Galáxia do Triângulo - Triangulum Galaxy

Coordenadas : Mapa do céu 01 h 33 m 50,9 s , 30 ° 39 ′ 36 ″

Galáxia do Triângulo
O VST mostra uma visão muito detalhada do Triangulum Galaxy.jpg
Galaxy Messier 33 em Triangulum
Crédito: VLT Survey Telescope, Deserto de Atacama, Chile
Dados de observação ( época J2000 )
Pronúncia / T r Æ ŋ ɡ j ʊ l ə m /
constelação Triangulum
Ascensão certa 01 h 33 m 50,02 s
Declinação + 30 ° 39 ′ 36,7 ″
Redshift -0.000607 ± 0,000010
Velocidade radial de hélio -179 ± 3 km / s
Velocidade galactocêntrica -44 ± 6 km / s
Distância (comovente) 970  kpc (3,2  Mly )
Magnitude aparente  (V) 5,72
Características
Modelo SA (s) cd
Massa 5 × 10 10 M
Número de estrelas 40 bilhões (4 × 10 10 )
Tamanho ~ 60.000 Ly (diâmetro)
Tamanho aparente  (V) 70,8 × 41,7 moa
Outras designações
NGC 0598, MCG + 05-04-069, UGC 1117, PGC 5818

A Galáxia do Triângulo é uma galáxia espiral a 2,73 milhões de anos-luz (ly) da Terra, na constelação do Triângulo . É catalogado como Messier 33 ou NGC 598 . A Galáxia do Triângulo é o terceiro maior membro do Grupo Local de galáxias, atrás da Galáxia de Andrômeda e da Via Láctea . É um dos objetos permanentes mais distantes que podem ser vistos a olho nu .

A galáxia é a menor galáxia espiral no Grupo Local (embora as Pequenas e Grandes Nuvens de Magalhães possam ter sido espirais antes de seus encontros com a Via Láctea), e acredita-se ser um satélite da Galáxia de Andrômeda ou em seu retorno para o este último devido às suas interações, velocidades e proximidade um do outro no céu noturno. Ele também tem um núcleo H II .

Etimologia

A galáxia recebe o nome da constelação Triangulum , onde pode ser localizada. Às vezes, é informalmente chamado de "Galáxia do Pinwheel" por algumas referências da astronomia, em alguns softwares de telescópio computadorizado e em alguns sites de divulgação pública. No entanto, o SIMBAD Astronomical Database , um banco de dados profissional, reúne designações formais para objetos astronômicos e indica que Pinwheel Galaxy se refere ao Messier 101, que vários recursos de astronomia amadores, incluindo sites de divulgação pública, identificam por esse nome, e que está dentro dos limites da Ursa Maior .

Visibilidade

Em condições de visualização excepcionalmente boas, sem poluição luminosa , a Galáxia do Triângulo pode ser vista a olho nu 20/20 ; para esses visualizadores, às vezes será a entidade permanente mais distante visível sem ampliação. Sua luz se difunde (se espalha) por um pouco mais do que uma alfinetada do céu não ampliado, cuja causa é sua amplitude - os astrônomos chamam de objeto difuso, em vez de compacto.

Os observadores variam desde encontrar a galáxia facilmente visível por visão direta em um céu verdadeiramente escuro (e implicitamente seco, sem nuvens) até a necessidade de usar a visão evitada em céus rurais ou suburbanos com boas condições de visualização. Foi escolhido como uma das marcas do céu críticas da Escala de Céu Escuro de Bortle , apoiado por sua invariabilidade relativa, declinação norte razoável e brilho descrito.

Triangulum Galaxy (Messier 33), tirada com equipamento amador.

História de observação

A Galáxia do Triângulo foi provavelmente descoberta pelo astrônomo italiano Giovanni Battista Hodierna antes de 1654. Em sua obra De systemate orbis cometici; deque admirandis coeli caracteribus ("Sobre a sistemática da órbita cometária e sobre os objetos admiráveis ​​do céu"), ele a listou como uma nebulosidade ou obscurecimento semelhante a uma nuvem e deu a descrição críptica, "perto do Triângulo hinc inde ". Isso se refere à constelação de Triangulum como um par de triângulos. A magnitude do objeto corresponde a M33, portanto, é mais provável uma referência à Galáxia do Triângulo.

