Galaxia de Andrómeda
Antecedentes
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| Galaxia de Andrómeda | |
|---|---|
 La Galaxia de Andrómeda | |
| Los datos de observación ( J2000 época) | |
| Pronunciación | pron .: / æ n d r ɒ m ɨ d ə / |
| Constelación | Andrómeda |
| Ascensión Recta | 00 h 42 m 44,3 s |
| Declinación | + 41 ° 16 '9 " |
| Redshift | z = -0.001 (Signo menos indica blueshift) |
| Velocidad radial Helio | -301 ± 1 km / s |
| Distancia | 2.54 ± 0.11 Mly (778 ± 33 kpc) |
| Tipo | SA (s) b |
| Masa | ~ 1 × 10 12 M ☉ |
| Número de estrellas | 1 billón (10 12) |
| Dimensiones aparentes (V) | 190 'x 60' |
| Magnitud aparente (V) | 3.44 |
| Magnitud absoluta (V) | -20.0 |
| Otras designaciones | |
| M31, NGC 224, UGC 454, PGC 2557, 2C 56 (Core), ADEL 2557 | |
Ver también: galaxia , Lista de las galaxias | |
La Galaxia de Andrómeda ( / æ n d r ɒ m ɨ d ə /) Es un galaxia espiral aproximadamente 2,5 millones años luz (2,4 × 10 19 km) de la Tierra en la Constelación de Andrómeda. También conocido como Messier 31, M31 o NGC 224, que se refiere a menudo como la Gran Andrómeda Nebulosa en los textos antiguos. La Galaxia de Andrómeda es la galaxia espiral más cercana a nuestra Vía Láctea galaxia, pero no la galaxia más cercana en general. Recibe su nombre de la zona del cielo en la que aparece, el constelación de Andrómeda, que lleva el nombre de la princesa mitológica Andrómeda. La Galaxia de Andrómeda es la mayor galaxia del Grupo Local, que también contiene la Vía Láctea, la Galaxia del Triángulo, y alrededor de 30 otras galaxias más pequeñas. Aunque el más grande, la galaxia de Andrómeda no puede ser el más masivo, como los recientes hallazgos sugieren que la Vía Láctea contiene más materia oscura y podría ser el más masivo en la agrupación. Las observaciones de 2006 por el Telescopio Espacial Spitzer reveló que M31 contiene un billón (10 12) Estrellas: al menos dos veces el número de estrellas en la Vía Láctea, que se estima en 200-400 billion.
La galaxia de Andrómeda se estima en 7.1 × 10 11 masas solares. En comparación un estudio de 2009 estimó que la Vía Láctea y M31 son aproximadamente iguales en masa, mientras que un estudio de 2006 puso la masa de la Vía Láctea en ~ 80% de la masa de la galaxia de Andrómeda. Las dos galaxias están espera que chocan en 3750 millones años, finalmente la fusión para formar un gigante galaxia elíptica.
Un bronceado magnitud aparente de 3.4, la galaxia de Andrómeda se caracteriza por ser uno de los más brillantes Objetos Messier, por lo que es visible para el a simple vista en noches sin luna, incluso cuando se ve desde las zonas con moderada la contaminación lumínica. Aunque parece más de seis veces más ancho que la Luna llena cuando fotografiado a través de una mayor telescopio , sólo la región central brillante es visible a simple vista o cuando se visualizan con prismáticos o un pequeño telescopio.
Historia Observación
La Astrónomo persa Abd al-Rahman al-Sufi escribió una línea tentadora sobre la constelación encadenado en su Libro de las estrellas fijas alrededor de 964, y lo describió como una "pequeña nube". Los mapas estelares de ese período tienen que etiquetarse como la Pequeña Nube. La primera descripción del objeto basado en la observación telescópica fue dada por el astrónomo alemán Simon Marius en 15 de diciembre 1612. Charles Messier catalogó como objeto M31 en 1764 y acreditado incorrectamente Marius como el descubridor, sin darse cuenta de los trabajos anteriores de Al Sufi. En 1785, el astrónomo William Herschel observó un tono rojizo leve en la región central de la M31. Él creía que era la más cercana de todas las "grandes nebulosas" y se basa en el color y la magnitud de la nebulosa, que incorrectamente supuso que se trataba de no más de 2.000 veces la distancia de Sirius .
