Enana de Antlia
From Wikipedia, the free encyclopedia
| Galaxia enana de Antlia | ||
|---|---|---|
 La galaxia enana de Antlia vista por el Hubble | ||
| Descubrimiento | ||
| Descubridor | H. Corwin, Gérard de Vaucouleurs y A. de Vaucouleurs | |
| Fecha | 1985 | |
| Datos de observación (época J2000) | ||
| Tipo | dE3.5, dSph, dSph/Irr | |
| Ascensión recta | 10 h 04 m 03.9 s | |
| Declinación | −27°19′55″ | |
| Distancia |
1.32 ± 0.06 Mpc 1.33 ± 0.10 Mpc 1.31 ± 0.03 Mpc 1.29 ± 0.02 Mpc 1.25 Mpc | |
| Magnitud aparente (V) | 15.67 ± 0.02 | |
| Tamaño aparente (V) | 2′.0 × 1′.5 | |
| Corrimiento al rojo | 362 ± 0 km/s | |
| Constelación | Antlia | |
| Características físicas | ||
| Magnitud absoluta | 2′.0 × 1′.5 | |
| Otras designaciones | ||
Galaxia enana Antlia, NGC 29194 | ||
La galaxia enana de Antlia es una galaxia enana esferoidal o irregular que se encuentra a alrededor de 4,3 millones de años luz (1,3 megapársecs) de la Tierra en la constelación de Antlia. Es el cuarto y más débil miembro del cercano grupo de galaxias Antlia-Sextans. Contiene estrellas de todas las edades, cantidades significativas de gas y ha experimentado formación estelar reciente. Se cree que la galaxia está interactuando por mareas con la pequeña galaxia espiral barrada NGC 3109.[1]
Fue catalogada por primera vez en 1985 por H. Corwin, Gérard de Vaucouleurs y A. de Vaucouleurs. Entre 1985 y 1987, dos grupos de astrónomos la señalaron como una posible galaxia enana cercana,[1] y finalmente en 1997 fue confirmada como tal por Alan Whiting, Mike Irwin y George Hau durante un estudio del hemisferio galáctico norte, y por primera vez la descompusieron en estrellas y determinaron su distancia de 1,15 Mpc (la estimación de distancia moderna es un poco mayor). El mismo año, Antonio Aparicio, Julianne Dalcanton, Carme Gallart y David Martínez-Delgado estudiaron por primera vez su contenido estelar y midieron su masa, luminosidad y metalicidad.
Propiedades
Se clasifica alternativamente como una galaxia enana elíptica de tipo dE3.5,[2] como una galaxia enana esferoidal (dSph) o como una galaxia de transición de tipos esferoidales a irregulares (dSph/Irr).[1] Su última clasificación se debe a una importante formación estelar en los últimos 100 millones de años.
Consta de dos componentes: un núcleo y un halo antiguo, y su radio de penumbra es de aproximadamente 0,25 kpc. Su metalicidad es muy baja, aproximadamente de −1,6 a −1,9, lo que significa que contiene entre 40 y 80 veces menos elementos pesados que el Sol. La galaxia tiene una rama de gigante roja bien definida y fácilmente observable, lo que hace que medir su distancia sea relativamente fácil.[2] Du luminosidad total es aproximadamente 1 millón de veces la del Sol (la magnitud absoluta visible es M V = −10,3).
Se estima que su masa estelar de es de aproximadamente 2 a 4 × 10 6 masas solares, mientras que su masa total (dentro del radio visible) es de aproximadamente 4 × 10 masas solares. Contiene estrellas de todas las edades, pero está dominada por estrellas viejas con una edad de más de 10 mil millones de años y parece que hubo un importante episodio de formación estelar hace unos 100 millones de años,[2] sin embargo, las estrellas jóvenes están confinadas en el núcleo central de la galaxia.
Es inusual entre las galaxias enanas esferoidales porque contiene grandes cantidades (hasta 7 × 10 5 MS) de hidrógeno atómico neutro, sin embargo, no tiene regiones H II significativas y actualmente no forma estrellas activamente.[2]
