Galaxia de Andrómeda

La galaxia de Andrómeda es una galaxia espiral barrada ^{[ c ]} y es la galaxia principal más cercana a la Vía Láctea . Originalmente se la denominó Nebulosa de Andrómeda y está catalogada como Messier 31 , M31 y NGC 224. Andrómeda tiene un diámetro isofotal D ₂₅ de aproximadamente 46,56 kiloparsecs (152 000 años luz ) ^{[ 9 ]} y se encuentra a unos 765 kpc (2,5 millones de años luz) de la Tierra. El nombre de la galaxia proviene de la zona del cielo terrestre en la que aparece, la constelación de Andrómeda , que a su vez recibe su nombre de la princesa que fue esposa de Perseo en la mitología griega . ^{[ 9 ]}  

La masa virial de la galaxia de Andrómeda es del mismo orden de magnitud que la de la Vía Láctea, de 1 billón de masas solares (2,0 × 10⁴² ^kilogramos ) . La masa de cualquiera de las dos galaxias es difícil de estimar con precisión, pero durante mucho tiempo se pensó que la galaxia de Andrómeda era más masiva que la Vía Láctea por un margen de entre el 25 % y el 50 %. ^{[ 12 ]} Sin embargo, esto ha sido cuestionado por estudios de principios del siglo XXI que indican una posible menor masa para la galaxia de Andrómeda ^{[ 12 ]} y una mayor masa para la Vía Láctea. ^{[ 13 ] [ 14 ]} La galaxia de Andrómeda tiene un diámetro de aproximadamente 46,56 kpc (152 000 años luz) , lo que la convierte en el miembro más grande del Grupo Local de galaxias en términos de extensión. ^{[ 14 ]}   

Las galaxias Vía Láctea y Andrómeda tienen aproximadamente un 50% de probabilidad de colisionar entre sí en los próximos 10  mil millones de años, ^{[ 15 ]} fusionándose para potencialmente formar una galaxia elíptica gigante ^{[ 16 ]} o una gran galaxia lenticular . ^{[ 17 ]}

Con una magnitud aparente de 3,4, la galaxia de Andrómeda se encuentra entre los objetos Messier más brillantes , ^{[ 18 ]} y es visible a simple vista desde la Tierra en noches sin luna, ^{[ 19 ]} incluso cuando se observa desde áreas con contaminación lumínica moderada . ^{[ 9 ]}

La galaxia de Andrómeda es visible a simple vista en cielos oscuros. ^{[ 22 ]} Se ha especulado que la constelación babilónica del Arcoíris, Mul Dingir Tir-an-na, puede haberse referido a M31. ^{[ 23 ]} Alrededor del año 964 d. ​​C. , el astrónomo persa Abd al-Rahman al-Sufi describió la galaxia de Andrómeda en su Libro de las Estrellas Fijas como una "mancha nebulosa" o "pequeña nube". ^{[ 24 ]} Esta fue la primera referencia histórica a la galaxia de Andrómeda y la referencia más antigua conocida a una galaxia distinta de la Vía Láctea . ^{[ 25 ]} Los mapas estelares de ese período la etiquetaron como la Pequeña Nube . ^{[ 26 ]} En 1612, el astrónomo alemán Simon Marius dio una descripción temprana de la galaxia de Andrómeda basada en observaciones telescópicas. ^{[ 27 ]} John Flamsteed la catalogó como 33 Andromedae . ^{[ 28 ]} Pierre Louis Maupertuis conjeturó en 1745 que la mancha borrosa era un universo isla. ^{[ 29 ]} Charles Messier catalogó Andrómeda como objeto M31 en 1764 y atribuyó incorrectamente a Marius como el descubridor a pesar de que era visible a simple vista. En 1785, el astrónomo William Herschel notó un tenue tono rojizo en la región central de Andrómeda. ^{[ 19 ]} Creía que Andrómeda era la más cercana de todas las "grandes nebulosas " y, basándose en el color y la magnitud de la nebulosa , estimó incorrectamente que no estaba a más de 2000 veces la distancia de Sirio , o aproximadamente 18 000 años luz (5,5 kpc ) . ^{[ 30 ]}  

En 1850, William Parsons, tercer conde de Rosse , hizo un dibujo de la estructura espiral de Andrómeda . ^{[ 31 ]}

En 1864, William Huggins observó que el espectro de Andrómeda difería del de una nebulosa gaseosa. ^{[ 32 ]} El espectro de Andrómeda muestra un continuo de frecuencias , superpuesto con líneas de absorción oscuras que ayudan a identificar la composición química de un objeto. El espectro de Andrómeda es muy similar a los espectros de estrellas individuales, y a partir de esto, se dedujo que Andrómeda tiene naturaleza estelar. En 1885, se observó una supernova (conocida como S Andromedae ) en Andrómeda, la única jamás observada en esa galaxia. ^{[ 33 ]} En ese momento, se la llamó "Nova 1885" ^{[ 34 ]} —aún no se conocía la diferencia entre " novas " en el sentido moderno y supernovas. Andrómeda se consideraba un objeto cercano, y no se comprendió que la "nova" era mucho más brillante que las novas ordinarias. ^{[ 35 ] [ 36 ]}

