La galaxia elíptica anteriormente conocida como Grupo Local: fusionando los sistemas de cúmulos globulares
Duncan A. Forbes1,2, Karen L. Masters1, Dante Minniti3 y Pauline Barmby
1 Universidad de Birmingham, Facultad de Física y Astronomía, Edgbaston, Birmingham B15 2TT, Reino Unido
2 Swinburne University of Technology, Astrophysics and Supercomputing, Hawthorn, Victoria 3122, Australia
3 P. Universidad Católica, Departamento de Astronomía ´ ´ıa y Astrofísica, Casilla 104, Santiago 22, Chile
4 Harvard – Smithsonian Center for Astrophysics, 60 Garden Street, Cambridge, MA 02138, EE. UU. Recibido el 5 de noviembre de 1999 / Aceptado el 27 de enero de 2000
Resumen. Impulsados por un nuevo catálogo de cúmulos globulares M31, hemos recopilado valores individuales de metalicidad para cúmulos globulares en el Grupo Local. Aunque describimos brevemente los sistemas de cúmulos globulares de las galaxias individuales del Grupo Local, el objetivo principal de nuestro trabajo es examinar las propiedades colectivas. De esta manera, estamos simulando la fusión sin disipación del Grupo Local, presumiblemente en una galaxia elíptica. Dicha fusión está dominada por la Vía Láctea y la M31, que parecen ser ejemplos bastante típicos de sistemas de cúmulos globulares de galaxias espirales. El grupo local "Elíptico" tiene aproximadamente 700 ± 125 cúmulos globulares, con una función de luminosidad similar a la "universal". La distribución de metalicidad tiene picos en [Fe / H] ∼ – 1.55 y –0.64 con una relación de pobre en metal a rica en metal de 2.5: 1. La frecuencia específica del grupo elíptico local es inicialmente de aproximadamente 1, pero se eleva a aproximadamente 3, cuando las poblaciones estelares jóvenes se desvanecen y la galaxia se asemeja a un viejo elíptico. La distribución de metalicidad y la frecuencia específica corregida de la población estelar son similares a las de algunas galaxias de tipo temprano conocidas. Según nuestros resultados, especulamos brevemente sobre el origen de los sistemas de cúmulos globulares en las galaxias.
Palabras clave: galaxias: formación - Galaxia: halo - galaxias: cúmulos estelares - cosmología: observaciones - cosmología: Universo temprano
1. Introducción El Grupo Local (LG) de galaxias actualmente consta de dos grandes espirales (la Vía Láctea y M31) y una anfitrión de galaxias más pequeñas. Andromeda (M31) se acerca a la Vía Láctea con una velocidad de aproximadamente 60 km s − 1 y, en última instancia, puede colisionar y fusionarse con nuestra galaxia (Dubinski et al. 1996). Se espera que tal colisión de dos galaxias espirales de masa casi igual forme una galaxia elíptica (Toomre y Toomre 1972; Barnes y Hernquist 1992). Los cúmulos globulares (GC) son sistemas estelares relativamente robustos y se espera que permanezcan intactos durante dicha fusión. La evidencia directa de esto proviene de los GC asociados con la galaxia enana Sgr que se está acumulando actualmente (por ejemplo, Ibata et al. 1995; Minniti et al. 1996). Además, los estudios del telescopio espacial Hubble sobre la fusión de galaxias de disco revelan evidencia de los sistemas GC de las galaxias progenitoras (por ejemplo, Forbes y Hau 1999; Whitmore et al. 1999). Por lo tanto, los GC deberían sobrevivir a la fusión de sus galaxias originales y formarán un nuevo sistema de GC alrededor de la galaxia elíptica recién formada.
Los cúmulos globulares del Grupo Local son los mejor estudiados y ofrecen una oportunidad única para examinar sus propiedades colectivas (se pueden encontrar revisiones de los cúmulos estelares LG en Brodie 1993 y Olszewski 1994). Al examinarlos como un único sistema de GC, estamos "simulando" la fusión sin disipación (es decir, suponemos que los procesos de gas no son importantes) de las dos grandes galaxias espirales, sus satélites y galaxias asociadas. La acumulación sin disipación de elípticas y sus sistemas GC ha sido discutida recientemente por Cote et al. (2000) Observamos que la Vía Láctea y M31 tienen una luminosidad cercana a las galaxias L ∗, por lo que son muy relevantes para una fusión principal típica en el Universo local. En realidad, la fusión de dos espirales, como M31 y la Vía Láctea, implicará gas que puede conducir a la formación de nuevos GC (Ashman y Zepf 1992). Aquí no especulamos sobre el número o las propiedades de dichos GC nuevos, sino que simplemente examinamos el caso limitado de todos los GC de grupos locales existentes que contribuyen al nuevo sistema de GC.
Por lo tanto, nuestras suposiciones son: 1) que no se destruyen GC en la fusión (como se indicó anteriormente, esta es una suposición razonable); 2) que no se crean GC en la fusión (en general, las fusiones gaseosas crearán nuevos grupos, pero aquí nos estamos limitando al caso más simple de que no se forme una nueva GC); 3) los GC sin determinaciones de metalicidad tienen una distribución similar a la medida (en la práctica, habrá un sesgo para que los GC faltantes sean ricos en metales ya que están ocultos por protuberancias internas); 4) los GC faltantes tienen una distribución de luminosidad similar a los confirmados (nuestra muestra estará sesgada hacia los más luminosos).
En este documento, recopilamos metalicidades GC individuales para todos los sistemas GC conocidos en el LG. Tal compilación está dominada por los sistemas GC de la Vía Láctea y M31. Hemos utilizado la versión de Harris (1996) de junio de 1999 para nuestro Galaxy, y el catálogo reciente de Barmby et al. (1999) para M31, pero para las otras 33 galaxias esto requirió una búsqueda exhaustiva de la literatura. Primero resumimos la membresía y las propiedades 472 D.A. Forbes et al .: Sistema de agrupación globular del Grupo Local del Grupo Local en la siguiente sección. Secta. 3 discute brevemente los GC en las galaxias LG individuales.
