Coordenadas : 01 h 33 m 50,9 s , 30 ° 39 ′ 36 ″
La galaxia Triangulum es una galaxia espiral a 2,73 millones de años luz (ly) de la Tierra en la constelación de Triangulum . Está catalogado como Messier 33 o NGC 598 . La Galaxia del Triángulo es el tercer miembro más grande del Grupo Local de galaxias, detrás de la Galaxia de Andrómeda y la Vía Láctea . Es uno de los objetos permanentes más distantes que se pueden ver a simple vista . [6]
Galaxia triangular | |
---|---|
Datos de observación ( época J2000 ) | |
Pronunciación | / T r aɪ æ ŋ ɡ j ʊ l ə m / |
Constelación | Triangulo |
Ascensión recta | 01 h 33 m 50.02 s [1] |
Declinación | + 30 ° 39 ′ 36,7 ″ [1] |
Redshift | -0,000607 ± 0,000010 [1] |
Velocidad radial de helio | -179 ± 3 km / s [2] |
Velocidad galactocéntrica | -44 ± 6 km / s [2] |
Distancia (comoving) | 970 kpc (3,2 millones ) [3] |
Magnitud aparente (V) | 5.72 [1] |
Caracteristicas | |
Tipo | SA (s) cd [2] |
Masa | 5 × 10 10 [4] M ☉ |
Número de estrellas | 40 mil millones (4 × 10 10 ) [5] |
Tamaño | ~ 60.000 ly (diámetro) [5] |
Tamaño aparente (V) | 70,8 × 41,7 moa [1] |
Otras designaciones | |
NGC 0598, MCG + 05-04-069, UGC 1117, PGC 5818 [2] |
La galaxia es la galaxia espiral más pequeña del Grupo Local y se cree que es un satélite de la Galaxia de Andrómeda o en su rebote en esta última debido a sus interacciones, velocidades [7] y proximidad entre sí en el cielo nocturno. También tiene un núcleo H II . [8]
Etimología
La galaxia recibe su nombre de la constelación de Triángulo , donde se la puede ver. A veces se la conoce informalmente como la "Galaxia del Molinete" por algunas referencias astronómicas de aficionados, [9] en algunos software de telescopios computarizados y en algunos sitios web de divulgación pública. [10] 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, [11] que varios recursos de astronomía amateur, incluidos sitios web de divulgación pública, identifican con ese nombre, y eso es dentro de los límites de la Osa Mayor . [12] [13]
Visibilidad
Bajo excepcionalmente buenas condiciones de observación sin contaminación lumínica , la Galaxia del Triángulo se puede ver con la visión de 20/20 a simple vista ; [14] para esos espectadores, a veces será la entidad permanente más lejana visible sin aumento. [15] [16] Su luz se difunde (se esparce) a través de un poco más de un pinchazo del cielo no magnificado, cuya causa es su amplitud - esto los astrónomos llaman un objeto difuso, en lugar de compacto.
Los observadores van desde encontrar la galaxia fácilmente visible mediante visión directa en un cielo verdaderamente oscuro (e implícitamente seco, sin nubes) hasta la necesidad de utilizar la visión evitada en cielos rurales o suburbanos con buenas condiciones de visualización. [14] Ha sido elegido como una de las marcas críticas del cielo de la escala de cielo oscuro de Bortle , [17] apoyado por su relativa invariabilidad, declinación norte razonable y brillo descrito.
Historial de observación
La Galaxia del Triángulo 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 cometaria y sobre los admirables objetos 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 de Triángulo como un par de triángulos. La magnitud del objeto coincide con M33, por lo que lo más probable es que sea una referencia a la Galaxia del Triángulo. [18]
La galaxia fue descubierta independientemente por Charles Messier en la noche del 25 al 26 de agosto de 1764. Se publicó en su Catálogo de nebulosas y cúmulos estelares (1771) como el objeto número 33; de ahí el nombre M33. [19] Cuando William Herschel compiló su extenso catálogo de nebulosas, tuvo cuidado de no incluir la mayoría de los objetos identificados por Messier. [20] Sin embargo, M33 fue una excepción y catalogó este objeto el 11 de septiembre de 1784 como H V-17. [21]
Herschel también catalogó la región H II más grande y brillante de la Galaxia del Triángulo ( nebulosa de emisión difusa que contiene hidrógeno ionizado ) como H III.150 por separado de la propia galaxia; la nebulosa finalmente obtuvo el número 604 de NGC . Como se ve 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 " identificadas como tales 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. [22]
NGC 604 en la galaxia Triangulum
Triangulum Galaxy fotografiado por un astrónomo aficionado. Las estrellas en primer plano no relacionadas se han eliminado.
