JAGB: Observaciones de Galaxias

J. Antonio García Barreto

Observaciones de Galaxias Espirales con Barra

Mi trabajo reciente está enfocado a estudiar las características observacionales de galaxias espirales con barra cercanas y brillantes. En particular, mis estudios son de galaxias espirales con barra que presentan estructuras alrededor de su centro y que presentan colores del lejano infrarrojo (del IRAS) que sugieren formación estelar reciente.

Para este propósito combino observaciones de la emisión de radiación en ondas de radio: distribución espacial de la emisión de radio contínuo, determinación y distribución de hidrógeno atómico (21 cm), determinación de la cantidad de gas molecular observando la emisión de la molécula de monóxido de carbono (CO), asi como la emisión de radiación en ondas de luz visible: determinación y distribución de hidrógeno ionizado (Halfa), determinación y distribución de la emisión del contínuo y espectroscopía en la región roja del espectro óptico.

Un modelo para explicar la formación de estructuras alrededor del centro de galaxias espirales con barra se basa en la respuesta del gas y las estrellas a la fuerza debida al campo gravitacional no simétrico. Se supone que la barra se comporta como cuerpo sólido y que rota a una velocidad angular constante. El abatimiento de la rotación de la barra con la rotación del gas y de las estrellas conlleva a regiones en resonancia, es decir, existen lugares a cierta distancia del centro de las galaxias en donde se incrementa la densidad del gas y estrellas. A estas regiones se les conoce como Resonancias de Lindblad. En principio puede haber resonancias internas, es decir, a distancias del centro menores que las dimensiones de la barra y resonancias externas, es decir, a distancias del centro mayores que las dimensiones de la barra.

El modelo predice un incremento de la densidad del gas en las resonancias de Lindblad y la consecuente formación de estrellas de masas mayores que la del Sol. Observacionalmente se detecta luz visible de estas regiones provenientes de estrellas jóvenes asi como ondas de radio del gas ionizado a sus alrededores y de gas a velocidades relativistas que interactúa con el campo magnético.

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NGC 1022, NGC 1326 y NGC 4314 He estudiado en forma detallada las regiones circunnucleares de las galaxias espirales con barra NGC 1022 NGC 1022 Halfa NGC 1022 I escala lineal NGC 1022 I (1991 A&A, 252, 19)[14], NGC 1326 NGC 1326 Halfa NGC 1326 I (1991 RMxAA, 22, 197)[15], y NGC 4314 NGC 4314 Halfa NGC 4314 I (1991 A&A, 244, 257) [12]. En los tres casos se realizaron observaciones de la emisión de radio contínuo con el VLA a 2, 6 y 20 cm que nos permitió separar las contribuciones de emisión térmica y sincrotrón; observaciones de HI (en el caso de NGC 4314) y de CO en las tres galaxias, observación de la emisión de infrarrojo cercano en los filtros J, H y K con detector sencillo. Las regiones circunnucleares en las galaxias NGC 1326 y NGC 4314 se interpretaron como Resonancias de Lindblad como resultado de la dinámica del gas y estrellas al campo gravitacional no simétrico.

La masa estimada de hidrógeno molecular en NGC 1326 fué de 220 millones de masas solares, 1,700 millones de masas solares de hidrógeno atómico, 20 millones de masas solares de gas ionizado y 1,600 millones de masas solares en un radio menor que 180 pc. El radio donde la barra rota a la misma velocidad que el gas y las estrellas se tomó como el radio de la barra, es decir, 4 kpc, la distancia del centro de la galaxia a la Resonancia Interna de Lindblad se tomó como entre 200 y 400 pc, la velocidad angular en la Resonancia Interna se determinó como 385 km/s/kpc y la velocidad angular de la barra se determinó como 60 km/s/kpc.

En el caso de NGC 4314, la masa estimada de hidrógeno molecular fué de 250 millones de masas solares, sólo 40 millones de masas solares de hidrógeno atómico, 3 millones de masas solares de gas ionizado y 2,000 millones de masas solares en un radio menor que 450 pc. El radio donde la barra rota a la misma velocidad que el gas y las estrellas se tomó como el radio de la barra, es decir, 3.6 kpc, la distancia del centro de la galaxia a la Resonancia Interna de Lindblad se tomó como 450 pc, la velocidad angular en la Resonancia Interna se determinó como 246 km/s/kpc y la velocidad angular de la barra se determinó como 36 km/s/kpc.

No se detectó esctructura circunnuclear en NGC 1022. La emisión de radio contínuo muestra dos fuentes una muy probablemente asociada al núcleo de la galaxia y otra al norte del núcleo. El índice espectral del la emisión de radio contínuo es relativamente plano sugiriendo procesos de emisión tipo sincrotrón combinado con emisión de regiones HII debido a formación estelar reciente. Las tres galaxias son del tipo temprano de Hubble : SBa

CO en los Brazos Anómalos de NGC 4258 Se realizaron Observaciones de la emisión de la molécula de CO de la galaxia espiral NGC 4258. Esta galaxia espiral es famosa desde los años 1960's debido a la presencia de gas ionizado en dos posiciones opuestas con respecto al centro de la galaxia. Este gas no parecía formar parte de ningú brazo espiral y de ahí que se le diera el nombre de brazos anómalos.