2. El grupo local de galaxias
Van den Bergh (1994a), Grebel (1997), Mateo (1998) y Courteau & van den Bergh (1999) han realizado revisiones de la membresía LG del grupo local de galaxias. Aquí usamos la lista de miembros de Courteau & van den Bergh (1999).
Dentro del grupo local, las galaxias se pueden dividir en tres subgrupos principales. El primero consiste en la Vía Láctea y sus satélites. Esto incluye las Nubes de Magallanes Grandes y Pequeñas, Fornax y Sagitario, así como otras 9 galaxias enanas pequeñas. El segundo grupo consiste en M31 y sus satélites, el más grande de los cuales es M33, una galaxia espiral. La galaxia elíptica compacta M32, la galaxia irregular IC 1613 y numerosas galaxias enanas que incluyen NGC 147, NGC 185 y NGC 205 también están en el subgrupo M31. Recientemente, dos grupos independientes (Armandroff et al. 1998a, by Karachentsev y Karachentseva 1999) han encontrado tres nuevos satélites enanos de M31 llamados And V, Pegasus II (y VI) y Cassiopeia (y VII) que están incluidos en nuestra lista de LG . El tercer grupo se conoce como la Nube del Grupo Local (LGC), que es una gran nube de galaxias principalmente enanas que se extiende por todo el Grupo Local. Todas las galaxias en la lista de Courteau & van den Bergh (1999) están incluidas en un subgrupo, con 2 galaxias con asignaciones algo inciertas (Mateo 1998).
Las galaxias que en algún momento se han asociado con el Grupo Local pero que no están en la lista de Courteau & van den Bergh (1999) no se han incluido aquí. Ejemplos notables de estos son las galaxias en el subgrupo NGC 3109 (o Antlia-Sextans) (NGC 3109, Antlia, Sextans A y Sextans B en Mateo 1998). De estas galaxias, NGC 3109 es la única con evidencia de un sistema de cúmulos globulares: Demers et al. (1985) encontraron diez candidatos al cúmulo globular. NGC 55 es otro ejemplo de una galaxia que no hemos incluido. Esto se había asociado con el subgrupo LGC (Mateo 1998), pero parece más probable que pertenezca al grupo Sculptor (South Polar) (Courteau y van den Bergh 1999). NGC 55 tiene una población total estimada de GC de 25 ± 15 (Liller y Alcaino 1983) pero solo 3 con alguna información (Da Costa y Graham 1982; Beasley y Sharples 1999) Otras galaxias que han sido removidas por Courteau & van den Bergh (1999) incluyen IC 5152 (que tiene 10 GCs no confirmados sugeridos en Zijlstra y Minniti 1999), GR 8 que no tiene GC conocidos y varias otras galaxias enanas sin GC conocidos.
Las simulaciones (por ejemplo, Valtonen y Wiren 1994) han sugerido que el grupo de galaxias IC 342 / Maffei (que consiste en IC 342, Maffei 1 y 2, Dwingloo 1 y 2, NGC 1569, NGC 1560, UGCA 105, UGCA 92, UGCA 86 , Cassiopeia 1 y MB 1; ver Krismer et al. 1995) podrían haber sido parte de la LG, pero fueron expulsados por la interacción con M31. Courteau y van den Bergh (1999) no incluyen a este grupo en el LG según sus criterios de membresía y seguimos esta asignación. Parece que no se ha realizado ningún estudio de los sistemas GC de galaxias en este grupo, aunque podría esperarse que algunas galaxias tengan algunas en función de su luminosidad. También mencionamos la espiral Sab M81 (NGC3031) de pasada. Aunque no está en el LG, a Mp 3 Mpc está lo suficientemente cerca para un estudio espectroscópico detallado. Un estudio espectroscópico reciente con el telescopio Keck de 10 m de Schroder et al. (2000) descubren que los GC tienen espectros e índices de línea similares a los GC de halo de la Vía Láctea.
Nuestra lista final de galaxias LG se resume en la Tabla 1. Damos nombres de galaxias, tipo de Hubble, subgrupo, distancia, luminosidad absoluta de la banda V y número de GC. La mayoría de las propiedades provienen directamente de Courteau & van den Bergh (1999), excepto el número de GC que es el resultado de nuestra investigación (ver Sección 3). La tabla se ordena por subgrupos dentro del grupo local. 3. Cúmulos globulares del grupo local 3.1. Luminosidades De las 35 galaxias LG, 13 de ellas son conocidas por albergar GC, lo que da un número total de GC en el LG como NGC = 692 ± 125. Las magnitudes de la banda V individual están disponibles para una gran cantidad de estos GC de grupo local. Hemos recopilado las magnitudes aparentes de la banda V, independientemente del error fotométrico, para tantos GC como sea posible. El número total con magnitudes V disponibles es 656, de las cuales aproximadamente 2/3 provienen del catálogo M31 de Barmby et al. (1999) Notamos que Barmby et al. La lista incluye una serie de candidatos GC además de los GC confirmados. Para algunos GC no es obvio con qué galaxia deberían estar asociados. Aunque tratamos de asignar la identidad correcta, tiene poco impacto en nuestras conclusiones finales, ya que combinamos todos los GC. También notamos que ninguno de los GC, excepto los de la Vía Láctea, han sido corregidos por extinción.En el caso de la Vía Láctea, las magnitudes se pueden corregir de manera confiable utilizando los valores de enrojecimiento citados por Harris (1996; versión de junio de 1999). Todas las magnitudes aparentes se convierten en magnitudes absolutas utilizando las distancias citadas en la Tabla 1, o de Harris (1996) en el caso de los GC de la Vía Láctea. Hemos optado por excluir