Galáxia de Andrômeda
Informações de fundo
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| Galáxia de Andrômeda | |
|---|---|
 A Galáxia de Andrômeda | |
| Dados de observação ( J2000 época) | |
| Pronúncia | pron .: / æ n d r ɒ m ɨ d ə / |
| Constelação | Andromeda |
| Ascensão reta | 00 h 42 m 44,3 s |
| Declinação | + 41 ° 16 '9 " |
| Redshift | Z = -0,001 (Sinal de menos indica blueshift) |
| Velocidade radial Helio | -301 ± 1 km / s |
| Distância | 2,54 ± 0,11 Mly (778 ± 33 kpc) |
| Tipo | SA (s) b |
| Massa | ~ 1 × 10 12 M ☉ |
| Número de estrelas | 1 trilhão (10 12) |
| Dimensões aparente (V) | 190 '× 60' |
| Magnitude aparente (V) | 3.44 |
| Magnitude absoluta (V) | -20.0 |
| Outras denominações | |
| M31, NGC 224, UGC 454, PGC 2557, 2C 56 (Core), LEDA 2557 | |
Veja também: Galaxy , Lista de galáxias | |
A galáxia de Andrômeda ( / æ n d r ɒ m ɨ d ə /) É uma galáxia espiral aproximadamente 2,5 milhões anos-luz (2,4 × 10 19 km) da Terra no Constelação de Andrômeda. Também conhecido como Messier 31, M31, ou NGC 224, é muitas vezes referido como o Grande Andromeda Nebulosa em textos mais antigos. A Galáxia de Andrômeda é a galáxia espiral mais próxima à nossa Via Láctea galáxia, mas não o mais próxima galáxia global. Ela recebe seu nome da área do céu em que aparece, a constelação de Andrômeda, que foi nomeado após a princesa mitológica Andromeda. A Galáxia de Andrômeda é a maior galáxia do Grupo Local, que também contém a Via Láctea, a Galáxia de Triangulum, e cerca de 30 outras galáxias menores. Embora a maior, a galáxia de Andrômeda pode não ser o mais maciço, como estudos recentes que sugerem que a Via Láctea contém mais matéria escura e poderia ser o mais maciço no agrupamento. As observações de 2006 pela Telescópio Espacial Spitzer revelou que contém M31 um trilhão (10 12) Estrelas: pelo menos duas vezes o número de estrelas na galáxia da Via Láctea, que é estimada em 200-400.000.000.000.
A Galáxia de Andrômeda é estimado em 7,1 × 10 11 massas solares. Em comparação, um estudo de 2009 estimou que a Via Láctea e M31 são aproximadamente iguais em massa, enquanto que um estudo de 2006 colocou a massa da Via Láctea em ~ 80% da massa da galáxia de Andrômeda. As duas galáxias são Espera-se que colidem em 3750 milhões anos, acabou se fundindo para formar um gigante galáxia elíptica.
Um bronzeado magnitude aparente de 3,4, a galáxia de Andrômeda é notável por ser um dos mais brilhantes Messier objetos, tornando-se visível para o olho nu nas noites sem lua, mesmo quando visto de áreas com moderada poluição luminosa. Embora pareça mais de seis vezes tão grande quanto a Lua cheia quando fotografado através de uma maior telescópio , somente a região central brilhante é visível a olho nu ou quando visto usando binóculos ou um pequeno telescópio.
Observação história
O Astrônomo persa Abd al-Rahman al-Sufi escreveu uma linha tentadora sobre a constelação acorrentado na sua Livro de estrelas fixas em torno de 964, descrevendo-o como uma "pequena nuvem". Mapas de estrelas desse período tê-lo marcado como a Pequena Nuvem. A primeira descrição do objeto com base na observação telescópica foi dada pelo astrônomo alemão Simon Marius em 15 de dezembro de 1612. Charles Messier catalogou-o como objeto M31 em 1764 e incorretamente creditado Marius como o descobridor, sem saber de trabalho anterior de Al Sufi. Em 1785, o astrônomo William Herschel observou uma tonalidade avermelhada na região central da M31. Ele acreditava que ele seja o mais próximo de toda a "grande nebulosa" e com base na cor e magnitude da nebulosa, ele incorretamente adivinhou que era há mais de 2.000 vezes a distância de Sirius .
