Galáxia de Andrômeda

A Galáxia de Andrômeda é uma galáxia espiral barrada e é a grande galáxia mais próxima da Via Láctea. Ela foi originalmente chamada de Nebulosa de Andrômeda e está catalogada como Messier 31, M31 e NGC 224. Andrômeda tem um diâmetro de cerca de 46,56 quiloparsecs (152.000 anos-luz) e está a aproximadamente 765 kpc (2,5 milhões de anos-luz) da Terra. O nome da galáxia deriva da área do céu da Terra em que ela aparece, a constelação de Andrômeda, que recebeu o nome da princesa que era esposa de Perseu na mitologia grega.

A massa virial da Galáxia de Andrômeda é da mesma ordem de grandeza da Via Láctea, com 1 trilhão de massas solares (2,0×10 ⁴² quilogramas). A massa de qualquer uma das galáxias é difícil de estimar com precisão, mas durante muito tempo pensou-se que a Galáxia de Andrómeda era mais massiva que a Via Láctea por uma margem de cerca de 25% a 50%. Isto foi questionado por estudos do início do século 21 que indicavam uma massa possivelmente menor para a Galáxia de Andrômeda. e uma massa maior para a Via Láctea. A Galáxia de Andrômeda tem um diâmetro de cerca de 46,56 kpc (152.000 al), tornando-a o maior membro do Grupo Local de galáxias em termos de extensão.

Espera-se que as galáxias Via Láctea e Andrômeda colidam dentro de cerca de 4 a 5 bilhões de anos, fundindo-se para formar potencialmente uma galáxia elíptica gigante ou uma grande galáxia lenticular. Com uma magnitude aparente de 3,4, a Galáxia de Andrômeda está entre os objetos Messier mais brilhantes e é visível a olho nu da Terra em noites sem lua, mesmo quando vista de áreas com poluição luminosa moderada.

Histórico de observação

A Galáxia de Andrômeda tem sido visível a olho nu, devido aos céus escuros, ao longo da história; como tal, não se pode dizer que tenha sido "descoberto" por qualquer indivíduo. Por volta do ano 964 dC, o astrônomo persa Abd al-Rahman al-Sufi foi o primeiro a descrever formalmente a Galáxia de Andrômeda. Ele se referiu a isso em seu Livro das Estrelas Fixas como uma 'mancha nebulosa'. ou 'pequena nuvem'.

Os mapas estelares daquele período o rotularam como a Pequena Nuvem. Em 1612, o astrônomo alemão Simon Marius deu uma descrição inicial da Galáxia de Andrômeda com base em observações telescópicas. Pierre Louis Maupertuis conjecturou em 1745 que a mancha borrada era um universo insular. Em 1764, Charles Messier catalogou Andrômeda como objeto M31 e creditou incorretamente Marius como o descobridor, apesar de ser visível a olho nu. Em 1785, o astrônomo William Herschel notou uma leve tonalidade avermelhada na região central de Andrômeda. Ele acreditava que Andrômeda era a mais próxima de todas as “grandes nebulosas” e, com base na cor e na magnitude da nebulosa, adivinhou incorretamente que ela não estava a mais de 2.000 vezes a distância de Sirius, ou cerca de 18.000 metros. aproximadamente (5,5 kpc).

Em 1850, William Parsons, 3º Conde de Rosse, fez o primeiro desenho da estrutura espiral de Andrômeda.

Em 1864, William Huggins observou que o espectro de Andrômeda era diferente daquele de uma nebulosa gasosa. O espectro de Andrômeda exibe um continuum de frequências, sobreposto por linhas escuras de absorção que ajudam a identificar a composição química de um objeto. O espectro de Andrômeda é muito semelhante ao espectro de estrelas individuais e, a partir disso, deduziu-se que Andrômeda tem natureza estelar. Em 1885, uma supernova (conhecida como S Andromedae) foi vista em Andrômeda, a primeira e até agora a única observada naquela galáxia. Na época chamava-se "Nova 1885"—a diferença entre "novae" no sentido moderno e as supernovas ainda não eram conhecidas. Andrômeda foi considerada um objeto próximo, e não se percebeu que a "nova" era muito mais brilhante que as novas comuns.

Em 1888, Isaac Roberts tirou uma das primeiras fotografias de Andrômeda, que ainda era comumente considerada uma nebulosa dentro de nossa galáxia. Roberts confundiu Andrômeda e "nebulosas espirais" como sistemas estelares sendo formados.

