Galaxia de Andromeda

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Galaxia de Andromeda
Galaxia espiral
Galaxia de Andrómeda (con h-alpha) .jpg
La galaxia de Andrómeda
Descubrimiento
Descubridor Abd al-Rahmān al-Sūfi
Fecha 905
Datos de observación
( época J2000.0 )
Constelación Andrómeda
Ascensión recta 00 h 42 m 44,3 s [1]
Declinación + 41 ° 16 ′ 9 ″ [1]
Distancia 2,54 ± 0,06 millones de al [2] [3] [4] [5] [6]
( 779 000 ± 180 pcs )
Magnitud aparente (V) +3,4 [1]
Tamaño aparente (V) 190 '× 60' [1]
Redshift −301 ± 1 km / s [3]
Características físicas
Chico Galaxia espiral
Clase SA (s) b [1]
Masa 1,23 × 10 12 M
Dimensiones 220 000 al
( 67 500 pcs )
Magnitud absoluta (V) −20,0 [4]
Funciones relevantes El objeto más lejano visible a simple vista
Otras designaciones
M 31, NGC 224, UGC 454, PGC 2557, 2C 56 (núcleo) [1] , LEDA 2557
Mapa de localización
Galaxia de Andromeda
Andrómeda IAU.svg
Categoría de galaxias espirales

Coordenadas : Carta celeste 00 h 42 m 44,3 s , + 41 ° 16 ′ 09 ″

La Galaxia de Andrómeda (a veces también conocida con el antiguo nombre Gran Nebulosa de Andrómeda o con los nombres de catálogo M 31 y NGC 224 ) es una galaxia espiral gigante que se encuentra a unos 2.538 millones de años luz de la Tierra [4] en la dirección de la constelación de Andrómeda . de donde toma su nombre. Es la galaxia grande más cercana a la nuestra, la Vía Láctea ; también es visible a simple vista y se encuentra entre los objetos más distantes visibles sin la ayuda de herramientas.

La Galaxia de Andrómeda es la más grande del Grupo Local , un grupo de galaxias que también incluye la Vía Láctea y la Galaxia del Triángulo , además de otras cincuenta galaxias menores, muchas de las cuales son satélites de las principales.

Según estudios publicados en la década de 2000 , derivados de las observaciones del telescopio espacial Spitzer , contendría alrededor de mil millones de estrellas (mil mil millones), un número mucho mayor que el de la Vía Láctea, estimado entre 200 y 400 mil millones de estrellas. [7] Sin embargo, hay opiniones contradictorias sobre la masa : algunos estudios indican un valor de masa para la Vía Láctea igual al 80% del de Andrómeda, [3] mientras que, según otros, las dos galaxias tienen dimensiones de masa similares. [8] [9] Sin embargo, algunos estudios sugieren que la Vía Láctea contiene más materia oscura y, por tanto, podría ser la de mayor masa. [10]

Con una magnitud aparente de 3,4, la galaxia de Andrómeda es uno de los objetos más brillantes del catálogo de Messier. [11]

Observación

Mapa para localizar la Galaxia de Andrómeda.

La Galaxia de Andrómeda se puede identificar muy fácilmente: una vez identificada la constelación a la que pertenece y en particular la estrella Mirach (β Andromedae), continuar en dirección noroeste siguiendo la alineación de las estrellas μ Andromedae y ν Andromedae , en el NE / Dirección SO, entre Perseo y Pegaso [12] , para llegar a identificar una mancha fusiforme, alargada en dirección noreste-suroeste; También es posible notarlo a simple vista si el cielo está en óptimas condiciones y sin contaminación lumínica . Un binocular de 8 × 30 o 10 × 50 no muestra muchos más detalles, pero te permite ubicar el satélite M32 ; un telescopio de 120–250 mm de apertura le permite notar que la región central es más brillante, aunque no significativamente en comparación con el resto del huso, que se inclina suavemente hacia el fondo del cielo, especialmente en los lados noreste y suroeste. El aumento excesivo no le permite tener una visión general. [13]

La galaxia de Andrómeda se puede observar desde ambos hemisferios terrestres, aunque su declinación norte favorece enormemente a los observadores del hemisferio norte; desde las regiones boreales es extremadamente alto en el cielo en las noches de otoño, mostrándose incluso circumpolar en las regiones más septentrionales y el cinturón templado medio-alto, como el centro-norte de Europa y Canadá , mientras que en el hemisferio sur siempre permanece muy bajo , con la excepción de áreas cercanas al ecuador . Sin embargo, es visible desde la mayoría de las áreas habitadas de la Tierra . [14] El mejor período para su observación en el cielo nocturno es entre septiembre y marzo; en el hemisferio norte es uno de los objetos más característicos de los cielos otoñales.

