Galaxia de Andromeda

La galaxia de Andrómeda (IPA:), también conocida como Messier 31, M31 o NGC 224 y originalmente la Nebulosa de Andrómeda, es una galaxia espiral barrada con un diámetro de unos 46,56 kiloparsecs (152.000 años luz) aproximadamente a 765 kpc (2,5 millones de años luz) de la Tierra y la galaxia grande más cercana a la Vía Láctea. El nombre de la galaxia proviene del área del cielo de la Tierra en la que aparece, la constelación de Andrómeda, que a su vez lleva el nombre de la princesa que fue esposa de Perseo en la mitología griega.

La masa virial de la galaxia de Andrómeda es del mismo orden de magnitud que la de la Vía Láctea, 1 billón de masas solares (2,0×10 ⁴² kilogramos). La masa de cualquiera de las galaxias es difícil de estimar con precisión, pero durante mucho tiempo se pensó que la galaxia de Andrómeda es más masiva que la Vía Láctea por un margen de alrededor del 25% al 50%. Esto ha sido cuestionado por estudios de principios del siglo XXI que indican una masa posiblemente menor para la galaxia de Andrómeda. y una masa mayor para la Vía Láctea. La Galaxia de Andrómeda tiene un diámetro de aproximadamente 46,56 kpc (152 000 ly), lo que la convierte en el miembro más grande del Grupo Local en términos de extensión.

Se espera que las galaxias de la Vía Láctea y Andrómeda colisionen en alrededor de 4 a 5 mil millones de años, fusionándose para formar potencialmente una galaxia elíptica gigante o una gran galaxia lenticular. Con una magnitud aparente de 3,4, la galaxia de Andrómeda se encuentra entre los objetos Messier más brillantes y es visible a simple vista desde la Tierra en noches sin luna, incluso cuando se ve desde áreas con contaminación lumínica moderada.

Historial de observaciones

La fotografía más antigua conocida de la Gran Andrómeda "Nebula" (con M110 a la izquierda superior), por Isaac Roberts, 1899.

Andrómeda ha sido visible a simple vista, dados los cielos oscuros, a lo largo de la historia; como tal, no se puede decir que haya sido "descubierto" por cualquier individuo. Alrededor del año 964, el astrónomo persa Abd al-Rahman al-Sufi fue el primero en describir formalmente la galaxia de Andrómeda. Se refirió a ella en su Libro de estrellas fijas como una "mancha nebulosa" o "pequeña nube".

Los mapas estelares de ese período lo etiquetaron como la pequeña nube. En 1612, el astrónomo alemán Simon Marius dio una primera descripción de la galaxia de Andrómeda basada en observaciones telescópicas. Pierre Louis Maupertuis conjeturó en 1745 que la mancha borrosa era un universo insular. En 1764, Charles Messier catalogó a Andrómeda como objeto M31 e incorrectamente acreditó a Marius como el descubridor a pesar de que era visible a simple vista. En 1785, el astrónomo William Herschel notó un tenue tono rojizo en la región central de Andrómeda. Creía que Andrómeda era la más cercana de todas las "grandes nebulosas" y, basándose en el color y la magnitud de la nebulosa, supuso incorrectamente que no tenía más de 2000 veces la distancia de Sirio, o aproximadamente 18 000 ly (5,5 kpc). En 1850, William Parsons, tercer conde de Rosse, hizo el primer dibujo de la estructura en espiral de Andrómeda.

En 1864, William Huggins notó que el espectro de Andrómeda difería del de una nebulosa gaseosa. El espectro de Andrómeda muestra un continuo de frecuencias, superpuestas con líneas oscuras de absorción que ayudan a identificar la composición química de un objeto. El espectro de Andrómeda es muy similar a los espectros de las estrellas individuales, y de esto se dedujo que Andrómeda tiene una naturaleza estelar. En 1885, se vio una supernova (conocida como S Andromedae) en Andrómeda, la primera y hasta ahora la única observada en esa galaxia. En ese momento se llamaba "Nova 1885" – la diferencia entre "novas" en el sentido moderno y las supernovas aún no se conocían. Se consideró que Andrómeda era un objeto cercano, y no se supo que la "nova" era mucho más brillante que las novas ordinarias.

En 1888, Isaac Roberts tomó una de las primeras fotografías de Andrómeda, que todavía se pensaba comúnmente que era una nebulosa dentro de nuestra galaxia. Roberts confundió a Andrómeda con "nebulosas espirales" como sistemas estelares en formación.

En 1912, Vesto Slipher utilizó la espectroscopia para medir la velocidad radial de Andrómeda con respecto al Sistema Solar, la mayor velocidad medida hasta ahora, a 300 km/s (190 mi/s).

"Universos insulares" hipótesis

Ubicación de la galaxia Andromeda (M31) en la constelación Andromeda.