William Huggins en 1864 observó el espectro de M31 y señaló que se diferenciaba de una nebulosa gaseosa. Los espectros de M31 muestra una continuum de frecuencias, superpuestas con oscuro líneas de absorción que ayudan a identificar la composición química de un objeto. La nebulosa de Andrómeda era muy similar a los espectros de las estrellas individuales, y de esto se deduce que M31 era de naturaleza estelar. En 1885, una supernova (conocido como S Andromedae) se observó en M31, el primer y hasta ahora único observado en esa galaxia. En el momento M31 fue considerado como un objeto cercano, por lo que se pensó que la causa es un evento mucho menos luminosa y sin relación denomina nova, y fue nombrado en consecuencia "Nova 1885".
Las primeras fotografías de M31 fueron tomadas en 1887 por Isaac Roberts de su observatorio privado en Sussex, Inglaterra. La exposición a largo duración permitió la estructura espiral de la galaxia para ser visto por primera vez. Sin embargo, en el momento de este objeto fue aún creía comúnmente que una nebulosa dentro de nuestra galaxia, y Roberts cree erróneamente que M31 y nebulosas espirales eran similares sistemas solares se forman en realidad, con los satélites de los planetas nacientes. La la velocidad radial de este objeto con respecto a nuestro sistema solar se midió en 1912 por Vesto Slipher en el Observatorio Lowell, utilizando espectroscopia . El resultado fue la velocidad más grande registrado en ese momento, a 300 kilómetros por segundo (190 km / s), moviéndose en la dirección de la dom
Universo Island
En 1917, el astrónomo estadounidense Heber Curtis observó una nova en M31. Buscando el registro fotográfico, se descubrieron 11 más novas. Curtis se dio cuenta de que estas novas eran, en promedio, 10 magnitudes más débiles que los ocurridos en el cielo en otro lugar. Como resultado, él fue capaz de llegar a una estimación de la distancia de 500.000 años luz (3,2 × 10 10 UA). Se convirtió en un defensor de la llamada "universos isla" hipótesis, según la cual nebulosas espirales eran realmente galaxias independientes.
En 1920, el Gran Debate entre Harlow Shapley y Curtis se llevaron a cabo, sobre la naturaleza de la Vía Láctea , nebulosas espirales, y las dimensiones del universo . Para apoyar su afirmación de que la Gran Nebulosa de Andrómeda (M31) es una galaxia externa, Curtis también observó la aparición de carriles oscuros se asemejan a las nubes de polvo en nuestra propia galaxia, así como la significativa Desplazamiento Doppler. En 1922 Ernst Öpik presentó un método muy elegante y simple astrofísica para estimar la distancia de M31. Su resultado puso la Nebulosa de Andrómeda ahora fuera de nuestra galaxia a una distancia de aproximadamente 450 000 parsec, que está a unos 1,5 millones ly. Edwin Hubble se instaló el debate en 1925 cuando se identificó extragaláctico Las estrellas variables Cefeidas, por primera vez en las fotos astronómicas de M31. Estos se hicieron utilizando la 2,5-metros (100-in) Telescopio Hooker, y que permitieron a la distancia de la Gran Nebulosa de Andrómeda que se determinen. Su medición demostró de manera concluyente que esta característica no era un cúmulo de estrellas y gas dentro de nuestra galaxia, sino una galaxia totalmente independiente situado a una distancia considerable de la nuestra.
M31 juega un papel importante en los estudios galácticos, ya que es la galaxia espiral más cercana (aunque no el galaxia más cercana). En 1943 Walter Baade fue la primera persona para resolver estrellas en la región central de la galaxia de Andrómeda. Basado en sus observaciones de esta galaxia, fue capaz de discernir dos poblaciones distintas de estrellas en función de su metalicidad, nombrando las estrellas jóvenes y de velocidad alta en el tipo de disco y los mayores, las estrellas rojas en el tipo de bulto II. Esta nomenclatura fue adoptada posteriormente por las estrellas dentro de la Vía Láctea y en otras partes. (La existencia de dos poblaciones distintas se había observado anteriormente por Jan Oort.) Dr. Baade también descubrió que había dos tipos de variables Cefeidas, lo que dio lugar a una duplicación de la estimación de la distancia a M31, así como el resto del Universo.