Historia de observaciones

la Gran Nebulosa de Andrómeda tomada por Isaac Roberts .

La primera observación escrita de la galaxia de Andrómeda se remonta a 964 y fue realizada por el astrónomo persa Abd al-Rahmān al-Sūfi , [15] quien la describió como una "pequeña nube" en su Libro de estrellas fijas ; también otros mapas celestes (entre los que se encuentran los holandeses [16] ) que datan del mismo período lo informan con la definición de "Nube pequeña". [15] La primera descripción del objeto basada en observaciones telescópicas fue hecha por Simon Marius el 15 de diciembre de 1612 , [17] quien lo definió como "la luz de una vela observada a través de un cuerno translúcido". [16] Charles Messier lo insertó más tarde en su famoso catálogo con el número 31 en el año 1764 , acreditando erróneamente a Marius como el descubridor, sin tener conocimiento del libro sufí anterior. En 1785 , el astrónomo William Herschel notó un leve halo rojizo en la región central de M31; él creía que era la más cercana de todas las "grandes nebulosas" y, basándose en el color y la magnitud de la nube, estimó (incorrectamente) una distancia no mayor a 2000 veces la distancia de Sirio . [18]

William Huggins en 1864 observó el espectro de M31 y notó que era diferente al de las nebulosas de gas; [19] los espectros de M31 mostraban un continuo de frecuencias , superpuestas sobre líneas oscuras , muy similar al de las estrellas individuales: de esto dedujo que debió ser un objeto estelar. En 1885 se observó una supernova en el halo de M31, catalogada como S Andromedae , la primera y única observada hasta ahora en la galaxia; en el momento en que M31 se consideraba un objeto "cercano", se creía que era un evento mucho menos luminoso, llamado nova , por lo que se lo denominó "Nova 1885".

Las primeras imágenes fotográficas de la galaxia fueron tomadas en 1887 por Isaac Roberts desde su observatorio privado en Sussex ; la larga exposición mostró, por primera vez, que M31 tiene una estructura en espiral. Sin embargo, todavía se creía que era una nebulosa incluida en nuestra Galaxia y Roberts pensó erróneamente que se trataba de una nube en espiral en la que se forman sistemas similares a nuestro sistema solar , donde las nubes satélites serían planetas en formación. [20]

La velocidad radial de M31 con respecto al sistema solar fue medida en 1912 por Vesto Slipher en el Observatorio Lowell , utilizando un espectroscopio ; el resultado fue la velocidad radial más alta jamás medida hasta entonces, de hasta 300 km / s , acercándose al Sol. [21]

Descubrimiento de la naturaleza de las galaxias.

En 1917, Heber Curtis observó una nova en los brazos de M31; investigando placas fotográficas, descubrió 11 más; Curtis escribió que estas novas tenían una magnitud aparente promedio de 10, más débil que las observadas en la Vía Láctea. Como resultado, colocó la Galaxia de Andrómeda a una distancia de 500 000 al , convirtiéndose así en el proponente de la teoría de los llamados "universos islas", según la cual las nebulosas espirales no son más que conjuntos de gases y estrellas similares a nuestra Vía Láctea, independientes entre sí. [22]

