Andrómeda Galaxy M31 | |
La galaxia de Andrómeda (M31) con dos satélites: M32 (disco nebuloso en el borde superior derecho) y M110 (pequeña galaxia elíptica debajo de M31). | |
Descubrimiento | |
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Descubridor (s) | Al-Sufi |
Con fecha de | ~ 964 en Isfahan |
Designaciones |
M 31 NGC 224 PGC 2557 MCG + 07-02-016 UGC 454 |
Observación (Epoch J2000.0 ) | |
Ascensión recta | 00 h 42 m 44.330 s |
Declinación | 41 ° 16 ′ 07,50 ″ |
Coordenadas galácticas | ℓ = 121,1743 b = −21,5733 |
Velocidad radial | −301 ± 7 km / s |
Distancia | 778 ± 17 kpc (∼2,54 millones de al ) |
Aplicación Magnitude. | 3.4 |
Aplicación Dimensiones. |
190 ' × 60' (diámetro real: 220.000 al) |
Constelación | Andrómeda |
Ubicación en la constelación: Andrómeda | |
Caracteristicas | |
Tipo | SA (s) b |
Masa | (1,23+1,8 −0,6) × 10 12 M ☉ |
La galaxia de Andrómeda , también identificada con los números M31 en el Catálogo de Messier y NGC 224 , es una galaxia espiral ubicada a unos 2,55 millones de años luz del Sol , en la constelación de Andrómeda .
La galaxia de Andrómeda (NGC 224) fue utilizada por Gérard de Vaucouleurs como una galaxia de tipo morfológico SA (s) b en su atlas de galaxias.
Llamada la Gran Nebulosa de Andrómeda hasta que se reconoció su verdadera naturaleza en la década de 1920 , la Galaxia de Andrómeda es la galaxia espiral más cercana a la Vía Láctea (todas las clases combinadas, la galaxia más cercana es la enana del Perro Grande ) y el miembro más grande del Local. Grupo de sesenta galaxias individuales, las cuales forman parte. Con un diámetro de unos 220.000 años luz , contendría alrededor de un billón de estrellas, de dos a cinco veces más que nuestra galaxia.
Con una magnitud visual de 3,4, la galaxia de Andrómeda es una de las pocas galaxias observables a simple vista desde la Tierra en el hemisferio norte . También es uno de los objetos más grandes del cielo , con un diámetro aparente de 3,18 °, más de seis veces el diámetro aparente de la Luna observado desde la Tierra.
La primera mención escrita conocida de la galaxia de Andrómeda se remonta al 964, año en el que Abd al-Rahman al-Sufi la describe en su Libro de estrellas fijas . La primera observación de la galaxia con un telescopio fue realizada por Simon Marius en 1612 (a menudo descrito como el descubridor de la galaxia). Fue fotografiado por primera vez en 1887 por el astrónomo Isaac Roberts en su Observatorio Crowborough en Sussex .
En la década de 1920 , Edwin Hubble identificó las estrellas variables cefeidas en fotografías astronómicas de la nebulosa. Gracias a la relación período-luminosidad establecida en 1912 por Henrietta Leavitt , esta última establece la distancia de las estrellas y confirma la naturaleza extragaláctica del objeto. También permite reinterpretar un evento de 1885 que había sido considerado una nova . Debido a la distancia de la galaxia, este evento, de magnitud aparente relativamente pequeña, fue de hecho extremadamente brillante en la escala de una galaxia. En realidad, fue una supernova (una explosión de estrellas), más tarde llamada SN 1885A . Es la primera supernova vista desde la invención del telescopio y la única conocida en la galaxia de Andrómeda.
En 1943 , mientras Los Ángeles estaba bajo toque de queda, Walter Baade utilizó el telescopio Mount Wilson Hooker y, por primera vez, resolvió estrellas en la región central de la galaxia.
En 1953, el estudio de M31 por Edwin Hubble y Allan Sandage reveló una nueva clase de estrellas variables , las variables luminosas azules (o LBV).
Según los resultados de las simulaciones numéricas realizadas por un equipo franco-chino que utilizó los recursos informáticos de alto rendimiento de GENCI , la galaxia de Andrómeda se formó hace solo menos de tres mil millones de años, en un momento en que la Tierra ya existía, y sería ser el resultado de la colisión de dos galaxias.
Se han utilizado varios métodos independientes de evaluación de distancias extragalácticas para medir la lejanía de la galaxia de Andrómeda, dando resultados bastante convergentes.
