Galaxia triangular

La Galaxia Triangulum es una galaxia espiral a 2,73 millones de años luz (ly) de la Tierra en la constelación Triangulum. Está catalogado como Messier 33 o NGC (New General Catalogue) 598. Con el diámetro isofotal D₂₅ de 18,74 kiloparsecs (61.100 años luz), la galaxia Triangulum es el tercer miembro más grande del grupo local de galaxias, detrás de la galaxia de Andrómeda y la Vía Láctea.

La galaxia es la galaxia espiral más pequeña del Grupo Local (aunque las Nubes Grande y Pequeña de Magallanes más pequeñas pueden haber sido espirales antes de sus encuentros con la Vía Láctea), y se cree que es un satélite de la Galaxia de Andrómeda o en su rebote en este último debido a sus interacciones, velocidades y proximidad entre sí en el cielo nocturno. También tiene un núcleo H II.

Etimología

La galaxia recibe su nombre de la constelación Triangulum, donde se la puede ver.

A veces se la conoce de manera informal como la "Galaxia Molinillo" por algunas referencias de astronomía, en algún software de telescopio computarizado y en algunos sitios web de divulgación pública. Sin embargo, la base de datos astronómica SIMBAD, una base de datos profesional, recopila designaciones formales para objetos astronómicos e indica que Pinwheel Galaxy se refiere a Messier 101, que varios recursos de astronomía amateur, incluidos sitios web de divulgación pública, identifican con ese nombre, y que está dentro de los límites de la Osa Mayor..

Visibilidad

En condiciones de visualización excepcionalmente buenas sin contaminación lumínica, la galaxia Triangulum se puede ver a simple vista totalmente adaptada a la oscuridad; para esos espectadores, es la entidad permanente más lejana visible sin aumento, siendo aproximadamente la mitad de la distancia que Messier 31, la Galaxia de Andrómeda. Es un objeto difuso o extenso en lugar de un punto con forma de estrella, incluso sin aumento, debido a su extensión física.

Su observabilidad sin ayuda óptica varía desde ser relativamente fácil de ver mediante visión directa en lugares rurales profundos bajo un cielo oscuro, claro y transparente, hasta requerir el uso de visión indirecta por parte de observadores en lugares más allá de los suburbios en áreas rurales poco profundas con buena visibilidad. condiciones. Debido a su bajo brillo en la superficie, la visibilidad de la Galaxia del Triángulo no mejora notablemente con el uso de binoculares o telescopios de baja potencia. Es uno de los objetos de referencia de la Escala de Cielo Oscuro de Bortle, debido a la sensibilidad de su visibilidad al grado de contaminación lumínica presente en la ubicación del observador.

Historial de observaciones

La galaxia Triangulum probablemente fue descubierta por el astrónomo italiano Giovanni Battista Hodierna antes de 1654. En su obra De systemate orbis cometici; deque admirandis coeli caracteribus ("Sobre la sistemática de la órbita del cometa y sobre los objetos admirables del cielo"), lo enumeró como una nebulosidad u oscurecimiento similar a una nube y dio la descripción críptica, "cerca del Triángulo hinc inde". Esto se refiere a la constelación Triangulum como un par de triángulos. La magnitud del objeto coincide con M33, por lo que es muy probable que sea una referencia a la Galaxia del Triángulo.

La galaxia fue descubierta de forma independiente por Charles Messier en la noche del 25 al 26 de agosto de 1764. Se publicó en su Catalog of Nebulae and Star Clusters (1771) como objeto número 33; de ahí el nombre M33. Cuando William Herschel compiló su extenso catálogo de nebulosas, tuvo cuidado de no incluir la mayoría de los objetos identificados por Messier. Sin embargo, M33 fue una excepción, y catalogó este objeto el 11 de septiembre de 1784 como H V-17.