Em 1912, Vesto Slipher usou espectroscopia para medir a velocidade radial de Andrômeda em relação ao Sistema Solar — a maior velocidade já medida, 300 km/s (190 mi/s).

"Universos insulares" hipótese

Já em 1755, o filósofo alemão Immanuel Kant propôs a hipótese de que a Via Láctea é apenas uma entre muitas galáxias, no seu livro História Natural Universal e Teoria dos Céus. Argumentando que uma estrutura como a Via Láctea se pareceria com uma nebulosa circular vista de cima e como uma elíptica se vista de um ângulo, ele concluiu que as nebulosas elípticas observadas como Andrômeda, que não poderiam ser explicadas de outra forma na época, eram de fato galáxias. semelhante à Via Láctea.

Em 1917, Heber Curtis observou uma nova em Andrômeda. Pesquisando o registro fotográfico, foram descobertas mais 11 novas. Curtis notou que essas novas eram, em média, 10 magnitudes mais fracas do que aquelas que ocorriam em outras partes do céu. Como resultado, ele conseguiu chegar a uma estimativa de distância de 500.000 anos (3,2×10¹⁰ UA). Embora esta estimativa seja cerca de cinco vezes menor do que as melhores estimativas agora disponíveis, foi a primeira estimativa conhecida da distância até Andrômeda que estava correta na ordem de grandeza (ou seja, que estava correta dentro de um fator de dez das estimativas atuais de alta precisão)., que situam a distância em torno de 2,5 milhões de anos-luz). Curtis tornou-se um defensor dos chamados "universos-ilhas" hipótese: que as nebulosas espirais eram na verdade galáxias independentes.

Em 1920, ocorreu o Grande Debate entre Harlow Shapley e Curtis sobre a natureza da Via Láctea, as nebulosas espirais e as dimensões do universo. Para apoiar a sua afirmação de que a Grande Nebulosa de Andrómeda é, de facto, uma galáxia externa, Curtis também notou o aparecimento de faixas escuras dentro de Andrómeda que se assemelhavam às nuvens de poeira da nossa própria galáxia, bem como observações históricas da galáxia de Andrómeda. desvio Doppler significativo. Em 1922, Ernst Öpik apresentou um método para estimar a distância de Andrômeda usando as velocidades medidas de suas estrelas. Seu resultado colocou a Nebulosa de Andrômeda muito além de nossa galáxia, a uma distância de cerca de 450 kpc (1.500 kly). Edwin Hubble resolveu o debate em 1925, quando identificou pela primeira vez estrelas variáveis extragalácticas Cefeidas em fotos astronômicas de Andrômeda. Eles foram feitos usando o telescópio Hooker de 100 polegadas (2,5 m) e permitiram determinar a distância da Grande Nebulosa de Andrômeda. A sua medição demonstrou conclusivamente que esta estrutura não era um aglomerado de estrelas e gás dentro da nossa própria galáxia, mas uma galáxia totalmente separada localizada a uma distância significativa da Via Láctea.

Em 1943, Walter Baade foi a primeira pessoa a resolver estrelas na região central da Galáxia de Andrômeda. Baade identificou duas populações distintas de estrelas com base na sua metalicidade, nomeando as estrelas jovens e de alta velocidade no disco como Tipo I e as estrelas vermelhas mais velhas no bojo como Tipo II. Esta nomenclatura foi posteriormente adotada para estrelas da Via Láctea e de outros lugares. (A existência de duas populações distintas foi notada anteriormente por Jan Oort.) Baade também descobriu que havia dois tipos de estrelas variáveis Cefeidas, o que resultou na duplicação da estimativa da distância a Andrômeda, bem como ao restante do universo.

Em 1950, a emissão de rádio da Galáxia de Andrômeda foi detectada por Hanbury Brown e Cyril Hazard no Jodrell Bank Observatory. Os primeiros mapas de rádio da galáxia foram feitos na década de 1950 por John Baldwin e colaboradores do Cambridge Radio Astronomy Group. O núcleo da Galáxia de Andrômeda é denominado 2C 56 no catálogo de radioastronomia 2C. Em 2009, uma ocorrência de microlentes – um fenómeno causado pelo desvio da luz por um objeto massivo – pode ter levado à primeira descoberta de um planeta na Galáxia de Andrómeda.

Observações de emissão de rádio linearmente polarizada com o Radiotelescópio Westerbork Synthesis, o Radiotelescópio Effelsberg 100-m e o Very Large Array revelaram campos magnéticos ordenados alinhados ao longo do "anel de 10 kpc" de gás e formação de estrelas. O campo magnético total tem uma intensidade de cerca de 0,5 nT, dos quais 0,3 nT são ordenados.

