Galaxia de Andromeda - Andromeda Galaxy

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Galaxia de Andromeda
Galaxia de Andrómeda 560 mm FL.jpg
La galaxia de Andrómeda con las galaxias satélite M32 , (centro a la izquierda sobre el núcleo galáctico ) y M110 , (centro a la izquierda debajo de la galaxia)
Datos de observación ( época J2000 )
Pronunciación / Æ n d r ɒ m ɪ d ə /
Constelación Andrómeda
Ascensión recta 00 h 42 m 44,3 s
Declinación + 41 ° 16 ′ 9 ″
Redshift z = −0,001001
(el signo menos
indica desplazamiento hacia el azul )
Velocidad radial de helio −301 ± 1 km / s
Distancia 765  kpc (2,50  millones )
Magnitud aparente   (V) 3,44
Magnitud absoluta   (V) −21,5
Caracteristicas
Tipo SA (s) b
Masa (1,5 ± 0,5) × 10 12 M
Número de estrellas ~ 1 billón (10 12 )
Tamaño ~ 220  kly (67  kpc ) (diámetro)
Tamaño aparente   (V) 3,167 ° × 1 °
Otras designaciones
M 31, NGC 224, UGC 454, PGC 2557, 2C 56 (núcleo), CGCG 535-17, MCG + 07-02-016, IRAS 00400 + 4059, 2MASX J00424433 + 4116074, GC 116, h 50, Bode 3, Flamsteed 58, Hevelius 32, Ha 3.3, IRC +40013

El Andromeda Galaxy (IPA: / æ n d r ɒ m ɪ d ə / ), también conocida como Messier 31 , M31 , o NGC 224 y originalmente la nebulosa de Andrómeda (véase más adelante), es una galaxia espiral barrada aproximadamente 2,5 millones de luz -años (770 kiloparsecs ) de la Tierra y la galaxia principal más cercana a la Vía Láctea . El nombre de la galaxia proviene del área del cielo de la Tierra en la que aparece, la constelación de Andrómeda , que a su vez lleva el nombre de la princesa etíope (o fenicia) que fue la esposa de Perseo en la mitología griega.

La masa virial de la Galaxia de Andrómeda es del mismo orden de magnitud que la de la Vía Láctea, a 1  billón de masas solares (2,0 × 10 42 kilogramos ). La masa de cualquiera de las galaxias es difícil de estimar con precisión, pero durante mucho tiempo se pensó que la galaxia de Andrómeda es más masiva que la Vía Láctea por un margen de entre el 25% y el 50%. Esto ha sido cuestionado por un estudio de 2018 que citó una estimación más baja de la masa de la galaxia de Andrómeda, combinada con informes preliminares sobre un estudio de 2019 que estima una masa más alta de la Vía Láctea. La Galaxia de Andrómeda tiene un diámetro de aproximadamente 220.000  ly (67  kpc ), lo que la convierte en el miembro más grande del Grupo Local en términos de extensión.

El número de estrellas contenidas en la galaxia de Andrómeda se estima en un billón ( 1 × 10 12 ), o aproximadamente el doble del número estimado para la Vía Láctea.

Se espera que las galaxias de la Vía Láctea y Andrómeda colisionen en unos 4-5 mil millones de años, fusionándose para formar una galaxia elíptica gigante o una gran galaxia lenticular . Con una magnitud aparente de 3,4, la galaxia de Andrómeda se encuentra entre los objetos más brillantes de Messier , lo que la hace visible a simple vista desde la Tierra en noches sin luna, incluso cuando se ve desde áreas con contaminación lumínica moderada .

Historial de observación

Gran Nebulosa de Andrómeda por Isaac Roberts , 1899.

Alrededor del año 964, el astrónomo persa Abd al-Rahman al-Sufi fue el primero en describir la Galaxia de Andrómeda. Se refirió a ella en su Libro de estrellas fijas como una "mancha nebulosa".

Los mapas estelares de ese período lo etiquetaron como la Pequeña Nube . En 1612, el astrónomo alemán Simon Marius dio una descripción temprana de la galaxia de Andrómeda basada en observaciones telescópicas. Pierre Louis Maupertuis conjeturó en 1745 que la mancha borrosa era un universo insular. En 1764, Charles Messier catalogó a Andrómeda como objeto M31 y atribuyó incorrectamente a Marius como el descubridor a pesar de ser visible a simple vista. En 1785, el astrónomo William Herschel notó un leve tono rojizo en la región central de Andrómeda. Creía que Andrómeda era la más cercana de todas las "grandes nebulosas ", y basándose en el color y la magnitud de la nebulosa, supuso incorrectamente que no era más de 2.000 veces la distancia de Sirio , o aproximadamente 18.000  ly (5,5  kpc ). . En 1850, William Parsons, tercer conde de Rosse, hizo el primer dibujo de la estructura en espiral de Andrómeda .