Ya en 1755, el filósofo alemán Immanuel Kant propuso la hipótesis de que la Vía Láctea es solo una de muchas galaxias, en su libro Historia natural universal y teoría de los cielos. Argumentando que una estructura como la Vía Láctea se vería como una nebulosa circular vista desde arriba y como una elíptica vista desde un ángulo, concluyó que las nebulosas elípticas observadas como Andrómeda, que no podían explicarse de otra manera en ese momento, eran de hecho galaxias. similar a la Vía Láctea.

En 1917, Heber Curtis observó una nova dentro de Andrómeda. Buscando en el registro fotográfico, se descubrieron 11 novas más. Curtis notó que estas novas eran, en promedio, 10 magnitudes más débiles que las que ocurrían en otras partes del cielo. Como resultado, pudo calcular una distancia estimada de 500 000 ly (3,2×10¹⁰ AU). Aunque esta estimación es aproximadamente cinco veces menor que las mejores estimaciones disponibles ahora, fue la primera estimación conocida de la distancia a Andrómeda que era correcta en el orden de magnitud (es decir, que era correcta dentro de un factor de diez de las estimaciones actuales de alta precisión)., que sitúan la distancia en torno a los 2,5 millones de años luz). Curtis se convirtió en un defensor de los llamados "universos islas" hipótesis: que las nebulosas espirales eran en realidad galaxias independientes.

Andromeda Galaxy cerca de la parte superior izquierda del Telescopio Muy Grande. La galaxia Triangulum es visible en la parte superior.

En 1920 tuvo lugar el Gran Debate entre Harlow Shapley y Curtis sobre la naturaleza de la Vía Láctea, las nebulosas espirales y las dimensiones del universo. Para respaldar su afirmación de que la Gran Nebulosa de Andrómeda es, de hecho, una galaxia externa, Curtis también notó la aparición de carriles oscuros dentro de Andrómeda que se parecían a las nubes de polvo en nuestra propia galaxia, así como observaciones históricas de la Galaxia de Andrómeda. desplazamiento Doppler significativo. En 1922, Ernst Öpik presentó un método para estimar la distancia de Andrómeda utilizando las velocidades medidas de sus estrellas. Su resultado colocó a la Nebulosa de Andrómeda muy lejos de nuestra galaxia a una distancia de aproximadamente 450 kpc (1500 kly). Edwin Hubble resolvió el debate en 1925 cuando identificó estrellas variables cefeidas extragalácticas por primera vez en fotografías astronómicas de Andrómeda. Estos se hicieron utilizando el telescopio Hooker de 100 pulgadas (2,5 m) y permitieron determinar la distancia de la Gran Nebulosa de Andrómeda. Su medición demostró de manera concluyente que esta característica no era un cúmulo de estrellas y gas dentro de nuestra propia galaxia, sino una galaxia completamente separada ubicada a una distancia significativa de la Vía Láctea.

En 1943, Walter Baade fue la primera persona en resolver estrellas en la región central de la galaxia de Andrómeda. Baade identificó dos poblaciones distintas de estrellas en función de su metalicidad, nombrando las estrellas jóvenes de alta velocidad en el disco Tipo I y las estrellas rojas más viejas en la protuberancia Tipo II. Esta nomenclatura se adoptó posteriormente para las estrellas dentro de la Vía Láctea y en otros lugares. (La existencia de dos poblaciones distintas había sido notada anteriormente por Jan Oort). Baade también descubrió que había dos tipos de estrellas variables Cefeidas, lo que resultó en una duplicación de la distancia estimada a Andrómeda, así como al resto del universo.

En 1950, Hanbury Brown y Cyril Hazard detectaron emisiones de radio de la galaxia de Andrómeda en el observatorio de Jodrell Bank. Los primeros mapas de radio de la galaxia fueron elaborados en la década de 1950 por John Baldwin y colaboradores del Cambridge Radio Astronomy Group. El núcleo de la galaxia de Andrómeda se denomina 2C 56 en el catálogo de radioastronomía 2C. En 2009, una técnica llamada microlente, un fenómeno causado por la desviación de la luz por un objeto masivo, pudo haber llevado al primer descubrimiento de un planeta en la galaxia de Andrómeda.

Las observaciones de emisión de radio polarizada linealmente con el radiotelescopio de síntesis Westerbork, el radiotelescopio Effelsberg de 100 m y el Very Large Array revelaron campos magnéticos ordenados alineados a lo largo del "anillo de 10 kpc" de formación de gas y estrellas. El campo magnético total tiene una fuerza de alrededor de 0,5 nT, de los cuales se piden 0,3 nT.

Generales

La distancia estimada entre la galaxia de Andrómeda y la nuestra se duplicó en 1953 cuando se descubrió que hay otro tipo de estrella variable cefeida más tenue. En la década de 1990, se utilizaron las mediciones de las gigantes rojas estándar y de los agrupamientos de estrellas rojas del satélite Hipparcos para calibrar las distancias de las Cefeidas.

Formación e historia

La galaxia Andromeda, vista por el Explorador de Encuestas de Infrarrojos de la NASA.

La galaxia de Andrómeda se formó hace aproximadamente 10 000 millones de años a partir de la colisión y posterior fusión de protogalaxias más pequeñas.