Herschel también catalogó la región H II (nebulosa de emisión difusa que contiene hidrógeno ionizado) más grande y brillante de Triangulum Galaxy como H III.150 por separado de la propia galaxia; la nebulosa finalmente obtuvo NGC número 604. Visto desde la Tierra, NGC 604 se encuentra al noreste del núcleo central de la galaxia. Es una de las regiones H II más grandes conocidas, con un diámetro de casi 1500 años luz y un espectro similar al de la Nebulosa de Orión. Herschel también notó otras tres regiones H II más pequeñas (NGC 588, 592 y 595).

Fue una de las primeras "nebulosas espirales" identificado como tal por Lord Rosse en 1850. En 1922–23, John Charles Duncan y Max Wolf descubrieron estrellas variables en las nebulosas. Edwin Hubble demostró en 1926 que 35 de estas estrellas eran cefeidas clásicas, lo que le permitió estimar sus distancias. Los resultados fueron consistentes con el concepto de que las nebulosas espirales son sistemas galácticos independientes de gas y polvo, en lugar de solo nebulosas en la Vía Láctea.

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  NGC 604 en el Triangulum Galaxy

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  Compuesta de unos 54 puntos diferentes con la cámara avanzada de Hubble para encuestas.

Propiedades

La Galaxia del Triángulo es el tercer miembro más grande del Grupo Local de galaxias. Tiene un diámetro medido a través del estándar D₂₅, la isófota en la que el brillo de la superficie de la galaxia alcanza los 25 mag/arcsec², unos 18,74 kiloparsecs (61.100 luz- años), por lo que tiene aproximadamente el 60% del tamaño de la Vía Láctea. Puede ser un compañero ligado gravitacionalmente a la Galaxia de Andrómeda. Triangulum puede albergar 40 mil millones de estrellas, en comparación con los 400 mil millones de la Vía Láctea y 1 billón de estrellas de la galaxia de Andrómeda.

El disco de Triangulum tiene una masa estimada de (3–6) × 10⁹ masas solares, mientras que el componente gaseoso tiene aproximadamente 3,2 × 10⁹ masas solares. Por lo tanto, la masa combinada de toda la materia bariónica de la galaxia puede ser de 10¹⁰ masas solares. La contribución del componente de materia oscura a un radio de 55×10^³ ly (17 kpc) equivale aproximadamente a 5 × 10¹⁰ masas solares.

Ubicación – distancia – movimiento

Triangulum (M33; inferior izquierda del centro) y Andromeda Galaxy (M31; sobre el centro)

Las estimaciones de la distancia entre la Vía Láctea y la Galaxia del Triángulo oscilan entre 2380×10 ^³ to 3070×10^³ ly (730 a 940 kpc) (o 2,38 a 3,07 Mly), con la mayoría de las estimaciones desde el año 2000 en la parte media de este rango, lo que la hace un poco más distante que la galaxia de Andrómeda (a 2 540 000 años luz). Se han utilizado al menos tres técnicas para medir distancias a M 33. Usando el método de la variable Cefeida, una estimación de 2770×10^³ ± 130×10^³ ly (849 ± 40 kpc) se logró en 2004. En el mismo año, se utilizó el método de la punta de la rama gigante roja (TRGB) para derivar una distancia estimada de 2590×10^³ ± 80×10^^{3</ suministro (794 ± 25 kpc). La Galaxia del Triángulo se encuentra a unos 750.000 años luz de la Galaxia de Andrómeda.}

En 2006, un grupo de astrónomos anunció el descubrimiento de una estrella binaria eclipsante en la galaxia Triangulum. Al estudiar los eclipses de las estrellas, los astrónomos pudieron medir sus tamaños. Conociendo los tamaños y temperaturas de las estrellas, pudieron medir la magnitud absoluta de las estrellas. Cuando se conocen las magnitudes visual y absoluta, se puede medir la distancia a la estrella. Las estrellas se encuentran a una distancia de 3070×10^³ ± 240×10^³ ly (941 ± 74 kpc). El promedio de 102 estimaciones de distancia publicadas desde 1987 da un módulo de distancia de 24,69 o 0,883 Mpc (2 878 000 años luz).