los cúmulos jóvenes, es decir, con edades <3 Gyr o (B - V) <0.6, ya que pueden no evolucionar a cúmulos globulares de buena fe. Desde el punto de vista de la comparación con las galaxias elípticas, es razonable incluir solo cúmulos mayores de ∼ 3 Gyr como galaxias elípticas más jóvenes que esto tenderán a tener una estructura fina extensa, posiblemente colas de marea, y probablemente ni siquiera se clasifiquen como galaxia elíptica. En la Fig. 1 mostramos la luminosidad combinada de la banda V para 656 GC de grupo local de un total de 692 ± 125. El histograma está dominado por GC M31, que no han sido corregidos por extinción, y por lo tanto el pico de la distribución es algo más débil. que solo para la Vía Láctea (por ejemplo, Della Valle et al. 1998). Sin embargo, la distribución se asemeja a una gaussiana con una dispersión de mag1 mag, y es similar a las observadas en muchas galaxias elípticas (por ejemplo, Whitmore 1997 para una revisión). 3.2. Metallicities El objetivo principal de este artículo es examinar la distribución global de metalicidad de los cúmulos globulares LG. Lamentablemente hay D.A. Forbes et al .: Sistema de agrupación globular del grupo local 473 Tabla 1. Propiedades de la galaxia del grupo local. El subgrupo está dado por MW = Vía Láctea, M31 = Andrómeda, LGC = Nube de grupo local. La mayoría de las cantidades en esta tabla son de Courteau y van den Bergh (1999). La distancia está en kpc. Ver texto para el número de cúmulos globulares. Un guión en la última columna significa que no se puede encontrar una mención confiable de los cúmulos globulares en esta galaxia en la literatura. Nombre Nombre alternativo Tipo de Hubble Dist. De subgrupo MV NGC Vía Láctea S (B) bc I-II MW 10 –20,9 160 ± 20 LMC Irr III-IV MW 50 –18,5 19 ± 16 SMC NGC 292 Irr IV / IV-V MW 60 –17,1 8 ± 7 Sagitario dSph ( t) MW 30 –13.8 4 ± 1 Fornax dSph MW 140 –13.1 5 ± 0 Leo I Regulus dSph MW 250 –11.9 - Leo A DDO 69 dIrr V MW 690 –11.5 - Leo II DDO 93 dSph MW 210 –10.1 - Sculptor dSph MW 90 –9.8 - Phoenix dIrr / dSph MW / LGC 400 –9.8 - Sextans dSph MW 90 –9.5 - Carina dSph MW 100 –9.4 - Ursa Minor DDO 199 dSph MW 60 –8.9 - Draco DDO 208 dSph MW 80 –8.6 - M31 NGC 224 Sb I-II M31 760 –21.2 400 ± 55 M33 NGC 598 Sc II-III M31 790 –18.9 70 ± 15 M32 NGC 221 E2 M31 760 –16.5 0 NGC 205 M110 Sph M31 760 –16.4 11 ± 6 IC 10 UGC 192 Irr IV M31 660 –16.3 - NGC 185 UGC 396 Sph M31 660 –15.6 8 ± 1 IC 1613 DDO 8 Irr V M31 / LGC 720 –15.3 0 NGC 147 DDO 3 Sph M31 660 –15.1 4 ± 1 Y I dSph M31 810 –11.8 - Y II dSph M31 700 –11.8 - Pegasus II y VI dSph M31 830 –10.6 - Piscis LGS 3 dIrr / dSph M31 810 –10.4 - Y III dSph M31 760 –10.2 - Y V dSph M31 810 –10.2 - Casiopea y VII dSph M31 690 –9,5 - NGC 6822 DDO 209 Irr IV-V LGC 500 –16.0 1 ± 1 WLM DDO 221 Irr IV-V LGC 930 –14.4 1 ± 1 Pegasus DDO 216 Irr V LGC 760 –12.3 - Aquarius DDO 210 Irr V LGC 1020 –11.3 1 ± 1 SagDIG UKS1927-177 Irr V LGC 1400 –10.7 - Tucana dSph LGC 870 –9.6 - menos metalicidades GC individuales disponibles en la literatura que magnitudes. Hemos encontrado un total de 388, lo que representa más de la mitad del número total sospechoso de 692 ± 125 GC. La mayor parte de estas determinaciones de metalicidad provienen de espectroscopía o diagramas de magnitud de color.Sin embargo, para varios GC solo tenemos información de color disponible; típicamente (B - V). En estos casos, hemos utilizado la relación galáctica [Fe / H] - color derivada por Barmby et al. (1999) Utilizaron solo GC con baja extinción, es decir, EB − V <0.5, de la última compilación de Harris (1996). Los colores se enrojecen usando los valores de Harris para EB-V y la curva de extinción de Cardelli et al. (1989) Para los colores hemos asignado un error característico en [Fe / H] de 0.5 dex. En la media docena de casos en los que los colores sugieren (un inverosímil) [Fe / H]> 1, hemos establecido la metalicidad en [Fe / H] = 1.0. El Barmby et al. La relación galáctica asume una relación lineal, aunque existe alguna duda sobre si esto es válido en las altas metalicidades (ver Barmby et al. 1999 para una discusión). También observamos que Kissler-Patig et al. (1998) han derivado una nueva relación [Fe / H] vs (V −I) basada en metalicidades espectroscópicas para GC en el NGC 1399 elíptico gigante. Esto tiene la ventaja de extender el rango de metalicidad a GC más ricos en metales de los que se encuentran típicamente en la Vía Láctea Encuentran que la pendiente (lineal) de la relación (3.27 ± 0.32) es casi dos veces más plana que los ajustes convencionales (galácticos). Barmby y col. derivar una pendiente (V −I) o de 4.22 ± 0.39. Entonces, para los GC rojos, las metalicidades derivadas de las relaciones basadas en los ajustes galácticos tienden a sobreestimarse. Aunque este es un efecto grave para los sistemas GC de galaxias elípticas (que tienden a tener colores medios bastante rojos), es mucho menos importante para las galaxias de tipo tardío, como se encuentra en el Grupo Local. Por lo tanto, aquí usamos los ajustes lineales galácticos, que deberían ser razonables para nuestros propósitos. Nuestra compilación está dominada por la Vía Láctea y la M31. Para estos utilizamos las listas de Harris (1996; versión de junio de 1999) y 474 D.A. Forbes