Compuesto de aproximadamente 54 puntas diferentes con la cámara avanzada para encuestas de Hubble. [23]
Propiedades
Con un diámetro de aproximadamente 60.000 años luz , la Galaxia del Triángulo es el tercer miembro más grande del Grupo Local de galaxias, aproximadamente el 60% del tamaño de la Vía Láctea. Puede ser un compañero gravitacionalmente ligado a la Galaxia de Andrómeda . Triangulum puede albergar 40 mil millones de estrellas, en comparación con 400 mil millones de la Vía Láctea y 1 billón de estrellas de la galaxia de Andrómeda. [5]
El disco de Triangulum tiene una masa estimada de (3–6) × 10 9 masas solares , mientras que el componente gaseoso es de aproximadamente 3,2 × 10 9 masas solares. Por tanto, la masa combinada de toda la materia bariónica de la galaxia puede ser de 10 10 masas solares. La contribución del componente de materia oscura a un radio de 55 × 10 3 ly (17 kpc) es equivalente a aproximadamente 5 × 10 10 masas solares. [4]
Localización
Las estimaciones de la distancia entre la Vía Láctea y la Galaxia del Triángulo oscilan entre 2.380 × 10 3 hasta 3070 × 10 3 ly (730 a 940 kpc ) (o 2,38 a 3,07 Mly ), y la mayoría de las estimaciones desde el año 2000 se encuentran en la parte media de este rango, [24] [25] haciéndolo 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. Utilizando el método de la variable cefeida , una estimación de 2770 × 10 3 ± 130 × 10 3 ly (849 ± 40 kpc) se logró en 2004. [26] [27] En el mismo año, se utilizó el método de la punta de la rama de gigante roja (TRGB) para derivar una estimación de distancia de 2.590 × 10 3 ± 80 × 10 3 ly (794 ± 25 kpc). [28] La Galaxia del Triángulo está a unos 750000 años luz de la Galaxia de Andrómeda. [29]
En 2006, un grupo de astrónomos anunció el descubrimiento de una estrella binaria eclipsante en la Galaxia del Triángulo. Al estudiar los eclipses de 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). [24] El promedio de 102 estimaciones de distancia publicadas desde 1987 da un módulo de distancia de 24.69, o .883 Mpc (2.878.000 años luz). [30]
La galaxia del triángulo es una fuente de emisión de H 2 O máser . [31] En 2005, utilizando observaciones de dos máseres 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 Triángulo se está moviendo hacia la Galaxia de Andrómeda y sugiere que puede ser un satélite de la galaxia más grande (dependiendo de sus distancias relativas y márgenes de error). [7] En 2004, se anunció la evidencia de una corriente grumosa de gas hidrógeno que une la Galaxia de Andrómeda con el Triángulo, lo que sugiere que las dos pueden haber interactuado de forma mareal en el pasado. Este descubrimiento fue confirmado en 2011. [32] Una distancia de menos de 300 kiloparsecs entre los dos apoya esta hipótesis. [33]
La Enana de Piscis (LGS 3), una de las pequeñas galaxias miembros del Grupo Local, se encuentra a 2.022 × 10 3 ly (620 kpc) del sol. Está a 20 ° de la galaxia de Andrómeda y a 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 Triángulo. LGS 3 tiene un radio de núcleo de 483 ly (148 pc) y 2.6 × 10 7 masas solares. [34]
Estructura
En el sistema revisado Hubble Sandage (VRHS) de clasificación morfológica de galaxias del astrónomo francés Gérard de Vaucouleurs , la galaxia del triángulo se clasifica como tipo SA (s) cd. El prefijo S indica que es una galaxia en forma de disco con prominentes brazos 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 la clase SB . La notación "(s)" del astrónomo estadounidense Allan Sandage se utiliza cuando los brazos espirales emergen directamente del núcleo o de la barra central, en lugar de hacerlo de un anillo interior como ocurre con una galaxia de tipo (r). Finalmente, el sufijo cd representa una etapa a lo largo de la secuencia en espiral que describe la apertura de los brazos. Una calificación de cd indica brazos relativamente sueltos. [35]
