.[9][10]
O grupo fósil máis próximo á Vía Láctea é NGC 6482, unha galaxia elíptica a unha distancia de aproximadamente 180 millóns de anos luz localizada na constelación de Hércules.[13]
Protogrupos editar
Os protogrupos son grupos que están en proceso de formación. Son formas menores de protocúmulos.[14] Estes conteñen galaxias e protogalaxias incrustadas en halos de materia escura que están no proceso de fusionarse en formacións de grupo de halos de materia escura singulares.[15]
Exemplos editar
- Artigo principal: Lista de grupos e cúmulos de galaxias.
| Grupo | Notas | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Grupo Local | O grupo onde está situada a Vía Láctea e, por tanto, a Terra | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Quinteto de Stephan | Un dos grupos máis fotoxénicos | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Grupo da Bala | O grupo en fusión mostra a separación da materia escura da materia normal | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Véxase tamén editar
Outros artigos editar
Notas editar
- ↑ "Hubble views a bizarre cosmic quartet". Consultado o 19 June 2015.
- ↑ Bärbel Koribalski (2004). "The NGC 6221/15 Galaxy Group".
- ↑ Hartmut Frommert & Christine Kronberg. "Groups and Clusters of Galaxies with Messier objects". SEDS.
- ↑ "Object classification in SIMBAD". SIMBAD. November 2013.
- ↑ L.S. Sparke & J.S. Gallagher (2007). Galaxies in the Universe: an Introduction (2nd ed.). Cambridge University Press. pp. 278. ISBN 9780521671866.
- ↑ Mike Irwin. "The Local Group". Consultado o 2009-11-07.
- ↑ UTK Physics Dept. "Groups of Galaxies". University of Tennessee, Knoville. Consultado o September 27, 2012.
- ↑ Muñoz, R. P.; Motta, V.; Verdugo, T.; Garrido, F.; et al. (11 December 2012). "Dynamical analysis of strong-lensing galaxy groups at intermediate redshift". Astronomy & Astrophysics (April 2013) 552: 18. Bibcode:2013A&A...552A..80M. arXiv:1212.2624. doi:10.1051/0004-6361/201118513. A80.
- ↑ 9,0 9,1 Mulchaey, John S. (22 September 2000). "X-ray Properties of Groups of Galaxies". Annual Review of Astronomy and Astrophysics (2000) 38: 289–335. Bibcode:2000ARA&A..38..289M. arXiv:astro-ph/0009379. doi:10.1146/annurev.astro.38.1.289.
- ↑ 10,0 10,1 10,2 10,3 Paul Hickson (1997). "Compact Groups of Galaxies". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 35: 357–388. Bibcode:1997ARA&A..35..357H. arXiv:astro-ph/9710289. doi:10.1146/annurev.astro.35.1.357.
- ↑ M. Stephan (April 1877). "Nebulæ (new) discovered and observed at the observatory of Marseilles, 1876 and 1877, M. Stephan". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 37: 334. Bibcode:1877MNRAS..37..334S. doi:10.1093/mnras/37.6.334.
- ↑ Hickson, Paul (April 1982). "Systematic properties of compact groups of galaxies". Astrophysical Journal, Part 1 255: 382–391. Bibcode:1982ApJ...255..382H. doi:10.1086/159838.
- ↑ An old galaxy group: Chandra X-ray observations of the nearby fossil group NGC 6482
- ↑ Yujin Yang (2008). Testing Both Modes of Galaxy Formation: A Closer Look at Galaxy Mergers and Gas Accretion. University of Arizona (ProQuest). p. 205. ISBN 9780549692300.
- ↑ C. Diener; S. J. Lilly; C. Knobel; G. Zamorani; et al. (9 October 2012). "Proto-groups at 1.8<z<3 in the zCOSMOS-deep sample". The Astrophysical Journal (March 2013) 765 (2): 11. Bibcode:2013ApJ...765..109D. arXiv:1210.2723. doi:10.1088/0004-637X/765/2/109. 109.