et al .: Sistema de conglomerados globulares del Grupo Local Fig. 1. Distribución de magnitud absoluta para el Grupo Local "Elíptico". La distribución se asemeja a la función de luminosidad del cúmulo globular "universal". Barmby y col. (1999) respectivamente. Para M33, enumeramos las metalicidades de GC individuales en la Tabla 2 y en la Tabla 3 enumeramos las metalicidades de GC para las galaxias LG restantes. La Fig. 2 muestra las distribuciones de metalicidad para todos los sistemas GC del Grupo Local, con el número de determinaciones individuales [Fe / H] disponibles anotadas en cada panel. Sugiere múltiples picos en la distribución de varias galaxias, con solo las tres espirales LG que tienen una población sustancial de GC relativamente ricos en metales. En la Tabla 4 resumimos las galaxias LG con GC, dando su metalicidad media y la frecuencia específica total. 3.3. La Vía Láctea La galaxia de la Vía Láctea tiene 147 cúmulos globulares listados en la compilación de Harris (1996). Sin embargo, el descubrimiento de la galaxia dSph Sagitario (Ibata et al. 1995) ha generado dudas sobre si 4 de estos grupos (NGC 6715 / M54, Terzan 7, Arp 2 y Terzan 8) deberían estar asociados con Sagitario. Ha habido alguna discusión en la literatura sobre la inclusión de Terzan 7 en esta lista (por ejemplo, Minniti et al. 1996), pero van den Bergh (1998) argumenta que probablemente debería estar asociado con el enano Sgr, por lo que lo eliminaremos y los otros tres del sistema GC de la Vía Láctea. La presencia de GC halogenados contrarrotativos más jóvenes (Zinn 1993; Majewski 1994) indica que la Vía Láctea ha acumulado otras galaxias pequeñas y sus sistemas GC en el pasado. En la Fig. 2. Metallicities de los grupos globulares del grupo local. El número de cúmulos globulares disponibles con mediciones individuales se indica en cada panel. en particular, Unavane et al. (1996) han sugerido que ≤ 6 Sgr o enanos similares a Fornax se han acumulado en los últimos 10 Gyrs. Esto implica que menos de 30 GC son "ajenos" al sistema de la Vía Láctea, y que las acumulaciones pasadas de GC son bastante raras. Las metalicidades GC individuales provienen de la última versión electrónica (es decir, junio de 1999) de Harris (1996) que utiliza diagramas CMD y espectroscopía (consulte Harris 1996 para más detalles). Todos menos dos GC (BH 176 y Djorg 1) tienen lista de metalicidades. Para estos GC tenemos estimaciones de las metalicidades de Ortolani et al. (1995a) para BH 176 y Ortolani et al. (1995b) para Djorg 1. Ambos tienen [Fe / H] ∼ –0.4. Esto da un total de 143 MW GC con metalicidades. Sin duda, algunos GC ricos en metales están ocultos de la posición del Sol (Minniti 1995), y adoptamos una población total del sistema de 160 ± 20 cúmulos globulares de van den Bergh (1999). Un análisis KMM de la distribución de metalicidad que se muestra en la Fig. 2 indica una distribución de metalicidad bimodal con picos en [Fe / H] = –1.59 y –0.55, que es consistente con los hallazgos de Ashman y Bird (1993) que encontraron [Fe / H] ∼ –1.6 y –0.6. Encontramos que la proporción de GC de metales pobres a ricos en metales es 2: 1. 3.4. M31 Andromeda es la galaxia más grande del grupo local y tiene 14 ± 1 compañeros (Courteau y van den Bergh 1999). Recientemente, un nuevo catálogo del sistema de racimo globular en M31 ha sido D.A. Forbes et al .: Sistema de cúmulos globulares del Grupo Local 475 Tabla 2. Metalicidades de cúmulos globulares M33. S = espectroscopía, CMD = diagrama de magnitud de color, C = color. 1 = Christian y Schommer (1988), 2 = Brodie y Huchra (1991), 3 = Sarajedini et al. (1998), a = metalicidad supuesta. Nombre [Fe / H] σ ([Fe / H]) Fuente Ref. U49 -1.43 0.30 S / CMD 1,2,3 R13 -0.75 0.5 C 1 R12 -1.19 0.27 S / CMD 1,3 R15 -1.79 0.5 C 1 R14 -1.37 0.41 S / CMD 1,3 M9 -1.67 0.29 S / CMD 1,3 U77 -1.59 0.58 S / CMD 2,3 H38 -1.14 0.22 S / CMD 1,3 H21 -0.40 0.40 S 1 C20 -1.57 0.50 S / CMD 1,2,3 C36 -1.00 0.30 S 1 C38 - 0,77 0,24 S / CMD 1,3 C18 -0,46 0,56 S / CMD 1,2 H10 -1,40 0,66 S / CMD 2,3 C3 -2,38 0,56 S 2 C32 -1,77 1,12 S 2 U137 -0,85 0,29 S / CMD 2,3 C21 -1.85 0.5 C 1 U23 -0.91 0.5 C 1 C9 -2.12 0.51 S 2 S24 +0.52 0.5 C 1 S72 -1.30 0.5 C 1 S247 + 1.0a 0.5 C 1 U67 -1.74 0.5 C 1 S161 -1.90 0.5 C 1 S160 +0.85 0.5 C 1 U7 -1.52 0.5 C 1 compilado (Barmby et al. 1999). Incluye 437 grupos y candidatos de grupo, de los cuales 162 tienen metalicidades de espectroscopía y 90 más tienen metalicidades calculadas a partir de sus colores. Doce de los grupos están marcados como posiblemente miembros de NGC 205, seis de los cuales tienen metalitas. Se considerará que estos 12 están asociados con NGC 205 como se describe a continuación. Hemos eliminado los 59 grupos con (B - V) <0.55, ya que estos pueden no ser GC de buena fe. Como se hizo en Barmby et al., Solo usamos aquellos GC con errores de metalicidad <0.5 dex para dar un total de 165, 121 de los cuales tienen metalicidades de la espectroscopía. En este caso, los colores de los GC M31 se convirtieron en estimaciones [Fe / H] utilizando la transformación derivada por Barmby et al. (1999) basado en un modelo de extinción y mediciones directas del sistema M31. Se considera que el número total de GC en el sistema GC M31 es 400 ± 55 de van den Bergh (1999). Un análisis KMM de la distribución de metalicidad que se muestra en la Fig. 2 indica una distribución de metalicidad bimodal con picos en [Fe / H] = –1.40 y –0.58. Esto es similar a Ashman y Bird (1993) quienes encontraron [Fe / H] ∼ –1.50 y –0.6, basado en los datos anteriores de Huchra et al. (1991) (que forma parte del conjunto de datos de Barmby et al. 1999). La proporción de GC de metales pobres a ricos en metales es 3: 1. Tabla 3. Metallicidades del cúmulo globular. S = espectroscopía, CMD = diagrama de magnitud de color, C = color. 