En 1920 tuvo lugar el Gran Debate entre Harlow Shapley y Heber Curtis, en el que discutieron la naturaleza de la Vía Láctea, las "nebulosas espirales" y las dimensiones del Universo ; Para apoyar la hipótesis de que la "Gran Nebulosa de Andrómeda" era en realidad una galaxia independiente, Curtis también informó de la existencia de líneas oscuras que recuerdan a las nubes de polvo típicas de nuestra Galaxia, así como el notable efecto Doppler . En 1922 Ernst Öpik presentó un método astrofísico muy simple para estimar la distancia de M31, según el cual se encontró que la "nube" estaba a 450 kpc (casi 1,5 millones de años luz) de distancia. [23] Edwin Hubble resolvió el dilema en 1925 , cuando por primera vez identificó algunas variables cefeidas en algunas fotos de la galaxia creadas en el Observatorio Mount Wilson , haciendo así la medición de distancias mucho más precisa; De hecho, sus mediciones demostraron inequívocamente que M31 es una galaxia independiente ubicada a una distancia considerable de la nuestra. [24]

Esta galaxia juega un papel importante en los estudios galácticos, ya que es la galaxia espiral gigante más cercana a nosotros. En 1943 Walter Baade resolvió por primera vez algunas estrellas individuales en la región central de la galaxia; basado en sus observaciones, fue capaz de distinguir dos poblaciones distintas de estrellas basándose en su metalicidad : llamó al grupo más joven y más cercano al disco " Tipo I " y a los más viejos, teñidos de rojo en el bulto " Tipo II ". Este sistema de clasificación de poblaciones estelares , ya señalado anteriormente por Jan Oort , se extendió posteriormente a las estrellas de la Vía Láctea y en general a todas las galaxias conocidas. [25] Baade también descubrió que están presentes dos tipos de variables Cefeidas, lo que resultó en una duplicación de la distancia estimada de M31, así como de las galaxias del resto del Universo.

El primer mapa de ondas de radio de la galaxia de Andrómeda fue completado en la década de 1950 por John Evan Baldwin y sus asociados en el Grupo de Radioastronomía de Cambridge; el núcleo de la galaxia se denomina 2C 56 en el catálogo de radioastronomía 2C .

Características y bicicletas

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Colisión entre Andrómeda y la Vía Láctea .
la Galaxia de Andrómeda vista bajo los rayos ultravioleta ( GALEX ).

La galaxia de Andrómeda se está acercando a la Vía Láctea a una velocidad de aproximadamente 400.000 km / h, por lo tanto, es una de las pocas galaxias que muestra un cambio hacia el azul ; dado el movimiento del Sol dentro de nuestra Galaxia, se deduce que las dos galaxias se aproximan a una velocidad de 100-140 km / s. [26] Por tanto, las dos galaxias podrían colisionar en un tiempo estimado de 2.500 millones de años: en ese caso probablemente se fusionarán dando lugar a una gran galaxia elíptica ; sin embargo, la velocidad tangencial de M31 con respecto a la Vía Láctea no se conoce bien, lo que crea incertidumbre sobre cuándo ocurrirá la colisión y cómo procederá. [27] Los choques de este tipo son frecuentes en grupos de galaxias.

Después del descubrimiento de un segundo tipo de cefeidas más débiles en 1953, la distancia a la Galaxia de Andrómeda se duplicó; en la década de los noventa se utilizaron las medidas del satélite Hipparcos para recalibrar las distancias de las cefeidas, llevando así la distancia de la galaxia al valor provisional de 2,9 millones de años luz.

Estimaciones recientes de distancia

Se utilizaron cuatro técnicas distintas para determinar la distancia a la galaxia.

En 2003 , utilizando las fluctuaciones de luminosidad de la superficie infrarroja, revisando el valor período-luminosidad y utilizando una corrección de metalicidad de −0,2 mag dex −1 in (O / H), se obtuvo una distancia de 2,57 ± 0, 06 millones de años luz (787 ± 18 kpc).

Utilizando el método de las variables Cefeidas, el valor obtenido en 2004 es de 2,51 ± 0,13 millones de años luz (770 ± 40 kpc). [2] [3]

En 2005 se anunció el descubrimiento de una estrella binaria eclipsante perteneciente a la Galaxia de Andrómeda; este sistema, catalogado como M31VJ00443799 + 4129236 , está formado por dos estrellas azules brillantes y calientes de clase espectral O y B. Al estudiar el eclipse de estrellas, que ocurre cada 3.54969 días, los astrónomos pudieron medir su diámetro; conociendo su diámetro y temperaturas, fue posible obtener la magnitud absoluta de las dos estrellas, que comparada con la magnitud aparente arrojó un valor de distancia igual a 2.52 ± 0.14 millones de años luz (770 ± 40 kpc); por lo tanto, esta distancia se puede tomar como un valor promedio para la galaxia. [4] Este valor encaja perfectamente entre los valores previamente identificados y se acepta como extremadamente preciso, independientemente de la escala de distancia de cefeidas.