A galáxia foi descoberta independentemente por Charles Messier na noite de 25-26 de agosto de 1764. Foi publicada em seu Catálogo de Nebulosas e Aglomerados Estelares (1771) como o objeto número 33; daí o nome M33. Quando William Herschel compilou seu extenso catálogo de nebulosas, ele teve o cuidado de não incluir a maioria dos objetos identificados por Messier. No entanto, M33 foi uma exceção e ele catalogou este objeto em 11 de setembro de 1784, como H V-17.

Herschel também catalogou a maior e mais brilhante região H II da Galáxia do Triângulo ( nebulosa de emissão difusa contendo hidrogênio ionizado ) como H III.150 separadamente da própria galáxia; a nebulosa finalmente obteve o NGC número 604 . Visto da Terra, NGC 604 está localizado a nordeste do núcleo central da galáxia. É uma das maiores regiões H II conhecidas, com um diâmetro de quase 1.500 anos-luz e um espectro semelhante ao da Nebulosa de Órion . Herschel também observou três outras regiões HII menores (NGC 588, 592 e 595).

Foi uma das primeiras " nebulosas espirais " identificadas como tal por Lord Rosse em 1850. Em 1922-23, John Charles Duncan e Max Wolf descobriram estrelas variáveis ​​nas nebulosas. Edwin Hubble mostrou em 1926 que 35 dessas estrelas eram cefeidas clássicas , o que lhe permitiu estimar suas distâncias. Os resultados foram consistentes com o conceito de nebulosas espirais como sistemas galácticos independentes de gás e poeira, em vez de apenas nebulosas da Via Láctea.

Propriedades

Outra imagem da Galáxia do Triângulo feita por um telescópio amador

Com um diâmetro de cerca de 60.000 anos-luz , a Galáxia do Triângulo é o terceiro maior membro do Grupo Local de galáxias, com aproximadamente 60% do tamanho da Via Láctea. Pode ser um companheiro gravitacional da Galáxia de Andrômeda . Triangulum pode ser o lar de 40 bilhões de estrelas, em comparação com 400 bilhões da Via Láctea e 1 trilhão de estrelas da Galáxia de Andrômeda.

O disco de Triangulum tem uma massa estimada de (3-6) × 10 9 massas solares , enquanto o componente de gás tem cerca de 3,2 × 10 9 massas solares. Assim, a massa combinada de toda a matéria bariônica na galáxia pode ser de 1010 massas solares. A contribuição do componente de matéria escura para um raio de 55 × 10 3  ly (17 kpc) é equivalente a cerca de 5 × 10 10 massas solares. ^

Localização

Triângulo (M33; parte inferior esquerda do centro) e Galáxia de Andrômeda ( M31 ; centro acima)

As estimativas da distância da Via Láctea até a Galáxia do Triângulo variam de 2.380 × 10 3 a 3.070 × 10 3 ly (730 a 940  kpc ) (ou 2,38 a 3,07 Mly ), com a maioria das estimativas desde o ano 2000 situando-se na parte intermediária desta faixa, tornando-o ligeiramente mais distante do que a Galáxia de Andrômeda ( a 2.540.000 anos-luz ). Pelo menos três técnicas foram usadas para medir distâncias até M 33. Usando o método da variável Cefeida , uma estimativa de 2.770 × 10 3  ± 130 × 10 3  ly (849 ± 40 kpc) foi alcançada em 2004. No mesmo ano, o O método da ponta do ramo gigante vermelho (TRGB) foi usado para derivar uma estimativa de distância de 2.590 × 10 3  ± 80 × 10 3  ly (794 ± 25 kpc). A Galáxia do Triângulo está a cerca de 750000 anos-luz da Galáxia de Andrômeda. ^^ ^^^^