Así, la medición de la periodicidad de las Cefeidas en esta galaxia permitió en 2004 determinar su magnitud absoluta y por tanto deducir la distancia de la misma por comparación con su magnitud visual a 770 ± 0,06 kpc (∼2,51 millones de d ' al ).
Al mismo tiempo, el descubrimiento de un binario de eclipse cuyo tamaño y temperatura de los componentes - y por lo tanto su magnitud absoluta - se pudo determinar con precisión lo hizo posible de manera similar, comparando su magnitud absoluta con su magnitud visual, determinar la distancia de la galaxia a 2.52 ± 0.14 millones de al (∼773 kpc ) , una medida en notable acuerdo con la anterior por un método independiente.
El brillo infrarrojo de la población de estrellas II en la parte superior de la rama del gigante rojo es otro indicador de distancia utilizado para medir la distancia de las galaxias; aplicada a la galaxia de Andrómeda, esta medida dio en 2005 un valor de 2,56 ± 0,08 millones de al (∼785 kpc ) .
Combinado con una medición previa por el método de fluctuación del brillo de la superficie infrarroja, que en 2003 había dado una distancia de 2.57 ± 0.06 millones de al (∼788 kpc ) , todos estos valores dan una estimación promedio de la distancia a la vecina galaxia de Andrómeda de 2,54 ± 0,06 millones de al (∼779 kpc ) .
Se ha estimado que la masa total de la galaxia de Andrómeda ( materia bariónica + materia oscura) es probablemente de alrededor de 1.230 mil millones de masas solares , sin embargo, con valores mínimos y máximos posibles de 630 mil millones y 4,100 mil millones, respectivamente. El valor de 1,230 mil millones de masas solares corresponde a menos de dos tercios del de la Vía Láctea , estimado por este mismo estudio en alrededor de 1,900 mil millones de masas solares (al menos 200 mil millones pero no más de 5,500 mil millones). Sin embargo, las incertidumbres asociadas a estas dos estimaciones son demasiado grandes para poder llegar a una conclusión definitiva. Sin embargo, ahora podemos retener que la masa de estas dos galaxias es del mismo orden de magnitud y que la densidad de estrellas dentro de la galaxia de Andrómeda es mayor que la observada dentro de nuestra galaxia.
Por tanto, la galaxia de Andrómeda contiene más estrellas que la Vía Láctea, y su luminosidad total se ha estimado en alrededor de 26 mil millones de veces la luminosidad solar , o alrededor de un 25% más que la luminosidad total de nuestra propia galaxia del planeta. Sin embargo, la Vía Láctea experimenta una tasa de formación de estrellas de tres a cinco veces mayor que la de la galaxia de Andrómeda, con una tasa doble de supernovas , por lo que la galaxia de Andrómeda parece haber alcanzado un estado de reposo relativo después de haber experimentado una fase de formación estelar sostenida. mientras que nuestra galaxia parece, por el contrario, ser mucho más activa en esta área; si esto continuara, el brillo total de la Vía Láctea eventualmente superaría al de la galaxia de Andrómeda.
Los estudios espectroscópicos detallados han hecho posible trazar la curva de rotación de la galaxia de Andrómeda. A partir del centro galáctico, la velocidad de las estrellas aumenta hasta un máximo local de 225 km / sa 1300 años luz (400 pc ) y luego pasa a través de un mínimo local de 50 km / sa 7000 años luz (2 kpc ) antes de regresar. hasta un máximo de 250 km / sa 33.000 años luz (10 kpc ) y descendiendo gradualmente hasta alcanzar los 200 km / sa 80.000 años luz (24,5 kpc ). Esta curva implica que la masa total de la galaxia de Andrómeda crece linealmente hasta 45.000 años luz (13,8 kpc ) desde el centro, y luego más lentamente más allá; el núcleo tendría una masa de 6 mil millones de masas solares .
La galaxia de Andrómeda alberga un cúmulo estelar particularmente compacto en su centro, con una estructura doble destacada por el Telescopio Espacial Hubble en 1993. La concentración más brillante, designada por P1, es distinta del centro de la galaxia, que de hecho está materializado por el menos brillante de las dos concentraciones, llamado P2; estos dos componentes están separados por una distancia de aproximadamente 4,9 años luz (1,5 pc ).