En los años 1970's van der Kruit y colaboradores en Holanda realizaron observaciones de la emisión de radio contínuo detectando los brazos anómalos ademas de la emisión del disco. Ellos presentaron un modelo para explicar sus observaciones en el cual gas era expulsado desde el centro de la galaxia en direcciones perpendiculares al disco y este material no podia escapar al campo gravitacional de la galaxia y con el paso del tiempo regresaria al disco. El disco está en rotación y por lo tanto arrastraría parte de ese material dando origen a los brazos anómalos.

Este modelo recibió muchas críticas, siendo una principal el origen de la fuerza que expulsaría al gas desde el centro de la galaxia, dado que no se observaba ninguna señal de un evento de tal magnitud.

Nuestra contribución consistió en la detección de gas molecular en los brazos anómalos. No se detectó gas molecular alejandose de los brazos anómalos. Las observaciones se realizaron con el radio telescopio de 30m del Instituto de Radio Astronomía Milimétrica Francés, Alemán, Español (IRAM) (1990 A&A, 233, L1)[11]

Radio Contínuo He observado la emisión de radio contínuo de una lista de galaxias espirales con barra seleccionadas del catálogo Shapley-Ames. Estas galaxias se seleccionaron por ser brillantes, cercanas y tener colores del lejano infrarrojo (IRAS) característicos de formación estelar reciente. Las observaciones se realizaron utilizando el radio telescopio de 100m en Effelsberg, Alemania a las longitudes de onda de 2.8 y 6.3 cm. La resolución angular fué de 1.2 y 2.4 minutos de arco respectivamente. Esta resolución angular solo permite el estudio de la emisión global de cada galaxia y no permite el estudio detallado de estructuras de dimensiones pequeñas. Las galaxias estudiadas fueron: NGC 2336, 2366, 2835, 2935, 3319, 3351, 3359, 3513, 3686, 3729, 3953, 3992, 4123, 4214, 4236, 4242, 4487, 4496, 4535, 4618, 4654, 4691, 4725, 4902, 4981, 5068, 5669, 5792, 5850, 5921, 6217, 6907, 7479, 7640, 7723 y 7741. El propósito principal del estudio fué la determinación del índice espectral de la emisión y la posible existencia de procesos de formación estelar reciente. El resultado fué que cerca de la mitad de la lsita de galaxias presentó un índice espectral de la emisión menor que -0.7 que es el índice espectral característico de discos de galaxias espirales (1993 RMxAA, 25, 31) [16]

Observación de Hidrógeno Atómico del grupo de galaxias Coma I He observado el contenido de hidrógeno atómico del grupo de galaxias Coma I incluyendo la galaxia NGC 4314. El resultado principal combinando observaciones con el radio telescopio de Arecibo (con resolución angular de 3.3 minutos de arco) y Effelsberg (con resolución angular de 9.3 minutos de arco) es que NGC 4314 sólo presenta 40 millones de masas solares de hidrógeno atómico. Las galaxias observadas fueron NGC 4020, 4062, 4080, 4136, 4150, 4173, 4203, 4204, U7300, NGC 4245, 4251, 4274, 4278, 4283, 4308, 4310, 4314, 4359, 4393, 4414, 4448, 4455, 4494, U7673, NGC 4525, 4559, 4562, 4565, I242+28, NGC 4670, 4725, y 4747. 16 de las galaxias observadas presentan una cantidad de gas atómico menor que el esperado dado su tipo de Hubble y su luminosidad. La interpretación de las observaciones sugiere la existencia de gas intergaláctico contra el cual se mueven las galaxias en ese grupo (1994 A&A, 288, 705)[17]

NGC 4691: Gas a Altas Velocidades NGC 4691 es una de varias galaxias espirales con barra que se seleccionaron para buscar estructuras circunnucleares observando su emisión de gas ionizado, en especial, la emisión de Halfa. NGC 4691 resaltó de otras galaxias por su estructura central en Halfa y también en el contínuo óptico: presenta 4 fuentes puntuales en su region central. Dos fuentes a la misma declinación y otras dos a la misma declinación pero sólo 2 segundos de arco al norte. Cada par de fuentes estan separadas 12 segundos de arco en ascención recta.

Observaciones espectroscópicas muestran un doble espectro para NGC 4691. Uno de los espectros muestra las líneas de nitrógeno e hidrógeno y azufre normales con la velocidad sistemática de la galaxia y líneas angostas. El otro espectro presenta la línea de hidrógeno, Halfa, corrida al azul alrededor de 500 km/s y con ancho de 1200 km/s a media altura.

La interpretación fué que el gas a altas velocidades no proviene del núcleo de la galaxia sino de una región cercana e indica que gas ha sido expulsado a grandes velocidades muy probablemente debido a los efectos de la explosión de una o varias supernovas. Este segundo espectro no se había reportado con anterioridad, lo cual apoya la interpretación de un proceso reciente (1995 ApJ, 451, 156) [18]. NGC 4691 es del tipo de Hubble SB0 o SBa. No se ha reportado con exactitud la posición del núcleo de la galaxia. Nuestras observaciones solo sugieren la posición relativa basada en la intensidad relativa del contínuo y de Halfa de las fuentes compactas.