1 = Suntzeff y col. (1992), 2 = Olsen et al. (1998), 3 = Dutra et al. (1999), 4 = Sarajedini (1998), 5 = Olszewski et al. (1991), 6 = Da Costa y Hatzidimitriou (1998), 7 = Mighell et al. (1998), 8 = Harris (1996), 9 = Buonanno et al. (1998), 10 = Dubath et al. (1992), 11 = Barmby et al. (1999), 12 = Da Costa y Mold (1988), 13 = Cohen y Blakeslee (1998), 14 = Hodge et al. (1999), 15 = Greggio et al. (1993), a = error supuesto, b = metalicidad supuesta. Nombre [Fe / H] σ ([Fe / H]) Fuente Ref. LMC Hodge II -2.06 0.20 S 1 NGC 1466 -1.85 0.20 S 1 NGC 1754 -1.46 0.18 S / CMD 1,2 NGC 1786 -1.87 0.20 S 1 NGC 1835 -1.68 0.18 S / CMD 1,2 NGC 1898 -1.25 0.18 S / CMD 1,2 NGC 1916 -2,08 0,20 S 1 NGC 2005 -1,57 0,18 S / CMD 1,2 NGC 2019 -1,44 0,18 S / CMD 1,2 NGC 2210 -1,97 0,20 S 1 NGC 2257 -1,80 0,10 CMD 1 NGC 1841 -2.11 0.10 S 1 Reticulo -1.71 0.10 S 1 NGC 1928 -1.2 0.3a S 3 NGC 1939 -2.0 0.3a S 3 ESO 121-SC03 -0.96 0.13 S / CMD 4,5 NGC 2121 -1.04 0.13 CMD 4 SL 663 - 1.05 0.16 CMD 4 NGC 2155 -1.08 0.12 CMD 4 SMC NGC 221 -1.48 0.11 CMD / S 6,7 Lindsay1 -1.21 0.10 CMD / S 6,7 Kron3 -1.10 0.11 CMD / S 6,7 Lindsay113 -1.26 0.13 CMD / S 6,7 NGC 339 -1.38 0.12 CMD / S 6,7 NGC 416 -1.44 0.12 CMD 7 NGC 361 -1.45 0.11 CMD 7 Lindsay11 -0.81 0.14 CMD / S 6,7 Sagitario NGC 6715 / M54 -1.59 0.11 S 8 Ter7 - 0.58 0.09 S 8 Arp2 -1.76 0.10 S 8 Ter8 -2.00 0.12 S 8 3.5. NGC 205.Ha habido mucho debate en la literatura sobre exactamente cuántos GC están asociados con NGC 205 y cuáles pertenecen a M31. NGC 205 está cerca de M31 y tiene una velocidad radial dentro del rango dado para la dispersión interna del sistema M31 GC (Reed et al. 1992). Esto dificulta determinar con qué galaxia deberían estar asociados los GC, y se complica aún más por el hecho de que NGC 205 parece estar interactuando con M31 (Zwicky 1959). Barmby y col. (1999) bandera 476 D.A. Forbes et al .: Sistema de agrupación globular del grupo local Tabla 3. (continuación) Fornax Fornax-1 -2.20 0.20 CMD 9 Fornax-2 -1.78 0.20 CMD 9 Fornax-3 -1.94 0.18 CMD / S 9,10 Fornax-4 -1.55 0.18 CMD / S 9,10 Fornax-5 -2.00 0.18 CMD / S 9,10 NGC 205 Hubble I / 009-061 -1.52 0.21 C / S 11,12 Hubble II / 011-063 -1.51 0.26 C / S 11, 12 Hubble IV / 328-054 -1.58 0.22 C / S 11,12 Hubble VI / 331-057 -1.30 0.49 C / S 11,12 Hubble VII / 330-056 -1.40 0.10 S 12 Hubble VIII / 317-041 -1.93 0.28 C / S 11,12 NGC 147 NGC 147-1 -1.90 0.15 S 12 NGC 147-3 -2.50 0.25 S 12 NGC 185 NGC 185-1 -1.40 0.10 S 12 NGC 185-2 -1.20 0.25 S 12 NGC 185- 3 -1,70 0,15 S 12 NGC 185-4 -2,50 0,25 S 12 NGC 185-5 -1,80 0,15 S 12 NGC 6822 NGC 6822-VII -1,95 0,15 S 13 WLM WLM-1 -1,52 0,08 CMD 14 Acuario Acuario-1 +1,0 b 0.5 C 15 12 de los GC en su catálogo como posiblemente asociados con NGC 205. Proporcionan metalicidades para seis de estos. Da Costa y Mold (1988) dan la metalicidad de cinco de estos más uno adicional (Hubble VII / 330-056), dando un total de siete grupos con metalicidades disponibles. Hemos decidido adoptar el Barmby et al. (1999) lista de 12, pero han eliminado el Hubble V / 324-051 ya que es relativamente azul y tiene un espectro con fuertes líneas Balmer. Da Costa y Mold (1988) también señalan que puede ser un grupo joven. Para el número total de GC asociados con NGC 205, adoptamos 11 ± 6. 3.6. M33 Tres subpoblaciones de grupos pueden estar presentes en M33. Los grupos azules siguen la rotación del disco, los rojos no muestran evidencia de rotación y tienen una gran dispersión de la velocidad de la línea de visión, mientras que los colores intermedios tienen propiedades cinemáticas intermedias. Se cree que las subpoblaciones azules son jóvenes y las rojas forman un viejo halo esférico (Schommer et al. 1991). Sarajedini y col. (1998) resumen la evidencia de que los grupos de halo en M33 se formaron durante un largo período de tiempo. Christian y Schommer (1988) identifican 27 posibles candidatos para verdaderos cúmulos globulares en M33 sobre la base de que tienen B - V> 0.6. Mochejska y col. (1988) enumeran 51 candidatos GC, mientras que Chandar et al. (1999) enumeran 60 cúmulos estelares, 49 de los cuales se refieren como "populosos", lo que significa que tenían una forma similar a la esperada para los cúmulos globulares. Sin embargo, no hemos incluido estos grupos populosos en la distribución de metalicidad ya que no está claro qué objetos son GC genuinos. R. Chandar ha estimado que el número total de GC como parte de su tesis sobre M33 es de 70 ± 15 (Chandar 1999), que enumeramos en la Tabla 1. 