Las galaxias satélites de la Vía láctea.
GAIA captura el movimiento de galaxias pequeñas alrededor de la Vía Láctea.
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| Movimientos de las 39 galaxias enanas. Como fondo se muestra la imagen construida a partir de fuentes puntuales de Gaia. En ella solo se pueden apreciar las galaxias más brillantes, y aun así son apenas visibles. Las galaxias están etiquetadas por su nombre y las flechas. El color indica el movimiento radial. Las galaxias azules se acercan al centro galáctico, retroceden en rojo. Crédito: Gaia Data Processing and Analysis Consortium (DPAC); A. Moitinho / AF Silva / M. Barros / C. Barata, Universidad de Lisboa, Portugal; H. Savietto, Fork Investigación, Portugal. |
Publicado el 13/11/2018, enlace publicación ESA.
La versión 2 de datos de Gaia contiene movimientos apropiados para más de 1.300 millones de fuentes y proporciona una gran cantidad de información para realizar nuevos estudios sobre la cinemática de la Vía Láctea. Un grupo de investigadores dirigido por Tobias Fritz del Instituto de Astrofísica de Canarias en Tenerife, España, utilizó los datos de Gaia para un nuevo estudio sobre galaxias enanas de la Vía Láctea, que se centra en aquellos enanas observadas espectroscópicamente en la literatura.
Su artículo muestra el poder del lanzamiento de datos de Gaia 2 en un campo tan esperado: la determinación de los movimientos tangenciales de los sistemas satelitales y, en consecuencia, la inferencia de sus propiedades orbitales alrededor de la Vía Láctea. Tales determinaciones para las galaxias satelitales de la Vía Láctea más brillantes fueron el tema de uno de los documentos de la Colaboración de Gaia 'Lanzamiento de datos de Gaia 2: La cinemática de cúmulos globulares y galaxias enanas alrededor de la Vía Láctea'. Con este trabajo, la muestra se expande e incluye 39 galaxias enanas a distancias muy grandes de la Vía Láctea (hasta 420 kiloparsecs), agregando 29 galaxias, en comparación con el trabajo anterior. <<1 parsec = 3,26 años-luz>>
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| Figura 1. Vista de todo el cielo de los polos orbitales para los objetos en la muestra con distancias galactocéntricas entre 100 y 200 kiloparsecs. Los círculos indican la mediana de las simulaciones de Monte Carlo del 2000, mientras que los pequeños puntos alrededor de cada objeto trazan los polos orbitales de las simulaciones individuales. Los círculos magenta indican una región dentro del 10% del polo VPOS asumido, y se indica con una "X" para la dirección de la órbita conjunta y con un "+" para la dirección de la órbita de contraposición. Crédito de la imagen: Fritz et al. 2018. |
Después de tener en cuenta la selección cuidadosa de las fuentes, se derivaron los movimientos sistémicos propios de las galaxias enanas en la muestra. Los movimientos propios se convirtieron en velocidades tangenciales en el marco de referencia heliocéntrico, después de lo cual estas velocidades tangenciales heliocéntricas se utilizaron junto con las velocidades de línea de visión para determinar las velocidades totales en el marco de referencia galactocéntrico, como se muestra en la Figura 2.
Posteriormente, se calcularon los polos orbitales y se dedujeron otros parámetros orbitales. Las órbitas de todas las galaxias se calcularon para dos modelos de Vía Láctea diferentes: el modelo MWPotential14 estándar, basado en una protuberancia esférica con un disco y un halo NFW (Bovy 2015) combinado con un halo ligero con una masa virial de 0.8 x 1012 masas solares , o combinado con un modelo más pesado con una masa virial de 1.6 x 1012 masas solares. Esto condujo a la determinación de la excentricidad, el pericentro y el apocentro de todas las galaxias para ambos modelos. Las realizaciones de Monte Carlo de las integraciones de la órbita se utilizaron para estimar los errores en los parámetros orbitales.