Esta galaxia tiene una inclinación de 54 ° con respecto a la línea de visión desde la Tierra, lo que permite examinar la estructura sin una obstrucción significativa por gas y polvo. [36] [37] El disco de la Galaxia del Triángulo parece deformado en un radio de aproximadamente 8 kpc. Puede haber un halo alrededor de la galaxia, pero no hay protuberancias en el núcleo. [38] Esta es una galaxia aislada y no hay indicios de fusiones o interacciones recientes con otras galaxias, [37] y carece de las esferoidales enanas o colas de marea asociadas con la Vía Láctea. [39]
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. [40] El núcleo de esta galaxia es una región H II, [31] y contiene una fuente de rayos X ultraluminosa con una emisión de 1.2 × 10 39 erg s −1 , que es la fuente más luminosa de rayos X en el Grupo Local de galaxias. Esta fuente se modula en un 20% durante un ciclo de 106 días. [41] Sin embargo, el núcleo no parece contener un agujero negro supermasivo , ya que se coloca un límite superior de 3.000 masas solares en la masa de un agujero negro central basado en la velocidad de las estrellas en la región del núcleo. [42]
La parte interna de la galaxia tiene dos brazos espirales luminosos, junto con múltiples espolones que conectan las características espirales internas con las externas. [36] [37] Los brazos principales se designan IN (norte) e IS (sur). [43]
Formación de estrellas
En la región central 4 'de esta galaxia, el gas atómico se convierte de manera eficiente 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 teniendo lugar fuera del 4 ′ central, pero a un ritmo menos eficiente. Aproximadamente el 10% del contenido de gas en esta galaxia está en forma molecular. [36] [37]
La formación de estrellas se está produciendo a una velocidad que está fuertemente correlacionada con la densidad del gas local, y la velocidad por unidad de área es más alta que en la vecina galaxia de Andrómeda . (La tasa de formación de estrellas es de aproximadamente 3.4 Gyr −1 pc −2 en la Galaxia del Triángulo, en comparación con 0.74 en Andrómeda. [44] ) La tasa total integrada de formación de estrellas en la Galaxia del Triángulo es de aproximadamente 0.45 ± 0.1 masas solares por año. . No se sabe si esta tasa neta está disminuyendo o se mantiene constante. [36] [37]
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, hasta aproximadamente 82 × 10 3 ly (25 kpc), el gradiente es mucho más plano. Esto sugiere una historia de formación de estrellas diferente entre el disco interno y el disco externo y el halo, y puede explicarse por un escenario de formación de galaxias "de adentro hacia afuera". [38] Esto ocurre cuando el gas se acumula en grandes radios más adelante en el espacio vital 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. [45]
Funciones discretas
Utilizando observaciones infrarrojas del Telescopio Espacial Spitzer , se ha catalogado un total de 515 fuentes discretas candidatas de emisión de 24 μm dentro de la Galaxia Triángulo a partir de 2007. Las fuentes más brillantes se encuentran dentro de la región central de la galaxia ya lo largo de los brazos espirales.