P1La naturaleza de la concentración de P1 no se comprende completamente. Las primeras interpretaciones lo convirtieron en el núcleo residual de una antigua galaxia canibalizada, pero los cálculos rápidamente mostraron que tal estructura no podría permanecer coherente por mucho tiempo en las cercanías de un agujero negro supermasivo de este tamaño, que lo habría dispersado bajo el efecto de Fuerzas de marea . Luego se propuso que un segundo agujero negro supermasivo, esta vez en el centro de P1, podría haber estabilizado esta estructura a largo plazo, pero la distribución de estrellas en P1 no argumenta a favor de la existencia de tal agujero negro en su centro. P1 podría corresponder más a una acumulación de estrellas en la apoapsis de su órbita alrededor del agujero negro supermasivo de la galaxia.
P2P2 contiene un agujero negro supermasivo cuya masa se estimó en 30 a 50 millones de masas solares en 1993 y luego se reevaluó de 110 a 230 millones de masas solares en 2005 (aproximadamente 40 veces la masa estimada del que está en el centro de la Vía Láctea, Sagitario A * ). La dispersión de las velocidades medidas alrededor de este objeto es cercana a los 160 km / s , lo que permitió refinar la estimación de la masa de este agujero negro supermasivo utilizando la relación M-sigma .
M31 *, el núcleo activo / agujero negro supermasivoEl núcleo activo / agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia tiene la designación M31 * .
Según un estudio de 76 galaxias realizado por Alister Graham, el bulbo central de M31 contiene un agujero negro supermasivo cuya masa se estima en 1,4+0,9
−0,3x 10 8 .
En el dominio de la luz visible , la galaxia de Andrómeda presenta una estructura en espiral sin barra ni anillo visible, denominada SA (s) b en el sistema Vaucouleurs . Sin embargo, los datos del proyecto 2MASS , que mapearon el cielo en el infrarrojo a una longitud de onda de 2 μm , sugieren que el bulbo de esta galaxia tendría forma de caja, lo que la convertiría en una galaxia espiral barrada como la Vía lechosa. prácticamente en la dirección de mayor longitud.
Los datos adquiridos en 1998 en el infrarrojo por el telescopio espacial ISO de la Agencia Espacial Europea también destacaron la presencia de anillos concéntricos, uno de los cuales se encuentra a unos 33.000 años luz (10 kpc ) del centro galáctico., Concentra la mayor parte del polvo y una gran parte del gas de toda la galaxia. Estos anillos solo son visibles en infrarrojos porque están hechos de polvo frío, a una temperatura inferior a 15 K , que no irradia en longitudes de onda visibles. La existencia de este anillo podría indicar que toda la galaxia está evolucionando hacia una forma de galaxia en anillo .
El centro de este anillo está desplazado del centro de la galaxia, y un anillo más interior, también desplazado del orden de 1.600 años luz (500 pc ) y que abarca aproximadamente 4.900 × 3.250 años. Luz (1,5 × 1,0 kpc ), parece estar directamente relacionado con la colisión, hace unos 210 millones de años, de la pequeña galaxia elíptica M32 con la galaxia de Andrómeda, esta última habiendo sido golpeada a lo largo de su eje polar, despojando a M32 de más de la mitad de su masa.
Además, el disco galáctico no es plano sino por el contrario bastante retorcido cuando se lo observa en detalle, por ejemplo a 21 cm , el origen de esta torsión parece provenir de pequeñas galaxias satélites, en particular de la galaxia Triángulo . Es particularmente visible en la medida en que el disco galáctico se ve con una inclinación de aproximadamente 77 ° (una galaxia vista desde el borde se vería en un ángulo de 90 °).
Los brazos espirales de la galaxia de Andrómeda están salpicados de regiones H II , que aparecen en rojo en las imágenes en color y siguen el devanado de estos brazos. Estos parecen estar enrollados con mucha fuerza, aunque de hecho están más espaciados que los de nuestra galaxia. Dos grandes brazos espirales son claramente visibles, separados entre sí por un mínimo de 13.000 años luz (4 kpc ). Esta estructura en espiral podría estar relacionada con la interacción gravitacional entre la galaxia de Andrómeda y la galaxia M32 , subrayada por la dinámica de las nubes moleculares de esta galaxia.
Se cree que hay alrededor de 460 cúmulos globulares asociados con la galaxia de Andrómeda. El más masivo de ellos, llamado Mayall II , o "G1" para Globular One en inglés, es el cúmulo globular más brillante del Grupo local . Contiene varios millones de estrellas y es casi el doble de brillante que Omega Centauri , el cúmulo globular más brillante asociado con nuestra galaxia. Allí coexisten varias generaciones de estrellas, de diferente metalicidad , y G1 parece demasiado masivo para un cúmulo globular ordinario, lo que sugiere que de hecho sería el núcleo de una galaxia enana cuyas partes externas habrían sido asimiladas hace mucho tiempo por la galaxia de Andrómeda. sí mismo.