Emisión de radio de la galaxia de Andrómeda se detectó por primera vez por Hanbury Brown y Cyril Hazard en Observatorio Jodrell Bank usando el 218-pies Telescopio de Tránsito, y fue anunciado en 1950 (Observaciones anteriores fueron hechas por radioastronomía pionero Grote Reber en 1940, pero no fueron concluyentes, y se muestra más adelante para ser un orden de magnitud muy alta). La primera mapas de radio de la galaxia se hicieron en la década de 1950 por John Baldwin y colaboradores de la Cambridge Radio Grupo de Astronomía. El núcleo de la galaxia de Andrómeda se llama 2C 56 en el Catálogo de radioastronomía 2C. En 2009, el primer planeta puede haber sido descubierto en la galaxia de Andrómeda. Este profesional se detectó utilizando una técnica llamada microlente, que es causada por la desviación de la luz por un objeto masivo.
General
La distancia medida respecto a la galaxia de Andrómeda se duplicó en 1953, cuando se descubrió que existe otro tipo, dimmer de Cepheid. En la década de 1990, las mediciones de ambos estándar gigantes rojas , así como estrellas Apelotonamiento rojo de la Mediciones por satélite Hipparcos se utilizaron para calibrar las distancias de Cefeidas.
Formación e Historia
Según un equipo de astrónomos de informes en 2010, M31 se formó a partir de la colisión de dos galaxias más pequeñas hace entre 5 y 9 millones de años.
Un artículo publicado en 2012 ha esbozado la historia básica del M31 desde su nacimiento. De acuerdo con ella, Andrómeda nació hace aproximadamente 10 mil millones de años de la fusión de muchos más pequeños protogalaxias, lo que lleva a una galaxia más pequeña que la que vemos hoy.
El evento más importante en la historia pasada de M31 fue el fusión mencionada anteriormente, que tuvo lugar hace 8 millones de años. Esta violenta colisión formó la mayor parte de su (rica en metales) halo galáctico y el disco prolongado y durante la época de Andrómeda formación estelar sería muy alto, hasta el punto de convertirse en un Galaxia infrarroja luminosa de aproximadamente 100 millon años.
Hace 2-4000000000 años, M31 y la Galaxia del Triángulo (M33) tuvo un pasaje muy cerca. Este evento producido altos niveles de formación de estrellas a través del disco de la galaxia de Andrómeda - incluso algunos cúmulos globulares - y perturbado disco exterior de M33.
Si bien ha habido actividad durante los últimos 2 millones de años, este ha sido mucho menor que en el pasado. Ha habido interacciones con galaxias satélites como M32, M110, u otros que ya han desaparecido absorbidos por M31 que se han formado estructuras como Gigante Stellar Corriente de Andrómeda y una fusión hace aproximadamente 100 millones de años, que está detrás de un disco de contra-rotación de gas que se encuentra en el centro de M31, así como la presencia allí de un relativamente joven (100 millones de años) población estelar. Durante esta época, la formación de estrellas a través del disco de M31 disminuyó hasta el punto de casi apagarlo para aumentar de nuevo hace relativamente poco tiempo.
Estimación reciente distancia
Al menos cuatro técnicas distintas se han utilizado para medir las distancias a la Galaxia de Andrómeda.
En 2003, utilizando el infrarrojo fluctuaciones superficiales de brillo (I-SBF) y ajustar por el nuevo valor del período-luminosidad de Freedman et al. 2001 y el uso de una corrección metalicidad de -0.2 mag dex-1 en (O / H), una estimación de 2,57 ± 0,06 Megalight-años (790 ± 18 kpc) fue derivado.