William Huggins em 1864 observado o espectro de M31 e observou que ele diferia de uma nebulosa gasosa. Os espectros de M31 exibido um continuum de freqüências sobrepostas, com escuro linhas de absorção que ajudam a identificar a composição química de um objecto. A nebulosa de Andrômeda era muito parecido com o espectro das estrelas individuais e, a partir disso, foi deduzido que M31 tinha uma natureza estelar. Em 1885, uma supernova (conhecido como S Andromedae) foi observada em M31, o primeiro e até agora único observado em que galáxia. No momento M31 foi considerado como sendo um objecto próximo, de modo que a causa foi pensado para ser um evento muito menos luminosa e não relacionado chamado nova, e foi nomeado em conformidade "Nova 1885".
As primeiras fotografias de M31 foram tiradas em 1887 por Isaac Roberts de seu observatório privado em Sussex, Inglaterra. A exposição a longo-duração permitida a estrutura espiral da galáxia para ser visto pela primeira vez. No entanto, no momento em que este objeto foi ainda comumente acredita-se ser uma nebulosa dentro de nossa galáxia, e Roberts acreditou equivocadamente que M31 e nebulosas espirais semelhante eram sistemas solares realmente sendo formado, com os satélites dos planetas nascentes. O velocidade radial deste objeto com relação ao nosso sistema solar foi medido em 1912 por Vesto Slipher no Lowell Observatory, usando espectroscopia . O resultado foi a maior velocidade registrada naquela época, a 300 quilômetros por segundo (190 mi / s), movendo-se na direção do Sol
Ilha universo
Em 1917, o astrônomo americano Heber Curtis observou-se uma nova dentro de M31. Pesquisando o registro fotográfico, mais 11 novae foram descobertos. Curtis notado que esses novae foram, em média, 10 magnitudes mais fracas do que as que ocorreram em outras partes do céu. Como resultado, ele foi capaz de chegar a uma estimativa distância de 500 mil anos-luz (3,2 × 10 10 UA). Ele se tornou um defensor da chamada hipótese "universos-ilhas", que considerou que nebulosas espirais eram na verdade galáxias independentes.
Em 1920, O grande debate entre Harlow Shapley e Curtis teve lugar, a respeito da natureza da Via Láctea , nebulosas espirais, e as dimensões do universo . Para apoiar sua afirmação de que a Grande Nebulosa de Andrômeda (M31) foi uma galáxia externa, Curtis também notou o aparecimento de faixas escuras semelhantes às nuvens de poeira em nossa galáxia, assim como a significativa Efeito Doppler. Em 1922 Ernst Öpik apresentou um método astrofísico muito elegante e simples para estimar a distância de M31. Seu resultado colocou a Nebulosa de Andrômeda muito fora da nossa galáxia, a uma distância de cerca de 450 mil parsec, que é de cerca de 1,5 milhões ly. Edwin Hubble resolveu a debate em 1925, quando ele identificou extragaláctica Cefeidas, pela primeira vez em fotos astronômicas de M31. Estes foram feitos utilizando a 2,5 metros (100-in) Hooker telescópio, e que permitiu a distância de grande nebulosa Andrômeda a ser determinado. Sua medição demonstraram conclusivamente que este recurso não era um aglomerado de estrelas e gás dentro de nossa galáxia, mas uma galáxia inteiramente separado localizado a uma distância significativa da nossa.
M31 desempenha um papel importante em estudos de galáxias, uma vez que é o mais próximo Galaxy espiral (embora não o galáxia mais próxima). Em 1943 Walter Baade foi a primeira pessoa a resolver estrelas na região central da Galáxia de Andrômeda. Com base em suas observações desta galáxia, ele era capaz de discernir duas populações distintas de estrelas com base na sua metalicidade, nomeando as estrelas jovens e de alta velocidade no tipo de disco eu e os mais velhos, estrelas vermelhas no bojo Tipo II. Esta nomenclatura foi posteriormente adoptada por estrelas dentro da Via Láctea, e em outros lugares. (A existência de duas populações distintas tinha sido observado anteriormente pela Jan Oort.) Dr. Baade também descobriram que havia dois tipos de variáveis Cefeidas, o que resultou em uma duplicação da estimativa distância de M31, assim como o restante do Universo.
