Galaxia de Andromeda

Galaxia de Andromeda
Galaxia

Imagen de la galaxia de Andrómeda con línea H-alfa mejorada
Historia de la investigación
Notación M  31, NGC  224, PGC 2557
Datos observacionales
( época J2000.0 )
Constelación Andrómeda
ascensión recta 00 h  42 min  44,33 s
declinación 41° 16′ 7.50″
Dimensiones visibles 3° × 1°
sonido visible magnitud + 3,44m
Características
Tipo de SA(s)b
Incluido en Grupo local [1] y [TSK2008] 222 [1]
velocidad radial −290 km / s [2]
z −0.001
Distancia 2,4-2,7 millones de St. años (740-830 mil PC )
Magnitud absoluta (V) −21.2m _
Peso 0.8—1.5⋅10 12 M ☉
Radio 23 kiloparsec
Propiedades La galaxia más grande del Grupo Local
Información en bases de datos
SIMBAD M31
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La Galaxia de Andrómeda ( Nebulosa de Andrómeda , M 31 , NGC 224 , PGC 2557 ) es una galaxia espiral observada en la constelación de Andrómeda . Su diámetro es de 47 kiloparsecs , mayor que el de nuestra Galaxia , y contiene varias veces más estrellas que la Vía Láctea. La distancia de nuestra Galaxia a ella es de unos 800 kiloparsecs , lo que la convierte en la más cercana de las grandes galaxias, así como en la galaxia más grande del Grupo Local . Su masa es aproximadamente igual a la masa de la Vía Láctea o incluso menos.

La galaxia de Andrómeda tiene un subsistema esférico pronunciado y un disco con brazos espirales notables , por lo que, según la clasificación de Hubble , se clasifica como tipo Sb. El disco contiene más de la mitad de la masa estelar de la galaxia, tiene forma curva, contiene un anillo con un radio de 10 kiloparsecs con un mayor contenido de regiones H II y asociaciones OB . El bulbo y el halo son achatados, la barra no se observa directamente en la galaxia, pero algunos signos indican su presencia. Hay un doble núcleo en el centro de la galaxia, y en la periferia se observan varias estructuras formadas por interacciones de mareas . La población estelar de esta galaxia es en promedio más antigua que en nuestra galaxia, y la tasa de formación de estrellas es más baja y es solo el 20-30% de la de la Vía Láctea.

Se conocen alrededor de 400 cúmulos de estrellas globulares en la galaxia de Andrómeda , que es 2-3 veces más que en la Vía Láctea. El sistema de cúmulos globulares y estos objetos difieren en algunos aspectos de los de nuestra Galaxia: los cúmulos masivos pero bastante jóvenes en M 31 no tienen análogos en la Vía Láctea. Los cúmulos jóvenes de masa pequeña, similares a los cúmulos abiertos de la Vía Láctea, y las asociaciones OB también están presentes en la galaxia de Andrómeda.

Se conocen en la galaxia al menos 35.000 estrellas variables de varios tipos: estas son principalmente Cefeidas , variables azules brillantes , variables RR Lyrae , variables de período largo y variables de tipo R de la Corona del Norte . En toda la historia de las observaciones en la galaxia, estalló una supernova  , S Andromeda , y se registran nuevas estrellas en promedio cincuenta por año. También hay un candidato a exoplaneta en la galaxia,  PA -99-N2b .

La galaxia tiene más de 20 satélites, muchos de los cuales son galaxias esferoidales enanas . Los más brillantes de ellos son M 32 y M 110 , y, quizás, Triangulum Galaxy también pertenezca a sus satélites .

La Galaxia de Andrómeda y la Vía Láctea se acercan, según los cálculos, después de 4 mil millones de años habrá una colisión y posterior fusión .

La referencia más antigua que se conserva de la galaxia se remonta al año 964 d.C. Hasta la década de 1920, prácticamente no había datos sobre la distancia a la galaxia, pero en 1923 Edwin Hubble demostró que M 31 está fuera de nuestra galaxia y es comparable en algunos aspectos a ella. Hoy es una de las galaxias más estudiadas.

La Galaxia de Andrómeda tiene una magnitud aparente de +3,44 my un diámetro angular 6 veces mayor que el de la Luna , lo que la hace visible a simple vista y un objeto popular de observación entre los astrónomos aficionados . La galaxia es un lugar común en la ciencia ficción .

Propiedades

Características principales

La Galaxia de Andrómeda es una galaxia espiral a 740-830 kiloparsecs de distancia de la Vía Láctea y observada en la constelación de Andrómeda. Según la clasificación de Hubble, es de tipo Sb. La galaxia es la más grande del Grupo Local y también la galaxia grande más cercana a la Vía Láctea [3] [4] . Aunque la distancia a esta galaxia se conoce con una de las mejores precisiones en astronomía, el error sigue siendo notorio y se debe a la inexactitud de la distancia medida a la Pequeña Nube de Magallanes , que sirve como escalón en la escala de distancias en astronomía . [5] .

