![]() Resultados Esperados Se espera obtener una determinación precisa del movimiento de la LMC con respecto al centro de la Galaxia. Finalmente, tomando en cuenta el movimiento del Sol, mediante transformaciones geométricas simples, se puede obtener un movimiento con respecto al centro de la galaxia. Para esto se aplica el método de Jones et al. ![]() El movimiento medido en la posición del campo se debe corregir para obtener el movimiento del centro de masa de la LMC. Un cuasar es un punto fiducial (debido a su gran distancia no presenta movimiento perceptible), por lo que su movimiento será el reflejo del movimiento de las estrellas de la LMC. En este método la posición de un cuasar es medida en diferentes épocas con respecto a estrellas pertenecientes a la LMC. Metodología Para determinar el movimiento propio de la LMC se utilizará el ”QSO Method”. Finalmente podemos también obtener la velocidad espacial de la LMC con respecto al centro de la Galaxia. Dicho movimiento se puede luego corregir por la rotación de la LMC y de esta forma obtener el movimiento propio de su centro de masa. Objetivos El objetivo del presente trabajo es obtener una medición precisa del movimiento propio absoluto de la LMC. (2006), Momany y Zaggia (2005), Kallivayalil et al. (1994), Kroupa y Bastian (1997), Anguita et al. ![]() Trabajos previos abordando el movimiento propio de la LMC, y asimismo de otras galaxias del grupo local, incluyen los de Kroupa et al. Si bien la velocidad radial de la LMC es un parámetro bien conocido ( 250), su velocidad transversal ha sido difícil de constreñir. (1994), Lynden-Bell y Lynden-Bell (1995), Kroupa et al. Trabajos relacionados con este tema incluyen los de Murai y Fujimoto (1980), Lin y Lynden-Bell (1982), Shuter (1992), Gardiner et al. El conocimiento de este vector no sólo permite calcular su ubicación pasada y predecir su posición futura, sino que además, si se asume un valor razonable para la masa de la Galaxia, se puede deducir si la LMC esta ligada a nuestra Galaxia. En todos los modelos del movimiento de la LMC, su velocidad espacial actual constituye un parámetro clave. Entre los objetos cuya cinemática puede ayudar a resolver el problema anterior, está la”Nube Grande de Magallanes” (LMC), la que además de ser una de las galaxias más cercanas a la nuestra, por su posición en el cielo es una de las más adecuadas para efectuar estudios cinemáticos con las técnicas e instrumentación actuales. ![]() origen de estos grupos de galaxias, pueden ser abordados si se tiene un conocimiento preciso de la velocidad espacial de estos satélites. Procesos como el origen de corrientes de estrellas que parecen estar relacionados a estos satélites, la influencia de interacciones de marea en la evolución de galaxias de baja masa y del halo de la Galaxia, y en general el. Para entender el proceso de formación de nuestra galaxia y de sus satélites es necesario conocer la cinemática de las galaxias del Grupo Local cercanas a nuestra Galaxia. Serão apresentados mapas bi-dimensionais da velocidade e dispersão de velocidades das estrelas e do gás, além de imagens na linha que mapeia o gás de alta excitação. No intervalo espectral coberto pelo espectrografo a linha (9068 Å) também é visível, o que permite estudar a cinemática do gás na mesma região. O elemento de resolução espacial nas galáxias é da ordem de 30 pc. Os dados foram obtidos com o IFU GMOS no telescópio Gemini. No presente trabalho investigamos a cinemática estelar no núcleo das galáxias Seyfert NGC 4051 e NGC 4941 usando o tripleto do Ca ii (8500 Å) em absorção. Desde sua criação, tais estrelas não tiveram tempo de "virializar", ou seja, seguir a distribuição radial de dispersões de velocidades determinada pelo campo gavitacional da galáxia e, portanto, a dispersão de velocidades medida nessa região do bojo acaba sendo menor do que a dispersão medida nas vizinhanças. Essa queda vem sendo tentativamente explicada por um cenário evolutivo em que um evento de formação estelar recente cria as estrelas da região central em um disco de dimensões 300 pc. Estudos recentes da cinemática da região dentro de 1 kpc do núcleo de galaxias Seyfert próximas usando espectroscopia de fenda longa com alta resolução espacial (~ 100 pc ou melhores) encontraram uma queda na dispersão de velocidades nas regiões centrais dentro de um raio de ~ 300 pc do núcleo.
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