La Galaxia del Triángulo es una galaxia espiral a 2,73 millones de años luz (ly) de la Tierra en la constelación del Triángulo . Está catalogado como Messier 33 o NGC ( Nuevo Catálogo General) 598 . Con un diámetro isofotal D 25 de 18,74 kiloparsecs (61.100 años luz ), 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 .
La galaxia es la segunda galaxia espiral más pequeña del Grupo Local después de la Gran Nube de Magallanes , que es una galaxia espiral de tipo Magallanes . [7] Se cree que es un satélite de la galaxia de Andrómeda o en su rebote hacia esta última debido a sus interacciones, velocidades, [8] y proximidad entre sí en el cielo nocturno. También tiene un núcleo H II . [9]
La galaxia recibe su nombre de la constelación Triángulo , donde se puede observar.
A veces , algunas referencias astronómicas, [10] en algunos programas de telescopios computarizados y en algunos sitios web de divulgación pública la denominan informalmente " Galaxia Molinete ". [11] 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, [12] que varios recursos de astronomía amateur, incluidos sitios web de divulgación pública, identifican con ese nombre, y que es dentro de los límites de la Osa Mayor . [13] [14]
En condiciones de observación excepcionalmente buenas y sin contaminación lumínica , algunas personas pueden ver la galaxia Triángulo a simple vista , totalmente adaptada a la oscuridad ; [15] para esos espectadores, es la entidad permanente más lejana visible sin aumento, siendo aproximadamente la mitad de distante que Messier 31, la galaxia de Andrómeda. [16] [17] Es un objeto difuso o extendido más que un punto parecido a una estrella, incluso sin aumento, debido a su extensión física.
Su observabilidad sin ayuda óptica varía desde ser visto con relativa facilidad por personas que usan visión directa en ubicaciones rurales profundas bajo un cielo oscuro, claro y transparente, hasta requerir el uso de visión desviada por parte de observadores en ubicaciones más allá de los suburbios en áreas rurales poco profundas bajo buenas condiciones de visualización. . [15] Es uno de los objetos de referencia de la Escala Bortle Dark-Sky .
Crumey ha demostrado que aunque la magnitud V aparente total de M33 es 5,72, tiene una magnitud visual efectiva de aproximadamente 6,6, lo que significa que una condición previa para la visibilidad es que el observador pueda ver estrellas al menos tan débiles como esta última cifra. [18] Esto es más débil de lo que muchas personas pueden ver, incluso en un lugar muy oscuro. [19]
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 de los cometas 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 es en referencia a la constelación Triangulum 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. [20]
La galaxia fue descubierta de forma independiente por Charles Messier la noche del 25 al 26 de agosto de 1764. Fue publicada en su Catálogo de nebulosas y cúmulos de estrellas (1771) como objeto número 33; de ahí el nombre M33. [21] Cuando William Herschel compiló su extenso catálogo de nebulosas, tuvo cuidado de no incluir la mayoría de los objetos identificados por Messier. [22] Sin embargo, M33 fue una excepción, y catalogó este objeto el 11 de septiembre de 1784 como H V-17. [23]
Herschel también catalogó la región H II ( nebulosa de emisión difusa que contiene hidrógeno ionizado ) más grande y brillante de la galaxia del Triángulo como H III.150 por separado de la propia galaxia; la nebulosa finalmente obtuvo el número NGC 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 observó 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 1922-1923, 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 de la Vía Láctea. [24]
La Galaxia del Triángulo es el tercer miembro más grande del Grupo Local de galaxias. Tiene un diámetro medido a través del estándar D 25 , la isófota donde el brillo de la superficie de la galaxia alcanza 25 mag/arcsec 2 , lo que equivale aproximadamente a 18,74 kiloparsecs (61.100 años luz), [5] lo que lo convierte aproximadamente en un 70% del tamaño de la vía Láctea. Puede ser un compañero gravitacional de la galaxia de Andrómeda. Triangulum puede albergar 40 mil millones de estrellas, en comparación con los 400 mil millones de la Vía Láctea y el billón de Andrómeda. [6]