El diámetro de la galaxia, medido a partir de la isófota de 25 m por segundo cuadrado de arco en la banda fotométrica B , es de 47 kiloparsecs [6] , que es mayor que el diámetro de la Vía Láctea [7] . A 30 kiloparsecs del centro de la galaxia hay una masa de 3⋅10 11 M ⊙ , de la cual las estrellas representan alrededor de 10 11 M ⊙ [8] . En partes más distantes de la galaxia, las estrellas y el gas prácticamente no se observan, pero la masa total en una región con un radio de 100 kiloparsecs desde el centro, según varias estimaciones, está en el rango de 0.8–1.5⋅10 12 M ⊙ [9] [10 ] , incluso debido al halo de materia oscura . En total, la galaxia contiene alrededor de un billón de estrellas , y su magnitud absoluta en la banda V es −21,2 m [11] [12] . Por lo tanto, la galaxia de Andrómeda tiene el doble del tamaño de la Vía Láctea y contiene de 2,5 a 5 veces más estrellas. Al mismo tiempo, las masas de las dos galaxias son al menos iguales, y lo más probable es que la masa de la Vía Láctea sea aún mayor debido al halo , aunque hasta hace poco se creía que la galaxia de Andrómeda es mucho más masiva que la Vía Láctea, ya que no había información precisa sobre la masa del halo M 31 [3] [5] [13] .

La magnitud aparente  de la galaxia en la banda V es de +3,44 m y el índice de color B−V  es de +0,92 m [14] . El plano de la galaxia se encuentra en un ángulo de 12,5° con respecto a la línea de visión [12] , el ángulo de posición de su semieje mayor es de 38° [15] . El valor de extinción interestelar en la banda V para la galaxia es de 0,19 m , y el enrojecimiento interestelar en el color B−V  es de 0,06 m , pero debido a las grandes dimensiones angulares de la galaxia, este valor debería diferir para sus diferentes regiones [ 16] . La parte noroeste del disco de la galaxia es la más cercana a la Vía Láctea [17] .

Estructura

La galaxia de Andrómeda tiene un componente esferoidal pronunciado y un disco con brazos espirales prominentes. Según la clasificación de Hubble, se refiere al tipo Sb [3] [12] , y en la clasificación de Vaucouleur, tiene el tipo SA(s)b [15] .

Disco

El disco de la galaxia contiene el 56% de la masa estelar de la galaxia [18] , proporciona el 70% de la luminosidad de la galaxia [19] . El disco tiene una forma curva: la parte noreste del disco está inclinada hacia el norte y la parte sureste está inclinada hacia el sur en relación con su eje principal [20] .

La distribución del brillo en el disco es exponencial , y el radio característico del disco cerca del rango óptico depende de la longitud de onda, decreciendo para longitudes de onda más cortas. Así, el radio característico del disco en la banda U es de 7,5 kiloparsec , en la banda V es de 5,7 kiloparsec y en la banda K es de solo 4,4 kiloparsec. Así, el margen del disco tiene un color más azul y una población estelar más joven que las regiones centrales [21] [22] .

Muchos segmentos de brazos espirales se observan en el disco de la galaxia : en las regiones internas de la galaxia, se distinguen principalmente por el polvo , y en las regiones exteriores, por supergigantes y regiones H II [23] [24] . Lo más probable es que la formación de una estructura espiral en la galaxia de Andrómeda no esté explicada por la teoría de las ondas de densidad [15] . Además de la estructura espiral, hay un anillo en el disco de la galaxia que rodea el centro a una distancia de aproximadamente 10 kiloparsecs: el llamado disco joven ( disco joven ing .  ): se distingue por un gran número de regiones H II y asociaciones OB . El disco joven contiene el 1% de la masa estelar de las estrellas y, a veces, se considera en las simulaciones como un componente de la galaxia separado del disco [18] [25] .

Subsistema esférico

La luminosidad del subsistema esférico es el 30% de la luminosidad de la galaxia [19] . El bulbo y el halo contienen, respectivamente, el 30% y el 13% de la masa estelar de la galaxia [18] .

La protuberancia tiene un radio efectivo de 3,8 kiloparsecs, la relación aparente de los ejes es de 0,6; la razón de este achatamiento es su rotación. El halo de la galaxia de Andrómeda también es achatado con una relación de ejes de 0,55 [26] [27] . La protuberancia M 31 contiene tanto un componente clásico como un componente en forma de caja [28] [29] .

Barra

La galaxia de Andrómeda está lo suficientemente inclinada con respecto al plano del cielo que su barra en sí es difícil de ver, pero demasiado débil para que la protuberancia tenga una forma de caja distinta . Sin embargo, la presencia de una barra situada prácticamente a lo largo de la línea de visión en la galaxia queda evidenciada por algunos datos indirectos, por ejemplo, las propiedades cinemáticas del hidrógeno atómico o la orientación de las isófotas internas de la galaxia [30] .