3.7. La Gran Nube de Magallanes El sistema GC de Gran Nube de Magallanes (LMC) contiene una población de verdaderos cúmulos globulares antiguos (∼ 10 Gyr) y una clase de cúmulos jóvenes (≤ 3 Gyr) (van den Bergh 1994b).Las únicas excepciones a esta regla parecen ser ESO 121-SC03, que tiene una edad de alrededor de 9 Gyr (Dutra et al. 1999) y tres GC recientemente descubrieron que tenían edades de alrededor de 4 Gyr (Sarajedini 1998). Suntzeff y col. (1992) revisaron trece cúmulos antiguos de buena fe (es decir, cúmulos de edad similar a los cúmulos globulares galácticos) que se pueden encontrar en la Gran Nube de Magallanes, dando metalicidades espectroscópicas para todos menos uno, para los cuales hemos derivado una metalicidad de su B − V color. Geisler y col. (1997) realizaron una búsqueda para encontrar más conglomerados antiguos en el LMC y concluyeron que "quedan pocos, si alguno, conglomerados viejos genuinos en el LMC que quedan por encontrar". Sin embargo Dutra et al. (1999) presentan evidencia espectroscópica de que NGC 1928 y NGC 1939 también son viejos cúmulos globulares en el LMC que llevan el censo hasta 15. Olsen et al. (1998) produjeron CMD para cinco de los antiguos cúmulos globulares (NGC 1754, NGC 1835, NGC 1898, NGC 2005 y NGC 2019), y afirman que las metalitas que derivan de las CMD son más precisas que las determinaciones espectroscópicas anteriores. No está claro si los grupos de LMC jóvenes (es decir, ≤ 3 Gyr) eventualmente evolucionarán a GC de buena fe. Aquí hemos decidido no incluirlos en nuestra compilación. Por lo tanto, adoptamos los 15 GC antiguos y los 4 de edad intermedia para dar un sistema de GC total de 19, que tal vez podría ser tan alto como 35. 3.8. La Pequeña Nube de Magallanes La Pequeña Nube de Magallanes (SMC), al igual que la LMC, tiene cúmulos globulares viejos e intermedios. Sin embargo, a diferencia del LMC, tiene varios GC (al menos 7, Mighell et al. 1998) entre las edades de 3 y 10 Gyr. Solo hay un antiguo cúmulo globular (NGC 121) con una edad de ∼ 11 Gyr. Incluimos este GC más los 7 GC de edad intermedia. Existen seis metalicidades espectroscópicas para seis de ellas (Da Costa y Hatzidimitriou 1998), para las otras dos estimamos [Fe / H] a partir de sus colores. 3.9. Sagitario El enano Sagitario tiene cuatro cúmulos globulares (Ibata et al. 1995) que anteriormente se pensaba que eran miembros del sistema Galáctico GC (como se describe en la Sección 3.3). Tenemos metalicidades para todos estos. Uno de ellos (NGC 6715 / M54) es el D.A. Forbes et al .: Sistema de cúmulos globulares del Grupo Local 477 segundo cúmulo globular más brillante en la Vía Láctea y se encuentra cerca del centro de Sagitario. Esto ha llevado a la idea de que en realidad podría ser el núcleo de Sagitario, como se discutió en Mateo (1998); sin embargo lo incluiremos como un cúmulo globular. 3.10. Fornax, NGC 147 y NGC 185 La galaxia dSph de Fornax tiene cinco cúmulos globulares, todos los cuales tienen metalicidades disponibles de sus CMD (Buonanno et al. 1998, 1999) y tres de los cuales también tienen metalicidades espectroscópicas (Dubath et al.1992). Las metalicidades enumeradas en la Tabla 3 son el promedio ponderado. El NGC 147 enano elíptico tiene cuatro cúmulos globulares (Minniti et al. 1996), dos de los cuales tienen metalicidades disponibles por espectroscopía (Da Costa y Mold 1988). El enano elíptico NGC 185 tiene ocho cúmulos globulares (Minniti et al. 1996), cinco de los cuales tienen metalicidades espectroscópicas disponibles (Da Costa y Mold 1988). 3.11. WLM, NGC 6822 y Acuario.Los irregulares enanos WLM, NGC 6822 y Aquarius tienen un grupo globular cada uno (Harris 1991 para WLM y NGC 6822, Greggio et al. 1993 para Aquarius). Recientemente, Hodge et al. (1999) han determinado que la metalicidad del WLM GC es [Fe / H] = –1.52 ± 0.08 desde el ajuste de las isócronas a su CMD. La metalicidad del GC NGC 6822 de la espectroscopia es [Fe / H] = –1.95 ± 0.15 (Cohen y Blakeslee 1998). El color del GC en Acuario es B - V = 1.15 (Greggio et al. 1993) que corresponde a una metalicidad de +1.07 ± 0.5 (lo hemos establecido en un valor de +1.0 en la Tabla 3). 3.12 Galaxias sin sistema de cúmulos globulares No se han encontrado cúmulos globulares en la galaxia irregular enana IC 1613 (MV = –14,7) o en la galaxia elíptica M32 (Harris 1991). En el caso de la M32 elíptica compacta, sus estrellas externas, y presumiblemente cualquier GC, pueden haberse eliminado por interacción con M31. Dada su proximidad a M31, es muy difícil llegar a una conclusión definitiva sobre la población GC de M32. No se ha encontrado información en la literatura sobre el sistema GC de la galaxia restante en la lista de Courteau & van den Bergh (1999), es decir, el IC 10 enano irregular con MV = –16.3. Es más luminoso que Fornax y Sagitario, pero no se han encontrado GC hasta la fecha. Tal búsqueda puede resultar fructífera. A excepción de Acuario (en MV = –11.3), no se han encontrado GC en ningún galaxia LG más débil que Fornax y Sagitario (MV = –13.1 y –13.8 respectivamente). Esto se aplica a 19 galaxias de baja luminosidad en el Grupo Local (ver Tabla 1). 