Geral

A distância estimada entre a Galáxia de Andrômeda e a nossa foi duplicada em 1953, quando foi descoberto que havia outro tipo de estrela variável Cefeida, mais fraca. Na década de 1990, medições de gigantes vermelhas padrão, bem como de estrelas vermelhas a partir das medições do satélite Hipparcos, foram usadas para calibrar as distâncias das Cefeidas.

Formação e história

Uma grande fusão ocorreu entre 2 e 3 bilhões de anos atrás em Andrômeda, envolvendo duas galáxias com uma razão de massa de aproximadamente 4.

A descoberta de uma fusão recente na galáxia de Andrômeda baseou-se primeiramente na interpretação de sua relação anômala de dispersão idade-velocidade, bem como no fato de que há 2 bilhões de anos, a formação de estrelas em todo o disco de Andrômeda era muito mais ativa do que hoje.

A modelagem desta colisão violenta mostra que ela formou a maior parte do halo galáctico (rico em metais) da galáxia, incluindo a Corrente Gigante, e também o disco espesso estendido, o disco fino jovem, incluindo o disco estático Anel de 10 kpc. Durante esta época, a sua taxa de formação estelar teria sido muito elevada, ao ponto de se tornar uma galáxia infravermelha luminosa durante cerca de 100 milhões de anos. A modelagem também recupera o perfil bojo, a barra grande e o perfil geral de densidade do halo.

Andromeda e a Galáxia do Triângulo (M33) podem ter passado muito perto há 2-4 mil milhões de anos, mas parece improvável a partir das últimas medições do Telescópio Espacial Hubble.

Estimativa de distância

Pelo menos quatro técnicas distintas foram usadas para estimar distâncias da Terra à Galáxia de Andrômeda. Em 2003, usando as flutuações de brilho da superfície infravermelha (I-SBF) e ajustando para o novo valor de luminosidade do período e uma correção de metalicidade de −0,2 mag dex⁻¹ in (O/H), uma estimativa de 2,57 ± 0,06 milhões de anos-luz (1,625×10¹¹ ± 3,8×10⁹ unidades astronômicas) foi derivado. Um método variável Cefeida de 2004 estimou a distância em 2,51 ± 0,13 milhões de anos-luz (770 ± 40 kpc).

Em 2005, uma estrela binária eclipsante foi descoberta na Galáxia de Andrômeda. O binário são duas estrelas azuis quentes dos tipos O e B. Ao estudar os eclipses das estrelas, os astrônomos foram capazes de medir seus tamanhos. Conhecendo os tamanhos e temperaturas das estrelas, eles foram capazes de medir a sua magnitude absoluta. Quando as magnitudes visuais e absolutas são conhecidas, a distância até a estrela pode ser calculada. As estrelas estão a uma distância de 2,52×10^⁶ ± 0,14×10^⁶ ly (1,594×10 ¹¹ ± 8,9×10⁹ AU) e toda a Galáxia de Andrômeda em cerca de 2,5×10^⁶ ly (1,6×10¹¹ AU). Este novo valor está em excelente concordância com o valor de distância anterior, independente, baseado em Cefeidas. O método TRGB também foi usado em 2005, fornecendo uma distância de 2,56×10< s style="display:none">^⁶ ± 0,08×10^⁶ ly (1,619× 10¹¹ ± 5,1×10⁹ AU). Em média, essas estimativas de distância fornecem um valor de 2,54×10^⁶ ± 0,11×10 ^⁶ ly (1,606×10¹¹ ± 7,0×10⁹ AU).

Estimativas em massa

Até 2018, as estimativas de massa para o halo da Galáxia de Andrômeda (incluindo a matéria escura) davam um valor de aproximadamente 1,5×10 ¹² M☉, em comparação com 8×10¹¹ M _☉ para a Via Láctea. Isto contradiz medições anteriores que pareciam indicar que a Galáxia de Andrômeda e a Via Láctea têm massa quase igual.