En 1888, Isaac Roberts tomó una de las primeras fotografías de Andrómeda, que todavía se creía comúnmente que era una nebulosa dentro de la galaxia Vía Láctea. Roberts confundió Andrómeda y otras "nebulosas espirales" similares con sistemas estelares en formación . ^{[ 37 ] [ 38 ]}

En 1912, Vesto Slipher utilizó espectroscopia para medir la velocidad radial de Andrómeda con respecto al Sistema Solar , la mayor velocidad medida hasta entonces, de 300 km/s (190 mi/s) . ^{[ 39 ]}  

Hipótesis de los "universos insulares"

Ya en 1755, el filósofo alemán Immanuel Kant propuso la hipótesis de que la Vía Láctea es solo una de muchas galaxias en su libro Historia Natural Universal y Teoría de los Cielos . Argumentando que una estructura como la Vía Láctea se vería como una nebulosa circular vista desde arriba y como un elipsoide si se viera desde un ángulo, concluyó que las nebulosas elípticas observadas, como Andrómeda, que en aquel entonces no podían explicarse de otra manera, eran en realidad galaxias similares a la Vía Láctea, y no nebulosas, como se creía comúnmente que era Andrómeda. ^{[ 40 ]}

En 1917, Heber Curtis observó una nova en Andrómeda. Tras examinar el registro fotográfico, descubrió 11 novas más. Curtis notó que estas novas eran, en promedio, 10 magnitudes más débiles que las que ocurrían en otras partes del cielo. Como resultado, pudo estimar una distancia de 500 000 años luz (32 000 millones de UA) . Aunque esta estimación es aproximadamente cinco veces menor que las mejores estimaciones disponibles hasta el siglo XXI, fue la primera estimación conocida de la distancia a Andrómeda que fue correcta dentro de un orden de magnitud (es decir, dentro de un factor de diez de las estimaciones actuales, que sitúan la distancia en torno a los 2,5 millones de años luz ^{[ 2 ] [ 41 ] [ 6 ] [ 42 ]} ). Curtis se convirtió en defensor de la llamada hipótesis de los "universos isla": que las nebulosas espirales eran en realidad galaxias independientes. ^{[ 43 ]}    

En 1920, tuvo lugar el Gran Debate entre Harlow Shapley y Curtis sobre la naturaleza de la Vía Láctea, las nebulosas espirales y las dimensiones del universo . ^{[ 44 ]} Para respaldar su afirmación de que la Gran Nebulosa de Andrómeda es, de hecho, una galaxia externa, Curtis también señaló la aparición de franjas oscuras dentro de Andrómeda que se asemejaban a las nubes de polvo en la galaxia Vía Láctea, así como observaciones históricas del significativo desplazamiento Doppler de la Galaxia de Andrómeda . En 1922, Ernst Öpik presentó un método para estimar la distancia de Andrómeda utilizando las velocidades medidas de sus estrellas. Su resultado situó a la Nebulosa de Andrómeda muy fuera de la Vía Láctea a una distancia de aproximadamente 450 kpc (1500 kly) . ^{[ 33 ]} Edwin Hubble resolvió el debate en 1925 cuando identificó por primera vez estrellas variables Cefeidas extragalácticas en fotos astronómicas de Andrómeda. Estas mediciones se realizaron utilizando el telescopio Hooker de 100 pulgadas (2,5 m) y permitieron determinar la distancia de la Gran Nebulosa de Andrómeda. Su medición demostró de manera concluyente que esta estructura no era un cúmulo de estrellas y gas dentro de la Vía Láctea, sino una galaxia completamente separada ubicada a una distancia significativa de la Vía Láctea. ^{[ 44 ]}   

En 1943, Walter Baade fue la primera persona en resolver estrellas en la región central de la galaxia de Andrómeda. Baade identificó dos poblaciones distintas de estrellas basándose en su metalicidad , denominando a las estrellas jóvenes y de alta velocidad en el disco como Tipo I y a las estrellas más antiguas y rojas en el bulbo como Tipo II. ^{[ 45 ]} Esta nomenclatura fue adoptada posteriormente para las estrellas dentro de la Vía Láctea y más allá. (La existencia de dos poblaciones distintas ya había sido señalada anteriormente por Jan Oort ). ^{[ 45 ]} Baade también descubrió que había dos tipos de estrellas variables Cefeidas, lo que resultó en duplicar la estimación de la distancia a Andrómeda, así como al resto del universo. ^{[ 46 ]}

En 1950, Robert Hanbury Brown y Cyril Hazard detectaron emisiones de radio de la galaxia de Andrómeda en el Observatorio Jodrell Bank . ^{[ 47 ] [ 48 ]} Los primeros mapas de radio de la galaxia fueron realizados en la década de 1950 por John Baldwin y colaboradores en el Grupo de Radioastronomía de Cambridge . ^{[ 49 ]} El núcleo de la galaxia de Andrómeda se denomina 2C 56 en el catálogo de radioastronomía 2C .