NGC 206 , la nube estelar más brillante de la galaxia de Andrómeda.

Su proximidad también nos permite utilizar estimaciones basadas en gigantes rojas ; utilizando esta técnica, también se encontró un valor de 2,56 ± 0,08 millones de años luz (785 ± 25 kpc) en 2005. [5]

Tomando un promedio de las distancias obtenidas con los distintos métodos, se obtiene una estimación de 2.54 ± 0.06 millones de años luz (778 ± 17 kpc); [28] basado en las distancias mencionadas, se estimó un diámetro de la galaxia igual a 141 000 ± 3 000 al . [29]

Masa

Las estimaciones de la masa de la galaxia de Andrómeda, incluida la materia oscura, dan un valor de aprox. 1,23 × 10 12 M [30] , mientras que el de la Vía Láctea sería de 1,9 × 10 12 : la masa de M31 sería, por tanto, menor que la de la Vía Láctea, a pesar de que sus dimensiones son mayores; sin embargo, la tasa de inexactitud sería demasiado grande para confirmar este valor. De hecho, M31 contiene muchas más estrellas que la Vía Láctea y tiene un diámetro considerablemente mayor.

En particular, M31 tendría muchas más estrellas comunes que la Vía Láctea y su brillo es el doble que el nuestro; [31] sin embargo, la tasa de formación de estrellas de la Vía Láctea es mucho mayor: la Galaxia de Andrómeda produce estrellas para aproximadamente una masa solar por año, mientras que en nuestra Galaxia se estima que se producen de 3 a 5 por año. La tasa de supernovas también es el doble que la de M31. [32] Esto sugiere que M31 experimentó una fase intensa de formación estelar en su pasado, mientras que la Vía Láctea se encuentra en medio de una de estas fases; esto también podría significar que en el futuro las estrellas de la Vía Láctea podrían llegar a ser numerosas como se observa en M31.

Estructura

La galaxia de Andrómeda vista en infrarrojo por el telescopio espacial Spitzer .

Según su apariencia en luz visible , la galaxia de Andrómeda se clasifica como SA (s) b en la secuencia de Hubble ; [1] [33] sin embargo, los datos del monitoreo de 2MASS muestran que la protuberancia M31 tiene una estructura ligeramente alargada, lo que implica que podría ser una galaxia espiral barrada con el eje de la barra dispuesto casi exactamente a lo largo de nuestra línea de visión. [34]

En 2005, las observaciones realizadas con el telescopio Keck mostraron que los tenues filamentos de estrellas que se extienden fuera de la galaxia son en realidad parte del disco principal; [35] esto implica que el disco espiral de la galaxia es tres veces más grande de lo que se creía anteriormente (el diámetro estimado actual de la galaxia es de unos 220.000 años luz; antes se pensaba que tenía entre 70.000 y 120.000 años luz).

La galaxia está inclinada 77 ° con respecto a la línea de visión de la Tierra (un ángulo de 90 ° corresponde a una vista perfectamente recortada). Los análisis de su forma muestran que el disco tiene una deformación en "S" pronunciada y no una forma plana; [36] una posible causa de esta deformación podría ser la influencia gravitacional de las galaxias satélites, así como una influencia remota de la Galaxia del Triángulo , pero aún faltan medidas de distancia y velocidad radial para confirmar esta hipótesis.