Núcleo

Hay un núcleo en el centro de la galaxia de Andrómeda. Su magnitud aparente en la banda V es de 12,6 m , lo que corresponde a una magnitud absoluta de −12,0 m [31] . El núcleo es doble: en el medio hay dos regiones, P 1 y P 2 , separadas por una distancia de 1,8 parsecs , donde se concentran las estrellas. P 1 es más brillante, mientras que en el centro de la galaxia no es él, sino el más tenue P 2 . La región más tenue tiene un radio efectivo de 0,2 parsec y posiblemente contiene un agujero negro supermasivo con una masa de 5⋅10 7 M ⊙ [31] .

La dualidad del núcleo puede explicarse por el hecho de que la galaxia de Andrómeda en el pasado se tragó un cúmulo globular o una pequeña galaxia, cuyo núcleo se observa, o por el hecho de que el núcleo está parcialmente oscurecido por el polvo, que puede crear la ilusión de una dualidad del núcleo [4] [5] . El núcleo en sí tiene una luminosidad muy alta, 60 veces la luminosidad de un cúmulo globular promedio en una galaxia. Además, el núcleo, como el núcleo de nuestra Galaxia , es una fuente de radio, pero su luminosidad en este rango es 30 veces más débil que la de una fuente en el centro de la Vía Láctea [25] .

Estructuras de mareas

Se observan muchas estructuras en la galaxia, como resultado de las interacciones de las mareas . Son especialmente notables en el halo exterior: a distancias de más de 50 kiloparsecs del centro de la galaxia, algunas de ellas se extienden a distancias de más de 100 kiloparsecs del centro de M 31. Estas estructuras pueden ser rastreadas por las estrellas superiores . de la rama gigante roja [32] .

Por ejemplo, la corriente estelar  Gigante , la más visible de las estructuras de marea M 31, se formó como resultado del paso de un satélite enano a unos pocos kiloparsecs del centro de la galaxia de Andrómeda. El satélite tenía una masa, según varias estimaciones, 1–5⋅10 9 M ⊙ , se movía a lo largo de una órbita casi radial, y el paso ocurrió hace 1–2 mil millones de años [32] .

Población de estrellas

Las partes centrales de la galaxia están dominadas por estrellas bulbosas clásicas , la mayoría de las cuales tienen entre 11 000 y 13 000 millones de años y una metalicidad aumentada : en el centro es de 0,35 [comm. 1] y disminuye con la distancia desde el centro. Estas estrellas también tienen un mayor contenido de elementos alfa en relación con el hierro . En las estrellas de la barra, el contenido de elementos alfa en relación con el hierro está aumentado, pero su metalicidad es cercana a la del sol. En el disco, la población estelar es más joven, en algunas áreas su edad promedio es de 3 a 4 mil millones de años. Por lo tanto, en las regiones internas de M 31, primero se formó una protuberancia clásica y un disco primario en un tiempo relativamente corto, en el que se formó una barra, ahora observada como un componente en forma de caja de la protuberancia. Después de eso, continuó la formación de estrellas en la protuberancia, lo que aumentó la metalicidad de las regiones centrales, y el disco se formó más tarde [34] [35] .

En el halo también hay un gradiente de metalicidad de la población estelar: decrece hacia las regiones exteriores. A una distancia de 20 kiloparsecs del centro , la metalicidad mediana es −0,5, ya distancias superiores a 90 kiloparsecs desciende a −1,4 [36] . Dentro de las estructuras de marea (ver arriba ) también se puede observar una cierta distribución de la metalicidad: por ejemplo, en el centro de la corriente estelar Gigante, la metalicidad varía de −0.7 a −0.5, y en las afueras cae a −1,4 [32] . Las estrellas y los cúmulos globulares en el halo se distribuyen de manera diferente: para las estrellas, su densidad espacial depende de la distancia como , y para los cúmulos, como , es decir, el sistema de cúmulos globulares es más extenso que el estelar. Además, las estrellas en la parte interior del halo tienen una metalicidad más alta que los cúmulos, lo que puede explicarse por el hecho de que los cúmulos se formaron antes que la mayoría de las estrellas del halo [37] .

Las estrellas más brillantes de la población I ( estrellas OB , estrellas Wolf-Rayet , supergigantes rojas ) se observan por separado, así como las gigantes rojas más brillantes de la población II . Por ejemplo, se sabe que las estrellas Wolf-Rayet de la secuencia WN son similares a las de la Vía Láctea, mientras que las secuencias WC se distinguen por líneas más débiles y anchas en el espectro [38] .

La tasa actual de formación de estrellas en la galaxia de Andrómeda es de 0,35–0,4 M ⊙ por año [39] , lo que corresponde a solo el 20–30 % de la de la Vía Láctea, y las estrellas de la galaxia de Andrómeda son más viejas en promedio [13]. ] . En la banda g , la relación masa-luminosidad en unidades de M ⊙ / L ⊙ es de aproximadamente 5,3 para la protuberancia, 5,2 para el disco, 6,2 para el halo y 1,2 para el disco joven [18] .