En 1959, Andre Lallemand , M. Duschene y Merle Walker ^{[ 50 ]} descubrieron la rápida rotación del núcleo semiestelar de M31 en el Observatorio Lick , utilizando el telescopio de 120 pulgadas, el espectrógrafo coudé y la cámara electrónica Lallemand. Estimaron que la masa del núcleo era de aproximadamente 1,3 × 10⁷ ^masas solares. El segundo ejemplo de este fenómeno fue hallado en 1961 en el núcleo de M32 por M.F. Walker ^{[ 51 ]} en el Observatorio Lick , utilizando el mismo equipo que para el descubrimiento del núcleo de M31. Estimó que la masa nuclear estaba entre 0,8 y 1 × 10⁷ ^masas solares. Esta rotación se considera ahora evidencia de la existencia de agujeros negros supermasivos en los núcleos de estas galaxias.

siglo XXI

En 2009, un fenómeno de microlente gravitacional —un fenómeno causado por la desviación de la luz por un objeto masivo— pudo haber llevado al primer descubrimiento de un planeta en la galaxia de Andrómeda. ^{[ 53 ]}

En 2020, las observaciones de emisión de radio polarizada linealmente con el radiotelescopio de síntesis de Westerbork , el radiotelescopio de 100 m de Effelsberg y el Very Large Array revelaron campos magnéticos ordenados alineados a lo largo del "anillo de 10 kpc" de gas y formación estelar. ^{[ 54 ]}

En 2023, los astrónomos aficionados Marcel Drechsler, Xavier Strottner y Yann Sainty anunciaron el descubrimiento de una enorme nebulosa de emisión rica en oxígeno justo al sur de M31, cerca de la brillante estrella 35 And. Esta nebulosa, ahora clasificada como SDSO-1, es extremadamente débil, requiriendo decenas de horas de tiempo de exposición como mínimo para detectarla, y parece emitir solo en oxígeno-III . ^{[ 55 ]} Estudios profundos de las regiones circundantes no mostraron signos de nebulosas de oxígeno igualmente brillantes cerca de M31, ni ningún signo de filamentos de hidrógeno que conecten con SDSO-1, lo que sugiere una alta proporción de oxígeno-hidrógeno. La investigación actual sugiere que SDSO-1 es de naturaleza extragaláctica, causada específicamente por la interacción entre los halos circumgalácticos de la Vía Láctea y M31, aunque se necesita más investigación para comprender completamente este objeto. ^{[ 56 ]} Un estudio posterior que utilizó espectroscopia encontró que la nebulosa está en la Vía Láctea. ^{[ 57 ]} Un estudio encontró que la nebulosa era una onda de choque de una nebulosa planetaria fantasma alrededor del sistema binario EG Andromedae . ^{[ 58 ]}

En 2025, la NASA publicó un enorme mosaico creado por el Telescopio Espacial Hubble, ensamblado a partir de aproximadamente 600 campos de visión superpuestos tomados durante 10 años de observación del Hubble. Se estima que el Hubble detecta unos 200 millones de estrellas más calientes que el Sol, pero que aún representan una fracción de la población estelar total estimada de la galaxia.

La distancia estimada de la galaxia de Andrómeda a la nuestra se duplicó en 1953 cuando se descubrió que existe un segundo tipo de estrella variable Cefeida, más tenue . En la década de 1990, se utilizaron mediciones de gigantes rojas estándar y de estrellas del cúmulo rojo obtenidas por el satélite Hipparcos para calibrar las distancias de las Cefeidas. ^{[ 59 ] [ 60 ]}

Formación e historia

Una importante fusión ocurrió  hace entre 2 y 3 mil millones de años en la ubicación de Andrómeda, involucrando a dos galaxias con una relación de masas de aproximadamente 4. ^{[ 61 ] [ 62 ]}

El descubrimiento de una fusión reciente en la galaxia de Andrómeda se basó inicialmente en la interpretación de su relación anómala de dispersión edad-velocidad, ^{[ 63 ]} así como en el hecho de que  hace 2 mil millones de años, la formación estelar en todo el disco de Andrómeda era mucho más activa que en la actualidad. ^{[ 64 ]}

La modelización ^{[ 61 ]} de esta violenta colisión muestra que ha formado la mayor parte del halo galáctico (rico en metales) de la galaxia , incluyendo la Corriente Gigante ^{[ 65 ]} , y también el disco grueso extendido, el disco delgado de edad joven y el anillo estático de 10 kpc. Durante esta época, su tasa de formación estelar habría sido muy alta , hasta el punto de convertirse en una galaxia infrarroja luminosa durante aproximadamente 100 millones de años. La modelización también recupera el perfil del bulbo, la gran barra y el perfil general de densidad del halo.