Los estudios espectroscópicos han proporcionado mediciones muy detalladas de la curva de rotación de M31 a varias distancias del núcleo. Cerca de este, a una distancia de 1300 años luz, la velocidad de rotación alcanza un pico de 225 km / s ; posteriormente, disminuye a un mínimo de 7000 años luz de distancia, donde podría ser tan bajo como 50 km / s; más lejos, la velocidad vuelve a aumentar hasta los 33 000 años luz de distancia, donde alcanza picos de 250 km / s; a 80 000 años luz del núcleo se estabiliza a 200 km / s. Estas medidas implican una masa concentrada de aprox. 6 × 10 9 M en la región del núcleo; la masa total de la galaxia aumenta linealmente a 45.000 años luz, donde luego comienza a disminuir. [37]

También se han descubierto múltiples fuentes de rayos X en la galaxia a través de observaciones del observatorio orbital XMM-Newton de la ESA ; algunos científicos han especulado que se trata de posibles agujeros negros o estrellas de neutrones , que calientan el gas que se aproxima a millones de kelvins, provocando la emisión de rayos X. El espectro de estrellas de neutrones es el mismo que el de los agujeros negros hipotetizados, pero las dos hipótesis podrían ser distinguible en base a la masa. [38]

Núcleo

Imagen del Hubble que muestra la estructura de doble núcleo de la galaxia de Andrómeda. NASA / ESA .

La galaxia de Andrómeda alberga en su centro real un cúmulo de estrellas muy denso y compacto; en grandes telescopios es posible observar las estrellas sumergidas en el abultamiento difuso circundante. El brillo del núcleo supera al de los cúmulos globulares más brillantes.

En 1991 , estudiando las imágenes obtenidas con el Telescopio Espacial Hubble de las regiones más internas del núcleo, se descubrió que la galaxia alberga un núcleo doble, formado por dos concentraciones separadas por 1,5 parsecs (unos 5 años luz); la concentración más brillante, catalogada como P1, está descentralizada con respecto al verdadero centro galáctico, mientras que la concentración más pequeña, P2, cae exactamente en el centro y contiene un agujero negro de 10 8 M . La explicación más acreditada es aquella según la cual P1 es una proyección de un disco de estrellas en una órbita excéntrica alrededor del agujero negro central; P2 también contiene un disco compacto de estrellas calientes de clase A, que no son evidentes en los filtros rojos, mientras que la luz azul y ultravioleta dominan el núcleo, haciendo que P2 sea más brillante que P1 en estas longitudes de onda . [39]

Inicialmente se pensó que la parte más brillante del doble núcleo era el remanente de una antigua galaxia enana "canibalizada" por M31 , [40] pero actualmente esta hipótesis ya no se considera una explicación plausible: estos núcleos de hecho habrían tenido vida extremadamente corto debido a la ruptura de las mareas del agujero negro central; de hecho, la parte más brillante no tiene agujeros negros para poder estabilizarse. Además, la densificación secundaria no parece ser un núcleo galáctico y, sin embargo, no hay evidencia de una interacción profunda entre galaxias.

Brazos espirales

Imagen infrarroja del Spitzer de la galaxia de Andrómeda, 24 micrómetros . (Crédito: NASA / JPL - Caltech / K. Gordon University of Arizona )

Los brazos espirales de la galaxia de Andrómeda están marcados por una serie de regiones H II que Baade describió como una hilera de cuentas; aparecen muy frecuentes, aunque más separadas y menos frecuentes que en nuestra Galaxia. [41] Las imágenes rectificadas de la galaxia muestran una galaxia espiral común con los brazos enrollados en el sentido de las agujas del reloj; hay brazos principales continuos separados entre sí por un mínimo de 13 000 años luz y pueden seguirse desde el exterior hasta una distancia de unos 1 600 años luz desde el núcleo; esto se puede ver por el desplazamiento de las nubes de hidrógeno neutro de las estrellas. [42]

En 1998 , las imágenes de la ESA 's infrarrojos Observatorio Espacial mostraron que la forma general de la Galaxia de Andrómeda podría ser una etapa de transición hacia una galaxia anillo ; De hecho, el gas y el polvo de la galaxia se distribuyen generalmente alrededor de algunas estructuras anulares, incluida una de grandes proporciones a una distancia de 32.000 años luz del centro. [43] Este anillo está oculto a la luz visible, ya que está formado por polvos fríos.

Estudios detallados de las regiones internas de la galaxia muestran un pequeño anillo de polvo que se cree que fue causado por una interacción con la cercana M32 que ocurrió hace más de 200 millones de años; Las simulaciones muestran que la pequeña galaxia satélite pasó a través del disco M31 a lo largo del eje polar. Esta colisión arrancó la mitad de la masa original de M32 y creó la estructura anular ahora visible en M31. [44]

Halo galáctico

Mayall II , un gran cúmulo globular fotografiado por el Telescopio Espacial Hubble.