Em 2018, a igualdade de massa foi restabelecida pelos resultados do rádio como aproximadamente 8×10 ¹¹ M_☉. Em 2006, determinou-se que o esferóide da Galáxia de Andrómeda tinha uma densidade estelar superior à da Via Láctea, e o seu disco estelar galáctico foi estimado em cerca de duas vezes o diâmetro do disco estelar da Via Láctea. A massa total da Galáxia de Andrômeda é estimada entre 8×10¹¹ M_☉ e 1,1 ×10¹² M_☉. A massa estelar de M31 é 10–15×10¹⁰ M_☉, com 30% dessa massa na protuberância central, 56% no disco e os 14% restantes no halo estelar. Os resultados de rádio (massa semelhante à da Via Láctea) devem ser considerados como os mais prováveis a partir de 2018, embora claramente este assunto ainda esteja sob investigação ativa por vários grupos de investigação em todo o mundo.

A partir de 2019, os cálculos atuais baseados na velocidade de escape e nas medições dinâmicas de massa colocaram a Galáxia de Andrômeda em 0,8×10¹² M_☉, que é apenas metade da massa mais recente da Via Láctea, calculada em 2019 em 1,5×10¹² M_☉.

Além de estrelas, o meio interestelar da Galáxia de Andrômeda contém pelo menos 7,2×10⁹ M_☉ na forma de hidrogênio neutro, pelo menos 3,4×10 ⁸ M_☉ como hidrogênio molecular (dentro de seus 10 quiloparsecs mais internos) e 5,4×10⁷ M_☉ de poeira.

A Galáxia de Andrômeda é cercada por um enorme halo de gás quente que se estima conter metade da massa das estrelas da galáxia. O halo quase invisível estende-se por cerca de um milhão de anos-luz da sua galáxia hospedeira, a meio caminho da nossa Galáxia, a Via Láctea. Simulações de galáxias indicam o halo formado ao mesmo tempo que a Galáxia de Andrômeda. O halo é enriquecido em elementos mais pesados que o hidrogênio e o hélio, formados a partir de supernovas, e suas propriedades são as esperadas para uma galáxia que fica no "vale verde" do diagrama cor-magnitude da Galáxia (veja abaixo). Supernovas irrompem no disco repleto de estrelas da Galáxia de Andrômeda e ejetam esses elementos mais pesados para o espaço. Ao longo da vida da Galáxia de Andrômeda, quase metade dos elementos pesados produzidos por suas estrelas foram ejetados muito além do disco estelar de 200.000 anos-luz de diâmetro da galáxia.

Estimativas de luminosidade

Comparada à Via Láctea, a Galáxia de Andrômeda parece ter estrelas predominantemente mais velhas, com idades >7×10⁹ anos. A luminosidade estimada da Galáxia de Andrômeda, ~2,6×10¹⁰ L☉, é cerca de 25% maior que o da nossa própria galáxia. No entanto, a galáxia tem uma inclinação elevada quando vista da Terra, e a sua poeira interestelar absorve uma quantidade desconhecida de luz, por isso é difícil estimar o seu brilho real e outros autores deram outros valores para a luminosidade da Galáxia de Andrómeda (alguns autores até propõem que seja a segunda galáxia mais brilhante num raio de 10 megaparsecs da Via Láctea, depois da Galáxia do Sombrero, com uma magnitude absoluta de cerca de -22,21 ou próximo).

Uma estimativa feita com a ajuda do Telescópio Espacial Spitzer publicada em 2010 sugere uma magnitude absoluta (em azul) de -20,89 (que com um índice de cor de +0,63 se traduz em uma magnitude visual absoluta de -21,52, em comparação com - 20,9 para a Via Láctea) e uma luminosidade total nesse comprimento de onda de 3,64×10¹⁰ L_☉.

A taxa de formação de estrelas na Via Láctea é muito maior, com a Galáxia de Andrômeda produzindo apenas cerca de uma massa solar por ano, em comparação com 3–5 massas solares da Via Láctea. A taxa de novas na Via Láctea também é o dobro da da Galáxia de Andrômeda. Isto sugere que esta última já experimentou uma grande fase de formação estelar, mas está agora num estado relativo de quiescência, enquanto a Via Láctea está experimentando uma formação estelar mais ativa. Se isto continuar, a luminosidade da Via Láctea poderá eventualmente ultrapassar a da Galáxia de Andrômeda.

De acordo com estudos recentes, a Galáxia de Andrômeda fica no que é conhecido no diagrama cor-magnitude da galáxia como o "vale verde", uma região povoada por galáxias como a Via Láctea em transição do " 34;nuvem azul" (galáxias formando ativamente novas estrelas) para a "sequência vermelha" (galáxias que não possuem formação estelar). A atividade de formação de estrelas nas galáxias do vale verde está diminuindo à medida que ficam sem gás formador de estrelas no meio interestelar. Em galáxias simuladas com propriedades semelhantes às da Galáxia de Andrômeda, espera-se que a formação de estrelas se extinga dentro de cerca de cinco bilhões de anos, mesmo contabilizando o esperado aumento de curto prazo na taxa de formação de estrelas devido à colisão entre a Galáxia de Andrômeda e a Galáxia Láctea. Caminho.