Andrómeda y la galaxia del Triángulo (M33) podrían haber tenido un acercamiento muy cercano  hace 2-4 mil millones de años, pero parece improbable según las últimas mediciones del Telescopio Espacial Hubble. ^{[ 66 ]}

Estimación de distancia

Se han utilizado al menos cuatro técnicas distintas para estimar las distancias de la Tierra a la galaxia de Andrómeda. En 2003, utilizando las fluctuaciones de brillo superficial infrarrojo (I-SBF) y ajustando el nuevo valor de período-luminosidad y una corrección de metalicidad de −0,2 mag dex ⁻¹ in (O/H), se obtuvo una estimación de 2,57 ± 0,06 millones de años luz (162,5 ± 3,8 mil millones de UA ) . Un método de variables cefeidas de 2004 estimó la distancia en 2,51 ± 0,13 millones de años luz (770 ± 40 kpc). ^{[ 2 ] [ 41 ]}         

En 2005, se descubrió una estrella binaria eclipsante en la galaxia de Andrómeda. La binaria ^{[ d ]} está compuesta por dos estrellas azules calientes de tipo O y B. Al estudiar los eclipses de las estrellas, los astrónomos pudieron medir sus tamaños. Conociendo los tamaños y las temperaturas de las estrellas, pudieron medir su magnitud absoluta . Cuando se conocen las magnitudes visuales y absolutas, se puede calcular la distancia a la estrella. Las estrellas se encuentran a una distancia de 2,52 ± 0,14 millones de años luz (159,4 ± 8,9 mil millones de UA) y toda la galaxia de Andrómeda a unos 2,5 millones de años luz (160 mil millones de UA) . ^{[ 6 ]} Este nuevo valor está en excelente acuerdo con el valor de distancia anterior, independiente, basado en Cefeidas. El método TRGB también se utilizó en 2005, dando una distancia de 2,56 ± 0,08 millones de años luz (161,9 ± 5,1 mil millones de UA) . ^{[ 42 ]} En promedio, estas estimaciones de distancia dan un valor de 2,54 ± 0,11 millones de años luz (160,6 ± 7,0 mil millones de UA) . ^{[ e ]}                            

Estimaciones masivas

Hasta 2018, las estimaciones de masa para el halo de la galaxia de Andrómeda (incluida la materia oscura ) daban un valor de aproximadamente 1,5 × 10¹² M _☉ , ^{[ 68 ]} comparado con 8 × 10 ¹¹ M☉ para la Vía Láctea. Esto contradecía incluso mediciones anteriores que parecían indicar que la galaxia de Andrómeda y _la Vía Láctea tienen casi la misma masa. En 2018, las mediciones anteriores de igualdad de masa fueron restablecidas por resultados de radio como aproximadamente 8 × 10 ¹¹ M _☉ . ^{[ 69 ] [ 70 ] [ 71 ] [ 72 ]} En 2006,se determinó que el esferoide de la galaxia de Andrómeda tenía una densidad estelar mayor que la de la Vía Láctea, ^{[ 73 ]} y se estimó que su disco estelar galáctico tenía el doble de diámetro que el de la Vía Láctea. ^{[ 10 ]} Se estima que la masa total de la galaxia de Andrómeda está entre 8 × 10 ¹¹ M _☉ ^{[ 69 ]} y 1,1 × 10 ¹² M _☉ . ^{[ 74 ] [ 75 ]} La masa estelar de M31 es 10–15 × 10 ¹⁰ M _{☉ , con el 30% de esa masa en el} bulbo central, el 56% en el disco y el 14% restante en el halo estelar . ^{[ 76 ]} Los resultados de radio (masa similar a la de la Vía Láctea) deben tomarse como los más probables a partir de 2018, aunque claramente, este asunto todavía está siendo investigado activamente por varios grupos de investigación en todo el mundo. 

A partir de 2019, los cálculos actuales basados ​​en la velocidad de escape y las mediciones de masa dinámica sitúan a la galaxia de Andrómeda en 0,8 × 10¹² M _☉ , ^{[ 77 ]} que es solo la mitad de la masa más reciente de la Vía Láctea, calculada en 2019 en 1,5 × 10 ¹² M _☉ . ^{[ 78 ] [ 79 ] [ 80 ]} 

Además de estrellas, el medio interestelar de la galaxia de Andrómeda contiene al menos 7,2 × 10⁹ M _☉ ^{[ 81 ]} en forma de hidrógeno neutro , al menos 3,4 × 10 ⁸ M _☉ como hidrógeno molecular (dentro de sus 10 kiloparsecs más internos) y 5,4 × 10 ⁷ M _☉ de polvo . ^{[ 82 ]} 

La galaxia de Andrómeda está rodeada por un enorme halo de gas caliente que se estima contiene la mitad de la masa de las estrellas de la galaxia. Este halo, casi invisible, se extiende aproximadamente un millón de años luz desde su galaxia anfitriona, a medio camino de nuestra Vía Láctea. Las simulaciones de galaxias indican que el halo se formó al mismo tiempo que la galaxia de Andrómeda. El halo está enriquecido en elementos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio, formados a partir de supernovas , y sus propiedades son las esperadas para una galaxia que se encuentra en el "valle verde" del diagrama color-magnitud de galaxias (véase más abajo ). Las supernovas estallan en el disco estelar de la galaxia de Andrómeda y expulsan estos elementos más pesados ​​al espacio. A lo largo de la vida de la galaxia de Andrómeda, casi la mitad de los elementos pesados ​​producidos por sus estrellas han sido expulsados ​​mucho más allá del disco estelar de la galaxia, que tiene un diámetro de 200 000 años luz. ^{[ 83 ] [ 84 ] [ 85 ] [ 86 ]}

Un vistazo a la galaxia de Andrómeda : una panorámica de las estrellas en primer plano y el núcleo de la galaxia de Andrómeda. Esta imagen es la más grande jamás tomada por el Telescopio Espacial Hubble.