La Galaxia del Triángulo es una fuente de emisión máser de H2O. En 2005, utilizando observaciones de dos másers de agua en lados opuestos de Triangulum a través del VLBA, los investigadores pudieron, por primera vez, estimar la rotación angular y el movimiento propio de Triangulum. Se calculó una velocidad de 190 ± 60 km/s relativa a la Vía Láctea, lo que significa que Triangulum se está moviendo hacia la galaxia de Andrómeda y sugiere que puede ser un satélite de la galaxia más grande (según sobre sus distancias relativas y márgenes de error).

En 2004, se anunció evidencia de una corriente grumosa de gas de hidrógeno que unía la galaxia de Andrómeda con Triangulum, lo que sugiere que las dos pueden haber interactuado por mareas en el pasado. Este descubrimiento fue confirmado en 2011. Una distancia de menos de 300 kiloparsecs entre los dos apoya esta hipótesis.

La Enana de Piscis (LGS 3), una de las pequeñas galaxias miembros del Grupo Local, se encuentra a 2022× 10^³ ly (620 kpc) del Sol. Está a 20° de la Galaxia de Andrómeda ya 11° de Triangulum. Como LGS 3 se encuentra a una distancia de 913×10^³ ly (280 kpc) de ambas galaxias, podría ser una galaxia satélite de Andrómeda o Triangulum. LGS 3 tiene un radio de núcleo de 483 ly (148 pc) y 2,6 × 10⁷ masas solares.

Piscis VII/Triangulum (Tri) III puede ser otro satélite de Triangulum.

Estructura

Imagen infrarroja de M33 tomada con el telescopio espacial Spitzer

Imagen ultravioleta de M33 por observatorio GALEX

En el astrónomo francés Gérard de Vaucouleurs' revisado el sistema Hubble Sandage (VRHS) de clasificación morfológica de galaxias, la galaxia Triangulum se clasifica como tipo SA(s)cd. El prefijo S indica que es una galaxia en forma de disco con brazos prominentes de gas y polvo que salen en espiral del núcleo, lo que comúnmente se conoce como galaxia espiral. La A se asigna cuando el núcleo galáctico carece de una estructura en forma de barra, en contraste con las galaxias espirales barradas de clase SB. El astrónomo estadounidense Allan Sandage's "(s)" La notación se usa cuando los brazos espirales emergen directamente del núcleo o la barra central, en lugar de un anillo interior como en una galaxia de tipo (r). Finalmente, el sufijo cd representa una etapa a lo largo de la secuencia espiral que describe la apertura de los brazos. Una calificación de cd indica brazos con heridas relativamente flojas.

Esta galaxia tiene una inclinación de 54° con respecto a la línea de visión desde la Tierra, lo que permite examinar la estructura sin obstrucciones significativas de gas y polvo. El disco de la Galaxia del Triángulo aparece deformado en un radio de unos 8 kpc. Puede haber un halo rodeando la galaxia, pero no hay protuberancia en el núcleo. Esta es una galaxia aislada y no hay indicios de fusiones o interacciones recientes con otras galaxias, y carece de las esferoidales enanas o colas de marea asociadas con la Vía Láctea.

Triangulum se clasifica como sin barras, pero un análisis de la forma de la galaxia muestra lo que puede ser una estructura débil en forma de barra alrededor del núcleo galáctico. La extensión radial de esta estructura es de aproximadamente 0,8 kpc.

El núcleo de esta galaxia es una región H II y contiene una fuente de rayos X ultraluminosos con una emisión de 1,2 × 10³⁹ erg s⁻¹, que es la fuente más luminosa de rayos X en el Grupo Local de galaxias. Esta fuente está modulada en un 20% durante un ciclo de 106 días. Sin embargo, el núcleo no parece contener un agujero negro supermasivo, ya que se coloca un valor de ajuste óptimo de masa cero y un límite superior de 1500 M_☉ en la masa. de un agujero negro central basado en modelos y datos del Telescopio Espacial Hubble (HST). Esto es significativamente más bajo que la masa esperada de la dispersión de velocidad del núcleo y muy por debajo de cualquier masa predicha por la cinemática del disco. Esto puede sugerir que los agujeros negros supermasivos están asociados solo con protuberancias de galaxias en lugar de con sus discos. Suponiendo que el límite superior del agujero negro central sea correcto, sería más bien un agujero negro de masa intermedia.