En 1864, Sir William Huggins notó que el espectro de Andrómeda difería del de una nebulosa gaseosa. Los espectros de Andrómeda muestran un continuo de frecuencias , superpuestas con líneas de absorción oscuras que ayudan a identificar la composición química de un objeto. El espectro de Andrómeda es muy similar al de las estrellas individuales, y de esto se dedujo que Andrómeda tiene una naturaleza estelar. En 1885, se vio una supernova (conocida como S Andromedae ) en Andrómeda, la primera y hasta ahora única observada en esa galaxia. En ese momento, se consideraba que Andrómeda era un objeto cercano, por lo que se pensó que la causa era un evento mucho menos luminoso y no relacionado llamado nova , y se nombró en consecuencia; "Nova 1885".

En 1888, Isaac Roberts tomó una de las primeras fotografías de Andrómeda, que todavía se pensaba comúnmente que era una nebulosa dentro de nuestra galaxia. Roberts confundió a Andrómeda y "nebulosas espirales" similares con sistemas estelares en formación .

En 1912, Vesto Slipher utilizó la espectroscopía para medir la velocidad radial de Andrómeda con respecto a nuestro Sistema Solar, la mayor velocidad medida hasta ahora, a 300 km / s (190 mi / s).

Universo insular

Ubicación de la galaxia de Andrómeda (M31) en la constelación de Andrómeda.

En 1917, Heber Curtis observó una nova dentro de Andrómeda. Buscando en el registro fotográfico, se descubrieron 11 novas más. Curtis notó que estas novas eran, en promedio, 10 magnitudes más débiles que las que ocurrieron en otras partes del cielo. Como resultado, pudo llegar a una estimación de la distancia de 500.000 ly (3,2 × 10 10  AU). Se convirtió en un defensor de la hipótesis de los llamados "universos insulares", que sostenía que las nebulosas espirales eran en realidad galaxias independientes.

Galaxia de Andrómeda sobre el telescopio muy grande . La galaxia del triángulo es visible en la parte superior.

En 1920, tuvo lugar el Gran Debate entre Harlow Shapley y Curtis sobre la naturaleza de la Vía Láctea, las nebulosas espirales y las dimensiones del universo . Para respaldar su afirmación de que la Gran Nebulosa de Andrómeda es, de hecho, una galaxia externa, Curtis también notó la aparición de carriles oscuros dentro de Andrómeda que se asemejaban a las nubes de polvo en nuestra propia galaxia, así como observaciones históricas del significativo cambio Doppler de la Galaxia de Andrómeda . En 1922 Ernst Öpik presentó un método para estimar la distancia de Andrómeda usando las velocidades medidas de sus estrellas. Su resultado colocó a la Nebulosa de Andrómeda lejos de nuestra galaxia a una distancia de aproximadamente 450 kpc (1.500 kly). Edwin Hubble resolvió el debate en 1925 cuando identificó estrellas variables cefeidas extragalácticas por primera vez en fotografías astronómicas de Andrómeda. Estos se hicieron utilizando el telescopio Hooker de 2,5 metros (8 pies 2 pulgadas) y permitieron determinar la distancia de la Gran Nebulosa de Andrómeda. Su medición demostró de manera concluyente que esta característica no era un cúmulo de estrellas y gas dentro de nuestra propia galaxia, sino una galaxia completamente separada ubicada a una distancia significativa de la Vía Láctea.

En 1943, Walter Baade fue la primera persona en resolver estrellas en la región central de la galaxia de Andrómeda. Baade identificó dos poblaciones distintas de estrellas en función de su metalicidad , nombrando las estrellas jóvenes de alta velocidad en el disco Tipo I y las estrellas rojas más viejas en el abultamiento Tipo II. Esta nomenclatura se adoptó posteriormente para las estrellas dentro de la Vía Láctea y en otros lugares. (La existencia de dos poblaciones distintas había sido notada anteriormente por Jan Oort .) Baade también descubrió que había dos tipos de estrellas variables cefeidas, lo que resultó en una duplicación de la distancia estimada a Andrómeda, así como al resto del universo.

En 1950, Hanbury Brown y Cyril Hazard detectaron emisiones de radio de la galaxia de Andrómeda en el Observatorio de Jodrell Bank . Los primeros mapas de radio de la galaxia fueron hechos en la década de 1950 por John Baldwin y colaboradores del Cambridge Radio Astronomy Group . El núcleo de la galaxia de Andrómeda se llama 2C 56 en el catálogo de radioastronomía 2C . En 2009, el primer planeta pudo haber sido descubierto en la Galaxia de Andrómeda. Esto se detectó mediante una técnica llamada microlente , que es causada por la desviación de la luz por un objeto masivo.

Las observaciones de la emisión de radio polarizada linealmente con el radiotelescopio Westerbork Synthesis , el telescopio Effelsberg de 100 m y el Very Large Array revelaron campos magnéticos ordenados alineados a lo largo del "anillo de 10 kpc" de formación de gas y estrellas. El campo magnético total tiene una fuerza de aproximadamente 0,5 nT, de los cuales se ordenan 0,3 nT.

