Galaxias lenticulares: Espirales "transformadas"

Las galaxias lenticulares vistas de cara
se confunden fácilmente con galaxias
elípticas (M85) mientras que en las de
perfil podemos ver forma de lente y
bandas de polvo (NGC5866).
 Crédito: DSS (izquierda), HST (derecha)

Hoy día sabemos que las galaxias lenticulares son uno de los tipos de galaxias más comunes en el Universo, y por lo tanto, claves para entender la formación, evolución y características del mismo. Sin embargo, el primer astrónomo en hablar de éstas, Edwin Hubble, solo especulaba con su existencia. Tenía que haber unas galaxias que solo presentaran un disco sin estructura espiral y que sirvieran de eslabón entre las galaxias elípticas (redondeadas y ovaladas) y las espirales (aplanadas y con estructura espiral). Actualmente sabemos que estas galaxias existen y que presentan una importante componente esferoidal así como un disco sin ninguna estructura espiral. Además, están dominadas por estrellas viejas y por una ausencia casi absoluta de gas y polvo, lo que imposibilita la formación estelar en éstas. Pero, ¿cómo han llegado a formarse estas estructuras?

Las galaxias lenticulares presentan propiedades en común tanto con las galaxias elípticas como con las espirales, por lo que dos hipótesis para su formación entran fácilmente en juego: i) son galaxias elípticas que han adquirido un disco; o ii) son galaxias espirales que han perdido su capacidad de formar estrellas. Comparando las características de las galaxias lenticulares con aquellas de galaxias elípticas y espirales, astrónomos han concluído que es la segunda hipótesis la más plausible.

La fracción de galaxias lenticulares suele ser mayor al acercarnos al centro de
los cúmulos de galaxias, comportamiento opuesto a las galaxias espirales, cuya
fracción es mayor lejos de los centros de los cúmulos como muestran el esquema
de la izquierda (Dressle, 1980) y la imagen del cúmulo Abell1689 (HST).

Las galaxias espirales, prolijas en ambientes de baja densidad galáctica, son ricas en gas y polvo y, por lo tanto, se encuentran formando estrellas a buen ritmo (concentradas en los brazos espirales). Sin embargo, si interacciones gravitatorias hacen que éstas se acerquen a los centros de los cúmulos de galaxias se podrán producir dos fenómenos. Por un lado, podrán interactuar con otras galaxias. En tal caso las estrellas  de ambos sistemas continuarán inmutables, pero el gas y el polvo sí chocará, dando lugar a la formación de nuevas estrellas, perdiendo así la galaxia original su contenido en gas. Por otro lado, una galaxia espiral acercándose hacia el núcleo del cúmulo podrá interactuar con el gas caliente que rodea al mismo (de lo que hablaremos en otra entrada), produciéndose lo que conocemos como "ram-pressure stripping", o lo que es lo mismo, las estrellas seguirán su camino mientras que el gas y polvo interestelar se quedará atrás, formando parte de esta corona de gas caliente rodeando el cúmulo de galaxias.

Ambos escenarios nos llevarán a tener una galaxia espiral a la que se le ha privado de su contenido en gas y polvo, por lo que no podrá formar estrellas. Esto tendrá como consecuencia inmediata el aumento en los movimientos aleatorios de estrellas que llevarán a la disolución de la estructura espiral (en buena parte mantenida por la formación estelar). Así, como consecuencia del paso del tiempo, la galaxia envejecerá y se enrojecerá, transformándose así una galaxia espiral en una lenticular.

Más información en:
1- "Galaxy morphology in rich clusters - Implications for the formation and evolution of galaxies", 1980, Dressler A., ApJ, 236, 351-365.
2- "The Relation between Galaxy Morphology and Environment in the Local Universe: An RC3-SDSS Picture", 2012, Wilman, D. y Erwin, P., ApJ, 746, 160.
3- "Photometric scaling relations of lenticular and spiral galaxies", 2010, Laurikainen, E.; Salo, H.; Buta, R.; Knapen, J. H.; Comerón, S., MNRAS, 405, 1089.
4- "The origin of type I profiles in cluster lenticulars: an interplay between ram pressure stripping and tidally induced spiral migration", 2017, Clarke, A.; Debattista, V.; Roškar, R.; Quinn, T., MNRAS, 465, 79.