La galaxie d'Andromède renferme également une association stellaire bien connue, NGC 206 , mais également des associations bien plus vastes, de la masse d'un amas globulaire mais bien plus étendues et donc bien moins denses, qu'on ne connaît pas dans la Vía Láctea.
El análisis espectroscópico de las estrellas del halo de la galaxia de Andrómeda muestra que esta última es similar a la de nuestra galaxia, con una metalicidad más débil que en el disco galáctico y decreciendo con la distancia al bulbo galáctico . Esto indicaría que estas dos galaxias habrían experimentado una evolución comparable, absorbiendo hasta quizás doscientas galaxias enanas antes de adquirir el tamaño que tienen hoy.
Las estrellas más alejadas de los halos de la Vía Láctea y la galaxia de Andrómeda están quizás hasta un tercio de la distancia entre estas dos galaxias.
Cerca de veinte galaxias enanas orbitan la galaxia de Andrómeda. La más masiva es la galaxia Triángulo , una galaxia espiral bien dibujada fácilmente reconocible, pero M110 también es muy conocida, siendo siempre claramente visible en las fotografías generales de la galaxia de Andrómeda como una pequeña galaxia elíptica orientada oblicuamente en relación con su gran vecina. . M32 , una galaxia elíptica enana "compacta", es más discreta pero también visible como un pequeño disco con contornos ligeramente borrosos en el borde del disco de la galaxia de Andrómeda; Es muy probable que M32 sea el origen de ciertas perturbaciones morfológicas dentro del disco de la galaxia de Andrómeda tras el cruce casi ortogonal de ésta hace unos 210 millones de años. Los otros satélites son pequeñas galaxias enanas elípticas o galaxias esferoidales enanas .
Un estudio publicado en la primavera de 2006 indicó que la mayoría de las galaxias enanas esferoidales (incluida la transición a galaxias irregulares ) ( galaxias enanas irregulares de Pegaso , Andrómeda I , Andrómeda III , LGS 3 , Andrómeda V , Andrómeda VI , Andrómeda VII y Andrómeda IX ) y galaxias elípticas - M32 y NGC 147 - se encuentran a 16 kpc de un avión que pasa por el centro de la galaxia de Andrómeda. Si Andrómeda II , NGC 185 y M110 se desvían significativamente de este plano, la galaxia Triángulo , que sin embargo es una galaxia espiral , está cerca. La razón de esta distribución coplanar sigue siendo objeto de especulación por el momento, el hecho de que este plan también incluye el grupo vecino de galaxias llamado grupo M81 que puede indicar la presencia de una concentración de materia oscura distribuida en un gran plano. en el Universo Cercano.
La siguiente tabla resume las formaciones identificadas como satélites de la galaxia de Andrómeda y sus principales parámetros según Koch y Grebel; las coordenadas cartesianas ( X M31 , Y M31 , Z M31 ) centradas en la galaxia de Andrómeda se derivan de las coordenadas polares (α, δ, D ☉ ) habituales centradas en el Sol :
apellido | Tipología |
α ( J2000.0 ) |
δ ( J2000.0 ) |
Distancia al sol ( kpc ) |
X M31 ( kpc ) |
Y M31 ( kpc ) |
Z M31 ( kpc ) |
Año de descubrimiento |
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Triángulo Galaxy (M33) | CD de SA (s) | 01 h 33 min 51 s | + 30 ° 39 ′ 37 ″ | 847 ± 60 | 87,4 | 49,8 | 196,7 | 1654? |
M32 | cE2 | 00 h 42 m 42 s | + 40 ° 51 ′ 55 ″ | 770 ± 40 | 4,7 | 4.0 | 0,1 | 1749 |