Emissão de rádio a partir da Galáxia de Andrômeda foi detectada pela primeira vez por Hanbury Brown e Cyril Hazard no Jodrell Banco Observatório usando o 218-pé Telescópio de Trânsito, e foi anunciado em 1950 (observações anteriores foram feitas por rádio astronomia pioneiro Grote Reber em 1940, mas não foram conclusivos, e foram mais tarde demonstrado ser uma ordem de grandeza muito alto). O primeiro mapas de rádio da galáxia foram feitas na década de 1950 por John Baldwin e colaboradores da Cambridge Radio Astronomy Grupo. O núcleo da galáxia de Andrômeda é chamado 2C 56 no 2C catálogo radioastronomia. Em 2009, o primeiro planeta pode ter sido descoberta na galáxia de Andrômeda. Este candidato foi detectada usando uma técnica chamada microlente, o que é causado pela deflexão de luz por um objeto maciço.
Geral
A distância medida para a galáxia de Andrômeda foi duplicada em 1953, quando se descobriu que existe um outro tipo, dimmer de Cepheid. Na década de 1990, as medições de ambas as padrão gigantes vermelhas , bem como Estrelas de bosquetes vermelho da Medições por satélite Hipparcos foram usados para calibrar as distâncias Cepheid.
Formação e História
De acordo com uma equipe de astrônomos relatórios em 2010, M31 foi formado a partir da colisão de duas galáxias menores entre 5 e 9 bilhões de anos atrás.
Um artigo publicado em 2012 traçou a história básica de M31 desde o seu nascimento. De acordo com ele, Andrômeda nasceu cerca de 10 bilhões de anos a partir da fusão de muitos menores protogaláxias, levando a uma galáxia menor do que o que vemos hoje.
O evento mais importante da história do passado de M31 foi o fusão acima referida, que teve lugar 8.000 milhões anos atrás. Esta colisão violenta formado maior parte de sua (rica em metal) auréola galáctica e disco estendido e durante essa época do Andromeda formação de estrelas seria muito elevada, a ponto de se tornar um Galáxia luminosa infravermelha para cerca de 100 millon anos.
2-4000000000 anos atrás, M31 ea Galáxia de Triangulum (M33) teve uma passagem muito estreita. Este evento produziu altos níveis de formação estelar através do disco da galáxia de Andrômeda - até mesmo alguns aglomerados globulares - e perturbado disco exterior do M33.
Embora tenha havido atividade durante os últimos 2.000 milhões anos, este tem sido muito menor do que durante o passado. Houve interações com galáxias satélites como M32, M110, ou outros que já desapareceram absorvidos pelo M31 que se formaram estruturas como De Andrômeda gigante Stellar Stream e uma fusão aproximadamente 100 milhões de anos atrás, que está por trás de um disco de contra-rotação do gás encontrado no centro de M31, bem como a presença de lá de uma relativamente jovem (100 milhões de anos) da população estelar. Durante esta época, a formação de estrelas através do disco de M31 diminuiu a ponto de quase fechando a aumentar de novo recentemente.
Estimativa recente distância
Pelo menos quatro técnicas distintas foram usados para medir distâncias até a galáxia de Andrômeda.
Em 2003, usando o infravermelho flutuações na superfície de brilho (I-SBF) e ajuste para o novo valor do período-luminosidade de Freedman et al. 2001 e usando uma correção metalicidade de -0.2 mag dex-1 em (O / H), uma estimativa de 2,57 ± 0,06 megalight-ano (790 ± 18 KPC) foi derivado.
Usando o Método Cefeida, uma estimativa de 2,51 ± 0,13 Mly (770 ± 40 kpc) foi relatado em 2004.