Esta violenta colisión formó la mayor parte del halo galáctico (rico en metales) y el disco extendido de la galaxia. Durante esta época, su tasa de formación de estrellas habría sido muy alta, hasta el punto de convertirse en una galaxia infrarroja luminosa durante aproximadamente 100 millones de años. Andrómeda y la Galaxia del Triángulo (M33) tuvieron un pasaje muy cercano hace entre 2 y 4 mil millones de años. Este evento produjo altas tasas de formación de estrellas en el disco de la galaxia de Andrómeda, incluso en algunos cúmulos globulares, y perturbó el disco exterior de M33.

Durante los últimos 2.000 millones de años, se cree que la formación de estrellas en todo el disco de Andrómeda ha disminuido hasta el punto de casi inactividad. Ha habido interacciones con galaxias satélite como M32, M110 u otras que ya han sido absorbidas por la Galaxia de Andrómeda. Estas interacciones han formado estructuras como la Corriente Estelar Gigante de Andrómeda. Se cree que una fusión galáctica hace aproximadamente 100 millones de años es responsable de un disco de gas que gira en sentido contrario encontrado en el centro de Andrómeda, así como de la presencia allí de una población estelar relativamente joven (100 millones de años).

Distancia estimada

Se han utilizado al menos cuatro técnicas distintas para estimar las distancias desde la Tierra hasta la galaxia de Andrómeda. En 2003, usando las fluctuaciones de brillo de la superficie infrarroja (I-SBF) y ajustando el nuevo valor de luminosidad del período y una corrección de metalicidad de −0.2 mag dex⁻¹ en (O/H), una estimación de 2,57 ± 0,06 millones de años luz (1,625×10¹¹ ± 3,8×10⁹ unidades astronómicas). Un método variable de Cefeidas de 2004 estimó que la distancia era de 2,51 ± 0,13 millones de años luz (770 ± 40 kpc). En 2005, se descubrió una estrella binaria eclipsante en la galaxia de Andrómeda. El binario son dos estrellas azules calientes de los tipos O y B. Al estudiar los eclipses de las estrellas, los astrónomos pudieron medir sus tamaños. Conociendo los tamaños y temperaturas de las estrellas, pudieron medir su magnitud absoluta. Cuando se conocen las magnitudes visual y absoluta, se puede calcular la distancia a la estrella. Las estrellas se encuentran a una distancia de 2,52×10^⁶ ± 0.14×10^⁶ ly (1.594×10 ¹¹ ± 8,9×10⁹ AU) y toda la galaxia de Andrómeda a aproximadamente 2,5×10^⁶ ly (1,6×10¹¹ AU). Este nuevo valor está en excelente acuerdo con el anterior valor de distancia independiente basado en Cefeidas. El método TRGB también se utilizó en 2005 dando una distancia de 2,56×10< s style="display:none">^⁶ ± 0.08×10^⁶ ly (1.619× 10¹¹ ± 5.1×10⁹ AU). En conjunto, estas estimaciones de distancia dan un valor de 2,54×10^⁶ ± 0.11×10 ^⁶ ly (1.606×10¹¹ ± 7.0×10⁹ AU).

Estimaciones de masa

The Andromeda Galaxy pictured in ultraviolet by GALEX (2003).

Ilustración mostrando tanto el tamaño de cada galaxia como la distancia entre las dos galaxias, a escala.

Halo gigante alrededor de Andromeda Galaxy

Hasta 2018, las estimaciones de masa del halo de la galaxia de Andrómeda (incluida la materia oscura) daban un valor de aproximadamente 1,5×10 ¹² M☉, en comparación con 8×10¹¹ M _☉ para la Vía Láctea. Esto contradecía mediciones anteriores que parecían indicar que la galaxia de Andrómeda y la Vía Láctea tienen casi la misma masa.

En 2018, los resultados de radio restablecieron la igualdad de masa en aproximadamente 8×10 ¹¹ M_☉. En 2006, se determinó que el esferoide de la galaxia de Andrómeda tenía una densidad estelar más alta que la de la Vía Láctea, y se estimó que su disco estelar galáctico tenía aproximadamente el doble del diámetro que el de la Vía Láctea. Se estima que la masa total de la galaxia de Andrómeda está entre 8×10¹¹ M_☉ y 1.1 ×10¹² M_☉. La masa estelar de M31 es 10–15×10¹⁰ M_☉, con 30 % de esa masa en la protuberancia central, 56 % en el disco y el 14% restante en el halo estelar. Los resultados de radio (masa similar a la galaxia de la Vía Láctea) deberían tomarse como más probables a partir de 2018, aunque claramente, este asunto todavía está bajo investigación activa por parte de varios grupos de investigación en todo el mundo.

A partir de 2019, los cálculos actuales basados en la velocidad de escape y las mediciones de masa dinámica sitúan a la galaxia de Andrómeda en 0,8×10¹² M_☉, que es solo la mitad de la masa más reciente de la Vía Láctea, calculada en 2019 en 1,5×10¹² M_☉.