NGC 3367 NGC 3367 NGC 3367 Halfa NGC 3367 Halfa Fabry-Perot (6''.5) NGC 3367 I es otra galaxia que fué seleccionada para buscar estructuras circunnucleares. La característica que resaltó a NGC 3367 del resto de las otras galaxias fué la existencia de varias fuentes compactas de gas ionizado a una distancia mas o menos constante de 10 kpc del centro de la galaxia formando un semicírculo hacia el lado sur-oeste. No es obvio que esas fuentes compactas formasen parte de ningún brazo espiral. También se detectó Halfa del núcleo de la galaxia y de varios lugares en los brazos espirales. No se detectó Halfa en la barra. NGC 3367 es del tipo tardío de Hubble: SBc. La sugerencia que se hizo fué que ese semicírculo quizás haya sido formado por el paso de una onda de densidad que a su vez tuvo su origen en el choque de un objeto compacto con la galaxia a una distancia intermedia (1996 ApJ, 469, 138)[19].

En 1997 se realizaron observaciones del radio contínuo con el VLA a 20 cm con una resolución angular de 4''.5 . Se pudo detectar emisión proveniente del disco de la galaxia de regiones de formación estelar y su evolución. El resultado más importante fué que se detectaron dos lóbulos de emisión uno a cada lado del núcleo de la galaxia. También se detectó emisión del úcleo. El análisis de esa emisión indica que no es debida a procesos de formación estelar. La emisión es del tipo sincrotrón ópticamente delgado. La emisión está polarizada en el lóbulo sur-oeste. Una interpretación simple es que la emisión de este lóbulo se origine fuera del disco de la galaxia, mientras que la emisión del lóbulo opuesto se origine en parte del disco de la galaxia en el lado opuesto. De esta galaxia se desconocen la distribución espacial de hidrógeno atómico y molecular. También se desconoce su curva de rotación. Este tipo de observaciones ayudaría a tener una estimación de la distribución de la masa.

Los lóbulos detectados son los de mayores dimensiones en una galaxia espiral: diámetro de 13 kpc. Su morfología es muy similar a la observada en radio galaxias. La galaxia presenta emisión de rayos X y indicios de la presencia de estrellas Wolf-Rayet (emisión de He II lambda 4686). Su espectro óptico no indica líneas de lata ionización ni líneas anchas que indique gas a altas velocidades desde el núcleo (1998 AJ, 116, 111)[22].

En Busca de Estructuras Circunnucleares Se realizó un experimento para buscar otras estructuras circunnucleares en galaxias espirales con barra. Se seleccionaron galaxias del catálogo Shapley-Ames con galaxias brillantes, cercanas y con barra observables desde el hemisferio norte. El experimento se realizó detectando la emisión del contínuo o´ptico en la región roja, es decir, entre 6000 y 8000 Angstroms y la emisión de línea de Halfa (6562.8 A). Las observaciones se realizaron en el telescopio óptico de 2.1m en San Pedro Mártir, México con una cámara CCD de 1024 x 1024 pixeles. Se observaron 52 galaxias: NGC 672, 1022, 1326, I 1953, NGC 1415, 1637, 1784, 1832, 2139, 2217, 2223, 2339, 2525, 2545, 2787, 2798, 2835, 3185, 3287, 3318, 3319, 3351, 3359, 3367, 3504, 3513, 3783, 3912, 4123, 4314, 4385, 4435, 4477, 4507, 4561, 4688, 4691, 5135, 5188, 5347, 5430, 5534, 5597, 5691, 5728, 5757, 5915, 6239, 6907, 6951, 7479 y I 5273. Se detecto emisión de Halfa muy cercana al centro de galaxias en 10 galaxias: NGC 1326 (SBa), 1415(SBa), 3318(SBbc), 3351(SBb), 4314(SBa), 5135(SBb), 5347(SBb), 5430(SBb), 5728(SBb) y 6951(SBb). No se detectó gas ionizado de ninguna galaxia clasificada como SBa (11 de 52). 18 de 28 galaxias clasificadas como SBbc, SBc o SBlate mostraron emisión de Halfa de su centro y 13 de 28 mostraron emisión de Halfa de regiones en su barra. En total 32 galaxias mostraron emisión de Halfa en su centro(1996 RMxAA, 32, 89)[20]. Una de las motivaciones de este trabajo es estudiar la distribución espacial del gas y entender que efectos tiene la barra en ella. Más observaciones son necesarias para determinar la curva de rotación del gas y la distribución de la masa.

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Regreso a Página Principal Actividades de Investigación en Astronomía.

Regreso a Página Principal Instituto de Astronomia, UNAM.

(tony@astroscu.unam.mx)
(Creada: 14-Agosto-1998. Ultima Actualización: 18-Marzo-2016)