Em 2005, Ignasi Ribas ( CSIC, Instituto para Estudos Espaciais da Catalonia (CEIE)) e seus colegas anunciaram a descoberta de uma estrela binária eclipsando na galáxia de Andrômeda. A estrela binária, designado M31VJ00443799 + 4.129.236, tem duas estrelas azuis luminosas e quentes de tipos O e B. Ao estudar os eclipses das estrelas, que ocorrem a cada 3,54969 dia, os astrônomos foram capazes de medir seus tamanhos. Conhecer os tamanhos e temperaturas das estrelas, eles foram capazes de medir a magnitude absoluta das estrelas. Quando o magnitude absoluta e visual são conhecidas, a distância para a estrela pode ser medido. As estrelas se encontram a uma distância de 2,52 ± 0,14 Mly (770 ± 43 kpc) e toda a galáxia de Andrômeda em cerca de 2,5 Mly (770 kpc). Este novo valor está em excelente concordância com o valor, à distância via Cepheid independente anterior.
M31 está perto o suficiente para que o Ponta do método vermelho do ramo gigante (TRGB) também pode ser utilizado para estimar a sua distância. A distância estimada para M31 usando esta técnica em 2005 rendeu 2,56 ± 0,08 Mly (780 ± 25 kpc).
Em média, em conjunto, todas estas medições de distância dar uma estimativa de 2,54 ± 0,11 Mly (780 ± 34 kpc) distância combinado. Com base na distância acima, o diâmetro de M31 no ponto mais largo é estimada em 141 ± 3 KLY (43000 ± 920 cp). Aplicando trigonometria ( arctangent), que figura de aumentar em um aparente 3,18 ° ângulo no céu.
As estimativas de massa e luminosidade
As estimativas de massa para auréola da Galáxia de Andrômeda (incluindo matéria escura ) dão um valor de aproximadamente 1,23 × 10 12 M ☉ (ou 1.2 trilhão massas solares) em comparação com 1,9 × 10 12 M ☉ para a Via Láctea. Assim M31 pode ser menos maciço do que nossa própria galáxia, embora a margem de erro ainda é muito grande para dizer com certeza. Mesmo assim, as massas da Via Láctea e M31 são comparáveis, e M31 de esferóide, na verdade, tem uma densidade estelar maior do que a da Via Láctea.
Em particular, M31 parece ter estrelas significativamente mais comuns do que a Via Láctea, ea estimativa luminosidade de M31, 2,6 x 10 ~ 10 L ☉, é cerca de 25% maior do que a nossa própria galáxia. No entanto, a taxa de formação de estrelas na Via Láctea é muito maior, com M31 produzindo apenas cerca de uma massa solar por ano em comparação com 3-5 massas solares para a Via Láctea. A taxa de supernovas na Via Láctea também é o dobro do M31. Isto sugere que a M31, uma vez experimentou uma grande fase de formação de estrelas, mas agora está em um estado relativo de quietude, ao passo que a Via Láctea está experimentando formação estelar mais ativa. Caso isto continuar, a luminosidade na Via Láctea pode, eventualmente, ultrapassar a de M31.
Estrutura
Com base na sua aparência na luz visível, a galáxia de Andrômeda é classificado como um SA (s) b galáxia no de Vaucouleurs-Sandage prorrogado sistema de classificação de galáxias espirais. Contudo, os dados a partir da 2MASS pesquisa mostrou que a protuberância de M31 tem uma aparência semelhante a uma caixa, o que implica que o Galaxy é realmente um galáxia espiral barrada como a Via Láctea, com bar da Galáxia de Andrômeda visto quase que diretamente ao longo do seu eixo longitudinal.
Em 2005, os astrônomos usaram o Keck telescópios para mostrar que o polvilhe tênue das estrelas que se estendem para fora a partir da galáxia é na verdade parte do próprio disco principal. Isto significa que o disco espiral de estrelas em M31 é três vezes maior em diâmetro do que o previsto anteriormente. Isto constitui evidência de que há um vasto disco estelar, estendida que faz com que a galáxia mais de 220.000 anos-luz (67.000 pc) de diâmetro. Anteriormente, as estimativas do tamanho da Galáxia de Andrômeda variou de 70.000 a 120.000 anos-luz (21.000 a 37.000 pc) de diâmetro.