Em 2006, um grupo de astrônomos anunciou a descoberta de uma estrela binária em eclipse na Galáxia do Triângulo. Ao estudar os eclipses das estrelas, os astrônomos foram capazes de medir seus tamanhos. Conhecendo os tamanhos e temperaturas das estrelas, eles foram capazes de medir a magnitude absoluta das estrelas. Quando as magnitudes visuais e absolutas são conhecidas, a distância até a estrela pode ser medida. As estrelas estão a uma distância de 3.070 × 10 3  ± 240 × 10 3  ly (941 ± 74 kpc). A média de 102 estimativas de distância publicadas desde 1987 dá um módulo de distância de 24,69, ou 0,883 Mpc (2.878.000 anos-luz). ^^

A Galáxia do Triângulo é uma fonte de emissão maser de H 2 O. Em 2005, usando observações de dois masers de água em lados opostos do Triangulum via VLBA , os pesquisadores foram, pela primeira vez, capazes de estimar a rotação angular e o movimento adequado do Triangulum. Uma velocidade de 190 ± 60 km / s em relação à Via Láctea foi calculada, o que significa que Triangulum está se movendo em direção à Galáxia de Andrômeda e sugerindo que pode ser um satélite da galáxia maior (dependendo de suas distâncias relativas e margens de erro). Em 2004, foram anunciadas evidências de um fluxo irregular de gás hidrogênio ligando a Galáxia de Andrômeda ao Triangulum, sugerindo que os dois podem ter interagido de forma maré no passado. Esta descoberta foi confirmada em 2011. Uma distância de menos de 300 kiloparsecs entre os dois apóia essa hipótese.

128 minutos de astrofotografia amadora dirigida à Galáxia do Triângulo (RC10, ASI2400, EQ-6R)

O anão de Peixes (LGS 3), uma das pequenas galáxias membro do Grupo Local, está localizado a 2.022 × 10 3  ly (620 kpc) do sol. Está a 20 ° da Galáxia de Andrômeda e a 11 ° do Triângulo. Como o LGS 3 está a uma distância de 913 × 10 3  ly (280 kpc) de ambas as galáxias, pode ser uma galáxia satélite de Andrômeda ou Triangulum. LGS 3 tem um raio central de 483 al (148 pc) e 2,6 × 10 7 massas solares. ^^

Estrutura

Imagem infravermelha de M33 obtida com o Telescópio Espacial Spitzer
Imagem ultravioleta de M33 pelo observatório GALEX

No sistema de classificação morfológica de galáxias de Hubble Sandage (VRHS) revisado do astrônomo francês Gérard de Vaucouleurs , a Galáxia do Triângulo é classificada como tipo SA (s) cd. O prefixo S indica que é uma galáxia em forma de disco com braços proeminentes de gás e poeira que espiralam para fora do núcleo - o que é comumente conhecido como galáxia espiral . O A é atribuído quando o núcleo galáctico não tem uma estrutura em forma de barra, em contraste com as galáxias espirais barradas da classe SB . A notação "(s)" do astrônomo americano Allan Sandage é usada quando os braços espirais emergem diretamente do núcleo ou da barra central, ao invés de um anel interno como em uma galáxia do tipo (r). Finalmente, o sufixo cd representa um estágio ao longo da sequência espiral que descreve a abertura dos braços. Uma classificação de cd indica braços relativamente frouxos.

Esta galáxia tem uma inclinação de 54 ° em relação à linha de visão da Terra, permitindo que a estrutura seja examinada sem obstruções significativas por gás e poeira. O disco da Galáxia do Triângulo parece deformado em um raio de cerca de 8 kpc. Pode haver um halo ao redor da galáxia, mas não há protuberância no núcleo. Esta é uma galáxia isolada e não há indicações de fusões ou interações recentes com outras galáxias, e não possui as esferoidais anãs ou caudas de maré associadas à Via Láctea.

O triângulo é classificado como sem barras, mas uma análise da forma da galáxia mostra o que pode ser uma estrutura semelhante a uma barra fraca em torno do núcleo galáctico. A extensão radial dessa estrutura é de cerca de 0,8 kpc. O núcleo desta galáxia é uma região H II e contém uma fonte ultraluminosa de raios X com emissão de 1,2 × 10 39 erg s −1 , que é a fonte mais luminosa de raios X no Grupo Local de galáxias. Esta fonte é modulada em 20% ao longo de um ciclo de 106 dias. No entanto, o núcleo não parece conter um buraco negro supermassivo , já que um limite superior de 3.000 massas solares é colocado na massa de um buraco negro central com base na velocidade das estrelas na região central.