Según su apariencia en luz visible, la galaxia de Andrómeda se clasifica como una galaxia SA(s)b en el sistema de clasificación extendida de galaxias espirales de De Vaucouleurs-Sandage. ^{[ 1 ]} Sin embargo, los datos infrarrojos del sondeo 2MASS y del telescopio espacial Spitzer mostraron que Andrómeda es en realidad una galaxia espiral barrada , como la Vía Láctea, con el eje mayor de la barra de Andrómeda orientado 55 grados en sentido antihorario con respecto al eje mayor del disco. ^{[ 94 ]}

En astronomía se utilizan diversos métodos para definir el tamaño de una galaxia, y cada método puede arrojar resultados diferentes. El más comúnmente empleado es el estándar D _{25 , la} isofota donde el brillo fotométrico de una galaxia en la banda B (  longitud de onda de luz de 445 nm, en la parte azul del espectro visible ) alcanza 25 mag/arcsec² ^. [ ^{95 ] El} Tercer Catálogo de Referencia de Galaxias Brillantes (RC3) utilizó este estándar para Andrómeda en 1991, obteniendo un diámetro isofotal de 46,56 kiloparsecs (152 000 años luz) a una distancia de 2,5  millones de años luz. ^{[ 9 ]} Una estimación anterior de 1981 dio un diámetro para Andrómeda de 54 kiloparsecs (176 000 años luz) . ^{[ 96 ]}

Un estudio realizado en 2005 por los telescopios Keck muestra la existencia de una tenue dispersión de estrellas, o halo galáctico , que se extiende hacia afuera de la galaxia. ^{[ 10 ]} Las estrellas en este halo se comportan de manera diferente a las del disco galáctico principal de Andrómeda, donde muestran movimientos orbitales bastante desorganizados en contraste con las estrellas del disco principal que tienen órbitas más ordenadas y velocidades uniformes de 200  km/s. ^{[ 10 ]} Este halo difuso se extiende hacia afuera desde el disco principal de Andrómeda con un diámetro de 67,45 kiloparsecs (220 000 años luz) . ^{[ 10 ]}

La galaxia está inclinada aproximadamente 77° con respecto a la Tierra (donde un ángulo de 90° correspondería a una vista de canto). El análisis de la forma de la sección transversal de la galaxia parece demostrar una marcada deformación en forma de S, en lugar de un simple disco plano. ^{[ 97 ]} Una posible causa de dicha deformación podría ser la interacción gravitacional con las galaxias satélite cercanas a la galaxia de Andrómeda. La galaxia M33 podría ser responsable de cierta deformación en los brazos de Andrómeda, aunque se requieren distancias y velocidades radiales más precisas.

Los estudios espectroscópicos han proporcionado mediciones detalladas de la velocidad de rotación de la galaxia de Andrómeda en función de la distancia radial desde el núcleo. La velocidad de rotación tiene un valor máximo de 225 km/s (140 mi/s) a 1300 años luz (82 millones de UA ) del núcleo, y su mínimo posiblemente sea tan bajo como 50 km/s (31 mi/s) a 7000 años luz (440 millones de UA) del núcleo. Más lejos, la velocidad de rotación aumenta hasta un radio de 33 000 años luz (2100 millones de UA) , donde alcanza un pico de 250 km/s (160 mi/s) . Las velocidades disminuyen lentamente más allá de esa distancia, cayendo a alrededor de 200 km/s (120 mi/s) a 80 000 años luz (5100 millones de UA) . Estas mediciones de velocidad implican una masa concentrada de aproximadamente 6 × 10                    ⁹ M☉ en el núcleo . La masa total de la galaxia aumenta linealmente hasta 45 000 años luz (2800 millones _de UA) , y luego más lentamente más allá de ese radio. ^{[ 98 ]}    

Los brazos espirales de la galaxia de Andrómeda están delineados por una serie de regiones HII , estudiadas por primera vez con gran detalle por Walter Baade y descritas por él como semejantes a "cuentas en un collar". Sus estudios muestran dos brazos espirales que parecen estar muy enrollados, aunque están más espaciados que en nuestra galaxia. ^{[ 99 ]} Sus descripciones de la estructura espiral, a medida que cada brazo cruza el eje mayor de la galaxia de Andrómeda, son las siguientes ^{[ 100 ] §pp1062 [ 101 ] §pp92} :

Dado que la galaxia de Andrómeda se observa casi de canto, resulta difícil estudiar su estructura espiral. Las imágenes rectificadas de la galaxia parecen mostrar una galaxia espiral bastante normal, con dos brazos posteriores continuos separados entre sí por un mínimo de aproximadamente 13 000 años luz (820 millones de UA ) y que pueden seguirse hacia afuera desde una distancia de aproximadamente 1600 años luz (100 millones de UA) del núcleo. Se han propuesto estructuras espirales alternativas, como un único brazo espiral ^{[ 102 ]} o un patrón floculento ^{[ 103 ]} de brazos espirales largos, filamentosos y gruesos. ^{[ 1 ] [ 104 ]}      