Además de las estrellas, el medio interestelar de la Galaxia de Andrómeda contiene al menos 7,2×10⁹ M_☉ en forma de hidrógeno neutro, al menos 3,4×10 ⁸ M_☉ como hidrógeno molecular (dentro de sus 10 kiloparsecs más internos) y 5,4×10⁷ M_☉ de polvo.

La galaxia de Andrómeda está rodeada por un enorme halo de gas caliente que se estima que contiene la mitad de la masa de las estrellas de la galaxia. El halo casi invisible se extiende alrededor de un millón de años luz desde su galaxia anfitriona, a medio camino de nuestra Vía Láctea. Las simulaciones de galaxias indican que el halo se formó al mismo tiempo que la galaxia de Andrómeda. El halo está enriquecido en elementos más pesados que el hidrógeno y el helio, formados a partir de supernovas, y sus propiedades son las esperadas para una galaxia que se encuentra en el "valle verde" del diagrama color-magnitud de la galaxia (ver más abajo). Las supernovas entran en erupción en el disco lleno de estrellas de la Galaxia de Andrómeda y expulsan estos elementos más pesados al espacio. Durante la vida útil de la galaxia de Andrómeda, casi la mitad de los elementos pesados producidos por sus estrellas han sido expulsados mucho más allá del disco estelar de 200.000 años luz de diámetro de la galaxia.

Estimaciones de luminosidad

En comparación con la Vía Láctea, la galaxia de Andrómeda parece tener predominantemente estrellas más antiguas con edades >7×10⁹ años. La luminosidad estimada de la galaxia de Andrómeda, ~2,6×10¹⁰ L☉, es aproximadamente un 25 % más alto que el de nuestra propia galaxia. Sin embargo, la galaxia tiene una gran inclinación vista desde la Tierra, y su polvo interestelar absorbe una cantidad desconocida de luz, por lo que es difícil estimar su brillo real y otros autores han dado otros valores para la luminosidad de la Galaxia de Andrómeda (algunos autores incluso proponer que es la segunda galaxia más brillante dentro de un radio de 10 megaparsecs de la Vía Láctea, después de la Galaxia del Sombrero, con una magnitud absoluta de alrededor de -22,21 o cerca).

Una estimación realizada con la ayuda del telescopio espacial Spitzer publicada en 2010 sugiere una magnitud absoluta (en azul) de −20,89 (que con un índice de color de +0,63 se traduce en una magnitud visual absoluta de −21,52, en comparación con − 20,9 para la Vía Láctea), y una luminosidad total en esa longitud de onda de 3,64×10¹⁰ L_☉.

La tasa de formación de estrellas en la Vía Láctea es mucho más alta, con la galaxia de Andrómeda produciendo solo alrededor de una masa solar por año en comparación con las 3 a 5 masas solares de la Vía Láctea. La tasa de novas en la Vía Láctea también es el doble que la de la Galaxia de Andrómeda. Esto sugiere que esta última una vez experimentó una gran fase de formación estelar, pero ahora se encuentra en un estado relativo de inactividad, mientras que la Vía Láctea está experimentando una formación estelar más activa. Si esto continúa, la luminosidad de la Vía Láctea eventualmente podría superar a la de la Galaxia de Andrómeda.

Según estudios recientes, la galaxia de Andrómeda se encuentra en lo que en el diagrama de color-magnitud de la galaxia se conoce como el "valle verde", una región poblada por galaxias como la Vía Láctea en transición desde la " 34;nube azul" (galaxias formando activamente nuevas estrellas) a la "secuencia roja" (galaxias que carecen de formación estelar). La actividad de formación estelar en las galaxias del valle verde se está desacelerando a medida que se les acaba el gas de formación estelar en el medio interestelar. En galaxias simuladas con propiedades similares a la Galaxia de Andrómeda, se espera que la formación de estrellas se extinga dentro de unos cinco mil millones de años, incluso teniendo en cuenta el aumento esperado a corto plazo en la tasa de formación de estrellas debido a la colisión entre la Galaxia de Andrómeda y la Galaxia Láctea. Forma.

Estructura

El Andromeda Galaxy (M110 infra) visto en infrarrojos por el telescopio espacial Spitzer, uno de los cuatro grandes observatorios espaciales de la NASA.

Imagen de la galaxia Andromeda tomada por Spitzer en infrarrojos, 24 micrometros (Credit:NASA/JPL–Caltech/Karl D. Gordon, Universidad de Arizona).

Una imagen de Galaxy Evolution Explorer de la galaxia Andromeda. Las bandas de blanco azul que componen los anillos llamativos de la galaxia son barrios que albergan estrellas calientes, jóvenes y masivas. Las oscuras carriles azul-gris de polvo más fresco se presentan con astucia contra estos anillos brillantes, rastreando las regiones donde la formación estelar está ocurriendo actualmente en capullos nublados densos. Cuando se observa en la luz visible, los anillos de la galaxia Andromeda se parecen más a los brazos espirales. La vista ultravioleta muestra que estos brazos se asemejan más a la estructura similar al anillo observada anteriormente en longitudes de onda infrarroja con el telescopio espacial Spitzer de la NASA. Los astrónomos que utilizaron este último interpretaron estos anillos como evidencia de que la galaxia estaba involucrada en una colisión directa con su vecino, M32, hace más de 200 millones de años.

