Messier 32 - Messier 32
| Messier 32 | |
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 Galaxia satélite enana Messier 32
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| Datos de observación ( época J2000 ) | |
| Constelación | Andrómeda |
| Ascensión recta | 00 h 42 m 41,8 s |
| Declinación | + 40 ° 51 ′ 55 ″ |
| Redshift | -200 ± 6 km / s |
| Distancia | 2,49 ± 0,08 millones de años luz (763 ± 24 kpc ) |
| Magnitud aparente (V) | 8.08 |
| Caracteristicas | |
| Escribe | cE2 |
| Tamaño aparente (V) | 8′.7 × 6′.5 |
| Características notables |
Galaxia satélite de la galaxia de Andrómeda |
| Otras designaciones | |
| M 32, NGC 221, UGC 452, PGC 2555, Arp 168, LEDA 2555 | |
Messier 32 (también conocida como M32 y NGC 221 ) es una galaxia enana de "tipo temprano" a unos 2.650.000 años luz (810.000 pc) del sistema solar , que aparece en la constelación de Andrómeda . M32 es una galaxia satélite de la galaxia de Andrómeda (M31) y fue descubierta por Guillaume Le Gentil en 1749. Su tamaño real es aproximadamente 3 ⁄ 4 del radio del Sol desde el centro galáctico local, 6.300-6.700 años luz (1.900 –2,100 pc) en su ancho más pronunciado.
La galaxia es un prototipo de la clase elíptica compacta (cE) relativamente rara. La mitad de las estrellas se concentran en un radio efectivo (núcleo interno) de 330 años luz (100 pc). Las densidades en la cúspide estelar central aumentan abruptamente, superando 3 × 10 7 (es decir, 30 millones) M ☉ pc −3 (es decir, por pársec al cubo) en los subradios más pequeños resueltos por HST , y el radio de media luz de este cúmulo estelar central es de alrededor de 6 parsecs (20 años antes). Al igual que las galaxias elípticas más ordinarias , M32 contiene en su mayoría estrellas rojas y amarillas débiles más antiguas, prácticamente sin polvo ni gas y, en consecuencia, sin formación estelar actual . Sin embargo, muestra indicios de formación estelar en un pasado relativamente reciente.
Orígenes
La estructura y el contenido estelar de M32 son difíciles de explicar mediante los modelos tradicionales de formación de galaxias . Los argumentos teóricos y algunas simulaciones sugieren un escenario en el que el fuerte campo de mareas de M31 puede transformar una galaxia espiral o una galaxia lenticular en una elíptica compacta. A medida que una pequeña galaxia de disco cae en las partes centrales de M31, gran parte de sus capas externas se eliminarán. El abultamiento central de la pequeña galaxia se ve mucho menos afectado y conserva su morfología. Los efectos de las mareas gravitacionales también pueden impulsar el gas hacia adentro y desencadenar una explosión de estrellas en el núcleo de la pequeña galaxia, lo que da como resultado la alta densidad de M32 que se observa en la actualidad. Existe evidencia de que M32 tiene un disco exterior débil y, como tal, no es una galaxia elíptica típica.
Simulaciones más recientes encuentran que un impacto descentrado de M32 hace unos 800 millones de años explica la deformación actual en el disco de M31. Sin embargo, esta característica solo ocurre durante el primer paso orbital, mientras que se necesitan muchas órbitas para que las mareas transformen una enana normal en M32. Los colores observados y las poblaciones estelares de las afueras de M32 no coinciden con el halo estelar de M31, lo que indica que las pérdidas de marea de M32 no son su origen. En conjunto, estas circunstancias pueden sugerir que M32 ya comenzó en su estado compacto y ha retenido la mayoría de sus propias estrellas. Se ha descubierto al menos una galaxia ce similar de forma aislada, sin ningún compañero masivo que la trillara.
Otra hipótesis es que M32 es, de hecho, el remanente más grande de una antigua galaxia espiral, M32p , que entonces era el tercer miembro más grande del Grupo Local. Según esta simulación, M31 (Andrómeda) y M32p se fusionaron hace unos dos mil millones de años, lo que podría explicar tanto la composición inusual del halo estelar actual de M31 como la estructura y contenido de M32.
Medidas de distancia
Se han utilizado al menos dos técnicas para medir distancias a M32. La técnica de medición de distancias de fluctuaciones de brillo de la superficie infrarroja estima las distancias a las galaxias espirales en función de la granulosidad de la apariencia de sus protuberancias. La distancia medida a M32 con esta técnica es 2,46 ± 0,09 millones de años luz (755 ± 28 kpc ). Sin embargo, M32 está lo suficientemente cerca como para que la punta del método de la rama de gigante roja (TRGB) pueda usarse para estimar su distancia. La distancia estimada a M32 utilizando esta técnica es de 2,51 ± 0,13 millones de años luz (770 ± 40 kpc). Por varias razones adicionales, se cree que M32 está en primer plano de M31, en lugar de detrás. Sus estrellas y nebulosas planetarias no aparecen oscurecidas o enrojecidas por el gas o el polvo en primer plano. En un evento se observó microlente gravitacional de M31 por una estrella en M32.
Calabozo
M32 contiene un agujero negro supermasivo . Se ha estimado que su masa se encuentra entre 1,5 y 5 millones de masas solares. Una débil fuente de radio y rayos X ubicada en el centro (ahora llamada M32 * en analogía con Sgr A * ) se atribuye a la acumulación de gas en el agujero negro.
Ver también
Referencias
enlaces externos
- "StarDate: M32 Fact Sheet"
- "SEDS: Elíptica Galaxy M32"
- Merrifield, Michael. "M32 - Elíptica enana" . Vídeos de cielo profundo . Brady Haran .
- Messier 32 en WikiSky : DSS2 , SDSS , GALEX , IRAS , Hydrogen α , X-Ray , Astrophoto , Sky Map , artículos e imágenes