A parte interna da galáxia tem dois braços espirais luminosos, junto com várias pontas que conectam as feições espirais internas e externas. Os braços principais são designados IN (norte) e IS (sul).

Formação de estrelas

NGC 604 , uma região de formação de estrelas na Galáxia do Triângulo, conforme imageado pelo Telescópio Espacial Hubble .

Na região central 4 ′ desta galáxia, o gás atômico está sendo eficientemente convertido em gás molecular, resultando em uma forte emissão espectral de CO . Este efeito ocorre à medida que nuvens moleculares gigantes se condensam no meio interestelar circundante . Um processo semelhante está ocorrendo fora do 4 ′ central, mas em um ritmo menos eficiente. Cerca de 10% do conteúdo de gás nesta galáxia está na forma molecular.

A formação de estrelas está ocorrendo a uma taxa fortemente correlacionada com a densidade local do gás, e a taxa por unidade de área é mais alta do que na vizinha Galáxia de Andrômeda . (A taxa de formação de estrelas é de cerca de 3,4 Gyr −1 pc −2 na Galáxia do Triângulo, em comparação com 0,74 em Andrômeda.) A taxa total integrada de formação de estrelas na Galáxia do Triângulo é de cerca de 0,45 ± 0,1 massas solares por ano . É incerto se essa taxa líquida está diminuindo ou permanecendo constante.

Com base na análise da composição química desta galáxia, ela parece estar dividida em dois componentes distintos com histórias diferentes. O disco interno dentro de um raio de 30 × 10 3  ly (9 kpc) tem um gradiente de composição típico que diminui linearmente a partir do núcleo. Além desse raio, cerca de 82 × 10 3  ly (25 kpc), o gradiente é muito mais plano. Isso sugere uma história de formação de estrelas diferente entre o disco interno e o disco externo e o halo, e pode ser explicado por um cenário de formação de galáxias "de dentro para fora". Isso ocorre quando o gás é acumulado em grandes raios mais tarde no espaço de vida de uma galáxia, enquanto o gás no núcleo se esgota. O resultado é uma diminuição na idade média das estrelas com o aumento do raio do núcleo da galáxia. ^^

Recursos discretos

Usando observações infravermelhas do Telescópio Espacial Spitzer , um total de 515 fontes candidatas discretas de 24 μm de emissão dentro da Galáxia do Triângulo foram catalogadas em 2007. As fontes mais brilhantes encontram-se na região central da galáxia e ao longo dos braços espirais.

Muitas das fontes de emissão estão associadas às regiões H II de formação de estrelas. As quatro regiões HII mais brilhantes são designadas NGC 588 , NGC 592 , NGC 595 e NGC 604 . Essas regiões estão associadas a nuvens moleculares contendo (1,2–4) × 10 5 massas solares. A mais brilhante dessas regiões, NGC 604, pode ter sofrido uma explosão discreta de formação de estrelas há cerca de três milhões de anos. Esta nebulosa é a segunda região HII mais luminosa dentro do Grupo Local de galáxias, com (4,5 ± 1,5) × 10 7 vezes a luminosidade do Sol . Outras regiões HII proeminentes em Triangulum incluem IC 132, IC 133 e IK 53.

O braço espiral principal do norte contém quatro grandes regiões HII , enquanto o braço do sul tem maiores concentrações de estrelas jovens e quentes. A taxa estimada de explosões de supernovas na Galáxia do Triângulo é de 0,06 Tipo Ia e 0,62 Tipo Ib / Tipo II por século. Isso é equivalente a uma explosão de supernova a cada 147 anos, em média. Em 2008, um total de 100 remanescentes de supernovas foram identificados na Galáxia do Triângulo, a maioria dos quais fica na metade sul da galáxia espiral. Existem assimetrias semelhantes para as regiões HI e H II, mais concentrações altamente luminosas de maciços, estrelas O tipo . O centro da distribuição dessas feições é deslocado cerca de dois minutos de arco para sudoeste. M33 sendo uma galáxia local, o Central Bureau for Astronomical Telegrams (CBAT) rastreia novas nela junto com M31 e M81 .