A galáxia é inclinada uma estimativa de 77 ° em relação à Terra (onde um ângulo de 90 ° seria visto directamente a partir do lado). A análise da forma da secção transversal do Galaxy parece demonstrar uma pronunciada, urdidura em forma de S, em vez de apenas um disco plano. Uma possível causa de uma tal teia pode ser interação gravitacional com as galáxias satélites próximos M31. A galáxia M33 poderia ser responsável por alguma urdidura nos braços de M31, embora distâncias mais precisos e velocidades radiais são obrigatórios.
Estudos espectroscópicos forneceram medições detalhadas da velocidade de rotação do M31 em vários raios a partir do núcleo. Nas imediações do núcleo, a velocidade de rotação sobe a um pico de 225 quilómetros por segundo (140 mi / s) a um raio de 1300 anos-luz (82 milhões UA), em seguida, desce para um mínimo em 7000 anos-luz (440 milhões UA) em que a velocidade de rotação pode ser tão baixa quanto 50 quilômetros por segundo (31 mi / s). Depois disso, a velocidade sobe novamente para fora de forma constante para um raio de 33.000 anos-luz (2,1 × 10 9 UA), onde se atinge um pico de 250 quilómetros por segundo (160 mi / s). As velocidades declinar lentamente além dessa distância, caindo para cerca de 200 quilômetros por segundo (120 mi / s) a 80.000 anos-luz (5,1 × 10 9 AU). Estas medições de velocidade implica uma massa concentrada de cerca de 6 × 10 9 M ☉ no núcleo . A massa total das galáxias aumenta linearmente para 45 mil anos-luz (2,8 × 10 9 UA), em seguida, mais lentamente para além desse raio.
O braços espirais da M31 são descritas por uma série de regiões H II que Baade descrita como semelhante a "pérolas em uma corda". Eles parecem ser enrolada, embora sejam mais espaçadas do que na nossa galáxia. Imagens retificadas da galáxia mostram uma galáxia espiral bastante normal com os braços enrolado no sentido horário. Existem dois braços de suspensão contínuas que são separados um do outro por um mínimo de cerca de 13.000 anos-luz (820 milhões AU). Estes podem ser seguidos para o exterior a partir de uma distância de cerca de 1600 anos-luz (100 milhões UA) a partir do núcleo. A causa mais provável do padrão em espiral é pensado para ser interacção com Galaxy M32. Isto pode ser visto pelo deslocamento do nuvens de hidrogênio neutro das estrelas.
Em 1998, imagens da Agência Espacial Europeia 's Infrared Space Observatory demonstraram que a forma global da Galáxia de Andrômeda pode ser a transição para um galáxia anel. O gás e pó dentro de M31 é geralmente formado em vários anéis sobrepostos, com um anel particularmente proeminente formada com um raio de 32.000 anos-luz (2,0 × 10 9 UA) a partir do núcleo. Este anel é escondido de imagens de luz visível da galáxia porque é composta principalmente de poeira fria.
Um exame mais aprofundado da região interna do M31 mostrou um menor anel de poeira que se acredita ter sido causado pela interação com M32 mais de 200 milhões de anos atrás. Simulações mostram que a galáxia menor passou através do disco da galáxia Andrômeda ao longo do eixo polar deste último. Esta colisão despojado mais do que metade da massa do M32 menor e criado as estruturas de anel em M31.
Estudos da auréola prolongado de M31 mostram que é mais ou menos comparável à da Via Láctea, com estrelas no halo sendo geralmente " metal pobres ", e cada vez mais com maior distância. Essa evidência indica que as duas galáxias têm seguido caminhos evolutivos similares. Eles são susceptíveis de ter crescido e assimilados sobre 1-200 galáxias de pequena massa durante os últimos 12 bilhões de anos. As estrelas nos halos períodos de M31 ea Via Láctea pode estender-se quase um terço da distância que separa as duas galáxias.