Usando el Cepheid método de variables, una estimación de 2,51 ± 0,13 millones de años luz (770 ± 40 kpc) fue reportado en 2004.
En 2005 Ignasi Ribas ( CSIC, Instituto de Estudios Espaciales de Cataluña (IEEC)) y sus colegas anunciaron el descubrimiento de una estrella binaria eclipsante en la galaxia de Andrómeda. La estrella binaria, designado M31VJ00443799 + 4.129.236, tiene dos estrellas azules luminosos y cálidos de tipos O y B. Al estudiar los eclipses de las estrellas, que se producen cada 3,54969 día, los astrónomos fueron capaces de medir sus tamaños. Conocer los tamaños y temperaturas de las estrellas, que fueron capaces de medir la magnitud absoluta de las estrellas. Cuando el magnitudes visuales y absolutos se sabe, la distancia a la estrella se pueden medir. Las estrellas se encuentran a una distancia de 2,52 ± 0,14 millones de años luz (770 ± 43 kpc) y toda la Galaxia de Andrómeda en unos 2,5 millones de años luz (770 kpc). Este nuevo valor se encuentra en excelente acuerdo con el, valor de la distancia basada en cefeidas independiente anterior.
M31 está lo suficientemente cerca que el Punta del método de la rama Red Giant (trgb) también puede ser usada para estimar su distancia. La distancia estimada a M31 con esta técnica en 2005 cedió 2,56 ± 0,08 millones de años luz (780 ± 25 kpc).
Promediando conjunto, todas estas medidas de distancia dan una estimación combinada distancia de 2,54 ± 0,11 millones de años luz (780 ± 34 kpc). En base a la distancia por encima de, el diámetro de M31 en el punto más ancho se estima en 141 ± 3 kly (43.000 ± 920 pc). La aplicación de la trigonometría ( arcotangente), que figura a se extiende en un aparente 3,18 ° ángulo en el cielo.
Las estimaciones de masa y luminosidad
Estimaciones de masa para el halo de la galaxia de Andrómeda (incluyendo la materia oscura ) dan un valor aproximado de 1,23 × 10 12 M ☉ (o 1.2 trillón masas solares) en comparación con 1,9 × 10 12 M ☉ de la Vía Láctea. Así M31 puede ser menos masiva que nuestra propia galaxia, aunque el margen de error es demasiado grande como para decir con certeza. Aun así, las masas de la Vía Láctea y M31 son comparables, y M31 de esferoide en realidad tiene una densidad estelar superior a la de la Vía Láctea.
En particular, M31 parece tener estrellas significativamente más comunes que la Vía Láctea, y el estimado luminosidad de M31, ~ 2,6 × 10 10 L ☉, es aproximadamente un 25% mayor que la de nuestra propia galaxia. Sin embargo, la tasa de formación de estrellas en la Vía Láctea es mucho mayor, con M31 producir sólo alrededor de una masa solar por año en comparación con 3.5 masas solares para la Vía Láctea. La tasa de supernovas en la Vía Láctea también es el doble que en M31. Esto sugiere que la M31, una vez experimentado una gran fase de formación de estrellas, pero ahora está en un estado relativo de la inactividad, mientras que la Vía Láctea está experimentando la formación de estrellas más activa. Si esto continúa, la luminosidad en la Vía Láctea puede llegar a superar a la de M31.
Estructura
Sobre la base de su aparición en la luz visible, la galaxia de Andrómeda es clasificada como una SA (s) b galaxia en el de Vaucouleurs-Sandage extendido sistema de clasificación de las galaxias espirales. Sin embargo, los datos de la 2MASS encuesta mostró que el bulto de M31 tiene una apariencia similar a una caja, lo que implica que la galaxia es en realidad una galaxia espiral barrada como la Vía Láctea, con la barra de la galaxia de Andrómeda visto casi directamente a lo largo de su eje longitudinal.