Cerca de 54 aglomerados globulares foram identificados nesta galáxia, mas o número real pode ser 122 ou mais. Os aglomerados confirmados podem ser vários bilhões de anos mais jovens do que os aglomerados globulares na Via Láctea, e a formação de aglomerados parece ter aumentado nos últimos 100 milhões de anos. Este aumento está correlacionado com um influxo de gás no centro da galáxia. A emissão ultravioleta de estrelas massivas nesta galáxia corresponde ao nível de estrelas semelhantes na Grande Nuvem de Magalhães .

Em 2007, um buraco negro com cerca de 15,7 vezes a massa do Sol foi detectado nesta galáxia usando dados do Observatório de Raios-X Chandra . O buraco negro, denominado M33 X-7 , orbita uma estrela companheira que eclipsa a cada 3,5 dias. É o maior buraco negro de massa estelar conhecido.

Ao contrário das galáxias da Via Láctea e de Andrômeda, a Galáxia do Triângulo não parece ter um buraco negro supermassivo em seu centro. Isso pode ser porque a massa do buraco negro supermassivo central de uma galáxia se correlaciona com o tamanho da protuberância central da galáxia e, ao contrário da Via Láctea e de Andrômeda, a Galáxia do Triângulo é uma galáxia de disco puro sem protuberância.

Relacionamento com a Galáxia de Andrômeda

Triangulum nos caminhos de colisão das galáxias Via Láctea e Andrômeda.

Como mencionado acima, M33 está ligado a M31 por vários fluxos de hidrogênio neutro e estrelas, o que sugere que uma interação passada entre essas duas galáxias ocorreu de 2 a 8 bilhões de anos atrás, e um encontro mais violento ocorrerá 2,5 bilhões de anos no futuro.

O destino do M33 era incerto em 2009, além de parecer estar relacionado ao seu vizinho maior, o M31. Os cenários sugeridos incluem ser dilacerado e absorvido pelo companheiro maior, abastecendo este último com hidrogênio para formar novas estrelas; eventualmente exaurindo todo o seu gás e, portanto, a capacidade de formar novas estrelas; ou participando da colisão entre a Via Láctea e o M31 , provavelmente terminando orbitando o produto da fusão e fundindo-se com ele muito mais tarde. Duas outras possibilidades são uma colisão com a Via Láctea antes da chegada da Galáxia de Andrômeda ou uma ejeção para fora do Grupo Local. Dados astrométricos de Gaia parecem descartar a possibilidade de que M33 e M31 estejam em órbita. Se correto, o M33 está em sua primeira queda propriamente dita na Galáxia de Andrômeda (M31).

Nebulosas planetárias

As nebulosas planetárias não são apenas contribuintes importantes para o enriquecimento químico das galáxias, mas fornecem informações valiosas sobre a evolução estelar única e binária. Além disso, esses objetos parecem sempre produzir nebulosas planetárias muito brilhantes com luminosidades consistentes, independentemente da massa, idade ou metalicidade da galáxia. Este recurso é muito útil como uma vela padrão para medições de distância.

Grande pesquisa sistemática sobre este tópico foi feita por Rebeca Galera-Rosillo e co-autores em 2018. Este trabalho se beneficiou do uso dos telescópios INT e WHT localizados na ilha de La Palma. Como resultado deste estudo, três novas nebulosas planetárias foram descobertas.

Recém-descoberto PNe (2018), Rebeca nomeou o PNe em homenagem a seus familiares mais próximos.
GCM 1 (Ovejisaurio), 01: 34: 48,86 +31: 05: 14,8
GCM 2, (Cuchilla Andante) 01: 33: 45.20 +30: 21: 22,0
GCM 3, (Sewi) 01: 33: 52,30 +30: 21: 12,0

Veja também

Referências

Leitura adicional

links externos