General

La distancia estimada de la galaxia de Andrómeda a la nuestra se duplicó en 1953 cuando se descubrió que hay otro tipo más tenue de estrella variable Cefeida . En la década de 1990, se utilizaron las mediciones de las gigantes rojas estándar y de las estrellas rojas agrupadas de las mediciones del satélite Hipparcos para calibrar las distancias de las cefeidas.

Formación e historia

El Galaxy Andromeda como se ve por la NASA 's Wide-field Infrared Survey Explorer .

La galaxia de Andrómeda se formó hace aproximadamente 10 mil millones de años a partir de la colisión y posterior fusión de protogalaxias más pequeñas .

Esta violenta colisión formó la mayor parte del halo galáctico (rico en metales) y el disco extendido de la galaxia . Durante esta época, su tasa de formación estelar habría sido muy alta , hasta el punto de convertirse en una luminosa galaxia infrarroja durante aproximadamente 100 millones de años. Andrómeda y la galaxia del Triángulo tuvieron un paso muy cercano hace 2 a 4 mil millones de años. Este evento produjo altas tasas de formación de estrellas en el disco de la galaxia de Andrómeda, incluso algunos cúmulos globulares, y perturbó el disco exterior de M33.

Durante los últimos 2 mil millones de años, se cree que la formación de estrellas en todo el disco de Andrómeda ha disminuido hasta el punto de casi inactividad. Ha habido interacciones con galaxias satélites como M32, M110 u otras que ya han sido absorbidas por la Galaxia de Andrómeda. Estas interacciones han formado estructuras como la Corriente Estelar Gigante de Andrómeda . Se cree que una fusión galáctica hace aproximadamente 100 millones de años es responsable de un disco de gas que gira en sentido contrario que se encuentra en el centro de Andrómeda, así como de la presencia allí de una población estelar relativamente joven (100 millones de años).

Estimación de distancia

Se han utilizado al menos cuatro técnicas distintas para estimar las distancias desde la Tierra a la Galaxia de Andrómeda. En 2003, usando las fluctuaciones de brillo de la superficie infrarroja (I-SBF) y ajustando el nuevo valor de luminosidad del período y una corrección de metalicidad de −0,2 mag dex −1 in (O / H), una estimación de 2,57 ± 0,06 millones de luz años (1.625 × 10 11  ± 3.8 × 10 9 unidades astronómicas ) se derivó. Un método de variables cefeidas de 2004 estimó la distancia en 2,51 ± 0,13 millones de años luz (770 ± 40 kpc). En 2005, se descubrió una estrella binaria eclipsante en la Galaxia de Andrómeda. El binario son dos estrellas azules calientes de los tipos O y B. Al estudiar los eclipses de las estrellas, los astrónomos pudieron medir sus tamaños. Conociendo los tamaños y temperaturas de las estrellas, pudieron medir su magnitud absoluta . Cuando se conocen las magnitudes visual y absoluta, se puede calcular la distancia a la estrella. Las estrellas se encuentran a una distancia de 2.52 × 10 6  ± 0.14 × 10 6  ly (1.594 × 10 11  ± 8.9 × 10 9  AU) y toda la Galaxia de Andrómeda a aproximadamente 2.5 × 10 6  ly (1.6 × 10 11  AU). Este nuevo valor está en excelente acuerdo con el anterior valor de distancia independiente basado en cefeidas. El método TRGB también se utilizó en 2005 dando una distancia de 2,56 × 10 6  ± 0,08 × 10 6  ly (1,619 × 10 11  ± 5,1 × 10 9  AU). En conjunto, estas estimaciones de distancia dan un valor de 2,54 × 10 6  ± 0,11 × 10 6  ly (1,606 × 10 11  ± 7,0 × 10 9  AU). Y, a partir de esto, el diámetro de Andrómeda en el punto más ancho se estima en 220 ± 3 kly (67,450 ± 920 pc). Aplicando trigonometría ( diámetro angular ), esto equivale a un ángulo aparente de 4,96 ° en el cielo. ^ ^ ^ ^ ^ ^ ^

Estimaciones de masa

La galaxia de Andrómeda fotografiada en luz ultravioleta por GALEX (2003).
Ilustración que muestra tanto el tamaño de cada galaxia como la distancia entre las dos galaxias, a escala.
Halo gigante alrededor de la galaxia de Andrómeda.

Hasta 2018, las estimaciones de masa para el halo de la galaxia de Andrómeda (incluida la materia oscura ) arrojaron un valor de aproximadamente 1,5 × 10 12   M , en comparación con 8 × 10 11   M para la Vía Láctea. Esto contradecía mediciones anteriores que parecían indicar que la galaxia de Andrómeda y la Vía Láctea son casi iguales en masa.