Cúmulos estelares y asociaciones

La galaxia de Andrómeda tiene un sistema pronunciado de cúmulos de estrellas globulares : hay alrededor de 400 de ellos, que es 2-3 veces más que en la Vía Láctea, y según estimaciones teóricas, hay alrededor de 450 de ellos en la galaxia. es el cúmulo Mayall II , el cúmulo más brillante del Grupo Local , que tiene una masa de 7-15 millones de masas solares (que es el doble que la de Omega Centauri ) y es posiblemente el núcleo de una galaxia enana destruida [5] [12] [25] [40] . En promedio, los cúmulos de estrellas globulares en la galaxia de Andrómeda tienen una metalicidad más alta que en la Vía Láctea [41] .

En la galaxia de Andrómeda se conocen cúmulos con una gran cantidad de estrellas, ocupando tres rangos de edad: el primero es de 100 a 500 millones de años, el segundo es de unos 5 mil millones de años, el tercero es de 10-12 mil millones de años, mientras que algunos de estos cúmulos pertenecen al disco de la galaxia. A diferencia de la galaxia de Andrómeda, en la Vía Láctea los cúmulos con una gran cantidad de estrellas - cúmulos globulares - son casi igualmente viejos, con una edad de 10-12 mil millones de años, y no hay jóvenes [42] [43] .

Es probable que la presencia de cúmulos jóvenes en la galaxia de Andrómeda se deba a su absorción de galaxias irregulares en el pasado. Tales cúmulos jóvenes pueden ser considerados como cúmulos globulares y como un tipo separado, llamados cúmulos populosos azules  , cuyos representantes se consideran los precursores de los cúmulos globulares típicos [42] [43] .

Además, la galaxia de Andrómeda contiene cúmulos de estrellas que tienen características intermedias entre los cúmulos de estrellas globulares y las galaxias esferoidales enanas , que no tienen análogos encontrados en la Vía Láctea. Aunque sus luminosidades y colores son los mismos que los de los cúmulos globulares ordinarios, difieren en radios muy grandes, del orden de 30 parsecs [44] .

En la galaxia de Andrómeda, no existe un límite definido entre los cúmulos de halo y los cúmulos de protuberancia, a diferencia de la Vía Láctea. En nuestra galaxia, los cúmulos de protuberancias tienen una metalicidad superior a −1,0 [comm. 1] , mientras que los cúmulos de halo son más bajos y hay pocos cúmulos con metalicidades intermedias, mientras que en la galaxia de Andrómeda la distribución de cúmulos por metalicidades es más uniforme. Además, en M 31, algunos cúmulos ubicados en el halo lo suficientemente lejos del centro tienen metalicidades relativamente altas, hasta −0.5 [45] .

Los cúmulos jóvenes de pequeña masa, similares a los cúmulos abiertos de la Vía Láctea, también están presentes en la galaxia de Andrómeda; se estima que debería haber alrededor de 10 mil objetos de este tipo en M 31 [43] . Se conocen alrededor de 200 asociaciones OB en la galaxia : se concentran en los brazos espirales y en el disco joven (ver arriba ), pero incluso allí su concentración es relativamente pequeña en comparación con nuestra galaxia [46] [47] .

Medio interestelar

El medio interestelar M 31 consiste en gas con diferentes temperaturas y polvo [48] . La masa total de hidrógeno atómico en la galaxia es de aproximadamente 4⋅10 9 M ⊙ [12] [49] y la masa de polvo es de 5⋅10 7 M ⊙ [50] .

En la galaxia de Andrómeda, hay suficiente polvo para ser observado como carriles de polvo, oscureciendo parcialmente la luz en el lado noroeste de la protuberancia . Los carriles de polvo son claramente visibles debido al gran ángulo de inclinación del plano de la galaxia con respecto al plano de la imagen . En total, se conocen más de 700 nubes de polvo separadas en la galaxia [51] .

El polvo en la galaxia M 31 afecta la absorción y el enrojecimiento de la luz. Además del exceso de color creado por el polvo en nuestra Galaxia, el enrojecimiento en el color B−V debido al polvo en la Galaxia de Andrómeda alcanza los 0,45 m en algunas zonas . La dependencia de la absorción de la longitud de onda difiere de la del polvo de la Vía Láctea. El polvo también contribuye a la polarización de la radiación M 31 , y la dependencia del grado de polarización de la longitud de onda también difiere de la observada en nuestra Galaxia. Debido a algo de calentamiento, el propio polvo se irradia en el infrarrojo [51] . La relación entre la cantidad de polvo y la cantidad de gas disminuye gradualmente desde el centro de la galaxia hacia la periferia [50] .

El hidrógeno atómico en M 31 se concentra en el disco, especialmente en brazos espirales y en un anillo con un radio de 10 kiloparsecs (ver arriba ), y la curvatura del disco se ve mejor precisamente en la estructura atómica hidrógeno. En lugares donde ocurre la formación estelar activa, la densidad del hidrógeno atómico se reduce [52] .

Se conocen más de 3900 regiones H II en la galaxia [53] , así como 26 remanentes de supernova y otras 20 candidatas a tales objetos [54] . Además de ellas, se conocen más de 4200 nebulosas planetarias [55] , y en total, según las estimaciones, debería haber unas 8 mil en la galaxia [56] . Los remanentes de supernova se distinguen de las regiones H II por la presencia de radiación de naturaleza no térmica en el rango de radio . Aunque las regiones H II en una galaxia son bastante típicas por derecho propio, hay pocos objetos brillantes en su totalidad. La metalicidad de las regiones H II disminuye desde el centro hacia las afueras de la galaxia [57] .