El halo galáctico de M31 es comparable al de la Vía Láctea, donde las estrellas del halo son principalmente pobres en metales y su pobreza aumenta con la distancia; [45] esto indica que las dos galaxias siguieron un patrón evolutivo común. Probablemente han crecido asimilando alrededor de 100-200 galaxias de baja masa durante los últimos 12 mil millones de años; [46] las estrellas del halo extendido de la Galaxia de Andrómeda y la Vía Láctea podrían llegar a ocupar hasta un tercio de la distancia que separa las dos galaxias.

Asociados con M31 hay unos 460 cúmulos globulares ; [47] el más masivo de estos, catalogado como Mayall II y apodado " Globular One ", tiene una luminosidad más alta que cualquier otro cúmulo globular conocido en el Grupo Local de galaxias. [48] Mayall II contiene unos pocos millones de estrellas y es dos veces más brillante que Omega Centauri , el cúmulo globular más brillante conocido en la Vía Láctea. También contiene algunas poblaciones estelares y una estructura demasiado masiva para un cúmulo globular normal; por esta razón, algunos consideran que Mayall II es un remanente del núcleo de una galaxia enana que M31 arrancó las estrellas exteriores en un pasado distante. [49] Sin embargo, la globular con el brillo aparente más alto visto desde nuestra perspectiva es G76, que se encuentra en la mitad oriental del brazo suroeste. [15]

En 2005 , los astrónomos también descubrieron un nuevo tipo de cúmulo de estrellas; su peculiaridad consiste en que contiene cientos de miles de estrellas, un número similar al observado en los cúmulos globulares, de los que se distinguen porque son mucho más grandes (hasta unos pocos cientos de años luz de diámetro) y cientos de veces menos denso. La distancia entre las estrellas también es mucho mayor en los grandes cúmulos recién descubiertos. [50]

Galaxias satélite

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Galaxias satélite de Andrómeda .
M32 , la galaxia satélite más conocida de Andrómeda, junto con la Galaxia del Triángulo , o M 33.

Al igual que la Vía Láctea, la Galaxia de Andrómeda también tiene un sistema de galaxias satélite , que consta de 14 galaxias enanas conocidas; los más conocidos y fáciles de observar son M32 y M110 .

Basado en la evidencia, parece que M32 sufrió un encuentro cercano con la Galaxia de Andrómeda en el pasado: M32 de hecho pudo haber sido una galaxia más grande de lo que parece actualmente y su disco de estrellas habría sido arrancado por M31, que asumió un La forma distorsionó y aumentó la tasa de formación de estrellas en las regiones centrales, lo que terminó en un pasado relativamente reciente. [51]

M110 también parece estar interactuando con M31 y los astrónomos han descubierto en el halo de este último una corriente de estrellas ricas en metales que parecen haber sido despojadas de ambas galaxias satélites. [52] M110 contiene una banda de polvo, lo que podría indicar un fenómeno reciente de formación de estrellas, que es inusual para una galaxia enana elíptica , que generalmente está casi completamente libre de gas y polvo.

En 2006 se descubrió que nueve de las galaxias satélite se encuentran a lo largo de un plano que cruza el núcleo de la galaxia de Andrómeda, en lugar de estar distribuidas al azar como podría esperarse en el caso de interacciones independientes; esto podría significar que las galaxias satélite tienen un origen de marea común. [53]

Galaxias satélite de M31 descubiertas antes de 1900
Nombre de pila Chico Distancia
del sol
( 10⁶︎ hasta )
Magnitud Descubridor Año
descubrimiento
M32 cE2 2,65 ± 0,10 +9,0 Guillaume Le Gentil 1749
M110 E5 pec 2,69 ± 0,09 +8,9 Charles Messier 1773
NGC 185 dSph / dE3 2,08 ± 0,15 +10,1 William Herschel 1787
NGC 147 dSph / dE5 2,67 ± 0,18 +10,5 John Herschel 1829

Nota

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Carte celesti

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Voci correlate

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