M110 (NGC 205) | dE6 | 00 h 40 m 22 s | + 41 ° 41 ′ 07 ″ | 830 ± 35 | 3.8 | -55,3 | 16,0 | 1773 |
NGC 185 | dE5 | 00 h 38 m 58 s | + 48 ° 20 ′ 12 ″ | 620 ± 25 | -89,3 | 121,6 | -89,4 | 1787 |
NGC 147 | dE5 | 00 h 33 m 12 s | + 48 ° 30 ′ 29 ″ | 755 ± 35 | -85,5 | -8,7 | -52,4 | 1829 |
IC 10 | dIrr | 00 h 20 m 17 s | + 59 ° 18 ′ 14 ″ | 660 ± 65 | -200.0 | 70,7 | -140,7 | 1887 |
IC 1613 | dIrr | 01 h 04 min 47 s | + 02 ° 07 ′ 02 ″ | 715 ± 35 | 369,2 | 334,5 | 84,8 | 1906 |
Galaxia enana irregular de Pegaso (PegDIG) | dIrr / dSph | 23 h 28 min 36 s | + 14 ° 44 ′ 35 ″ | 760 ± 100 | 355,5 | 106,5 | -174,5 | ~ 1955 |
Andrómeda I | dSph | 00 h 45 m 40 s | + 38 ° 02 ′ 28 ″ | 790 ± 30 | 41,0 | -0,5 | 24,7 | 1970 |
Andrómeda II | dSph | 01 h 16 min 30 s | + 33 ° 25 ′ 09 ″ | 680 ± 25 | 42,2 | 144,9 | 53,5 | 1970 |
Andrómeda III | dSph | 00 h 35 m 34 s | + 36 ° 29 ′ 52 ″ | 760 ± 70 | 63,2 | 23,2 | -7,2 | 1970 |
LGS 3 | dIrr / dSph | 01 h 03 min 53 s | + 21 ° 53 ′ 05 ″ | 620 ± 20 | 149,1 | 240,6 | 21,4 | 1976 |
Andrómeda V | dSph | 01 h 10 min 17 s | + 47 ° 37 ′ 41 ″ | 810 ± 45 | -104,2 | -26,3 | 45,8 | 1998 |
Andrómeda VI (Enana esferoidal de Pegaso) | dSph | 23 h 51 min 46 s | + 24 ° 34 ′ 57 ″ | 775 ± 35 | 243,1 | 37,6 | -100,5 | 1998 |
Andrómeda VII (Enana Cassiopeia) | dSph | 23 h 26 min 31 s | + 50 ° 41 ′ 31 ″ | 760 ± 70 | -86,3 | -50,5 | -191,5 | 1998 |
Andrómeda IX | dSph | 00 h 52 m 53 s | + 43 ° 12 ′ 00 ″ | 790 ± 70 | -31,6 | -12,4 | 22,0 | 2004 |
Andrómeda XI | 2006 | |||||||
Andrómeda XII | 2006 | |||||||
Andrómeda XIII | 2006 | |||||||
Corriente de marea del noroeste (corrientes E y F) | 2009 | |||||||
Corriente de marea sureste | 2009 | |||||||
Andrómeda XXVIII | 2011 | |||||||
Andrómeda XXIX | 2011 |
La velocidad radial de la galaxia de Andrómeda en relación con la Vía Láctea se puede medir examinando el desplazamiento al azul de las líneas espectrales de las estrellas en la galaxia. Así, se establece que los dos objetos cósmicos se acercan entre sí a una velocidad aproximada de 430.000 km / h , o unos 120 km / s .
Las mediciones realizadas en 2002 y 2010 con el Telescopio Espacial Hubble por el equipo de Roeland P. van der Marel , astrofísico del Instituto Científico del Telescopio Espacial de Baltimore ( Estados Unidos ), revelaron que en el plano del cielo , Andrómeda se mueve a una velocidad de 17 km / s .
De ello se deduce que las dos galaxias se encontrarán en unos cuatro mil millones de años.
Cuando estas dos espirales estén lo suficientemente cerca, comenzarán a girar. Luego intercambiarán sus gases, sus estrellas y se mezclarán lentamente para formar una y la misma galaxia enorme en siete mil millones de años.
Siendo la densidad de materia bariónica dentro de una galaxia particularmente baja, las interacciones directas (posibles colisiones) entre estrellas de galaxias en colisión son muy poco probables a pesar de la enorme colisión aparente.
Esta unión dará como resultado una gran galaxia elíptica (que más tarde puede evolucionar a una galaxia espiral ) apodada en inglés Milkomeda o Milkdromeda (contracción de la Vía Láctea "Vía Láctea" y Andrómeda "Andrómeda") y en francés "Lactomède" (o "Milkomède" "por el anglicismo).
En cuanto al Sistema Solar , debería ser relegado a un lugar mucho más alejado del centro de esta nueva galaxia espiral que de la Vía Láctea.