La galaxia también exhibe la emisión de moléculas individuales , por ejemplo, CO , que se encuentran en nubes moleculares . En los brazos espirales, la radiación proviene de nubes moleculares gigantes con masas del orden de 10 6 M ⊙ , y entre los brazos radian nubes más pequeñas con masas del orden de 10 4 M ⊙ [58] .

Estrellas variables

Se conocen al menos 35.000 estrellas variables de varios tipos en la galaxia de Andrómeda [59] . En primer lugar, estas son las Cefeidas  , estrellas brillantes con una cierta relación entre el período y la luminosidad , que se puede usar para determinar la distancia a ellas. Hay 2686 estrellas de este tipo conocidas en la galaxia [60] , la mayoría de las Cefeidas tienen períodos de 5 a 125 días. Otros tipos de variables conocidas incluyen variables de color azul brillante , variables RR Lyrae , variables de período largo y variables North Corona R [61] [62] .

Una de las estrellas variables, M31-RV  , se manifestó de una manera bastante inusual: aumentó considerablemente su brillo en 1988, alcanzó una magnitud absoluta de −10 m y se convirtió en una de las estrellas más brillantes de la galaxia, y luego se atenuó y dejó de brillar. ser visible Al mismo tiempo, de acuerdo con las propiedades observadas, esta estrella era muy diferente de las estrellas nuevas típicas y era similar a la variable V838 Unicornio que estalló en nuestra Galaxia. Una posible explicación de este comportamiento es la fusión de dos estrellas [63] [64] .

Nuevas y supernovas

En la galaxia de Andrómeda, en promedio, alrededor de 50 nuevas estrellas brillan por año; en total, al menos 800 de estos objetos se han registrado en la galaxia [65] . Al mismo tiempo, la relación entre la frecuencia de los estallidos de nuevas estrellas y la luminosidad de la galaxia es bastante baja en comparación con otras galaxias, lo que puede deberse a la baja tasa de formación de estrellas en M 31 [66] [67 ] . En una de las novas repetidas , M31N 2008-12a , ya se han observado estallidos al menos 8 veces [68] .

En toda la historia de las observaciones en la galaxia, se registró la única supernova  - S Andromeda , observada en 1885 [5] . Su magnitud estelar aparente era de 6,7 m en su brillo máximo, y los contemporáneos la tomaron como una nueva estrella, no como una supernova (ver más abajo ). El número de remanentes de supernova, y por lo tanto la frecuencia de sus estallidos en la galaxia, es bajo para su luminosidad debido a la tasa reducida de formación estelar [69] [70] .

Exoplanetas

La galaxia tiene un candidato a exoplaneta  , PA-99-N2b , cuya existencia puede estar indicada por un evento de microlente observado en 1999. Sin embargo, tras el anuncio del descubrimiento, éste fue puesto en duda [71] , y por el momento el planeta se considera no confirmado [72] .

Emisión de radio

Como muchas galaxias, M 31 emite en el rango de radio , pero el poder de esta radiación es bajo, por lo que la galaxia de Andrómeda no se clasifica como una radio galaxia . Por ejemplo, a una frecuencia de 325 MHz , se observan 405 fuentes [73] , entre ellas, por ejemplo, remanentes de supernova . La emisión de radio proviene principalmente del centro de la galaxia y de un anillo con un radio de 10 kiloparsecs, y las áreas donde se incrementa el poder de emisión de radio corresponden a áreas de formación estelar más activa. La emisión de radio de M 31 está polarizada : la galaxia tiene un campo magnético , por lo que los electrones que se mueven en ella con velocidades relativistas crean radiación de sincrotrón polarizado [74] [75] .

Fuentes de rayos X

Hay al menos 1.897 fuentes de rayos X conocidas en la galaxia de Andrómeda , algunas de las cuales muestran variabilidad. Entre estas fuentes se encuentran las binarias de rayos X y los restos de supernova , así como los rayos X blandos producidos por enanas blancas de alta temperatura [76] [77] . Algunas fuentes se observan en los cúmulos globulares de la galaxia: el brillo de los cúmulos M 31 en el rango de rayos X es mayor que el de los cúmulos globulares de la Vía Láctea [78] . Otra diferencia entre las fuentes en la Galaxia de Andrómeda y las fuentes en la Vía Láctea es su concentración en el centro: hay fuentes mucho más brillantes en el bulbo M 31 que en el bulbo de la Vía Láctea, y la diferencia se vuelve aún más fuerte cuando se comparan las partes internas. de las protuberancias [79] .

Movimiento

La velocidad radial de M 31 relativa a la Tierra es −310 km/s, y relativa al centro de la Vía Láctea −120 km/s [49] , es decir, las galaxias se están acercando. La velocidad tangencial de la galaxia de Andrómeda es de 57 km/s, por lo que las galaxias chocarán en el futuro (ver más abajo ) [5] [17] .