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 en un radio de 55 × 10 3 ly (17 kpc) equivale a aproximadamente 5 × 10 10 masas solares. [4]
.png/1280px-Andromeda_constellation_map_(1).png)
Las estimaciones de la distancia desde la Vía Láctea a la Galaxia del Triángulo oscilan entre 2.380 × 10 3 y 3.070 × 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, [26] [27] lo que la hace ligeramente 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 , en 2004 se logró una estimación de 2770 × 10 3 ± 130 × 10 3 ly (849 ± 40 kpc) . En el mismo año, se utilizó el método de la punta de la rama de la gigante roja (TRGB) para derivar una estimación de distancia de 2590 × 10 3 ± 80 × 10 3 ly (794 ± 25 kpc). [30] La galaxia del Triángulo está a unos 750.000 años luz de la galaxia de Andrómeda. [31]
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 3.070 × 10 3 ± 240 × 10 3 ly (941 ± 74 kpc). [26] 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). [32]
La Galaxia del Triángulo es una fuente de emisión de máser de H 2 O. [33] En 2005, utilizando observaciones de dos máseres de agua en lados opuestos del Triangulum a través del VLBA , los investigadores pudieron por primera vez estimar la rotación angular y el movimiento propio del Triangulum. Se calculó una velocidad de 190 ± 60 km/s en relación con 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 (dependiendo de sus distancias relativas y márgenes de error). [8]
En 2004, se anunció evidencia de una corriente grumosa de gas hidrógeno que unía la galaxia de Andrómeda con el Triángulo, lo que sugiere que los dos pueden haber interactuado en forma de mareas en el pasado. Este descubrimiento fue confirmado en 2011. [34] Una distancia de menos de 300 kiloparsecs entre los dos respalda esta hipótesis. [35]
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° del Triángulo. 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 central de 483 ly (148 pc) y 2,6 × 10 7 masas solares. [36]
Piscis VII/Triangulum (Tri) III puede ser otro satélite de Triangulum. [37]
En el sistema revisado Hubble Sandage (VRHS) de clasificación morfológica de galaxias del astrónomo francés Gérard de Vaucouleurs , la galaxia Triangulum se clasifica como tipo SA(s)cd. El prefijo S indica que se trata de una galaxia en forma de disco con brazos prominentes de gas y polvo que salen en espiral desde el 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, a diferencia de las galaxias espirales barradas de 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 desde un anillo interior como ocurre con 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 relativamente flojos. [38]
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 por gas y polvo. [39] [40] El disco de la galaxia Triangulum parece deformado en un radio de aproximadamente 8 kpc. Puede que haya un halo rodeando la galaxia, pero no hay ningún abultamiento en el núcleo. [41] Esta es una galaxia aislada y no hay indicios de fusiones o interacciones recientes con otras galaxias, [40] y carece de las esferoidales enanas o colas de marea asociadas con la Vía Láctea. [42]
Triangulum está clasificado como no barrado, 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. [43]
El núcleo de esta galaxia es una región H II , [33] y contiene una fuente de rayos X ultraluminosa con una emisión de 1,2 × 10 39 erg s −1 , que es la fuente de rayos X más luminosa del Grupo Local. de galaxias. Esta fuente se modula un 20% en un ciclo de 106 días. [44] Sin embargo, el núcleo no parece contener un agujero negro supermasivo , ya que se coloca un valor de mejor ajuste de masa cero y un límite superior de 1.500 M ☉ sobre la masa de un agujero negro central basado en modelos y el Hubble. Datos del Telescopio Espacial (HST). [45] Esto es significativamente menor que la masa esperada a partir de la dispersión de velocidad del núcleo y muy por debajo de cualquier masa predicha a partir de la cinemática del disco. [45] Esto puede sugerir que los agujeros negros supermasivos están asociados sólo con abultamientos de galaxias en lugar de con sus discos. [45] Suponiendo que el límite superior del agujero negro central sea correcto, sería más bien un agujero negro de masa intermedia .