Se cree que la causa más probable de las distorsiones del patrón espiral es la interacción con las galaxias satélite M32 y M110 . ^{[ 105 ]} Esto se puede observar por el desplazamiento de las nubes de hidrógeno neutro de las estrellas. ^{[ 106 ]}

En 1998, imágenes del Observatorio Espacial Infrarrojo de la Agencia Espacial Europea demostraron que la forma general de la galaxia de Andrómeda podría estar transformándose en una galaxia anular . El gas y el polvo dentro de la galaxia se organizan generalmente en varios anillos superpuestos, con un anillo particularmente prominente formado a un radio de 32 000 años luz (9,8 kpc) del núcleo, ^{[ 107 ]} apodado por algunos astrónomos como el anillo de fuego . ^{[ 108 ]} Este anillo está oculto a las imágenes de luz visible de la galaxia porque está compuesto principalmente de polvo frío, y la mayor parte de la formación estelar que tiene lugar en la galaxia de Andrómeda se concentra allí. ^{[ 109 ]}  

Estudios posteriores, con la ayuda del Telescopio Espacial Spitzer, mostraron cómo la estructura espiral de la galaxia de Andrómeda en el infrarrojo parece estar compuesta por dos brazos espirales que emergen de una barra central y se extienden más allá del gran anillo mencionado anteriormente. Sin embargo, esos brazos no son continuos y tienen una estructura segmentada. ^{[ 105 ]}

Un examen detallado de la región interna de la galaxia de Andrómeda con el mismo telescopio también reveló un anillo de polvo más pequeño que se cree que fue causado por la interacción con M32 hace más de 200 millones de años. Las simulaciones muestran que la galaxia más pequeña atravesó el disco de la galaxia de Andrómeda a lo largo de su eje polar. Esta colisión despojó a M32 de más de la mitad de su masa y creó las estructuras anulares en Andrómeda. ^{[ 110 ]} La coexistencia de la conocida estructura anular de gran tamaño en el gas de Messier 31, junto con esta estructura anular interna recientemente descubierta, desplazada del baricentro , sugirió una colisión casi frontal con el satélite M32, una versión más suave del encuentro de la Rueda de Carro . ^{[ 111 ]}

Estudios del halo extendido de la galaxia de Andrómeda muestran que es aproximadamente comparable al de la Vía Láctea, con estrellas en el halo generalmente " pobres en metales ", y cada vez más a mayor distancia. ^{[ 73 ]} Esta evidencia indica que las dos galaxias han seguido caminos evolutivos similares. Es probable que hayan acrecentado y asimilado alrededor de 100 a 200 galaxias de baja masa durante los últimos 12  mil millones de años. ^{[ 112 ]} Las estrellas en los halos extendidos de la galaxia de Andrómeda y la Vía Láctea pueden extenderse casi un tercio de la distancia que separa a las dos galaxias.

Núcleo

Se sabe que la galaxia de Andrómeda alberga un cúmulo estelar denso y compacto en su centro, similar a la Vía Láctea . Un gran telescopio crea una impresión visual de una estrella incrustada en el bulbo circundante más difuso. En 1991, el Telescopio Espacial Hubble se utilizó para obtener imágenes del núcleo interno de la galaxia de Andrómeda. El núcleo consta de dos concentraciones separadas por 1,5 pc (4,9 años luz ) . La concentración más brillante, designada como P1, está desplazada del centro de la galaxia. La concentración más tenue, P2, cae en el verdadero centro de la galaxia y contiene un cúmulo estelar incrustado, llamado P3, ^{[ 113 ]} que contiene muchas estrellas A brillantes en UV y el agujero negro supermasivo , llamado M31*. ^{[ 114 ] [ 115 ]} El agujero negro está clasificado como un AGN de ​​baja luminosidad (LLAGN) y fue detectado solo en longitudes de onda de radio y en rayos X. ^{[ 115 ]} Estuvo inactivo en 2004–2005, pero fue altamente variable en 2006–2007. ^{[ 114 ]} Se produjo una llamarada de rayos X adicional en 2013. ^{[ 116 ]} La masa de M31* se midió en 3–5 × 10 ⁷ M _☉ en 1993, ^{[ 117 ]} y en 1,1–2,3 × 10 ⁸ M _☉ en 2005. ^{[ 113 ]} La dispersión de velocidad del material a su alrededor se mide en ≈ 160 km/s (100 mi/s ) . ^{[ 118 ]}    

Se ha propuesto que el doble núcleo observado podría explicarse si P1 es la proyección de un disco de estrellas en una órbita excéntrica alrededor del agujero negro central. ^{[ 119 ]} La excentricidad es tal que las estrellas permanecen en el apocentro orbital , creando una concentración de estrellas. Se ha postulado que dicho disco excéntrico podría haberse formado como resultado de una fusión previa de agujeros negros, donde la liberación de ondas gravitacionales podría haber "impulsado" a las estrellas a su distribución excéntrica actual. ^{[ 120 ]} P2 también contiene un disco compacto de estrellas calientes de clase espectral A. Las estrellas A no son evidentes en filtros más rojos, pero en luz azul y ultravioleta dominan el núcleo, lo que hace que P2 parezca más prominente que P1. ^{[ 121 ]}