4. Propiedades del grupo local "elíptico" En la Fig. 3 mostramos la distribución combinada de metalicidad para 387 GC de grupo local con metalicidades disponibles. Un análisis de KMM, excluyendo los 6 valores atípicos, indica dos picos en [Fe / H] = –1.55 y –0.64, con la relación de GC de metal pobre a rico en metal Fig. 3. Distribución de la metalicidad para el grupo local 'elíptico' . La distribución revela dos picos en [Fe / H] = –1.55 y –0.64. siendo 2.5: 1. Es probable que esto exagere ligeramente la relación; Es probable que los GC faltantes se encuentren en las regiones centrales abultadas (donde son más difíciles de observar; Minniti 1995). Las galaxias elípticas revelan un rango de proporciones, pero los pobres en metales casi siempre superan el número de ricos en metales (por ejemplo, Forbes et al. 1997). La masa generalmente se conserva en una fusión, por lo que a partir de la masa total de las galaxias progenitoras podemos estimar la masa de la galaxia elíptica resultante. Al sumar las luminosidades de todas las galaxias en el Grupo Local, obtenemos una magnitud total de MV = –22.0. Por lo tanto, si todas las galaxias en el Grupo Local se fusionaron repentinamente hoy, sin ningún cambio en su luminosidad general, terminaríamos con una elíptica altamente luminosa de MV = –22.0. Por supuesto, no todas las estrellas en las galaxias LG se parecen a las antiguas poblaciones estelares encontradas en las elípticas, pero incluyen poblaciones estelares intermedias y jóvenes. En general, las protuberancias de las espirales, las elípticas enanas y las esferodales contienen solo estrellas viejas, mientras que los discos de espirales y galaxias irregulares contienen poblaciones estelares intermedias y jóvenes. Grebel (1997) resume las historias detalladas de formación estelar de las galaxias LG.Para corregir este efecto, hemos separado las estrellas LG en subpoblaciones "jóvenes" y "viejas". Para las tres espirales utilizamos relaciones de luminosidad de bulbo a disco de 0,33, 0,24 y 0,09 para Sb (M31), Sbc (Vía Láctea) y Sc (M33) respectivamente (Simien y de Vaucouleurs 1986). Las protuberancias espirales, dE, Sph 478 D.A. Forbes et al .: El sistema de cúmulos globulares del Grupo Local y las galaxias dSph (ver Tabla 1) se incluyen en la subpoblación "antigua" y todas las galaxias Irr y dIrr como "jóvenes". Esto da la luminosidad de las estrellas LG "viejas" como 1.1 × 1010 L y la luminosidad de las estrellas "jóvenes" es 4.2 × 1010 L. Suponiendo que una relación masa-luz (M / LV) de 5 para la antigua subpoblación y 1 para la joven da masas de 5.7 × 1010 M y 4.1 × 1010 M respectivamente. Esto sugiere que la masa estelar en el LG se divide de manera bastante equitativa entre estrellas muy antiguas y más recientemente formadas. Para 'simular' la elíptica LG, convertimos la masa de la subpoblación 'joven' en una luminosidad de banda V usando la relación masa-luz de las estrellas viejas (es decir, M / LV = 5), dándole así la luminosidad que contribuiría a la galaxia elíptica final después de que las estrellas se hubieran vuelto comparablemente viejas. La combinación de esta luminosidad con la de las viejas estrellas de LG da un total de MV = –20.9. Por lo tanto, esta luminosidad es más relevante para la comparación con la de las elípticas actuales. De hecho, la luminosidad será algo más brillante que MV = –20.9, ya que hemos incluido la subpoblación de edad intermedia como "joven". En la Tabla 5, enumeramos la frecuencia específica de LG Elliptical con las de otras galaxias espirales. El LG Elliptical tiene NGC = 692 ± 125, correspondiente a SN = 1.1 ± 0.2 para la luminosidad total de LG y SN = 3.0 ± 0.5 para el LG Elliptical usando la luminosidad corregida de la población estelar. El primer valor es comparable a los de las otras galaxias espirales en la Tabla 5. El último valor es similar al límite inferior del rango de SN para elípticas, es decir, 3-6 (Harris 1991). Esto sugiere que es posible que las elípticas en el límite inferior de SN sean el resultado de fusiones sin disipación de galaxias que contienen poblaciones estelares jóvenes / intermedias. La masa estelar total de las galaxias LG es 9.8 × 1010 M como se calculó anteriormente. La comparación con la masa total (dinámica) del grupo local de 2.3 ± 0.6 × 1012 M (Courteau & van den Bergh 1999) indica que solo alrededor del 5% de la masa LG está en estrellas. 5. Metalicidades espectroscópicas para cúmulos globulares en galaxias elípticas Es interesante comparar los resultados de Sect. 4 con elípticas que han observado GC espectroscópicamente. Solo dos galaxias de tipo temprano fuera del LG han publicado determinaciones individuales [Fe / H] de la espectroscopía. Son NGC 1399 (KisslerPatig et al. 1998) y M87 (Cohen et al. 1998), que son ambas galaxias CD con una alta frecuencia específica. En ambos casos, los espectros se tomaron con el telescopio Keck de 10 m. Las distribuciones de metalicidad GC para estas galaxias se muestran en la Fig. 4 El número de GC estudiados es solo una pequeña fracción de la población total, pero suponiendo que sean representativos, parece que, en general, sus GC son ligeramente más ricos en metales que el promedio. LG elíptica.Observamos que en el caso de M87, el sistema GC es claramente bimodal en sus colores ópticos (por ejemplo, Kundu et al. 1999). Para la submuestra espectroscópica de Cohen et al. (1998), la distribución no es obviamente bimodal para el ojo como se muestra en la Fig. 4 Si excluimos los 14 GC con metalicidades extremas, como lo hicieron Cohen et al. (1998), un análisis de KMM indica que un biTable 4. Propiedades del grupo local Galaxy. [Fe / H] racimos da la metalicidad media del sistema de racimo globular. La frecuencia específica SN = NGC × 100.4 (MV +15), error basado en la incertidumbre en NGC solamente. Nombre [Fe / H] SN racimos Vía Láctea -1.59, -0.55 0.7 ± 0.1 LMC -1.58 0.8 ± 0.6 SMC -1.29 1.2 ± 1.0 Sagitario -1.38 12.0 ± 3.0 Fornax -1.89 28.8 ± 0.0 M31 -1.40, -0.58 1.3 ± 0.2 M33 -1.32 1.9 ± 0.4 NGC 205 -1.48 3.0 ± 1.7 NGC 185 -1.61 4.6 ± 0.6 NGC 147 -2.06 3.6 ± 0.9 NGC 6822 -1.95 0.4 ± 0.4 WLM -1.52 1.7 ± 1.7 Acuario +1.0 30.2 ± 30.2 Tabla 5. Frecuencias específicas de galaxias espirales. 