La curva de rotación de la galaxia tiene un máximo en la región de 1-15 kiloparsecs desde el centro, a estas distancias la velocidad de rotación de la galaxia es de 240-250 km/s [18] . Desde el punto de vista de los observadores en la Tierra, la rotación de la galaxia se produce en el sentido contrario a las agujas del reloj [17] .

Colisión entre la Vía Láctea y la galaxia de Andrómeda

Dado que la galaxia de Andrómeda y la Vía Láctea se acercan a una velocidad de unos 120 km/s, y la velocidad tangencial de la galaxia de Andrómeda es bastante pequeña, las galaxias chocarán en el futuro. Esto sucederá en 4 mil millones de años, después de lo cual el proceso de fusión tomará otros 2 mil millones de años y, como resultado de la fusión, se formará una galaxia elíptica . Cuando las galaxias se fusionen, las colisiones de estrellas individuales seguirán siendo poco probables debido a la baja concentración de estrellas, pero es posible que el sistema solar sea expulsado lejos del centro de la galaxia resultante. La galaxia Triangulum participará en esta colisión , y es posible que la Vía Láctea colisione con ella antes que con la galaxia Andrómeda [4] [12] [80] .

Satélites

La galaxia de Andrómeda tiene más de 20 galaxias satélite conocidas . Muchos de los satélites de M 31 son galaxias esferoidales enanas , como las que no se observan en el sistema de la Vía Láctea [81] . En el Grupo Local, estos satélites, junto con el propio M 31, forman el subgrupo Andrómeda [82] . Los satélites más brillantes y notables son M 32 y M 110 , además, la galaxia Triangulum [4] [5] también puede pertenecer a los satélites de la galaxia de Andrómeda .

La interacción de las mareas entre la galaxia y los satélites conduce al hecho de que las corrientes estelares y otras estructuras de mareas están asociadas con algunos de los satélites (ver arriba ) [32] [83] [84] . Además, M 32 atravesó el disco de la galaxia de Andrómeda hace 200 millones de años o antes, lo que provocó la deformación de los brazos espirales y la aparición de un anillo en la galaxia [85] , y entre estas dos galaxias existe un “puente” de materia [59] .

Historia del estudio

Hasta el siglo XX

En buenas condiciones de observación, la galaxia de Andrómeda es visible a simple vista como una nebulosa y, muy probablemente, se observó repetidamente en la antigüedad. Sin embargo, la primera mención sobreviviente data solo del 964 (o 965 [86] ) dC y está contenida en el Libro de las estrellas fijas ., compilado por As-Sufi , donde se describe como una "pequeña nube" [5] [87] [88] .

De fuentes europeas que mencionan la nebulosa, se conoce un mapa estelar holandés , que data de 1500. La primera persona en observarlo con un telescopio fue Simon Marius en 1612. La nebulosa también fue descubierta por Giovanni Battista Hodierna y, sin saber de observaciones anteriores, en 1654 anunció su descubrimiento. En 1661, la galaxia fue observada por Ismael Buyo y constató al mismo tiempo que fue descubierta por un astrónomo anónimo a principios del siglo XVI; sin embargo, Edmund Halley consideró a Buyo como el descubridor y así lo indicó en su trabajo de 1716 sobre las nebulosas. Charles Messier incluyó la nebulosa en su catálogo en 1764 como el número 31. Como descubridor, indicó a Simon Marius, aunque no fue un descubridor y no declaró un descubrimiento. Messier catalogó más tarde dos satélites de la galaxia, M 32 y M 110 [5] [87] [88] .

William Herschel fue el primero en explorar nebulosas sistemáticamente, incluida la galaxia de Andrómeda. Él creía que M 31 y otras nebulosas dispersan la luz de las estrellas, por lo que parecen objetos nebulosos; esta suposición resultó ser cierta para muchas nebulosas, pero no para la galaxia de Andrómeda. Además, Herschel creía erróneamente que durante períodos de varios años, la apariencia de la nebulosa cambia. Esta idea se basaba en el hecho de que en la época de Herschel no existía la fotografía y los astrónomos se veían obligados a basarse en bocetos de los cuerpos celestes, que diferían según el observador [89] . En 1785, Herschel estimó erróneamente la distancia a la galaxia en 2.000 distancias a Sirio , es decir, 17.000 años luz, pero supuso correctamente que la Nebulosa de Andrómeda era similar a la Vía Láctea [5] [59] .

En 1847, George Bond descubrió por primera vez franjas de polvo en una galaxia [90] . En 1864, William Huggins notó que los espectros de las nebulosas se dividen en continuos, que también se encuentran en las estrellas, y de emisión , que se observan en las nebulosas de gas y polvo. Huggins encontró que el espectro de M 31 es continuo [5] .

En 1885, una supernova explotó en la galaxia  - S Andrómeda , la primera supernova registrada fuera de la Vía Láctea y hasta ahora la única en la galaxia de Andrómeda (ver arriba ) [5] . Esta supernova fue confundida con una nueva estrella , y este error confirmó la opinión de que M 31 está en nuestra Galaxia [91] .