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| Figura 2. Velocidades totales de todas las galaxias en la muestra. Las curvas muestran la velocidad de escape para los dos potenciales utilizados para esta investigación: MWPotential14 con un halo NFW de masa virial 0.8 x 1012 Masas solares indicadas con la línea negra, y una variante más masiva con una masa virial de 1.6 x 1012 Masas solares indicadas con la linea roja. Crédito de la imagen: Fritz et al. 2018. |
La imagen que se muestra en la Figura 1 junto con las imágenes que se muestran en la Figura 3, muestra la vista de todo el cielo de los polos orbitales de los objetos en la muestra. Estas imágenes se centran en los objetos dentro de 200 kiloparsecs. Se hace una comparación de su ubicación en este plano con la vasta estructura polar (VPOS) de los satélites (Pawlowski et al. 2012).
Los resultados de esta investigación afectan varias áreas de conocimiento de nuestra propia galaxia y su sistema de satélites. La masa de la Vía Láctea, incluido su halo de materia oscura, aún se discute y puede variar con más de un factor de 2 entre varias estimaciones. Los movimientos analizados en este trabajo sugieren que la masa de la Vía Láctea es probablemente relativamente alta.
Además, la física básica nos dice que los satélites deberían pasar más tiempo cerca del apocentro de sus órbitas. Usando esta expectativa, la distribución observada de las propiedades orbitales de la población de satélites sugiere que debe haber varias galaxias enanas aún no descubiertas, que se esconden a grandes distancias del centro de la Vía Láctea.
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| Figura 3: Vista de todo el cielo de los polos orbitales para los objetos en la muestra con distancias galactocéntricas entre 0 y 50 kiloparsecs (arriba) y entre 50 y 100 kiloparsecs (abajo). Los círculos indican la mediana de las simulaciones de Monte Carlo del 2000, mientras que los pequeños puntos alrededor de cada objeto trazan los polos orbitales de las simulaciones individuales. Los círculos magenta indican una región dentro del 10% del polo VPOS asumido, y se indica con una "X" para la dirección de la órbita conjunta y con un "+" para la dirección de la órbita de contraposición. Crédito de la imagen: Fritz et al. 2018. |
Se encuentra que varios de los satélites de galaxias enanas de la Vía Láctea tienen órbitas que los acercan a las regiones internas de nuestra Galaxia, lo que hace que sean perturbados en forma de marea (como si estuvieran estirados en una corriente). Esto explica las características peculiares que se observaron para algunos de estos objetos. Por otro lado, surgen nuevas preguntas, porque hay satélites que muestran características probablemente debido a la perturbación de las mareas por una gran masa, pero que no tienen órbitas que parecen ponerlas en riesgo de ser perturbadas por la Vía Láctea.
Finalmente, las galaxias satélites de la Vía Láctea, M31 y Centaurus A parecen estar dispuestas preferentemente dentro de estructuras planas delgadas y vastas, cuyo origen aún debe entenderse pero que parecen desafiar los modelos cosmológicos de formación de galaxias. Muchas de las galaxias en la muestra analizada se mueven dentro de esta estructura plana. Esta propiedad física puede ser utilizada por los modelos para ayudar a explicar la naturaleza de estas estructuras.
El documento "Movimientos propios de Gaia DR2 de galaxias enanas dentro de 420 kpc - Órbitas, masa de la Vía Láctea, influencias de las mareas, alineaciones planas e infall del grupo" por T.K. Fritz et al. Fue publicado hoy en A&A.
Para esta investigación, solo una parte del poder de Gaia Data Release 2 se usó para la determinación de los movimientos sistémicos propios de las galaxias enanas (dado que la selección de la muestra se basó en el requisito de tener observaciones espectroscópicas en la literatura para todos los objetos). Se espera que las precisiones puedan mejorarse agregando estrellas sin mediciones espectroscópicas existentes. Además, dado que la precisión en las determinaciones de movimiento apropiadas de Gaia crece con la potencia de 1.5 de la línea de tiempo, se espera que los movimientos correctos de Gaia sean 4.5 veces más precisos después de la misión nominal y posiblemente un factor 12 más preciso para una misión nominal más una misión de extensión de 5 años.
Créditos: ESA / Gaia / DPAC, T. Fritz, G. Battaglia