En 2005, los astrónomos utilizaron el Telescopios Keck para demostrar que la aspersión tenue 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 en M31 es tres veces más grande en diámetro que se había estimado anteriormente. Esto constituye una prueba de que hay una gran disco estelar, extendida que hace que la galaxia más de 220.000 años luz (67,000 pc) de diámetro. Anteriormente, las estimaciones del tamaño de la galaxia de Andrómeda oscilaron entre 70.000 y 120.000 años luz (21 000 a 37 000 pc) de diámetro.
La galaxia está inclinado un estimado de 77 ° respecto a la Tierra (en un ángulo de 90 ° sería visto directamente desde el lateral). Análisis de la forma de sección transversal de la galaxia parece demostrar una urdimbre pronunciado, en forma de S, en lugar de un disco plano. Una posible causa de una deformación de este tipo podría ser la interacción gravitacional con las galaxias satélite cerca de M31. La galaxia M33 podría ser responsable de algunos de urdimbre en los brazos de M31, aunque se requieren distancias más precisas y velocidades radiales.
Los estudios espectroscópicos han proporcionado mediciones detalladas de la velocidad de rotación de M31 en diversos radios desde el núcleo. En la vecindad del núcleo, la velocidad de rotación sube a un pico de 225 kilómetros por segundo (140 km / s) en un radio de 1300 años luz (82 millones UA), a continuación, desciende a un mínimo en 7000 años luz (440 000 000 AU) donde la velocidad de rotación puede ser tan bajo como 50 kilómetros por segundo (31 km / s). A partir de entonces la velocidad constante sube de nuevo a un radio de 33 000 años luz (2,1 × 10 9 UA), donde alcanza un pico de 250 kilómetros por segundo (160 km / s). Las velocidades bajan lentamente más allá de esa distancia, cayendo a unos 200 kilómetros por segundo (120 km / s) a 80.000 años luz (5,1 × 10 9 AU). Estas mediciones de la velocidad implican una masa concentrada de aproximadamente 6 × 10 9 M ☉ en el núcleo . La masa total de la galaxia aumenta linealmente a 45.000 años luz (2,8 × 10 9 UA), luego más lentamente más allá de ese radio.
La brazos espirales de M31 se describen por una serie de regiones H II que Baade descrito como parecido a "una sarta de cuentas". Ellos parecen estar bien la herida, aunque están más espaciados que en nuestra galaxia. Rectificados imágenes de la galaxia muestran una galaxia espiral bastante normal con las armas terminaron en sentido horario. Hay dos barras de arrastre continuos que están separados uno de otro por un mínimo de aproximadamente 13.000 años luz (820 000 000 AU). Estos pueden ser seguidos hacia fuera desde una distancia de más o menos 1,600 años luz (100 000 000 AU) desde el núcleo. La causa más probable de la forma de espiral se piensa que es la interacción con el Galaxy M32. Esto puede ser visto por el desplazamiento de la nubes de hidrógeno neutro de las estrellas.
En 1998, las imágenes de la Agencia Espacial Europea 's Observatorio Espacial Infrarrojo demostró que la forma general de la Galaxia de Andrómeda puede ser en transición hacia una galaxia anillo. El gas y el polvo dentro de M31 se forman generalmente en varios anillos superpuestos, con un anillo particularmente prominente formado en un radio de 32 000 años luz (2,0 × 10 9 AU) desde el núcleo. Este anillo está oculto de imágenes de luz visible de la galaxia porque está compuesto principalmente de polvo frío.
Un examen detallado de la región interior de M31 mostró un anillo de polvo más pequeñas que se cree que han sido causados por la interacción con M32 hace más de 200 millones de años. Las simulaciones muestran que la galaxia más pequeña pasa a través del disco de la galaxia de Andrómeda lo largo del eje polar de este último. Esta colisión despojado de más de la mitad de la masa de la M32 pequeño y creó las estructuras de anillo en M31.
Los estudios sobre el extenso halo de M31 muestran que es más o menos comparable a la de la Vía Láctea, con las estrellas en el halo de ser general " pobres en metales ", y cada vez con mayor distancia. Esta evidencia indica que las dos galaxias han seguido caminos evolutivos similares. Es probable que se han acrecentado y asimilado unos 1-200 galaxias de baja masa durante los últimos 12 millones de años. Las estrellas en los halos prolongados de M31 y la Vía Láctea puede extenderse casi un tercio de la distancia que separa las dos galaxias.