En 1887 Isaac Robertstomó la primera fotografía de M 31 en la historia, en la que se descubrieron algunos detalles de la estructura de la galaxia [5] . Roberts notó estructuras en forma de anillos y concluyó erróneamente que estaba observando una nebulosa donde se estaba formando un sistema planetario . En 1899 tomó más fotografías de la galaxia y se dio cuenta de que las estructuras que pensaba que eran anillos eran en realidad brazos espirales [92] .

En 1888 John Dreyer publicó el Nuevo Catálogo General que contenía 7840 nebulosas, cúmulos de estrellas y otros objetos. La Galaxia de Andrómeda la ingresó como NGC 224. Además de la propia galaxia, el catálogo incluía el cúmulo estelar NGC 206 ubicado en ella . Los compañeros ya conocidos M 32 y M 110 fueron catalogados como NGC 221 y NGC 205, respectivamente; dos satélites más fueron designados NGC 147 y NGC 185 [5] [87] [93] .

Siglo XX

En 1912, Vesto Slifer midió la velocidad radial de M 31 y descubrió que se acercaba a la Tierra a una velocidad de 300 km/s, que resultó ser el valor más alto jamás medido antes. Esta fue la evidencia de que la nebulosa está fuera de la Vía Láctea [5] . Slipher también detectó la rotación de la galaxia: a una distancia angular de 20 minutos de arco desde el centro, la velocidad radial difería en 100 km/s [94] .

Antes de la década de 1920, prácticamente no había datos sobre la distancia a la galaxia, y varios intentos de medición a menudo conducían a resultados inciertos o completamente incorrectos. Por ejemplo, Carl Bolinen 1907 encontró una paralaje de 0,17 segundos de arco en M 31 , dando como resultado una distancia medida de sólo 6 parsecs [95] . Por el contrario, la cantidad de paralaje medido por Adrian van Maanen en 1918 fue menor que el error de medición. Otros métodos también condujeron a resultados similares [96] .

En 1922, Ernst Epik sugirió que el achatamiento de las partes centrales de la galaxia es causado por su rotación y, conociendo la velocidad de rotación, estimó la distancia a la galaxia en 450 kiloparsecs. En 1923, Knut Lundmark obtuvo una distancia de poco más de 1 megaparsec del brillo aparente de nuevas estrellas descubiertas en la galaxia. En orden de magnitud, estos resultados concuerdan con el valor generalmente aceptado [97] .

En 1923, Edwin Hubble descubrió dos Cefeidas en la galaxia de Andrómeda  , estrellas variables , para las cuales se conocía la relación entre el período y la luminosidad . Gracias a este descubrimiento, más tarde determinó que la distancia a M 31 supera significativamente el tamaño de la Vía Láctea. Así, la Nebulosa de Andrómeda se convirtió en uno de los primeros objetos astronómicos para los que se probó la ubicación fuera de nuestra Galaxia [98] [99] [100] . Posteriormente, el número de estrellas variables conocidas por Hubble aumentó a 50, y en 1929 publicó un artículo sobre la galaxia de Andrómeda. La estimación de Hubble de la distancia a las Cefeidas fue de 275 kiloparsecs, lo que resultó ser una gran subestimación, porque en ese momento no se sabía que las Cefeidas se dividen en dos tipos con diferentes dependencias entre el período y la luminosidad [5] . Hubble midió la masa de la galaxia y algunas de sus otras características. La estimación de masa también resultó estar muy subestimada y ascendió a 3.5⋅10 9 M ⊙ , pero a pesar de los resultados erróneos, Hubble pudo demostrar que M 31 es una galaxia en muchos aspectos comparable a la nuestra [101] .

Después de que se publicó el trabajo de Hubble, Walter Baade hizo una importante contribución al estudio de M 31 . Antes de esto, Hubble había podido distinguir estrellas individuales solo en la periferia de la galaxia, mientras que Baade en 1944 pudo observar gigantes rojas individuales en la parte central de la galaxia. Encontró que las mismas gigantes rojas se observan en los satélites de M 31 y en los cúmulos globulares de la Vía Láctea. Posteriormente, Baade concluyó que existen dos poblaciones estelares en las galaxias: la población I y la población II . En 1952, también gracias a las observaciones de M 31, Baade encontró que las Cefeidas de Población I y Población II tienen una relación diferente entre el período y la luminosidad. Para períodos iguales, las Cefeidas de la Población I son en promedio cuatro veces más brillantes que las de la Población II, por lo que este descubrimiento duplicó las estimaciones de distancia de galaxias [comm. 2] [102] .

Posteriormente, se hicieron varios descubrimientos. Por ejemplo, en 1958 Gerard Henri de Vaucouleurs estudió el perfil de brillo de una galaxia y por primera vez separó la contribución de la protuberancia del disco en ella . En 1964 Sidney van den Bergh descubrió asociaciones OB en la galaxia, y en el mismo año Baade y Halton Arp publicaron un catálogo de regiones H II . Baade también descubrió las primeras nebulosas planetarias de la galaxia, pero comenzaron a descubrirse en grandes cantidades en la década de 1970. En 1989, se descubrió el remanente de la supernova Andrómeda S , y en 1991, utilizando el telescopio Hubble , resultó que el núcleo de la galaxia es binario [59] [103] .