Si bien en el momento inicial de su descubrimiento se hipotetizó que la porción más brillante del núcleo doble era el remanente de una pequeña galaxia "canibalizada" por la galaxia de Andrómeda, ^{[ 122 ]} esta ya no se considera una explicación viable, principalmente porque dicho núcleo tendría una vida útil extremadamente corta debido a la disrupción por mareas causada por el agujero negro central. Si bien esto podría resolverse parcialmente si P1 tuviera su propio agujero negro para estabilizarlo, la distribución de estrellas en P1 no sugiere que haya un agujero negro en su centro. ^{[ 119 ]}

Aparentemente, a finales de 1968, no se habían detectado rayos X de la galaxia de Andrómeda. ^{[ 123 ]} Un vuelo en globo el 20 de octubre de 1970 estableció un límite superior para los rayos X duros detectables de la galaxia de Andrómeda. ^{[ 124 ]} El sondeo de todo el cielo Swift BAT detectó con éxito rayos X duros provenientes de una región centrada a 6 segundos de arco del centro de la galaxia. Posteriormente se descubrió que la emisión por encima de 25 keV se originaba en una única fuente llamada 3XMM J004232.1+411314 , y se identificó como un sistema binario donde un objeto compacto (una estrella de neutrones o un agujero negro) acrecienta materia de una estrella. ^{[ 125 ]}

Desde entonces se han detectado múltiples fuentes de rayos X en la galaxia de Andrómeda, utilizando observaciones del observatorio orbital XMM-Newton de la Agencia Espacial Europea (ESA) . Robin Barnard et al. plantearon la hipótesis de que se trata de posibles agujeros negros o estrellas de neutrones , que están calentando el gas entrante a millones de kelvins y emitiendo rayos X. Las estrellas de neutrones y los agujeros negros se pueden distinguir principalmente midiendo sus masas. ^{[ 126 ]} Una campaña de observación de la misión espacial NuSTAR identificó 40 objetos de este tipo en la galaxia. ^{[ 127 ]} En 2012, se detectó un microcuásar , una ráfaga de radio que emana de un agujero negro más pequeño, en la galaxia de Andrómeda. El agujero negro progenitor se encuentra cerca del centro galáctico y tiene aproximadamente 10 M _☉ . Fue descubierto gracias a los datos recopilados por la sonda XMM-Newton de la Agencia Espacial Europea y posteriormente observado por la misión Swift de la NASA para detectar estallidos de rayos gamma , el Observatorio de rayos X Chandra , el Very Large Array y el Very Long Baseline Array . El microcuásar fue el primero observado dentro de la galaxia de Andrómeda y el primero fuera de la Vía Láctea. ^{[ 128 ]}

Hay aproximadamente 460 cúmulos globulares asociados con la galaxia de Andrómeda. ^{[ 130 ]} El más masivo de estos cúmulos, identificado como Mayall II , apodado Globular Uno, tiene una mayor luminosidad que cualquier otro cúmulo globular conocido en el Grupo Local de galaxias. ^{[ 131 ]} Contiene varios millones de estrellas y es aproximadamente el doble de luminoso que Omega Centauri , el cúmulo globular más brillante conocido en la Vía Láctea. Mayall II (también conocido como Globular Uno o G1) tiene varias poblaciones estelares y una estructura demasiado masiva para un cúmulo globular ordinario. Como resultado, algunos consideran que Mayall II es el núcleo remanente de una galaxia enana que fue consumida por Andrómeda en el pasado distante. ^{[ 132 ]} El cúmulo con el mayor brillo aparente es G76 que se encuentra en la mitad oriental del brazo suroeste. ^{[ 26 ]} Se pensaba que otro cúmulo globular masivo, llamado 037-B327 (también conocido como Bol 37) y descubierto en 2006 como fuertemente enrojecido por el polvo interestelar de la galaxia de Andrómeda , era más masivo que Mayall II y el cúmulo más grande del Grupo Local; ^{[ 133 ]} sin embargo, otros estudios han demostrado que en realidad es similar en propiedades a Mayall II. ^{[ 134 ]}

A diferencia de los cúmulos globulares de la Vía Láctea, que muestran una dispersión de edad relativamente baja, los cúmulos globulares de la galaxia de Andrómeda tienen un rango de edades mucho mayor: desde sistemas tan antiguos como la propia galaxia hasta sistemas mucho más jóvenes, con edades comprendidas entre unos pocos cientos de millones de años y cinco mil millones de años. ^{[ 135 ]}

En 2005, los astrónomos descubrieron un tipo completamente nuevo de cúmulo estelar en la galaxia de Andrómeda. Estos cúmulos recién descubiertos contienen cientos de miles de estrellas, una cantidad similar a la de los cúmulos globulares. Lo que los distingue de los cúmulos globulares es que son mucho más grandes —varios cientos de años luz de diámetro— y cientos de veces menos densos. Por lo tanto, las distancias entre las estrellas son mucho mayores dentro de estos cúmulos extendidos recién descubiertos. ^{[ 136 ]}

El cúmulo globular más masivo de la galaxia de Andrómeda, B023-G078, probablemente tiene un agujero negro intermedio central de casi 100.000 masas solares. ^{[ 137 ]}