Estrutura

Um panorama das estrelas do primeiro plano e do núcleo da galáxia Andromeda

Com base em sua aparência na luz visível, a Galáxia de Andrômeda é classificada como uma galáxia SA(s)b no sistema de classificação estendido de Vaucouleurs-Sandage de galáxias espirais. No entanto, dados infravermelhos da pesquisa 2MASS e do Telescópio Espacial Spitzer mostraram que Andrômeda é na verdade uma galáxia espiral barrada, como a Via Láctea, com o eixo principal da barra de Andrômeda orientado 55 graus no sentido anti-horário do eixo principal do disco.

Existem vários métodos usados em astronomia para definir o tamanho de uma galáxia, e cada método pode produzir resultados diferentes entre si. O mais comumente empregado é o padrão D₂₅, o isófoto onde o brilho fotométrico de uma galáxia na banda B (comprimento de onda de luz de 445 nm, na parte azul do espectro visível) atinge 25 mag /arcsec². O Terceiro Catálogo de Referência de Galáxias Brilhantes (RC3) usou este padrão para Andrômeda em 1991, produzindo um diâmetro isofotal de 46,56 quiloparsecs (152.000 anos-luz) a uma distância de 2,5 milhões de anos-luz. Uma estimativa anterior de 1981 deu um diâmetro para Andrômeda de 54 quiloparsecs (176.000 anos-luz).

Um estudo realizado em 2005 pelos telescópios Keck mostra a existência de uma ténue dispersão de estrelas, ou halo galáctico, que se estende para fora da galáxia. As estrelas neste halo comportam-se de forma diferente das do disco galáctico principal de Andrómeda, onde mostram movimentos orbitais bastante desorganizados, em oposição às estrelas do disco principal que têm órbitas mais ordenadas e velocidades uniformes de 200 km/s. Este halo difuso se estende para fora do disco principal de Andrômeda com um diâmetro de 67,45 quiloparsecs (220.000 anos-luz).

A galáxia está inclinada cerca de 77° em relação à Terra (onde um ângulo de 90° seria lateral). A análise da forma da secção transversal da galáxia parece demonstrar uma pronunciada deformação em forma de S, em vez de apenas um disco plano. Uma possível causa de tal deformação poderia ser a interação gravitacional com as galáxias satélites próximas à Galáxia de Andrômeda. O Galaxy M33 pode ser responsável por alguma deformação nos braços de Andromeda, embora sejam necessárias distâncias e velocidades radiais mais precisas.

Estudos espectroscópicos forneceram medições detalhadas da velocidade de rotação da Galáxia de Andrômeda em função da distância radial do núcleo. A velocidade de rotação tem um valor máximo de 225 km/s (140 mi/s) a 1.300 ly (82.000.000 UA) do núcleo, e tem seu mínimo possivelmente tão baixo quanto 50 km/s (31 mi/s) a 7.000 aproximadamente (440 milhões de UA) do núcleo. Mais adiante, a velocidade de rotação aumenta para um raio de 33.000 ly (2,1×10⁹ UA), onde atinge um pico de 250 km/s (160 mi/s). As velocidades diminuem lentamente além dessa distância, caindo para cerca de 200 km/s (120 mi/s) a 80.000 ly (5,1×10^{9< /sup> AU). Essas medições de velocidade implicam uma massa concentrada de cerca de 6×109 M☉ no núcleo. A massa total da galáxia aumenta linearmente até 45.000 ly (2,8×109 UA), depois mais lentamente além desse raio.}

Os braços espirais da Galáxia de Andrômeda são delineados por uma série de regiões HII, primeiramente estudadas em grande detalhe por Walter Baade e descritas por ele como se assemelhando a “contas em um cordão”. Os seus estudos mostram dois braços espirais que parecem estar bem enrolados, embora estejam mais espaçados do que na nossa galáxia. Suas descrições da estrutura espiral, à medida que cada braço cruza o eixo principal da Galáxia de Andrômeda, são as seguintes^{§pp1062§pp92}:

Como a Galáxia de Andrômeda é vista de lado, é difícil estudar sua estrutura espiral. Imagens retificadas da galáxia parecem mostrar uma galáxia espiral bastante normal, exibindo dois braços contínuos separados um do outro por um mínimo de cerca de 13.000 anos (820.000.000 UA) e que podem ser seguidos para fora a uma distância de aproximadamente 1.600 anos (100.000.000 UA) do núcleo. Estruturas espirais alternativas foram propostas, como um único braço espiral ou um padrão floculento de braços espirais longos, filamentares e grossos.