Según su apariencia en luz visible, la galaxia de Andrómeda se clasifica como una galaxia SA(s)b en el sistema de clasificación ampliado de galaxias espirales de Vaucouleurs-Sandage. Sin embargo, los datos infrarrojos del sondeo 2MASS y el Telescopio Espacial Spitzer mostraron que Andrómeda es en realidad una galaxia espiral barrada, como la Vía Láctea, con el eje principal de la barra de Andrómeda orientado 55 grados en sentido antihorario desde el eje principal del disco.

Hay varios métodos usados en astronomía para definir el tamaño de una galaxia, y cada método puede arrojar resultados diferentes entre sí. El más comúnmente empleado es el estándar D₂₅, la isófota donde el brillo fotométrico de una galaxia en la banda B (longitud de onda de luz de 445 nm, en la parte azul del espectro visible) alcanza 25 mag. /arcsec². El Tercer Catálogo de Referencia de Galaxias Brillantes (RC3) utilizó este estándar para Andrómeda en 1991, arrojando un diámetro isofotal de 46,56 kiloparsecs (152.000 años luz) a una distancia de 2,5 millones de años luz. Una estimación anterior de 1981 dio un diámetro para Andrómeda de 54 kiloparsecs (176.000 años luz).

Un estudio realizado en 2005 por los telescopios Keck muestra la existencia de una tenue rociada de estrellas, o halo galáctico, que se extiende hacia el exterior de la galaxia. Las estrellas de este halo se comportan de manera diferente a las del disco galáctico principal de Andrómeda, donde muestran movimientos orbitales bastante desorganizados en comparación con las estrellas del disco principal que tienen órbitas más ordenadas y velocidades uniformes de 200 km/s. Este halo difuso se extiende hacia afuera del disco principal de Andrómeda con un diámetro de 67,45 kiloparsecs (220.000 años luz).

La galaxia tiene una inclinación estimada de 77° con respecto a la Tierra (donde un ángulo de 90° sería de canto). El análisis de la forma de la sección transversal de la galaxia parece demostrar una deformación pronunciada en forma de S, en lugar de solo un disco plano. Una posible causa de tal deformación podría ser la interacción gravitacional con las galaxias satélite cercanas a la galaxia de Andrómeda. El Galaxy M33 podría ser responsable de alguna deformación en los brazos de Andrómeda, aunque se requieren distancias y velocidades radiales más precisas.

Los estudios espectroscópicos han proporcionado medidas detalladas de la velocidad de rotación de la galaxia de Andrómeda en función de la distancia radial desde el núcleo. La velocidad de rotación tiene un valor máximo de 225 km/s (140 mi/s) a 1300 ly (82 000 000 AU) del núcleo, y su valor mínimo es posiblemente tan bajo como 50 km/s (31 mi/s) a 7000 ly (440,000,000 AU) del núcleo. Más lejos, la velocidad de rotación aumenta hasta un radio de 33 000 ly (2,1×10⁹ AU), donde alcanza un pico de 250 km/s (160 mi/s). Las velocidades disminuyen lentamente más allá de esa distancia, cayendo a alrededor de 200 km/s (120 mi/s) a 80 000 ly (5,1×10^{9< /sup> AU). Estas medidas de velocidad implican una masa concentrada de aproximadamente 6×109 M☉ en el núcleo. La masa total de la galaxia aumenta linealmente hasta 45 000 ly (2,8×109 AU), luego más lentamente más allá de ese radio.}

Los brazos espirales de la galaxia de Andrómeda están delimitados por una serie de regiones HII, estudiadas por primera vez con gran detalle por Walter Baade y descritas por él como "cuentas en un hilo". Sus estudios muestran dos brazos espirales que parecen estar fuertemente enrollados, aunque están más separados que en nuestra galaxia. Sus descripciones de la estructura espiral, a medida que cada brazo cruza el eje principal de la galaxia de Andrómeda, son las siguientes^{§pp1062§pp92}:

Dado que la galaxia de Andrómeda se ve de canto, es difícil estudiar su estructura espiral. Las imágenes rectificadas de la galaxia parecen mostrar una galaxia espiral bastante normal, exhibiendo dos brazos de arrastre continuos que están separados entre sí por un mínimo de aproximadamente 13 000 ly (820 000 000 AU) y que se pueden seguir hacia afuera desde una distancia de aproximadamente 1600 ly (100 000 000 AU) del núcleo. Se han propuesto estructuras espirales alternativas, como un solo brazo espiral o un patrón floculento de brazos espirales largos, filamentosos y gruesos.

Se cree que la causa más probable de las distorsiones del patrón espiral es la interacción con los satélites de galaxias M32 y M110. Esto se puede ver por el desplazamiento de las nubes de hidrógeno neutro de las estrellas.