Muchas de las fuentes de emisión están asociadas con regiones H II de formación estelar. [46] Las cuatro regiones HII más brillantes se denominan NGC 588 , NGC 592 , NGC 595 y NGC 604 . Estas regiones están asociados con nubes moleculares que contiene (1.2-4) × 10 5 masas solares. La más brillante de estas regiones, NGC 604, puede haber sufrido un estallido discreto de formación estelar hace unos tres millones de años. [47] Esta nebulosa es la segunda región HII más luminosa dentro del Grupo Local de galaxias, a (4.5 ± 1.5) × 10 7 veces la luminosidad del Sol . [44] Otras regiones HII prominentes en Triangulum incluyen IC 132, IC 133 e IK 53. [43]
El brazo espiral principal norte contiene cuatro grandes regiones HII , mientras que el brazo sur tiene mayores concentraciones de estrellas jóvenes y calientes. [43] 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. [48] En 2008, se han identificado un total de 100 remanentes de supernovas en la Galaxia del Triángulo, [49] la mayoría de los cuales se encuentran en la mitad sur de la galaxia espiral. Existen asimetrías similares para HI y H II regiones, además de concentraciones altamente luminosos de masivas estrellas de tipo O . El centro de distribución de estas características está compensado unos dos minutos de arco hacia el suroeste. [43] Al ser M33 una galaxia local, la Oficina Central de Telegramas Astronómicos (CBAT) rastrea las novas junto con M31 y M81 . [50]
Se han identificado alrededor de 54 cúmulos globulares en esta galaxia, pero el número real puede ser 122 o más. [39] 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 al 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 . [51]
En 2007, se detectó un agujero negro de aproximadamente 15,7 veces la masa del Sol en esta galaxia utilizando datos del Observatorio de rayos X Chandra . El agujero negro, llamado M33 X-7 , orbita una estrella compañera a la que eclipsa cada 3,5 días. Es el agujero negro de masa estelar más grande que se conoce. [52] [53]
A diferencia de las galaxias de la Vía Láctea y Andrómeda, la Galaxia del Triángulo 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 del abultamiento central de la galaxia y, a diferencia de la Vía Láctea y Andrómeda, la Galaxia del Triángulo es una galaxia de disco puro sin abultamiento. [54]
Relación con la galaxia de Andrómeda
Como se mencionó anteriormente, M33 está vinculada a M31 por varias corrientes de hidrógeno neutro [55] y estrellas, [55] lo que sugiere que una interacción pasada entre estas dos galaxias tuvo lugar hace 2 a 8 mil millones de años, [56] [57] y se producirá un encuentro más violento en 2.500 millones de años en el futuro. [55]
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; [58] o participando 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. [59] Los datos astrométricos de Gaia parecen descartar la posibilidad de que M33 y M31 estén en órbita. Si es correcto, M33 está en su primera caída propiamente dicha en la Galaxia de Andrómeda (M31). [60]
Nebulosas planetarias
Las nebulosas planetarias no solo contribuyen de manera importante al enriquecimiento químico de las galaxias, sino que proporcionan información valiosa sobre la evolución estelar simple y binaria. Además, estos objetos parecen producir siempre nebulosas planetarias muy brillantes con luminosidades consistentes, independientemente de la masa, edad o 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. [61] Este trabajo se benefició del uso del telescopio INT y WHT ubicado en la isla de La Palma. Como resultado de este estudio se descubrieron tres nuevas nebulosas planetarias.
MCG 1 (Ovejisaurio), | 01: 34: 48.86 | +31: 05: 14.8 |
---|---|---|
MCG 2, (Cuchilla Andante) | 01: 33: 45.20 | +30: 21: 22.0 |
GCM 3, (Sewi) | 01: 33: 52.30 | +30: 21: 12.0 |
Ver también
- Lista de galaxias
- Objeto más desordenado
- Nuevo Catálogo General
- NGC 55
- Enano Piscis
- Triangulum Galaxy en la ficción
- Colisión Andrómeda-Vía Láctea
Referencias
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Otras lecturas
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enlaces externos
- La galaxia del triángulo en WikiSky : DSS2 , SDSS , GALEX , IRAS , hidrógeno α , rayos X , astrofoto , mapa del cielo , artículos e imágenes
- Messier 33, SEDS Messier páginas
- M33 en ESA / Hubble
- Triangulum Galaxy High en los cielos del norte
- Fotografía de atmósferas oscuras - M33 (mejora de la línea de polvo)
- Apuntando al Universo - M33
- Balcells, Marc; Szymanek, Nik ; Merrifield, Michael. "M33 - Galaxia triangular" . Vídeos de cielo profundo . Brady Haran .
- Entrada de la base de datos extragaláctica de NASA / IPAC para Messier 33
- Triangulum Galaxy (M33) en la guía de constelaciones
- Triangulum Galaxy - Zoomable UltraHighRez (Hubble; 11 de enero de 2019)