Acredita-se que a causa mais provável das distorções do padrão espiral seja a interação com os satélites galácticos M32 e M110. Isto pode ser visto pelo deslocamento das nuvens neutras de hidrogênio das estrelas.

Em 1998, imagens do Observatório Espacial Infravermelho da Agência Espacial Europeia demonstraram que a forma geral da Galáxia de Andrômeda pode estar em transição para uma galáxia em anel. O gás e a poeira dentro da galáxia são geralmente formados em vários anéis sobrepostos, com um anel particularmente proeminente formado a um raio de 32.000 ly (9,8 kpc) do núcleo, apelidado por alguns astrônomos de anel de fogo. Este anel está oculto das imagens de luz visível da galáxia porque é composto principalmente de poeira fria, e a maior parte da formação estelar que ocorre na Galáxia de Andrômeda está concentrada ali.

Estudos posteriores com a ajuda do Telescópio Espacial Spitzer mostraram como a estrutura espiral da Galáxia de Andrómeda no infravermelho parece ser composta por dois braços espirais que emergem de uma barra central e continuam para além do grande anel mencionado acima. Esses braços, porém, não são contínuos e possuem estrutura segmentada.

Um exame minucioso da região interna da Galáxia de Andrômeda com o mesmo telescópio também mostrou um anel de poeira menor que se acredita ter sido causado pela interação com M32 há mais de 200 milhões de anos. Simulações mostram que a galáxia menor passou pelo disco da Galáxia de Andrômeda ao longo do eixo polar desta última. Esta colisão retirou mais da metade da massa do M32 menor e criou as estruturas em anel em Andrômeda. É a coexistência da conhecida estrutura semelhante a um grande anel no gás de Messier 31, juntamente com esta estrutura interna semelhante a um anel recém-descoberta, deslocada do baricentro, que sugeriu uma colisão quase frontal com o satélite M32, uma versão mais suave do encontro Cartwheel.

Estudos do halo estendido da Galáxia de Andrômeda mostram que ele é aproximadamente comparável ao da Via Láctea, com as estrelas no halo sendo geralmente “pobres em metais”, e cada vez mais com distâncias maiores. Esta evidência indica que as duas galáxias seguiram caminhos evolutivos semelhantes. É provável que tenham acumulado e assimilado cerca de 100-200 galáxias de baixa massa durante os últimos 12 mil milhões de anos. As estrelas nos halos estendidos da Galáxia de Andrômeda e da Via Láctea podem estender-se quase um terço da distância que separa as duas galáxias.

Núcleo

A Galáxia de Andrômeda é conhecida por abrigar um aglomerado estelar denso e compacto bem no seu centro. Um grande telescópio cria a impressão visual de uma estrela embutida no bojo circundante, mais difuso. Em 1991, o Telescópio Espacial Hubble foi usado para obter imagens do núcleo interno da Galáxia de Andrômeda. O núcleo consiste em duas concentrações separadas por 1,5 pc (4,9 al). A concentração mais brilhante, designada como P1, está deslocada do centro da galáxia. A concentração mais fraca, P2, cai no verdadeiro centro da galáxia e contém um buraco negro medido em 3–5 × 10⁷ M_☉ em 1993, e em 1,1–2,3 × 10⁸ M_☉ em 2005. A dispersão da velocidade do material ao seu redor é medida em ≈ 160 km/s (100 mi/s).

Foi proposto que o núcleo duplo observado poderia ser explicado se P1 fosse a projeção de um disco de estrelas numa órbita excêntrica em torno do buraco negro central. A excentricidade é tal que as estrelas permanecem no apocentro orbital, criando uma concentração de estrelas. Foi postulado que tal disco excêntrico poderia ter sido formado a partir do resultado de uma fusão anterior de um buraco negro, onde a liberação de ondas gravitacionais poderia ter “expulsado” o espaço. as estrelas em sua distribuição excêntrica atual. P2 também contém um disco compacto de estrelas quentes de classe espectral A. As estrelas A não são evidentes em filtros mais vermelhos, mas na luz azul e ultravioleta dominam o núcleo, fazendo com que P2 pareça mais proeminente que P1.