1 = Kissler-Patig y col. (1999), 2 = Ashman y Zepf (1998). Nombre Tipo MV SN Ref. LG E -22.0 1.1 ± 0.2 Aquí LG (Edad corregida) E -20.9 3.0 ± 0.5 Aquí Vía Láctea S (B) bc -20.9 0.7 ± 0.1 Aquí M31 Sb -21.2 1.3 ± 0.2 Aquí M33 Sc -18.9 1.9 ± 0.4 Aquí NGC 4565 Sb -21.4 0.56 ± 0.15 1 NGC 5907 Sc -21.2 0.56 ± 0.17 1 NGC 253 Sc -20.2 0.2 ± 0.1 2 NGC 2683 Sb -20.8 1.7 ± 0.5 2 NGC 3031 (M81) Sab -21.1 0.7 ± 0.1 2 NGC 4216 Sb -21.8 1.2 ± 0.6 2 NGC 4569 Sab -21.7 1.9 ± 0.6 2 NGC 4594 Sa -22.2 2 ± 1 2 NGC 5170 Sb -21.6 0.9 ± 0.6 2 NGC 7814 Sab -20.4 3.5 ± 1.1 2 distribución modal (con picos en [Fe / H] = –1.3 y –0.7) se prefiere sobre unimodal en el nivel de confianza del 89%. Si usamos los colores de los dos picos de Kundu et al. (1999), es decir, V - I = 0.95 y 1.20, y la transformación mejorada de Kissler-Patig et al. (1998), derivamos valores de [Fe / H] = –1.39 y –0.59, lo cual es razonablemente consistente con los valores de la muestra espectroscópica de Cohen et al. 6. Observaciones finales Hemos reunido valores de metalicidad individuales para grupos globulares en el Grupo Local. Solo las tres espirales grandes muestran la presencia de una importante población de racimos globulares ricos en metales (es decir, [Fe / H] ∼ –0.5). La mayoría de las galaxias tienen una población pobre en metales con [Fe / H] ∼ –1.5. Los sistemas de GC de la Vía Láctea y M31 parecen ser ejemplos típicos de sistemas de GC alrededor de espirales. D.A. Forbes et al .: Sistema de cúmulos globulares del grupo local 479 Fig. 4. Distribución de la metalicidad para cúmulos globulares en las galaxias cD M87 y NGC 1399 de la espectroscopía Keck (Cohen et al. 1998; Kissler-Patig et al. 1998). Se espera que la fusión de las galaxias del Grupo Local forme una galaxia elíptica. Después de que las poblaciones estelares jóvenes se hayan desvanecido, la galaxia resultante tendrá MV ≤ –21.0. Si no hay creación o destrucción de los cúmulos globulares, este grupo local "elíptico" tendrá unos 700 cúmulos globulares. La función de luminosidad del sistema GC se parecerá a la función "universal". La distribución de metalicidad tendrá picos en [Fe / H] ∼ –1.55 y –0.64 con una relación de metal pobre a rico en metal de 2.5: 1. Estos picos tienen un valor similar al de las dos galaxias de tipo temprano (M87 y NGC 1399) con distribuciones de metalicidad determinadas espectroscópicamente disponibles. La relación de población relativa también es similar. Después de una corrección cruda para las poblaciones estelares, la frecuencia específica para el Grupo Elíptico Local es de aproximadamente 3.Este valor es similar al de las elípticas de campo y grupo suelto. A partir de nuestra "simulación de fusión sin disipación", especulamos que los sistemas de cúmulos globulares alrededor de elípticas de baja frecuencia específica pueden ser consistentes con la combinación simple de los sistemas de cúmulos globulares de las galaxias progenitoras y con poca o ninguna formación de cúmulos globulares. Sin embargo, las elípticas con frecuencias específicas de moderadas a altas (es decir, SN = 5-15) requieren una mayor proporción de cúmulo globular a estrella de campo. En principio, esto podría resolverse con una fusión disipativa (es decir, la creación de nuevos cúmulos globulares a partir del gas, como se ve en las espirales que se fusionan actualmente). Sin embargo, las poblaciones de cúmulos globulares ricos en metales en estas elípticas no son más grandes que las pobres en metales, como podría esperarse para el escenario de fusión (Forbes et al. 1997). Alternativamente, elípticas y espirales por igual, pueden formar la gran mayoría de sus cúmulos globulares ricos en metales y pobres en metales durante dos episodios de formación in situ similares, como parte de un proceso de colapso de galaxia disipacional. Agradecimientos. Agradecemos a J. Brodie, G. Hau, J. Huchra por sus comentarios y discusiones útiles. También agradecemos al árbitro (J. Dubinski) por sus comentarios. DM cuenta con el respaldo de la subvención Fondecyt No. 01990440 y DIPUC, y del Departamento de Energía de EE. UU. Mediante el Contrato W-7405-Eng-48 al Laboratorio Nacional Lawrence Livermore. PB fue apoyado por la Institución Smithsonian. Referencias Armandroff TE, Davies JE, Jacoby GH, 1998a, AJ 116, 2287 Armandroff TE, Davies JE, Jacoby GH, 1998b, BAAS 193 Ashman KM, Bird CM, 1993, AJ 106, 2281 Ashman KM, Zepf SE, 1998, Globular Sistemas de clúster. Cambridge Univ. 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