Al igual que la Vía Láctea, la galaxia de Andrómeda posee galaxias satélite más pequeñas , que incluyen más de 20 galaxias enanas conocidas . La población de galaxias enanas de la galaxia de Andrómeda es muy similar a la de la Vía Láctea, pero las galaxias son mucho más numerosas. ^{[ 139 ]} Las galaxias satélite más conocidas y fácilmente observables son M32 y M110 . Según la evidencia actual, parece que M32 tuvo un encuentro cercano con la galaxia de Andrómeda en el pasado. M32 pudo haber sido una galaxia más grande cuyo disco estelar fue removido por M31 y que experimentó un fuerte aumento en la formación estelar en la región central, que duró hasta un pasado relativamente reciente. ^{[ 140 ]}

M110 también parece estar interactuando con la galaxia de Andrómeda, y los astrónomos han encontrado en el halo de esta última una corriente de estrellas ricas en metales que parecen haber sido arrancadas de estas galaxias satélite. ^{[ 141 ]} M110 contiene una franja de polvo, lo que podría indicar formación estelar reciente o en curso. ^{[ 142 ]} M32 también tiene una población estelar joven. ^{[ 143 ]}

La galaxia del Triángulo es una galaxia no enana que se encuentra a 750 000 años luz de Andrómeda. Actualmente se desconoce si es un satélite de Andrómeda. ^{[ 144 ]}

En 2006, se descubrió que nueve de las galaxias satélite se encuentran en un plano que interseca el núcleo de la galaxia de Andrómeda; no están dispuestas aleatoriamente como cabría esperar de interacciones independientes. Esto podría indicar un origen mareal común para las galaxias satélite. ^{[ 145 ]}

La galaxia de Andrómeda se acerca a la Vía Láctea a unos 110 kilómetros (68 millas) por segundo. ^{[ 146 ]} Se ha medido que se acerca al Sol a unos 300 km/s (190 mi/s) ^{[ 1 ]} mientras el Sol orbita alrededor del centro de la galaxia a una velocidad de aproximadamente 225 km/s (140 mi/s) . Esto convierte a la galaxia de Andrómeda en una de las aproximadamente 100 galaxias con desplazamiento al azul observables. ^{[ 147 ]} La velocidad tangencial o lateral de la galaxia de Andrómeda con respecto a la Vía Láctea es incierta, pero se estima que es menor que la velocidad de aproximación. Después de que se midiera por primera vez la velocidad lateral, se predijo que Andrómeda colisionaría directamente con la Vía Láctea en unos 4 mil millones de años. ^{[ 148 ]} Sin embargo, cálculos posteriores, incluyendo una medición de velocidad lateral más alta de la Gaia (nave espacial) y el efecto de otras galaxias del Grupo Local encontraron una probabilidad mucho menor de una fusión. ^{[ 15 ]}     

Un resultado probable de la colisión sería que las galaxias se fusionaran para formar una galaxia elíptica gigante ^{[ 149 ]} o posiblemente una gran galaxia de disco ^{[ 17 ]} . Tales eventos son frecuentes entre las galaxias en grupos de galaxias . El destino de la Tierra y el Sistema Solar en caso de una colisión es actualmente desconocido. Antes de que las galaxias se fusionen, existe una pequeña probabilidad de que el Sistema Solar sea expulsado de la Vía Láctea o se una a la galaxia de Andrómeda ^{[ 150 ] .}

En la mayoría de las condiciones de observación, la galaxia de Andrómeda es uno de los objetos más distantes que se pueden ver a simple vista , debido a su enorme tamaño. ( M33 y, para observadores con una visión excepcionalmente buena, M81 se pueden ver bajo cielos muy oscuros ). ^{[ 153 ] [ 154 ] [ 155 ] [ 156 ]} La constelación de Andrómeda, en la que se encuentra la galaxia, se suele encontrar con la ayuda de las constelaciones de Casiopea o Pegaso , que suelen ser más fáciles de reconocer a primera vista. Andrómeda se ve mejor durante las noches de otoño en el hemisferio norte cuando pasa muy alto en el cielo, alcanzando su punto más alto alrededor de la medianoche en octubre, y dos horas antes cada mes sucesivo. Al anochecer, sale por el este en septiembre y se pone por el oeste en febrero. ^{[ 157 ]} Desde el hemisferio sur, la galaxia de Andrómeda es visible entre octubre y diciembre, y se ve mejor desde lo más al norte posible. Los binoculares pueden revelar algunas estructuras más grandes de la galaxia y sus dos galaxias satélite más brillantes , M32 y M110 . ^{[ 158 ]} Un telescopio amateur puede revelar el disco de Andrómeda, algunos de sus cúmulos globulares más brillantes, franjas de polvo oscuro y la gran nube estelar NGC 206. ^{[ 159 ] [ 160 ]}

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  Imagen en luz visible de la galaxia de Andrómeda y dos galaxias satélite. Messier 32 se encuentra sobre el núcleo galáctico y Messier 110 en la parte inferior.
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  Un mosaico de la galaxia de Andrómeda, tomado por el Hubble.
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  La galaxia de Andrómeda, fotografiada en infrarrojo-radio
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  Imagen multiespectral de la galaxia de Andrómeda

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