Núcleo
M31 es conocido por albergar un grupo denso y compacto estrella en el centro. En un gran telescopio crea una impresión visual de una estrella incrustado en la protuberancia circundante más difusa. La luminosidad del núcleo es en exceso de los cúmulos globulares más luminosos.
En 1991 Tod R. Lauer utilizado WFPC, a continuación, a bordo del Telescopio Espacial Hubble , a núcleo interior la imagen de M31. El núcleo consta de dos concentraciones separadas por 1,5 parsecs (4,9 ly). La concentración más brillante, designado como P1, está desplazado del centro de la galaxia. La concentración dimmer, P2, cae en el verdadero centro de la galaxia y contiene un agujero negro medido a 3-5 × 10 7 M ☉ en 1993, y en 1.1 a 2.3 × 10 8 M ☉ en 2005. El dispersión de velocidad de material alrededor de él se mide para ser ≈ 160 km / s.
De Scott Tremaine ha propuesto que la 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 orbital apocenter, creando una concentración de estrellas. P2 también contiene un disco compacto de calor, estrellas de clase A espectrales. Las estrellas A no son evidentes en los filtros más rojos, pero a la luz azul y ultravioleta que dominan el núcleo, causando P2 a aparecer más prominente que P1.
Mientras que en el momento inicial de su descubrimiento se planteó la hipótesis de que la parte más brillante de la doble núcleo era el remanente de una pequeña galaxia "canibalizado" por M31, este ya no se considera una explicación viable, en gran parte debido a que un núcleo de este tipo tendría un excesivamente corta vida debido a interrupción de marea por el agujero negro central. Si bien esto podría ser resuelto parcialmente si P1 tenía su propio agujero negro para estabilizarlo, la distribución de las estrellas en P1 no sugiere que hay un agujero negro en su centro.
Satélites
Al igual que la Vía Láctea, la galaxia de Andrómeda tiene galaxias satélites, que consta de 14 conocida galaxias enanas. Los y las galaxias satélites más observados fácilmente más conocidos son M32 y M110. Con base en la evidencia actual, parece que M32 se sometió a un encuentro cercano con la M31 (Andrómeda) en el pasado. M32 una vez pudo haber sido una galaxia más grande que tuvo su disco estelar removido por M31, y fue sometido a un fuerte aumento de formación de estrellas en la región central, que se prolongó hasta el pasado relativamente reciente.
M110 también parece estar interactuando con M31, y los astrónomos han encontrado en el halo de M31 una corriente de estrellas ricas en metales que parecen haber sido despojado de estas galaxias satélite. M110 contiene una senda polvorienta, lo que puede indicar la formación estelar reciente o en curso.
En 2006 se descubrió que nueve de estas galaxias se encuentran a lo largo de un plano que interseca el núcleo de la Andrómeda, en lugar de estar dispuestos al azar como se esperaría de las interacciones independientes. Esto puede indicar un origen común de las mareas para los satélites.
Futuro colisión con la Vía Láctea
La galaxia de Andrómeda se acerca a la Vía Láctea a unos 100 a 140 kilómetros por segundo (62 a 87 km / s) que es aproximadamente 1960 millones a 2740 millones millas por año, lo que es uno de los pocos galaxias blueshifted. Por tanto, se espera que la galaxia de Andrómeda y la Vía Láctea a chocar en unos 4,5 millones de años, aunque los detalles son inciertos ya que la velocidad tangencial de Andrómeda con respecto a la Vía Láctea se sabe que sólo dentro de aproximadamente un factor de dos. Un posible resultado de la colisión es que el galaxias se fusionarán para formar un gigante galaxia elíptica. Este tipo de eventos son frecuentes entre las galaxias en grupos de galaxias. El destino de la Tierra y el Sistema Solar en caso de una colisión es actualmente desconocido. Si las galaxias no se combinan, hay una pequeña posibilidad de que el Sistema Solar podría ser expulsado de la Vía Láctea o unirse a M31.