Embora no momento inicial de sua descoberta tenha sido levantada a hipótese de que a porção mais brilhante do núcleo duplo é o remanescente de uma pequena galáxia "canibalizada" pela Galáxia de Andrômeda, esta não é mais considerada uma explicação viável, em grande parte porque tal núcleo teria uma vida útil extremamente curta devido à perturbação das marés pelo buraco negro central. Embora isto pudesse ser parcialmente resolvido se P1 tivesse o seu próprio buraco negro para estabilizá-lo, a distribuição de estrelas em P1 não sugere que exista um buraco negro no seu centro.

Fontes discretas

Aparentemente, no final de 1968, nenhum raio X havia sido detectado na Galáxia de Andrômeda. Um voo de balão em 20 de outubro de 1970 estabeleceu um limite máximo para raios X detectáveis da Galáxia de Andrômeda. A pesquisa de todo o céu Swift BAT detectou com sucesso raios X fortes vindos de uma região centrada a 6 segundos de arco de distância do centro da galáxia. Mais tarde descobriu-se que a emissão acima de 25 keV era originária de uma única fonte chamada 3XMM J004232.1+411314, e identificada como um sistema binário onde um objeto compacto (uma estrela de nêutrons ou um buraco negro) agrega matéria de uma estrela.

Desde então, múltiplas fontes de raios X foram detectadas na Galáxia de Andrômeda, usando observações do observatório orbital XMM-Newton da Agência Espacial Europeia (ESA). Robin Barnard et al. levantaram a hipótese de que estes são candidatos a buracos negros ou estrelas de nêutrons, que aquecem o gás que chega a milhões de Kelvin e emitem raios-X. Estrelas de nêutrons e buracos negros podem ser distinguidos principalmente medindo suas massas. Uma campanha de observação da missão espacial NuSTAR identificou 40 objetos deste tipo na galáxia. Em 2012, um microquasar, uma explosão de rádio proveniente de um buraco negro menor, foi detectado na Galáxia de Andrômeda. O buraco negro progenitor está localizado próximo ao centro galáctico e tem cerca de 10 M_☉. Foi descoberto através de dados coletados pela sonda XMM-Newton da Agência Espacial Europeia e posteriormente observado pela missão Swift Gamma-Ray Burst da NASA e pelo Observatório de Raios-X Chandra, pelo Very Large Array e pelo Very Large Array. Matriz de linha de base longa. O microquasar foi o primeiro observado dentro da Galáxia de Andrômeda e o primeiro fora da Via Láctea.

Aglomerados globulares

Existem aproximadamente 460 aglomerados globulares associados à Galáxia de Andrômeda. O mais massivo destes aglomerados, identificado como Mayall II, apelidado de Globular Um, tem uma luminosidade maior do que qualquer outro aglomerado globular conhecido no Grupo Local de galáxias. Contém vários milhões de estrelas e é cerca de duas vezes mais luminoso que Omega Centauri, o aglomerado globular mais brilhante conhecido na Via Láctea. Globular Um (ou G1) tem várias populações estelares e uma estrutura muito grande para um globular comum. Como resultado, alguns consideram G1 o núcleo remanescente de uma galáxia anã que foi consumida por Andrômeda no passado distante. O globular com maior brilho aparente é o G76, localizado na metade leste do braço sudoeste. Outro enorme aglomerado globular, denominado 037-B327 e descoberto em 2006, fortemente avermelhado pela poeira interestelar da Galáxia de Andrômeda, foi considerado mais massivo que o G1 e o maior aglomerado do Grupo Local; no entanto, outros estudos mostraram que é realmente semelhante em propriedades ao G1.

Ao contrário dos aglomerados globulares da Via Láctea, que apresentam uma dispersão de idade relativamente baixa, os aglomerados globulares da Galáxia de Andrômeda têm uma faixa de idade muito maior: desde sistemas tão antigos quanto a própria galáxia até sistemas muito mais jovens, com idades entre algumas centenas de milhões de anos e cinco bilhões de anos.

Em 2005, os astrônomos descobriram um tipo completamente novo de aglomerado estelar na Galáxia de Andrômeda. Os aglomerados recém-descobertos contêm centenas de milhares de estrelas, um número semelhante de estrelas que podem ser encontradas em aglomerados globulares. O que os distingue dos aglomerados globulares é que são muito maiores – com várias centenas de anos-luz de diâmetro – e centenas de vezes menos densos. As distâncias entre as estrelas são, portanto, muito maiores nos aglomerados estendidos recém-descobertos.