La parte interior de la galaxia tiene dos brazos espirales luminosos, junto con múltiples espolones que conectan las características espirales internas con las externas. [39] [40] Las armas principales se designan IN (norte) e IS (sur). [46]
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 se produce cuando nubes moleculares gigantes se condensan en el medio interestelar circundante . Un proceso similar se está produciendo fuera del 4′ central, pero a un ritmo menos eficiente. Aproximadamente el 10% del contenido de gas de esta galaxia se encuentra en forma molecular. [39] [40]
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 mayor que en la vecina galaxia de Andrómeda . (La tasa de formación de estrellas es de aproximadamente 3,4 masas solares Gyr −1 pc −2 en la galaxia del Triángulo, en comparación con 0,74 en Andrómeda. [47] ) La tasa integrada total de formación de estrellas en la galaxia del Triángulo es de aproximadamente 0,45 ± 0,1 masas solares por año . No está claro si esta tasa neta está disminuyendo actualmente o se mantiene constante. [39] [40]
Según el análisis de la composición química de esta galaxia, parece estar dividida en dos componentes distintos con historias diferentes. El disco interno 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 estelar diferente entre el disco interior y el disco exterior y el halo, y puede explicarse por un escenario de formación de galaxias "de adentro hacia afuera". [41] 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 a medida que aumenta el radio del núcleo de la galaxia. [48]
Utilizando observaciones infrarrojas del Telescopio Espacial Spitzer , hasta 2007 se han catalogado un total de 515 fuentes candidatas discretas de emisión de 24 μm dentro de la Galaxia del Triángulo. 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. [49] 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) × 10 5 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. [50] Esta nebulosa es la segunda región HII más luminosa dentro del Grupo Local de galaxias, con (4,5 ± 1,5) × 10 7 veces la luminosidad del Sol . [47] Otras regiones HII prominentes en Triangulum incluyen IC 132, IC 133 e IK 53. [46]
El brazo espiral principal norte contiene cuatro grandes regiones HII , mientras que el brazo sur tiene mayores concentraciones de estrellas jóvenes y calientes. [46] 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. [51] Hasta 2008, se han identificado un total de 100 restos de supernova en la galaxia del Triángulo, [52] la mayoría de los cuales se encuentran en la mitad sur de la galaxia espiral. Existen asimetrías similares para las regiones HI y H II, además de concentraciones altamente luminosas de estrellas masivas de tipo O. El centro de distribución de estas características está desplazado aproximadamente dos minutos de arco hacia el suroeste. [46] Siendo M33 una galaxia local, la Oficina Central de Telegramas Astronómicos (CBAT) rastrea las novas en ella junto con M31 y M81 . [53]
Se han identificado alrededor de 54 cúmulos globulares en esta galaxia, pero el número real puede ser 122 o más. [42] 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 hacia 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 . [54]
En 2007, se detectó en esta galaxia un agujero negro de aproximadamente 15,7 veces la masa del Sol utilizando datos del Observatorio de rayos X Chandra . El agujero negro, denominado M33 X-7 , orbita alrededor de una estrella compañera a la que eclipsa cada 3,5 días. Es el agujero negro de masa estelar más grande conocido. [55] [56]
A diferencia de la Vía Láctea y las galaxias de Andrómeda, la galaxia del Triángulo no parece tener un agujero negro supermasivo en su centro. [57] 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. [45]
Como se mencionó anteriormente, M33 está unida a M31 por varias corrientes de hidrógeno neutro [58] y estrellas, [58] lo que sugiere que una interacción pasada entre estas dos galaxias tuvo lugar hace entre 2 y 8 mil millones de años, [59] [60] y un encuentro más violento ocurrirá 2.500 millones de años en el futuro. [58]
El destino de la M33 era incierto en 2009, más allá de que parecía estar vinculado a su vecina más grande, la 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; [61] o participar en la colisión entre la Vía Láctea y M31 , probablemente terminando orbitando el producto de la 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. [62] Los datos astrométricos de Gaia aparecen en 2019 para descartar la posibilidad de que M33 y M31 estén en órbita. Si es así, M33 está en su primera caída directamente en la galaxia de Andrómeda (M31). [63]
![Compuesto de aproximadamente 54 puntos diferentes con la cámara avanzada para encuestas del Hubble[25]](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/6d/Messier33_-_HST_-_Heic1901a.jpg/1280px-Messier33_-_HST_-_Heic1901a.jpg)
{{cite book}}: |work=ignorado ( ayuda ){{cite book}}: |work=ignorado ( ayuda )