En 2018, los resultados de radio restablecieron la igualdad de masa en aproximadamente 8 × 10 11   M En 2006, se determinó que el esferoide de la galaxia de Andrómeda tenía una densidad estelar más alta que la de la Vía Láctea, y su disco estelar galáctico fue estimada en aproximadamente el doble del diámetro de la Vía Láctea. Se estima que la masa total de la galaxia de Andrómeda está entre 8 × 10 11   M y 1,1 × 10 12   M . La masa estelar de M31 es 10-15 × 10 10   M , con el 30% de esa masa en el abultamiento central , el 56% en el disco y el 14% restante en el halo estelar . Los resultados de radio (masa similar a la de la Vía Láctea) deberían tomarse con la mayor probabilidad de 2018, aunque claramente este asunto todavía está siendo investigado activamente por varios grupos de investigación en todo el mundo.

A partir de 2019, los cálculos actuales basados ​​en la velocidad de escape y las mediciones de masa dinámica sitúan a la Galaxia de Andrómeda en 0,8 × 10 12   M , que es solo la mitad de la masa más nueva de la Vía Láctea, calculada en 2019 en 1,5 × 10 12   M .

Además de las estrellas, el medio interestelar de la galaxia de Andrómeda contiene al menos 7,2 × 10 9   M en forma de hidrógeno neutro , al menos 3,4 × 10 8   M como hidrógeno molecular (dentro de sus 10 kiloparsecs más internos) y 5,4 × 10 7   M de polvo .

La galaxia de Andrómeda está rodeada por un halo masivo de gas caliente que se estima que contiene la mitad de la masa de las estrellas de la galaxia. El halo casi invisible se extiende alrededor de un millón de años luz desde su galaxia anfitriona, a medio camino de nuestra Vía Láctea. Las simulaciones de galaxias indican que el halo se formó al mismo tiempo que la galaxia de Andrómeda. El halo está enriquecido en elementos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio, formado a partir de supernovas y sus propiedades son las esperadas para una galaxia que se encuentra en el "valle verde" del diagrama de color-magnitud de la galaxia (ver más abajo ). Las supernovas hacen erupción en el disco lleno de estrellas de la galaxia de Andrómeda y expulsan estos elementos más pesados ​​al espacio. Durante la vida de la galaxia de Andrómeda, casi la mitad de los elementos pesados ​​producidos por sus estrellas han sido expulsados ​​mucho más allá del disco estelar de 200.000 años luz de diámetro de la galaxia.

Estimaciones de luminosidad

En comparación con la Vía Láctea, la galaxia de Andrómeda parece tener predominantemente estrellas más viejas con edades> 7 × 10 9 años. La luminosidad estimada de la galaxia de Andrómeda, ~ 2.6 × 10 10   L , es aproximadamente un 25% más alta que la de nuestra propia galaxia. Sin embargo, la galaxia tiene una alta inclinación vista desde la Tierra y su polvo interestelar absorbe una cantidad desconocida de luz, por lo que es difícil estimar su brillo real y otros autores han dado otros valores para la luminosidad de la Galaxia de Andrómeda (algunos autores incluso proponer que es la segunda más brillante Galaxy dentro de un radio de 10 mega parsecs de la vía láctea, después de la Sombrero Galaxy , con una magnitud absoluta de alrededor de -22,21 o cerca).

Una estimación realizada con la ayuda del Telescopio Espacial Spitzer publicada en 2010 sugiere una magnitud absoluta (en azul) de −20,89 (que con un índice de color de +0,63 se traduce en una magnitud visual absoluta de −21,52, en comparación con −20,9 para el Vía Láctea), y una luminosidad total en esa longitud de onda de 3.64 × 10 10   L .

La tasa de formación de estrellas en la Vía Láctea es mucho mayor, con la Galaxia de Andrómeda produciendo solo alrededor de una masa solar por año en comparación con las 3-5 masas solares de la Vía Láctea. La tasa de novas en la Vía Láctea también es el doble que en la Galaxia de Andrómeda. Esto sugiere que esta última experimentó una vez una gran fase de formación estelar, pero ahora está en un estado relativo de inactividad, mientras que la Vía Láctea está experimentando una formación estelar más activa. Si esto continúa, la luminosidad de la Vía Láctea puede eventualmente superar a la de la Galaxia de Andrómeda.

Según estudios recientes, la galaxia de Andrómeda se encuentra en lo que en el diagrama de color-magnitud de la galaxia se conoce como el "valle verde", una región poblada por galaxias como la Vía Láctea en transición desde la "nube azul" (galaxias que forman activamente nuevas estrellas ) a la "secuencia roja" (galaxias que carecen de formación estelar). La actividad de formación de estrellas en las galaxias de los valles verdes se está desacelerando a medida que se quedan sin gas de formación de estrellas en el medio interestelar. En galaxias simuladas con propiedades similares a las de la galaxia de Andrómeda, se espera que la formación de estrellas se extinga dentro de unos cinco mil millones de años a partir de ahora, incluso teniendo en cuenta el aumento esperado a corto plazo en la tasa de formación de estrellas debido a la colisión entre la galaxia de Andrómeda. y la Vía Láctea.