O aglomerado globular mais massivo da Galáxia de Andrômeda, B023-G078, provavelmente tem um buraco negro intermediário central com quase 100.000 massas solares.

Galáxias próximas e satélites

Tal como a Via Láctea, a Galáxia de Andrómeda tem galáxias satélites, consistindo em mais de 20 galáxias anãs conhecidas. A população de galáxias anãs da Galáxia de Andrômeda é muito semelhante à da Via Láctea, mas as galáxias são muito mais numerosas. As galáxias satélites mais conhecidas e facilmente observadas são M32 e M110. Com base nas evidências atuais, parece que o M32 teve um encontro próximo com a Galáxia de Andrômeda no passado. M32 pode ter sido uma galáxia maior que teve seu disco estelar removido por M31 e sofreu um aumento acentuado na formação de estrelas na região central, que durou até um passado relativamente recente.

M110 também parece estar interagindo com a Galáxia de Andrômeda, e os astrônomos encontraram no halo desta última uma corrente de estrelas ricas em metais que parecem ter sido retiradas dessas galáxias satélites. M110 contém uma faixa de poeira, que pode indicar formação estelar recente ou contínua. M32 também tem uma população estelar jovem.

A Galáxia do Triângulo é uma galáxia não-anã que fica a 750.000 anos-luz de Andrômeda. Atualmente não se sabe se é um satélite de Andrômeda.

Em 2006, descobriu-se que nove das galáxias satélites se encontram num plano que cruza o núcleo da Galáxia de Andrómeda; eles não são organizados aleatoriamente como seria esperado de interações independentes. Isto pode indicar uma origem de maré comum para os satélites.

Evento PA-99-N2 e possível exoplaneta na galáxia

PA-99-N2 foi um evento de microlente detectado na Galáxia de Andrômeda em 1999. Uma das explicações para isso é a lente gravitacional de uma gigante vermelha por uma estrela com massa entre 0,02 e 3,6 vezes a do Sol, o que sugeriu que a estrela provavelmente é orbitada por um planeta. Este possível exoplaneta teria uma massa 6,34 vezes maior que a de Júpiter. Se finalmente confirmado, seria o primeiro planeta extragaláctico já encontrado. No entanto, anomalias no evento foram encontradas posteriormente.

Colisão com a Via Láctea

A Galáxia de Andrômeda está se aproximando da Via Láctea a cerca de 110 quilômetros (68 milhas) por segundo. Foi medido aproximando-se em relação ao Sol a cerca de 300 km/s (190 mi/s), enquanto o Sol orbita em torno do centro da galáxia a uma velocidade de aproximadamente 225 km/s (140 mi/s). Isso torna a Galáxia de Andrômeda uma das cerca de 100 galáxias observáveis com desvio para o azul. A velocidade tangencial ou lateral da Galáxia de Andrômeda em relação à Via Láctea é relativamente muito menor do que a velocidade de aproximação e, portanto, espera-se que ela colida diretamente com a Via Láctea em cerca de 2,5 a 4 bilhões de anos. Um resultado provável da colisão é que as galáxias se fundirão para formar uma galáxia elíptica gigante ou possivelmente uma grande galáxia de disco. Tais eventos são frequentes entre as galáxias em grupos de galáxias. O destino da Terra e do Sistema Solar em caso de colisão é atualmente desconhecido. Antes da fusão das galáxias, há uma pequena chance de o Sistema Solar ser ejetado da Via Láctea ou juntar-se à Galáxia de Andrômeda.

Observação amadora

Na maioria das condições de visualização, a Galáxia de Andrômeda é um dos objetos mais distantes que podem ser vistos a olho nu (M33 e M81 podem ser vistos sob céus muito escuros). A galáxia está comumente localizada no céu perto das constelações Cassiopeia e Pégaso. Andrômeda é melhor vista durante as noites de outono no Hemisfério Norte, quando passa bem acima, atingindo seu ponto mais alto por volta da meia-noite de outubro e duas horas antes em cada mês sucessivo. No início da noite, nasce no leste em setembro e se põe no oeste em fevereiro. Do Hemisfério Sul, a Galáxia de Andrômeda é visível entre outubro e dezembro, melhor visualizada do extremo norte possível. Os binóculos podem revelar algumas estruturas maiores da galáxia e suas duas galáxias satélites mais brilhantes, M32 e M110. Um telescópio amador pode revelar o disco de Andrômeda, alguns de seus aglomerados globulares mais brilhantes, faixas escuras de poeira e a grande nuvem estelar NGC 206.