Messier 32
Galaxia elíptica enana en la constelación de Andrómeda
Messier 32
Galaxia satélite enana Messier 32
Datos de observación ( época J2000 )
ConstelaciónAndrómeda
Ascensión recta00 horas 42 minutos 41,8 segundos [1]
Declinación+40° 51′ 55″ [1]
Desplazamiento al rojo−200 ± 6 km / s [1]
Distancia2,49 ± 0,08 millones de años luz (763 ± 24 kpc ) [2] [3] [4] [a]
Magnitud aparente  (V)8.08 [5] [6]
Características
TipocE2 [1]
Tamaño aparente  (V)8′.7 × 6′.5 [1]
Características destacablesGalaxia satélite de la
galaxia de Andrómeda
Otras denominaciones
M 32, NGC 221, [1] UGC 452, [1] PGC 2555, [1] Arp 168, [1] LEDA 2555

Messier 32 (también conocida como M32 y NGC 221 ) es una galaxia enana de "tipo temprano" a unos 2.650.000 años luz (810.000 pc) del Sistema Solar , que aparece en la constelación de Andrómeda . M32 es una galaxia satélite de la galaxia de Andrómeda (M31) y fue descubierta por Guillaume Le Gentil en 1749.

La galaxia es un prototipo de la relativamente rara clase elíptica compacta (cE). La mitad de las estrellas se concentran dentro de un radio efectivo (núcleo interno) de 330 años luz (100 pc). [7] [8] Las densidades en la cúspide estelar central aumentan abruptamente, superando 3×10 7 (es decir, 30 millones) M ☉ pc −3 (es decir, por parsec al cubo) en los subradios más pequeños resueltos por el HST , [9] y el radio de media luz de este cúmulo estelar central es de alrededor de 6 parsecs (20 años luz). [10] Al igual que las galaxias elípticas más comunes , M32 contiene principalmente estrellas rojas y amarillas débiles más antiguas prácticamente sin polvo o gas y, en consecuencia, sin formación estelar actual . [11] Sin embargo, muestra indicios de formación estelar en el pasado relativamente reciente. [12]

Orígenes

En esta imagen de la Galaxia de Andrómeda, Messier 32 está a la izquierda del centro.

La estructura y el contenido estelar de M32 son difíciles de explicar mediante los modelos tradicionales de formación de galaxias . Los argumentos teóricos [13] y algunas simulaciones sugieren un escenario en el que el fuerte campo de marea de M31 puede transformar una galaxia espiral o una galaxia lenticular en una elíptica compacta. A medida que una pequeña galaxia de disco cae en las partes centrales de M31, gran parte de sus capas externas se eliminarán. El bulbo central de la pequeña galaxia se ve mucho menos afectado y conserva su morfología. Los efectos de marea gravitacional también pueden empujar el gas hacia el interior y desencadenar un estallido de estrellas en el núcleo de la pequeña galaxia, lo que da como resultado la alta densidad de M32 observada hoy. [14] Hay evidencia de que M32 tiene un disco exterior débil, [15] y, como tal, no es una galaxia elíptica típica.

Simulaciones más recientes han descubierto que un impacto descentrado de M32 hace unos 800 millones de años explica la deformación actual del disco de M31. [16] Sin embargo, esta característica sólo se produce durante el primer paso orbital, mientras que las mareas tardan muchas órbitas en transformar una enana normal en M32. Los colores observados y las poblaciones estelares de las afueras de M32 no coinciden con el halo estelar de M31, [17] lo que indica que las pérdidas de marea de M32 no son su origen. En conjunto, estas circunstancias pueden sugerir que M32 ya comenzó en su estado compacto y ha conservado la mayoría de sus propias estrellas. Se ha descubierto al menos una galaxia cE similar aislada, sin ninguna compañera masiva que la trille. [18]

Otra hipótesis es que M32 es de hecho el remanente más grande de una antigua galaxia espiral, M32p , que entonces era el tercer miembro más grande del Grupo Local. [19] Según esta simulación, M31 (Andrómeda) y M32p se fusionaron hace unos dos mil millones de años, lo que podría explicar tanto la composición inusual del halo estelar actual de M31, como la estructura y el contenido de M32. [20]

Mediciones de distancia

Se han utilizado al menos dos técnicas para medir las distancias a M32. La técnica de medición de distancia por fluctuaciones del brillo superficial en el infrarrojo estima las distancias a las galaxias espirales basándose en la granulosidad de la apariencia de sus bulbos. La distancia medida a M32 utilizando esta técnica es de 2,46 ± 0,09 millones de años luz (755 ± 28 kpc ). [2] Sin embargo, M32 está lo suficientemente cerca como para que se pueda utilizar el método de la punta de la rama gigante roja (TRGB) para estimar su distancia. La distancia estimada a M32 utilizando esta técnica es de 2,51 ± 0,13 millones de años luz (770 ± 40 kpc). [3] [4] Por varias razones adicionales, se cree que M32 está en primer plano de M31, en lugar de detrás. Sus estrellas y nebulosas planetarias no aparecen oscurecidas o enrojecidas por el gas o el polvo del primer plano. [21] [22] A finales de noviembre de 2000, en un evento (con un pico el 2 de diciembre de 2000), se observó un microefecto gravitacional de M31 por parte de una estrella en M32. [23]

Agujero negro

Imagen del Hubble de Messier 32 que muestra la región central resuelta

M32 contiene un agujero negro supermasivo . Se ha estimado que su masa oscila entre 1,5 y 5 millones de masas solares. [24] [25] [26] [27] [28] [29] Una débil fuente de radio y rayos X ubicada en el centro (ahora llamada M32* en analogía con Sgr A* ) se atribuye a la acumulación de gas en el agujero negro. [30] [31]

Véase también

Referencias

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  • "SEDS: Galaxia elíptica M32"
  • Merrifield, Michael. "M32 – Elíptica enana". Vídeos de cielo profundo . Brady Haran .
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