Estructura

La galaxia de Andrómeda se ve en infrarrojo por el telescopio espacial Spitzer , una de la NASA 's cuatro grandes observatorios espaciales .
Imagen de la galaxia de Andrómeda tomada por Spitzer en infrarrojo, 24 micrómetros (Crédito: NASA / JPL - Caltech / Karl D. Gordon, Universidad de Arizona ).
Un rápido recorrido por la galaxia de Andrómeda.
Una imagen de Galaxy Evolution Explorer de la galaxia de Andrómeda. Las bandas de blanco azulado que forman los anillos llamativos de la galaxia son vecindarios que albergan estrellas calientes, jóvenes y masivas. Los carriles de color gris azulado oscuro de polvo más frío se muestran crudamente contra estos anillos brillantes, trazando las regiones donde se está produciendo actualmente la formación de estrellas en densos capullos nublados. Cuando se observan en luz visible, los anillos de la galaxia de Andrómeda se parecen más a brazos espirales. La vista ultravioleta muestra que estos brazos se asemejan más a la estructura en forma de anillo previamente observada en longitudes de onda infrarrojas con el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA . Los astrónomos que utilizaron este último interpretaron estos anillos como evidencia de que la galaxia estuvo involucrada en una colisión directa con su vecina, M32, hace más de 200 millones de años.

Según su apariencia en luz visible, la galaxia de Andrómeda se clasifica como una galaxia SA (s) b en el sistema de clasificación extendido de De Vaucouleurs-Sandage de galaxias espirales. Sin embargo, los datos infrarrojos del estudio 2MASS y del Telescopio Espacial Spitzer mostraron que Andrómeda es en realidad una galaxia espiral barrada , como la Vía Láctea, con el eje principal de la barra de Andrómeda orientado a 55 grados en sentido antihorario desde el eje principal del disco.

En 2005, los astrónomos utilizaron los telescopios Keck para mostrar que la tenue salpicadura de estrellas que se extienden hacia el exterior de la galaxia es en realidad parte del propio disco principal. Esto significa que el disco espiral de estrellas de la galaxia de Andrómeda tiene un diámetro tres veces mayor de lo que se había estimado anteriormente. Esto constituye evidencia de que existe un vasto disco estelar extendido que hace que la galaxia tenga más de 220.000 años luz (67 kiloparsecs ) de diámetro. Anteriormente, las estimaciones del tamaño de la galaxia de Andrómeda oscilaban entre 70.000 y 120.000 años luz (21 a 37 kpc) de ancho.

La galaxia tiene una inclinación estimada de 77 ° con respecto a la Tierra (donde un ángulo de 90 ° se vería directamente desde el costado). El análisis de la forma de la sección transversal de la galaxia parece demostrar una deformación pronunciada en forma de S, en lugar de solo un disco plano. Una posible causa de tal deformación podría ser la interacción gravitacional con las galaxias satélite cercanas a la Galaxia de Andrómeda. El Galaxy M33 podría ser responsable de cierta deformación en los brazos de Andrómeda, aunque se requieren distancias y velocidades radiales más precisas.

Los estudios espectroscópicos han proporcionado medidas detalladas de la velocidad de rotación de la galaxia de Andrómeda en función de la distancia radial desde el núcleo. La velocidad de rotación tiene un valor máximo de 225 km / s (140 mi / s) a 1300  ly (82,000,000  AU ) desde el núcleo, y tiene su mínimo posiblemente tan bajo como 50 km / s (31 mi / s) a 7,000 ly (440.000.000 AU) desde el núcleo. Más lejos, la velocidad de rotación se eleva a un radio de 33.000 ly (2,1 × 10 9  AU), donde alcanza un pico de 250 km / s (160 mi / s). Las velocidades disminuyen lentamente más allá de esa distancia, cayendo a alrededor de 200 km / s (120 mi / s) a 80,000 ly (5.1 × 10 9  AU). Estas medidas de velocidad implican una masa concentrada de aproximadamente 6 × 10 9   M en el núcleo . La masa total de la galaxia aumenta linealmente hasta 45.000 ly (2,8 × 10 9  AU), y luego más lentamente más allá de ese radio.

Los brazos espirales de la galaxia de Andrómeda están delineados por una serie de regiones HII , primero estudiadas con gran detalle por Walter Baade y descritas por él como "cuentas en una cuerda". Sus estudios muestran dos brazos espirales que parecen estar estrechamente enrollados, aunque están más espaciados que en nuestra galaxia. Sus descripciones de la estructura en espiral, a medida que cada brazo cruza el eje mayor de la Galaxia de Andrómeda, son las siguientes §pp1062 §pp92 :

Brazos espirales de Baade de M31
Brazos (N = cruza el eje mayor de M31 al norte, S = cruza el eje mayor de M31 al sur) Distancia desde el centro ( minutos de arco ) (N * / S *) Distancia desde el centro (kpc) (N * / S *) Notas
N1 / S1 3.4 / 1.7 0,7 / 0,4 Brazos de polvo sin asociaciones OB de regiones HII .
N2 / S2 8.0 / 10.0 1,7 / 2,1 Polvo de brazos con algunas asociaciones OB.
N3 / S3 25/30 5.3 / 6.3 Según N2 / S2, pero también con algunas regiones HII.
N4 / S4 50/47 11 / 9,9 Gran cantidad de asociaciones OB, regiones HII y poco polvo.
N5 / S5 70/66 15/14 Según N4 / S4 pero mucho más tenue.
N6 / S6 91/95 19/20 Asociaciones OB sueltas. Sin polvo visible.
N7 / S7 110/116 23/24 Según N6 / S6 pero más tenue y discreto.

