Galaxia-talde

Wikipedia, Entziklopedia askea
Stephanen Boskotea James Webb teleskopioak ikusia.

Galaxia-talde bat galaxia-agregazio bat da, grabitazioak elkartutako 50 bat kide edo gutxiago dituena. Horietako bakoitza, gutxienez, Esne Bidea bezain argitsua da (gure eguzkiaren argitasuna halako 1010, gutxi gorabehera), galaxia-bilduma handiagoei galaxia-kumulu deritze.[1][2] Galaxia-taldeak eta -kumuluak galaxia-superkumuluetan bil daitezke.

Esne Bidea Talde Lokala izeneko galaxia-talde baten parte da.[3]

Ezaugarriak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Galaxia-taldeek, oro har, ez dute 50 galaxia baino gehiago izaten 1 eta 2 megaparsec (Mpc) arteko diametroan. Gutxi gorabehera 1013 eguzki-masa (M) izaten dituzte. Banakako galaxietako abiaduren hedapena 150 km/s ingurukoa da. Hala ere, definizio hori gida gisa baino ez da erabili behar, galaxia-sistema handiagoak eta masiboak batzuetan galaxia-talde gisa sailkatzen baitira.[4]

Taldeak unibertsoko galaxia-egitura arruntenak dira, tokiko unibertsoko galaxien %50 gutxienez hartzen dutenak. Multzoek masa maila bat dute galaxia eliptiko oso handien eta galaxia-kumuluen artean.[5] Tokiko unibertsoan, talde horien erdiek, gutxi gorabehera, talde barneko inguruneetako X izpien emisio barreiatuak dituzte. X izpiak igortzen dituztenek galaxia goiztiarrak dituztela dirudi. X izpien emisio barreiatuak taldeen erradio biralaren %10-50 barruko eremuetatik datoz, normalean 50-500 kpc (kiloparsec).[6]

Motak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Zenbait azpitalde daude.

Talde trinkoak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Talde trinkoak galaxia kopuru txiki bat da, normalean bost inguru, oso gertu eta beste galaxia eta formazio batzuetatik nahiko isolatuta dagoena. Aurkitu zen lehen talde trinkoa Stephanen Boskotea izan zen, 1877an.[7] Stephanen Boskotea lau galaxiaz eta hari lotu gabeko lehen mailako beste batez osatutako talde trinkoa da.[8] Paul Hickson astronomoak talde horien katalogo bat sortu zuen 1982an, Hicksonen Talde Trinkoak.[9]

Galaxia-talde trinkoek erraz erakusten dute materia ilunaren efektua, masa ikusgaia askoz txikiagoa baita galaxiak talde elkartu batean grabitazionalki mantentzeko behar dena baino. Galaxia trinkoen taldeak ere ez dira dinamikoki egonkorrak Hubblen denboran; horrek frogatzen du galaxiak fusio bidez garatzen direla unibertsoaren aroko denbora-eskalan.[8]

Talde fosilak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Uste da galaxia fosil-taldeak edo talde fosilak galaxia-talde normal baten barruko galaxia-fusioaren azken emaitza direla, eta atzean uzten dutela talde gurasoaren X izpien haloa. Talde bateko galaxiek elkarri eragiten diote eta bat egiten dute. Galaxia-galaxia fusio horren atzean dagoen prozesu fisikoa marruskadura dinamikoa da. Galaxia argittsuen (L*) marruskadura dinamikorako denbora-eskalek iradokitzen dute talde fosilak sistema zaharrak eta perturbaezinak direla, eta L* galaxia-erorketa gutxi ikusi dutela hasierako kolapsotik. Beraz, talde fosilak laborategi garrantzitsu bat dira sistema isolatu batean galaxien eta ingurunearen eraketa eta bilakaera aztertzeko. Talde fosilek fusiorik gabeko galaxia nanoak izan ditzakete oraindik, baina taldeko kide masiboenak galaxia zentralean kondentsatu dira.[6][8]

Esne Bidetik hurbilen dagoen talde fosila NGC 6482 da, Herkules konstelazioan 180 milioi argi-urteko distantziara dagoen galaxia eliptikoa.[10]

Prototaldeak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Prototaldeak sorrera-prozesuan dauden taldeak dira. Protoklusterren formarik txikiena dira. Materia iluneko haloetan txertatutako galaxiak eta protogalaxiak dituzte, eta materia iluneko talde-halo berezietan bat egiteko prozesuan daude.[11]

Zerrenda[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Talde nabarmenak
Taldea Oharrak
Tokiko taldea Esne Bidea dagoen taldea.
Stephanen Boskotea Talde fotogenikoenetako bat.
Roberten laukotea Beste talde nabarmen bat.
Bala-taldea Fusio-taldeak materia iluna materia arruntetik bereizten du.
Horrek talde nabarmenenetako batzuk zerrendatzen ditu; talde gehiagorentzat, ikusi zerrendako artikulua.

Erreferentziak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

  1. Bärbel Koribalski. (2004). The NGC 6221/15 Galaxy Group. .
  2. Hartmut Frommert. Groups and Clusters of Galaxies with Messier objects. SEDS.
  3. Mike Irwin. The Local Group. .
  4. UTK Physics Dept. Groups of Galaxies. University of Tennessee, Knoville.
  5. Muñoz, R. P.; Motta, V.; Verdugo, T.; Garrido, F.; Limousin, M.; Padilla, N.; Foëx, G.; Cabanac, R. et al.. (11 de diciembre de 2012). «Dynamical analysis of strong-lensing galaxy groups at intermediate redshift» Astronomy & Astrophysics 552: 18. doi:10.1051/0004-6361/201118513. A80 Bibcode2013A&A...552A..80M..
  6. a b Mulchaey, John S.. (22 de septiembre de 2000). «X-ray Properties of Groups of Galaxies» Annual Review of Astronomy and Astrophysics 38: 289–335. doi:10.1146/annurev.astro.38.1.289. Bibcode2000ARA&A..38..289M..
  7. 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 (6): 334. doi:10.1093/mnras/37.6.334. Bibcode1877MNRAS..37..334S..
  8. a b c Paul Hickson. (1997). «Compact Groups of Galaxies» Annual Review of Astronomy and Astrophysics 35: 357–388. doi:10.1146/annurev.astro.35.1.357. Bibcode1997ARA&A..35..357H..
  9. Hickson, Paul. (April 1982). «Systematic properties of compact groups of galaxies» Astrophysical Journal, Part 1 255: 382–391. doi:10.1086/159838. Bibcode1982ApJ...255..382H..
  10. An old galaxy group: Chandra X-ray observations of the nearby fossil group NGC 6482
  11. C. Diener; S. J. Lilly; C. Knobel; G. Zamorani; G. Lemson; P. Kampczyk; N. Scoville; C. M. Carollo et al.. (9 de octubre de 2012). «Proto-groups at 1.8<z<3 in the zCOSMOS-deep sample» The Astrophysical Journal 765 (2): 11. doi:10.1088/0004-637X/765/2/109. 109 Bibcode2013ApJ...765..109D..

Kanpo estekak[aldatu | aldatu iturburu kodea]