Siglo XXI

En pleno siglo XXI, la galaxia de Andrómeda se ha convertido en objeto de diversos estudios. Entre ellos, por ejemplo, The Panchromatic Hubble Andromeda Treasure (PHAT) es un estudio fotométrico multibanda de parte del disco y la región central de la galaxia utilizando el telescopio Hubble . Su objetivo es descubrir cúmulos estelares , determinar las edades y metalicidades de estrellas individuales y la historia de la formación estelar en la galaxia. Otro ejemplo es el Estudio Arqueológico Pan-Andrómeda (PANdAS), un estudio fotométrico de las regiones exteriores de la galaxia, su halo y estructuras de marea en ella, así como satélites y cúmulos de estrellas distantes [104] . Además, utilizando los datos obtenidos en 2018 en el telescopio espacial Gaia , se estudió la dinámica de la propia galaxia y una gran cantidad de estrellas en ella [17] .

La galaxia de Andrómeda es la más estudiada de las galaxias exteriores: en particular, es de interés porque, a diferencia de la Vía Láctea, se observa de lado y todas sus características son claramente visibles y no están ocultas por el polvo interestelar [5] .

Observaciones

La galaxia de Andrómeda se observa en la constelación del mismo nombre . Tiene una magnitud aparente de +3,44 m [14] , lo que la convierte no solo en visible a simple vista , sino también en la galaxia más brillante del hemisferio norte de la esfera celeste [3] . La estimación de sus dimensiones angulares depende de los criterios y condiciones de observación, pero en promedio, las dimensiones se consideran iguales a 3° × 1°, lo que significa que el diámetro angular de la galaxia de Andrómeda es 6 veces mayor que el diámetro angular de la Luna [5] . La galaxia es visible en todo el hemisferio norte y en el sur  , en latitudes al norte de −40° [12] , y el mejor mes para la observación es noviembre [105] . Todas estas propiedades hacen de la galaxia un objeto de observación bastante popular [106] .

A veces, esta galaxia se considera como el objeto más distante visible a simple vista, aunque los observadores experimentados pueden ver la galaxia Triangulum más distante [4] .

A pesar del alto brillo aparente, el brillo superficial de la galaxia es bajo debido a su gran tamaño. Las condiciones de visibilidad dependen en gran medida del nivel de contaminación lumínica , aunque en menor medida que para otras galaxias. Con un poco de contaminación lumínica, la parte central más brillante de la galaxia aún es visible, usando binoculares o un telescopio pequeño, puede ver los satélites más brillantes: M 32 y M 110 , pero la estructura permanece indistinguible y la galaxia es visible como un óvalo. punto brumoso en forma de [107] .

En un telescopio con un diámetro de lente de 150 mm, ya es posible notar la estructura de la galaxia, por ejemplo, caminos de polvo, así como objetos individuales: NGC 206 y algunos cúmulos globulares. El uso de instrumentos aún más grandes, de 350 mm de diámetro, permite distinguir muchos detalles: se destaca un núcleo en forma de estrella, las líneas de polvo son visibles en los detalles. Se pueden ver muchos cúmulos globulares y abiertos, así como estrellas brillantes individuales, como AF Andromedae . Además, se hacen visibles las galaxias que están detrás de M 31 en la línea de visión: Markaryan 957 y 5Zw 29 . Para observar los satélites más cercanos de M 31 -Andrómeda I , II y III-  se requiere un telescopio con un diámetro de lente de 500 mm [108] . Al fotografiar con largas exposiciones, los detalles de la imagen se pueden ver incluso sin el uso de un telescopio [109] .

En la cultura

En la cultura popular , la galaxia de Andrómeda se utiliza principalmente como ubicación en varias obras de ciencia ficción. En obras literarias, por ejemplo, la novela de Ivan Efremov " La nebulosa de Andrómeda " (1955-1956) [110] , en la que la galaxia de Andrómeda es la primera de las galaxias con las que las civilizaciones logran establecer contacto. Entre las películas - la serie A de Andrómeda(1961), en el que la trama se basa en que los científicos recibieron un mensaje de radio enviado desde la galaxia de Andrómeda, así como la serie Star Trek , en uno de los episodios en los que llegan seres inteligentes de la galaxia [4] . La galaxia también está presente en los juegos de computadora, por ejemplo, en Mass Effect: Andromeda la acción se desarrolla en esta galaxia [111] .

Notas

Comentarios

  1. ↑ 1 2 La metalicidad corresponde a la proporción de elementos más pesados ​​que el helio igual al solar [33] .
  2. ↑ Dado que la escala de distancia se había calibrado previamente con las Cefeidas de la población II observadas en cúmulos globulares, y las Cefeidas de la población I se observaron en las galaxias exteriores, esto condujo a una subestimación de las distancias a las galaxias, incluida M 31, por un factor de dos [102] .

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Literatura

Enlaces

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