Dado que la galaxia de Andrómeda se ve de cerca, es difícil estudiar su estructura en espiral. Las imágenes rectificadas de la galaxia parecen mostrar una galaxia espiral bastante normal, que exhibe dos brazos de arrastre continuos que están separados entre sí por un mínimo de aproximadamente 13,000  ly (820,000,000  AU ) y que se pueden seguir hacia afuera desde una distancia de aproximadamente 1,600 ly ( 100,000,000 AU) desde el núcleo. Se han propuesto estructuras espirales alternativas tales como un solo brazo espiral o un patrón floculante de brazos espirales largos, filamentosos y gruesos.

Se cree que la causa más probable de las distorsiones del patrón en espiral es la interacción con los satélites de galaxias M32 y M110 . Esto se puede ver por el desplazamiento de las nubes de hidrógeno neutro de las estrellas.

En 1998, las imágenes de la Agencia Espacial Europea 's Observatorio Espacial Infrarrojo demostraron que la forma general de la Galaxia de Andrómeda puede estar en transición hacia una galaxia anillo . El gas y el polvo dentro de la galaxia generalmente se forman en varios anillos superpuestos, con un anillo particularmente prominente formado en un radio de 32,000 ly (9.8 kpc) desde el núcleo, apodado por algunos astrónomos el anillo de fuego . Este anillo está oculto a las imágenes de luz visible de la galaxia porque está compuesto principalmente de polvo frío, y la mayor parte de la formación de estrellas que tiene lugar en la galaxia de Andrómeda se concentra allí.

Estudios posteriores con la ayuda del telescopio espacial Spitzer mostraron cómo la estructura en espiral de la galaxia de Andrómeda en el infrarrojo parece estar compuesta por dos brazos espirales que emergen de una barra central y continúan más allá del gran anillo mencionado anteriormente. Sin embargo, esos brazos no son continuos y tienen una estructura segmentada.

Un examen detallado de la región interior de la galaxia de Andrómeda con el mismo telescopio también mostró un anillo de polvo más pequeño que se cree que fue causado por la interacción con M32 hace más de 200 millones de años. Las simulaciones muestran que la galaxia más pequeña pasó a través del disco de la galaxia de Andrómeda a lo largo del eje polar de esta última. Esta colisión despojó más de la mitad de la masa del M32 más pequeño y creó las estructuras de anillo en Andrómeda. Es la coexistencia de la característica en forma de anillo grande conocida desde hace mucho tiempo en el gas de Messier 31, junto con esta estructura en forma de anillo interior recién descubierta, desplazada del baricentro , lo que sugirió una colisión casi frontal con el satélite. M32, una versión más suave del encuentro Cartwheel .

Los estudios del halo extendido de la galaxia de Andrómeda muestran que es más o menos comparable al de la Vía Láctea, siendo las estrellas del halo generalmente " pobres en metales ", y cada vez más con mayor distancia. Esta evidencia indica que las dos galaxias han seguido caminos evolutivos similares. Es probable que hayan acumulado y asimilado alrededor de 100-200 galaxias de baja masa durante los últimos 12 mil millones de años. Las estrellas en los halos extendidos de la Galaxia de Andrómeda y la Vía Láctea pueden extender casi un tercio de la distancia que separa las dos galaxias.

Núcleo

Imagen del Hubble del núcleo de la galaxia de Andrómeda que muestra una posible estructura doble.  Foto de NASA / ESA .
Concepto artístico del núcleo de la galaxia de Andrómeda, que muestra una vista a través de un disco de estrellas azules jóvenes que rodean un agujero negro supermasivo.  Foto de NASA / ESA .

Se sabe que la galaxia de Andrómeda alberga un cúmulo de estrellas denso y compacto en su mismo centro. En un telescopio grande, crea una impresión visual de una estrella incrustada en el bulto circundante más difuso. En 1991, se utilizó el telescopio espacial Hubble para obtener imágenes del núcleo interno de la galaxia de Andrómeda. El núcleo consta de dos concentraciones separadas por 1,5  pc (4,9  ly ). La concentración más brillante, designada como P1, se desplaza desde el centro de la galaxia. La concentración más tenue, P2, cae en el verdadero centro de la galaxia y contiene un agujero negro medido en 3–5 × 10 7 M en 1993, y en 1,1–2,3 × 10 8 M en 2005. La velocidad de dispersión del material a su alrededor se mide en ≈ 160  km / s (99  mi / s ).

