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    Nuevo método para estudiar galaxias espirales barradas

    (Arriba a la izquierda) La distribución de estrellas (psudocolor) y gas (líneas de contorno) para dos galaxias espirales barradas en este estudio, NGC 2903 y NGC 4303. (Abajo a la izquierda) La velocidad del gas en las galaxias. El azul indica movimiento hacia el espectador; el rojo indica movimiento lejos del espectador. (Derecha) El radiotelescopio Nobeyama de 45 m utilizado para el estudio COMING (Imágenes multilínea de CO de galaxias cercanas). Crédito:Imágenes de pseudocolor superior izquierda:2MASS J-band, Jarrett y col. 2003, imágenes de contorno e inferior izquierda:proyecto PRÓXIMAMENTE; Derecha:Dragan Salak

    El análisis del movimiento del gas en 20 galaxias espirales cercanas ha revelado una clara diferencia entre las que tienen barras y las que no las tienen. Esto sugiere que los datos ya disponibles sobre el movimiento de los gases pueden usarse para estudiar barras en galaxias espirales, incluso en ausencia de datos de imágenes de alta resolución.

    En galaxias espirales un gran disco de estrellas y gas gira alrededor de una protuberancia central. Las galaxias espirales toman su nombre de remolinos brillantes (brazos espirales) en el disco donde las estrellas están más densamente concentradas. Se han observado muchos tipos diferentes de espirales, incluidos algunos con secciones rectas conocidas como barras.

    Pero un disco galáctico no es un objeto sólido. Diferentes partes del disco giran a diferentes velocidades, similar a las nubes en un tifón o espuma de jabón girando alrededor de un desagüe. De hecho, el movimiento en un disco galáctico no se limita a una rotación circular pura, También se pueden observar piezas que se mueven radialmente hacia el centro o alejándose del mismo.

    Para comprender mejor el movimiento dentro del disco, un equipo dirigido por Dragan Salak (en ese momento profesor asistente en la Universidad Kwansei Gakuin y ahora investigador postdoctoral en la Universidad de Tsukuba) analizó el movimiento del gas en los discos para una muestra de 20 galaxias espirales cercanas, incluyendo siete espirales barrados. Encontraron una clara diferencia entre la cinemática de las galaxias barradas y no barradas. Las galaxias espirales no barradas muestran muy poco movimiento radial en todos los lugares. A diferencia de, las espirales barradas tienen un promedio de 1,5-2 veces más movimiento radial que las espirales no barradas hasta el final de la barra, pero más allá del final de la barra, el movimiento es casi circular. Este resultado coincide con los modelos teóricos en los que la estructura de la barra ayuda a canalizar el gas hacia el centro de la galaxia. El equipo descubrió que el radio donde se detiene el movimiento hacia el centro está estrechamente relacionado con la longitud de la barra, oscilando entre 0,8 y 1,6 veces la longitud. Esto sugiere que el uso del movimiento del gas como proxy de la barra podría permitir a los investigadores utilizar una resolución modesta, datos de velocidad de campo amplio que están más fácilmente disponibles que los datos de imágenes de alta resolución. Por ejemplo, Este estudio utilizó el estudio COMING de propiedades de gas en galaxias cercanas del radiotelescopio Nobeyama de 45 m en Japón.

    Luego, al correlacionar las propiedades de la barra con las propiedades de la galaxia anfitriona, El equipo descubrió que las barras en las galaxias más masivas tienden a ser más grandes y rotan más lentamente. Esto concuerda con las simulaciones en las que las galaxias más masivas proporcionan más material para que las barras crezcan. pero la masa de la galaxia ejerce un par que ralentiza la rotación de la barra.

    Estos resultados aparecieron como Salak et al. "Imágenes multilínea de CO de galaxias cercanas (PRÓXIMAMENTE). VII. Descomposición de Fourier de campos de velocidad de gas molecular y velocidad de patrón de barras" en diciembre de 2019 en Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Japón .


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