AND NGC221 & M32

Descubrimiento y Observación

M 32 fue la primera galaxia elíptica descubierta, por Guillaume Le Gentil Joseph el 29 de octubre de 1749. Charles Messier vio por primera vez M 32 en 1757, y la catalogó en 1764. Messier incluyó tanto M 32 como M 110 en su dibujo de la «gran Nebulosa» de Andrómeda. Estas galaxias fueron resueltas por primera vez en estrellas por Walter Baade en 1944 con el telescopio de 100 pulgadas del monte Wilson. Baade reconoció que sus estrellas eran tan brillantes, y por lo tanto aproximadamente a la misma distancia, que 31 M – confirmando así su proximidad a su gran vecina espiral.

M 32 puede verse fácilmente en pequeños telescopios, 22′ al sur de la región central de M 31. Superpuesta sobre la periferia de los brazos espirales de M 31, M 32 aparece como una mancha brillante de forma ovalada, 3′ x 2′, con su eje mayor apuntando hacia el centro de M 31. Con una magnitud de 8,1, M 32 es más brillante pero más pequeña que M 110 (NGC 205) en el lado opuesto de M 31. Su brillo se incrementa gradualmente hasta un núcleo estelar. M 32 tiene un tipo espectral global de G3 y un índice de color B-V de +0,75.

Estructura y Propiedades

A una distancia de 2,5 millones de años luz, M 32 tiene un diámetro de unos 6500 años luz – muy pequeña en comparación con su vecina espiral gigante. Las investigaciones espectroscópicas no han mostrado la absorción que se esperaría si su luz huebiera pasado a través del disco de M 31, lo que confirma que el M 32 está más cerca de nosotros que M 31. La velocidad radial de M 32 se ha medido a 203 km/s hacia nuestro sistema solar. Corregida para la rotación galáctica, M 32 está actualmente en reposo respecto al centro galáctico de la Vía Láctea. Es unos 100 km/s más lenta que la galaxia de Andrómeda, por lo que M 32 se aproxima a M31 a esta velocidad.

M 32 es una galaxia elíptica enana, clasificada como E2, y contiene alrededor de 3 mil millones de masas solares. Típico de galaxias elípticas mucho más grandes, M 32 se compone de estrellas rojas y amarillas de edad avanzada. Prácticamente no hay polvo interestelar o gas, y por lo tanto no existe formación de estrellas. Sorprendentemente, M 32 no tiene cúmulos globulares (mientras que M 110 tiene 8, y M 31 más de 450).

Sin embargo, M 32 tiene un núcleo comparable al de M 31. Cerca de 100 millones de masas solares – 5000 estrellas por pársec cúbico – están en rápido movimiento alrededor de un agujero negro central supermasivo. El cielo nocturno visto desde el centro de M 32 estaría dominado por este objeto, y lleno de estrellas miembro de M 32. Desde sus extrarradio, las estrellas de M 32 sólo llenarían un hemisferio, el mostraría el espacio intergaláctico o una vista fascinante de M 31.

Interacción con M 31

Parece posible que M 32 fuera una vez mucho más grande, pero perdió muchas de sus estrellas exteriores, y todos sus cúmulos globulares, en encuentros cercanos con M 31. Simulaciones recientes sugieren un escenario donde el fuerte campo de marea de M 31 transformó una pequeña galaxia espiral en una elíptica compacta. A medida que la espiral pequeña cayó en las partes centrales de M 31, la mayor parte de su disco exterior fue arrancado, pero su protuberancia central quedó mucho menos afectada y retuvo su morfología. Los efectos de marea provocaron un estallido de estrellas masivo, lo que resultó en el núcleo denso que observamos hoy en día.

M 32 también ha tenido un profundo impacto en su mayor galaxia vecina, porque la estructura de M 31 cerca de M 32 está distorsionada. Estas alteraciones en el patrón en espiral de la galaxia mayor también sugieren que M 32 ha sido objeto recientemente de un encuentro cercano con M 31.

M32

Telescopio: TS102f5.2 & Cámara: Atik414ex & Fecha: 26/10/19 & Fotos: Mosaico 9LRGB180s

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