En 1998, las imágenes del Observatorio Espacial Infrarrojo de la Agencia Espacial Europea demostraron que la forma general de la galaxia de Andrómeda podría estar en transición hacia una galaxia en anillo. El gas y el polvo dentro de la galaxia generalmente se forman en varios anillos superpuestos, con un anillo particularmente prominente formado en un radio de 32 000 ly (9,8 kpc) desde el núcleo, apodado por algunos astrónomos como el anillo de fuego.. Este anillo está oculto a las imágenes de luz visible de la galaxia porque está compuesto principalmente de polvo frío y la mayor parte de la formación estelar que tiene lugar en la galaxia de Andrómeda se concentra allí.

Estudios posteriores con la ayuda del telescopio espacial Spitzer mostraron cómo la estructura espiral de la galaxia de Andrómeda en el infrarrojo parece estar compuesta por dos brazos espirales que emergen de una barra central y continúan más allá del gran anillo mencionado anteriormente. Esos brazos, sin embargo, no son continuos y tienen una estructura segmentada.

Un examen minucioso de la región interna de la galaxia de Andrómeda con el mismo telescopio también mostró un anillo de polvo más pequeño que se cree que fue causado por la interacción con M32 hace más de 200 millones de años. Las simulaciones muestran que la galaxia más pequeña atravesó el disco de la Galaxia de Andrómeda a lo largo del eje polar de esta última. Esta colisión eliminó más de la mitad de la masa del M32 más pequeño y creó las estructuras de anillo en Andrómeda. Es la coexistencia de la gran característica en forma de anillo conocida desde hace mucho tiempo en el gas de Messier 31, junto con esta estructura en forma de anillo interior recién descubierta, desplazada del baricentro, lo que sugiere una colisión casi frontal con el satélite. M32, una versión más suave del encuentro Cartwheel.

Estudios del halo extendido de la galaxia de Andrómeda muestran que es más o menos comparable al de la Vía Láctea, con estrellas en el halo que son generalmente "pobres en metales", y cada vez más a mayor distancia. Esta evidencia indica que las dos galaxias han seguido caminos evolutivos similares. Es probable que hayan acumulado y asimilado alrededor de 100 a 200 galaxias de baja masa durante los últimos 12 mil millones de años. Las estrellas en los halos extendidos de la Galaxia de Andrómeda y la Vía Láctea pueden extenderse casi un tercio de la distancia que separa las dos galaxias.

Núcleo

Imagen Hubble del núcleo Andromeda Galaxy mostrando posible doble estructura. NASA/ESA foto.

El concepto del artista del núcleo de Andromeda Galaxy, mostrando una vista a través de un disco de estrellas jóvenes y azules rodeando un agujero negro supermasivo. NASA/ESA foto.

Se sabe que la galaxia de Andrómeda alberga un cúmulo estelar denso y compacto en su mismo centro. Un telescopio grande crea una impresión visual de una estrella incrustada en la protuberancia circundante más difusa. En 1991, el telescopio espacial Hubble se utilizó para obtener imágenes del núcleo interno de la galaxia de Andrómeda. El núcleo consta de dos concentraciones separadas por 1,5 pc (4,9 ly). La concentración más brillante, designada como P1, está desplazada desde el centro de la galaxia. La concentración más tenue, P2, cae en el verdadero centro de la galaxia y contiene un agujero negro medido en 3–5 × 10⁷ M_☉ en 1993, y a 1,1–2,3 × 10⁸ M_☉ en 2005. La velocidad de dispersión del material a su alrededor se mide en ≈ 160 km/s (100 mi/s).

Imagen del telescopio de rayos X Chandra del centro de la galaxia Andromeda. Varias fuentes de rayos X, probablemente estrellas binarias de rayos X, dentro de la región central de la galaxia aparecen como puntos amarillentos. La fuente azul en el centro está en la posición del agujero negro supermasivo.

Se ha propuesto que el 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 apocentro orbital, creando una concentración de estrellas. P2 también contiene un disco compacto de estrellas calientes de clase espectral A. Las estrellas A no son evidentes en filtros más rojos, pero en luz azul y ultravioleta dominan el núcleo, lo que hace que P2 parezca más prominente que P1.

Si bien en el momento inicial de su descubrimiento se planteó la hipótesis de que la porción más brillante del doble núcleo es el remanente de una pequeña galaxia "canibalizada" por la galaxia de Andrómeda, esto ya no se considera una explicación viable, en gran parte porque dicho núcleo tendría una vida extremadamente corta debido a la interrupción de las mareas por el agujero negro central. Si bien esto podría resolverse parcialmente si P1 tuviera su propio agujero negro para estabilizarlo, la distribución de estrellas en P1 no sugiere que haya un agujero negro en su centro.

Fuentes discretas

The Andromeda Galaxy in high-energy X-ray and ultraviolet light (released 5 January 2016).