Imagen del
telescopio de rayos X Chandra del centro de la Galaxia de Andrómeda. Varias fuentes de rayos X, probablemente estrellas binarias de rayos X, dentro de la región central de la galaxia aparecen como puntos amarillentos. La fuente azul en el centro está en la posición del agujero negro supermasivo .

Se ha propuesto que el doble núcleo observado podría explicarse si P1 es la proyección de un disco de estrellas en una órbita excéntrica alrededor del agujero negro central. La excentricidad es tal que las estrellas permanecen en el apocentro orbital , creando una concentración de estrellas. P2 también contiene un disco compacto de estrellas calientes de clase A espectral . Las estrellas A no son evidentes en los filtros más rojos, pero en luz azul y ultravioleta dominan el núcleo, haciendo que P2 parezca más prominente que P1.

Si bien en el momento inicial de su descubrimiento se planteó la hipótesis de que la parte más brillante del núcleo doble es el remanente de una pequeña galaxia "canibalizada" por la galaxia de Andrómeda, esto ya no se considera una explicación viable, en gran parte porque tal núcleo habría una vida útil extremadamente corta debido a la interrupción de las mareas por el agujero negro central. Si bien esto podría resolverse parcialmente si P1 tuviera su propio agujero negro para estabilizarlo, la distribución de estrellas en P1 no sugiere que haya un agujero negro en su centro.

Fuentes discretas

La galaxia de Andrómeda en rayos X de alta energía y luz ultravioleta (lanzada el 5 de enero de 2016).

Aparentemente, a fines de 1968, no se habían detectado rayos X de la Galaxia de Andrómeda. Un vuelo en globo el 20 de octubre de 1970 estableció un límite superior para los rayos X duros detectables de la galaxia de Andrómeda. El estudio de todo el cielo Swift BAT detectó con éxito rayos X duros provenientes de una región centrada a 6 segundos de arco del centro de la galaxia. Más tarde se descubrió que la emisión por encima de 25 keV se originaba en una sola fuente llamada 3XMM J004232.1 + 411314 , y se identificó como un sistema binario en el que un objeto compacto (una estrella de neutrones o un agujero negro) acumula materia de una estrella.

Desde entonces, se han detectado múltiples fuentes de rayos X en la galaxia de Andrómeda, utilizando observaciones del observatorio orbital XMM-Newton de la Agencia Espacial Europea (ESA) . Robin Barnard y col. planteó la hipótesis de que son candidatos a agujeros negros o estrellas de neutrones , que están calentando el gas entrante a millones de kelvin y emitiendo rayos X. Las estrellas de neutrones y los agujeros negros se pueden distinguir principalmente midiendo sus masas. Una campaña de observación de la misión espacial NuSTAR identificó 40 objetos de este tipo en la galaxia. En 2012, se detectó un microcuásar , una ráfaga de radio que emana de un agujero negro más pequeño en la galaxia de Andrómeda. El agujero negro progenitor se encuentra cerca del centro galáctico y tiene alrededor de 10 M . Fue descubierto a través de los datos recogidos por la Agencia Espacial Europea 's XMM-Newton de la sonda y se observó posteriormente por la NASA ' s Swift Gamma-Ray Burst Misión y Observatorio de Rayos X Chandra , el Very Large Array , y el muy matriz Long Baseline . El microcuásar fue el primero observado dentro de la Galaxia de Andrómeda y el primero fuera de la Vía Láctea.

Cúmulos globulares

Cúmulos de estrellas en la galaxia de Andrómeda.

Hay aproximadamente 460 cúmulos globulares asociados con la Galaxia de Andrómeda. El más masivo de estos cúmulos, identificado como Mayall II , apodado Globular One, tiene una mayor luminosidad que cualquier otro cúmulo globular conocido en el Grupo Local de galaxias. Contiene varios millones de estrellas y es aproximadamente el doble de luminoso que Omega Centauri , el cúmulo globular conocido más brillante de la Vía Láctea. Globular One (o G1) tiene varias poblaciones estelares y una estructura demasiado masiva para una globular ordinaria. Como resultado, algunos consideran que G1 es el núcleo remanente de una galaxia enana que fue consumida por Andrómeda en el pasado distante. La globular con mayor brillo aparente es G76, que se encuentra en la mitad este del brazo suroeste. Se pensaba que otro cúmulo globular masivo, llamado 037-B327 y descubierto en 2006, muy enrojecido por el polvo interestelar de la galaxia de Andrómeda , era más masivo que G1 y el cúmulo más grande del Grupo Local; sin embargo, otros estudios han demostrado que en realidad tiene propiedades similares a G1.

A diferencia de los cúmulos globulares de la Vía Láctea, que muestran una dispersión de edad relativamente baja, los cúmulos globulares de la galaxia de Andrómeda tienen un rango de edades mucho mayor: desde sistemas tan antiguos como la propia galaxia hasta sistemas mucho más jóvenes, con edades entre unos pocos cientos de millones de años. a cinco mil millones de años.