La parte interna de la galaxia tiene dos brazos espirales luminosos, junto con múltiples espolones que conectan las características espirales internas con las externas. Los brazos principales se designan IN (norte) e IS (sur).

Formación de estrellas

NGC 604, una región formadora de estrellas en el Triangulum Galaxy, como lo imagina el Telescopio Espacial Hubble.

En la región central 4′ de esta galaxia, el gas atómico se está convirtiendo eficientemente en gas molecular, lo que resulta en una fuerte emisión espectral de CO. Este efecto ocurre cuando las nubes moleculares gigantes se condensan fuera del medio interestelar circundante. Un proceso similar está ocurriendo fuera del 4′ central, pero a un ritmo menos eficiente. Alrededor del 10% del contenido de gas en esta galaxia está en forma molecular.

La formación de estrellas se está produciendo a un ritmo que está fuertemente correlacionado con la densidad del gas local, y el ritmo por unidad de área es más alto que en la galaxia vecina de Andrómeda. (La tasa de formación de estrellas es de aproximadamente 3,4 Gyr⁻¹ pc⁻² en la galaxia Triangulum, en comparación con 0,74 en Andrómeda). La tasa integrada total de formación de estrellas en la Triangulum Galaxy tiene aproximadamente 0,45 ± 0,1 masas solares por año. No está claro si esta tasa neta actualmente está disminuyendo o permanece constante.

Según el análisis de la composición química de esta galaxia, parece estar dividida en dos componentes distintos con historias diferentes. El disco interior dentro de un radio de 30×10^³ ly (9 kpc) tiene un gradiente de composición típico que disminuye linealmente desde el núcleo. Más allá de este radio, aproximadamente 82×10^³ ly (25 kpc), el gradiente es mucho más plano. Esto sugiere una historia de formación estelar diferente entre el disco interior y el disco exterior y el halo, y puede explicarse por un escenario de 'adentro-afuera'. formación de galaxias. Esto ocurre cuando el gas se acumula en grandes radios más tarde en el espacio de vida de una galaxia, mientras que el gas en el núcleo se agota. El resultado es una disminución en la edad promedio de las estrellas con un radio creciente desde el núcleo de la galaxia.

Características discretas

Usando observaciones infrarrojas del telescopio espacial Spitzer, se catalogó un total de 515 fuentes candidatas discretas de emisión de 24 μm dentro de la galaxia Triangulum a partir de 2007. Las fuentes más brillantes se encuentran dentro de la región central de la galaxia y a lo largo de los brazos espirales..

Muchas de las fuentes de emisión están asociadas con regiones H II de formación estelar. Las cuatro regiones HII más brillantes se denominan NGC 588, NGC 592, NGC 595 y NGC 604. Estas regiones están asociadas con nubes moleculares que contienen (1.2–4) × 10⁵ masas solares. La más brillante de estas regiones, NGC 604, puede haber sufrido un discreto estallido de formación estelar hace unos tres millones de años. Esta nebulosa es la segunda región HII más luminosa dentro del Grupo Local de galaxias, con (4,5 ± 1,5) × 10⁷ veces la luminosidad del Sol.. Otras regiones HII prominentes en Triangulum incluyen IC 132, IC 133 e IK 53.