Aparentemente, a fines de 1968, no se habían detectado rayos X de la galaxia de Andrómeda. Un vuelo en globo el 20 de octubre de 1970 estableció un límite superior para los rayos X duros detectables de la galaxia de Andrómeda. El estudio de todo el cielo Swift BAT detectó con éxito rayos X duros provenientes de una región centrada a 6 segundos de arco del centro de la galaxia. Más tarde se descubrió que la emisión por encima de 25 keV se originaba en una sola fuente llamada 3XMM J004232.1+411314, y se identificó como un sistema binario donde un objeto compacto (una estrella de neutrones o un agujero negro) acumula materia de una estrella.

Desde entonces, se han detectado múltiples fuentes de rayos X en la galaxia de Andrómeda, utilizando observaciones del observatorio en órbita XMM-Newton de la Agencia Espacial Europea (ESA). Robin Barnard et al. planteó la hipótesis de que estos son candidatos a agujeros negros o estrellas de neutrones, que calientan el gas entrante a millones de kelvin y emiten rayos X. Las estrellas de neutrones y los agujeros negros se pueden distinguir principalmente midiendo sus masas. Una campaña de observación de la misión espacial NuSTAR identificó 40 objetos de este tipo en la galaxia. En 2012, se detectó en la galaxia de Andrómeda un microquásar, una ráfaga de radio que emana de un agujero negro más pequeño. El agujero negro progenitor se encuentra cerca del centro galáctico y tiene unos 10 M_☉. Fue descubierto a través de los datos recopilados por la sonda XMM-Newton de la Agencia Espacial Europea y posteriormente fue observado por la Misión Swift Gamma-Ray Burst de la NASA y el Observatorio de rayos X Chandra, el Very Large Array y el Very Matriz de línea de base larga. El microquásar fue el primero observado dentro de la Galaxia de Andrómeda y el primero fuera de la Vía Láctea.

Cúmulos globulares

Grupos de estrellas en la galaxia Andromeda.

Hay aproximadamente 460 cúmulos globulares asociados con la galaxia de Andrómeda. El más masivo de estos cúmulos, identificado como Mayall II, apodado Globular One, tiene una luminosidad mayor que cualquier otro cúmulo globular conocido en el Grupo Local de galaxias. Contiene varios millones de estrellas y es aproximadamente el doble de luminoso que Omega Centauri, el cúmulo globular conocido más brillante de la Vía Láctea. Globular One (o G1) tiene varias poblaciones estelares y una estructura demasiado masiva para un globular ordinario. Como resultado, algunos consideran que G1 es el núcleo remanente de una galaxia enana que fue consumida por Andrómeda en el pasado lejano. El globular con mayor brillo aparente es G76 que se encuentra en la mitad oriental del brazo suroeste. Se pensaba que otro cúmulo globular masivo, llamado 037-B327 y descubierto en 2006 como fuertemente enrojecido por el polvo interestelar de la galaxia de Andrómeda, era más masivo que G1 y el cúmulo más grande del Grupo Local; sin embargo, otros estudios han demostrado que en realidad tiene propiedades similares a G1.

A diferencia de los cúmulos globulares de la Vía Láctea, que muestran una dispersión de edades relativamente baja, los cúmulos globulares de la galaxia de Andrómeda tienen un rango de edades mucho mayor: desde sistemas tan antiguos como la propia galaxia hasta sistemas mucho más jóvenes, con edades entre unos pocos cientos de millones de años a cinco mil millones de años.

En 2005, los astrónomos descubrieron un tipo completamente nuevo de cúmulo estelar en la galaxia de Andrómeda. Los cúmulos recién descubiertos contienen cientos de miles de estrellas, un número similar de estrellas que se pueden encontrar en los cúmulos globulares. Lo que los distingue de los cúmulos globulares es que son mucho más grandes (varios cientos de años luz de diámetro) y cientos de veces menos densos. Las distancias entre las estrellas son, por lo tanto, mucho mayores dentro de los cúmulos extendidos recién descubiertos.

El cúmulo globular más masivo de la galaxia de Andrómeda, B023-G078, probablemente tenga un agujero negro intermedio central de casi 100 000 masas solares.

Galaxias cercanas y satélites

Messier 32 es a la izquierda del centro, Messier 110 es a la derecha inferior del centro.

Al igual que la Vía Láctea, la galaxia de Andrómeda tiene galaxias satélite, que consisten en más de 20 galaxias enanas conocidas. La población de galaxias enanas de la galaxia de Andrómeda es muy similar a la de la Vía Láctea, pero las galaxias son mucho más numerosas. Las galaxias satélite más conocidas y observables son M32 y M110. Según la evidencia actual, parece que M32 experimentó un encuentro cercano con la Galaxia de Andrómeda en el pasado. M32 pudo haber sido alguna vez una galaxia más grande a la que M31 le quitó el disco estelar y experimentó un fuerte aumento de formación de estrellas en la región central, que duró hasta un pasado relativamente reciente.