Núcleo
M31 é conhecido por abrigar um aglomerado estelar denso e compacto em seu próprio centro. Em um grande telescópio ele cria uma impressão visual de uma estrela embutido no bojo envolvente mais difusa. A luminosidade do núcleo está em excesso dos aglomerados globulares mais luminosas.
Em 1991 Tod Lauer R. usado WFPC, em seguida, a bordo do telescópio espacial Hubble , ao núcleo interior a imagem de M31. O núcleo é composto por duas concentrações separadas por 1,5 parsecs (4.9 ly). A concentração mais brilhante, designados por P1, é deslocado do centro do Galaxy. A concentração dimmer, P2, cai no verdadeiro centro da galáxia e contém um buraco negro medido em 3-5 × 10 7 M ☉ em 1993, e em 1,1-2,3 × 10 8 M ☉ em 2005. O dispersão da velocidade de material em torno dele é medido para ser ≈ 160 km / s.
Scott Tremaine propôs que o núcleo duplo observada pode ser explicada se P1 é a projeção de um disco de estrelas em um órbita excêntrica em torno do buraco negro central. A excentricidade é tal que as estrelas permanecem no orbital apocenter, criando uma concentração de estrelas. P2 também contém um disco compacto de quente, estrelas classe A espectrais. As estrelas A não são evidentes em filtros mais vermelho, mas em luz azul e ultravioleta eles dominam o núcleo, causando P2 apareça mais proeminente do que P1.
Embora no momento inicial de sua descoberta foi levantada a hipótese de que a parte mais brilhante do duplo núcleo era o remanescente de uma pequena galáxia "canibalizados" por M31, este não é mais considerado uma explicação viável, em grande parte porque tal núcleo teria um extremamente curta vida devido a interrupção das marés pelo buraco negro central. Embora isto possa ser parcialmente resolvido se P1 tinha o seu próprio buraco negro para estabilizá-lo, a distribuição de estrelas em P1 não sugere que existe um buraco negro no seu centro.
Satélites
Tal como a Via Láctea, a galáxia de Andrômeda tem galáxias satélites, composta por 14 conhecidos galáxias anãs. As galáxias satélites mais conhecidos e mais facilmente observados são M32 e M110. Com base nas evidências atuais, parece que M32 passou por um encontro próximo com M31 (Andromeda) no passado. M32 pode ter sido uma vez uma galáxia maior, que teve seu disco estelar removido por M31, e foi submetido a um forte aumento da formação de estrelas na região do núcleo, que durou até o passado relativamente recente.
M110 também parece estar interagindo com M31, e os astrônomos têm encontrado no halo de M31 uma corrente de estrelas ricos em metais que parecem ter sido despojado dessas galáxias satélites. M110 contém uma pista empoeirada, o que pode indicar a formação recente ou em curso estrela.
Em 2006 descobriu-se que nove destes galáxias se encontram ao longo de um plano que intersecta o núcleo de Andrômeda, em vez de serem dispostas aleatoriamente como seria de esperar a partir de interacções independentes. Isto pode indicar uma origem corrente comum para os satélites.
Futura colisão com a Via Láctea
A Galáxia de Andrômeda está se aproximando da Via Láctea a cerca de 100 a 140 quilômetros por segundo (62-87 mi / s), que é de cerca de 1960 a 2740 milhões milhas por ano, tornando-se um dos poucos blueshifted galáxias. A Galáxia de Andrômeda ea Via Láctea são, portanto, espera-se que colidem em cerca de 4,5 bilhões anos, embora os detalhes são incertas desde velocidade tangencial de Andrômeda no que diz respeito à Via Láctea é conhecida por apenas dentro de cerca de um fator de dois. Um resultado provável da colisão é que a galáxias irão se fundir para formar um gigante galáxia elíptica. Tais eventos são freqüentes entre as galáxias grupos de galáxias. O destino da Terra e do Sistema Solar em caso de uma colisão é actualmente desconhecida. Se as galáxias não se fundem, há uma pequena chance de que o Sistema Solar poderia ser ejetado da Via Láctea ou juntar-se M31.