El brazo espiral principal del norte contiene cuatro grandes regiones HII, mientras que el brazo del sur tiene mayores concentraciones de estrellas jóvenes y calientes. La tasa estimada de explosiones de supernovas en la Galaxia del Triángulo es de 0,06 Tipo Ia y 0,62 Tipo Ib/Tipo II por siglo. Esto equivale a una explosión de supernova cada 147 años, en promedio. A partir de 2008, se han identificado un total de 100 remanentes de supernova en la galaxia Triangulum, la mayoría de los cuales se encuentran en la mitad sur de la galaxia espiral. Existen asimetrías similares para las regiones H I y H II, además de concentraciones altamente luminosas de estrellas masivas de tipo O. El centro de la distribución de estas características está desplazado unos dos minutos de arco hacia el suroeste. Siendo M33 una galaxia local, la Oficina Central de Telegramas Astronómicos (CBAT) rastrea novas en ella junto con M31 y M81.

Se han identificado alrededor de 54 cúmulos globulares en esta galaxia, pero el número real puede ser 122 o más. Los cúmulos confirmados pueden ser varios miles de millones de años más jóvenes que los cúmulos globulares de la Vía Láctea, y la formación de cúmulos parece haber aumentado durante los últimos 100 millones de años. Este aumento se correlaciona con una entrada de gas en el centro de la galaxia. La emisión ultravioleta de estrellas masivas en esta galaxia coincide con el nivel de estrellas similares en la Gran Nube de Magallanes.

En 2007, se detectó en esta galaxia un agujero negro de unas 15,7 veces la masa del Sol utilizando datos del Observatorio de rayos X Chandra. El agujero negro, llamado M33 X-7, orbita una estrella compañera que eclipsa cada 3,5 días. Es el agujero negro de masa estelar más grande que se conoce.

A diferencia de las galaxias de la Vía Láctea y Andrómeda, la galaxia Triangulum no parece tener un agujero negro supermasivo en su centro. Esto puede deberse a que la masa del agujero negro supermasivo central de una galaxia se correlaciona con el tamaño de la protuberancia central de la galaxia y, a diferencia de la Vía Láctea y Andrómeda, la Galaxia del Triángulo es una galaxia de disco puro sin protuberancia..

Relación con la Galaxia de Andrómeda

Triangulum en los caminos de colisión de la Vía Láctea y las galaxias Andromeda.

Como se mencionó anteriormente, M33 está vinculado a M31 por varias corrientes de hidrógeno neutro y estrellas, lo que sugiere que una interacción pasada entre estas dos galaxias tuvo lugar hace entre 2 y 8 mil millones de años, y un encuentro más violento ocurrirá hace 2500 millones años en el futuro.

El destino de M33 era incierto en 2009 más allá de parecer vinculado a su vecino más grande M31. Los escenarios sugeridos incluyen ser destrozado y absorbido por el compañero mayor, alimentando a este último con hidrógeno para formar nuevas estrellas; eventualmente agotando todo su gas y, por lo tanto, la capacidad de formar nuevas estrellas; o participar en la colisión entre la Vía Láctea y M31, probablemente terminando orbitando el producto de fusión y fusionándose con él mucho más tarde. Otras dos posibilidades son una colisión con la Vía Láctea antes de que llegue la Galaxia de Andrómeda o una expulsión del Grupo Local. Datos astrométricos de Gaia aparecen en 2019 para descartar la posibilidad de que M33 y M31 estén en órbita. Si es correcto, M33 está en su primera caída en la Galaxia de Andrómeda (M31).

Nebulosas planetarias

Las nebulosas planetarias no solo contribuyen de forma importante al enriquecimiento químico de las galaxias, sino que también proporcionan información valiosa sobre la evolución estelar única y binaria. Además, estos objetos parecen producir siempre nebulosas planetarias muy brillantes con luminosidades constantes, independientemente de la masa, la edad o la metalicidad de la galaxia. Esta función es muy útil como vela estándar para mediciones de distancia.

Rebeca Galera-Rosillo y sus coautores realizaron una gran investigación sistemática sobre este tema en 2018. Este trabajo se benefició del uso de los telescopios INT y WHT ubicados en la isla de La Palma. Como resultado de este estudio, se descubrieron tres nuevas nebulosas planetarias.