M110 también parece estar interactuando con la galaxia de Andrómeda, y los astrónomos han encontrado en el halo de esta última una corriente de estrellas ricas en metales que parecen haber sido extraídas de estas galaxias satélite. M110 contiene un carril polvoriento, lo que puede indicar una formación estelar reciente o en curso. M32 también tiene una población estelar joven.

La Galaxia del Triángulo es una galaxia no enana que se encuentra a 750.000 años luz de Andrómeda. Actualmente se desconoce si es un satélite de Andrómeda.

En 2006, se descubrió que nueve de las galaxias satélite se encuentran en un plano que intersecta el núcleo de la galaxia de Andrómeda; no están dispuestos al azar como se esperaría de interacciones independientes. Esto puede indicar un origen de marea común para los satélites.

Evento PA-99-N2 y posible exoplaneta en galaxia

Andromeda Galaxy con DESI Overlay

PA-99-N2 fue un evento de microlente detectado en la galaxia de Andrómeda en 1999. Una de las explicaciones de esto es la lente gravitatoria de una gigante roja por una estrella con una masa entre 0,02 y 3,6 veces la del Sol, lo que sugirió que la estrella probablemente esté orbitada por un planeta. Este posible exoplaneta tendría una masa 6,34 veces la de Júpiter. Si finalmente se confirma, sería el primer planeta extragaláctico jamás encontrado. Sin embargo, posteriormente se encontraron anomalías en el evento.

Colisión con la Vía Láctea

La galaxia de Andrómeda se acerca a la Vía Láctea a unos 110 kilómetros (68 millas) por segundo. Se ha medido acercándose en relación con el Sol a unos 300 km/s (190 mi/s) mientras el Sol orbita alrededor del centro de la galaxia a una velocidad de aproximadamente 225 km/s (140 mi/s). Esto convierte a la galaxia de Andrómeda en una de las 100 galaxias observables desplazadas hacia el azul. La velocidad tangencial o lateral de la galaxia de Andrómeda con respecto a la Vía Láctea es relativamente mucho más pequeña que la velocidad de aproximación y, por lo tanto, se espera que colisione directamente con la Vía Láctea en aproximadamente 2.5-4 mil millones de años. Un resultado probable de la colisión es que las galaxias se fusionarán para formar una galaxia elíptica gigante o posiblemente una gran galaxia de disco. Tales eventos son frecuentes entre las galaxias en grupos de galaxias. Actualmente se desconoce el destino de la Tierra y el Sistema Solar en caso de colisión. Antes de que las galaxias se fusionen, existe una pequeña posibilidad de que el Sistema Solar sea expulsado de la Vía Láctea o se una a la Galaxia de Andrómeda.

Observación amateur

Imagen superpuesta mostrando tamaños de la Luna y la galaxia Andromeda como se observa desde la Tierra. Debido a que la galaxia no es muy brillante, su tamaño no es evidente.

En la mayoría de las condiciones de observación, la galaxia de Andrómeda es uno de los objetos más distantes que se pueden ver a simple vista (M33 y M81 se pueden ver bajo cielos muy oscuros). La galaxia se encuentra comúnmente en el cielo alrededor de las constelaciones de Casiopea y Pegaso. Andrómeda se ve mejor durante las noches de otoño en el hemisferio norte cuando pasa por encima de su cabeza, alcanzando su punto más alto alrededor de la medianoche de octubre y dos horas antes cada mes sucesivo. A primera hora de la tarde, sale por el este en septiembre y se pone por el oeste en febrero. Desde el hemisferio sur, la galaxia de Andrómeda es visible entre octubre y diciembre, y se ve mejor desde lo más al norte posible. Los binoculares pueden revelar algunas estructuras más grandes de la galaxia y sus dos galaxias satélite más brillantes, M32 y M110. Un telescopio aficionado puede revelar el disco de Andrómeda, algunos de sus cúmulos globulares más brillantes, franjas de polvo oscuro y la gran nube estelar NGC 206.

Descubrimiento del arco de emisión de M31 [OIII]

El OBJETO 1 DE STROTTNER-DRECHSLER-SAINTY, o SDSO-1, un objeto cercano que antes había pasado desapercibido y posiblemente asociado con la galaxia de Andrómeda, fue descubierto por un equipo de astrofotografía amateur compuesto por Marcel Drechsler, Xavier Strottner y Yann Sainty, con la ayuda de Bray Caídas. El descubrimiento fue anunciado el 9 de enero de 2023.

El objeto de nebulosidad de emisión filamentoso largo [O III] se ha estado "ocultando a simple vista" junto a uno de los objetos más fotografiados del espacio. Anteriormente no se veía porque es muy tenue y requiere filtros [O III] para fotografiar.

No se detecta en Hα y no tiene emisiones evidentes en estudios de rayos X, UV, ópticos, de radio e IR.

"El arco de emisión [OIII] aparece muy brillante en las imágenes, pero es un objeto extremadamente débil que solo puede visualizarse adecuadamente mediante técnicas especiales de sustracción, ya que la señal en la condición sin procesar es eclipsada casi por completo por la luz del halo galáctico de M31."