En 2005, los astrónomos descubrieron un tipo de cúmulo de estrellas completamente nuevo en la Galaxia de Andrómeda. Los cúmulos recién encontrados contienen cientos de miles de estrellas, un número similar de estrellas que se pueden encontrar en cúmulos globulares. Lo que los distingue de los cúmulos globulares es que son mucho más grandes (varios cientos de años luz de diámetro) y cientos de veces menos densos. Las distancias entre las estrellas son, por tanto, mucho mayores dentro de los cúmulos extendidos recién descubiertos.

Satélites

Messier 32 está a la izquierda del centro, Messier 110 está en la parte inferior derecha del centro.

Al igual que la Vía Láctea, la galaxia de Andrómeda tiene galaxias satélite , que consta de más de 20 galaxias enanas conocidas . Las galaxias satélite más conocidas y más fácilmente observadas son M32 y M110 . Según la evidencia actual, parece que M32 se sometió a un encuentro cercano con la Galaxia de Andrómeda en el pasado. M32 pudo haber sido una vez una galaxia más grande a la que M31 le quitó el disco estelar y experimentó un fuerte aumento de la formación de estrellas en la región del núcleo, que duró hasta un pasado relativamente reciente.

M110 también parece estar interactuando con la galaxia de Andrómeda, y los astrónomos han encontrado en el halo de esta última una corriente de estrellas ricas en metales que parecen haber sido despojadas de estas galaxias satélites. M110 contiene un carril polvoriento, que puede indicar una formación estelar reciente o en curso. M32 también tiene una población estelar joven.

En 2006, se descubrió que nueve de las galaxias satélite se encuentran en un plano que cruza el núcleo de la galaxia de Andrómeda; no están ordenados aleatoriamente como se esperaría de interacciones independientes. Esto puede indicar un origen de marea común para los satélites.

Evento PA-99-N2 y posible exoplaneta en la galaxia

PA-99-N2 fue un evento de microlente detectado en la galaxia de Andrómeda en 1999. Una de las explicaciones de esto es la lente gravitacional de una gigante roja por una estrella con una masa entre 0.02 y 3.6 veces la del Sol, lo que sugiere que es probable que la estrella esté orbitada por un planeta. Este posible exoplaneta tendría una masa 6,34 veces mayor que la de Júpiter. Si finalmente se confirma, sería el primer planeta extragaláctico encontrado . Sin embargo, más tarde se encontraron anomalías en el evento.

Colisión con la Vía Láctea

La galaxia de Andrómeda se acerca a la Vía Láctea a unos 110 kilómetros por segundo (68 millas por segundo). Se ha medido acercándose con relación al Sol a alrededor de 300 km / s (190 mi / s) mientras el Sol orbita alrededor del centro de la galaxia a una velocidad de aproximadamente 225 km / s (140 mi / s). Esto convierte a la galaxia de Andrómeda en una de las aproximadamente 100 galaxias de desplazamiento al azul observables . La velocidad tangencial o lateral de la galaxia de Andrómeda con respecto a la Vía Láctea es relativamente mucho menor que la velocidad de aproximación y, por lo tanto, se espera que choque directamente con la Vía Láctea en unos 4 mil millones de años. Un resultado probable de la colisión es que las galaxias se fusionarán para formar una galaxia elíptica gigante o quizás incluso una gran galaxia de disco . Tales eventos son frecuentes entre las galaxias en grupos de galaxias . Actualmente se desconoce el destino de la Tierra y el Sistema Solar en caso de colisión. Antes de que las galaxias se fusionen, existe una pequeña posibilidad de que el Sistema Solar sea expulsado de la Vía Láctea o se una a la Galaxia de Andrómeda.

Aficionado observando

La galaxia de Andrómeda es el objeto más distante y la única galaxia espiral fuera de la Vía Láctea que se puede ver a simple vista . La galaxia se encuentra comúnmente en el cielo en referencia a las constelaciones Cassiopeia y Pegasus . Andrómeda se ve mejor durante las noches de otoño en el hemisferio norte cuando pasa por encima de su cabeza, alcanzando su punto más alto alrededor de la medianoche de octubre y dos horas más tarde cada mes sucesivo. A primera hora de la tarde, sale por el este en septiembre y se pone por el oeste en febrero. Desde el hemisferio sur, la galaxia de Andrómeda es visible entre octubre y diciembre, y se ve mejor desde lo más al norte posible. Los binoculares pueden revelar algunas estructuras más grandes de la galaxia y sus dos galaxias satélites más brillantes , M32 y M110 . Un telescopio aficionado puede revelar el disco de Andrómeda, algunos de sus cúmulos globulares más brillantes, líneas de polvo oscuro y la gran nube de estrellas NGC 206 .

Ver también

Notas

Referencias

enlaces externos

Coordenadas : Mapa del cielo 00 h 42 m 44,3 s , + 41 ° 16 ′ 9 ″