Messier 32

Messier 32
Satelita karłowaty Galaktyka Messier 32
Dane obserwacyjne ( epoka J2000 )
Konstelacja	Andromeda
Rektascensja	00 godz. 42 min 41,8 sek
Deklinacja	+40° 51′ 55″
Przesunięcie ku czerwieni	−200 ± 6 km / s
Dystans	2,49 ± 0,08 miliona lat świetlnych (763 ± 24 kpc )
Pozorna wielkość (V)	8.08
Charakterystyka
Typ	cE2
Rozmiar pozorny (V)	8′.7 × 6′.5
Godne uwagi funkcje	Galaktyka satelitarna Galaktyki Andromedy
Inne oznaczenia
M 32, NGC 221, UGC 452, PGC 2555, Arp 168, LEDA 2555

Messier 32 (znana również jako M32 i NGC 221 ) to karłowata galaktyka „wczesnego typu”, znajdująca się około 2 650 000 lat świetlnych (810 000 pc) od Układu Słonecznego , pojawiająca się w gwiazdozbiorze Andromedy . M32 to galaktyka satelitarna Galaktyki Andromedy (M31) odkryta przez Guillaume'a Le Gentila w 1749 roku.

Galaktyka jest prototypem stosunkowo rzadkiej zwartej klasy eliptycznej (cE). Połowa gwiazd koncentruje się w efektywnym promieniu (jądro wewnętrzne) 330 lat świetlnych (100 szt.). Gęstości w centralnym wierzchołku gwiazdy gwałtownie rosną, przekraczając 3 × 10 ⁷ (czyli 30 milionów) M _☉ pc ⁻³ (czyli na parsek sześcienny) przy najmniejszym podpromieniu rozdzielonym przez HST , a promień połowy światła tej centralnej gromady gwiazd wynosi około 6 parseków (20 ly). Jak bardziej zwyczajne galaktyki eliptyczne , M32 zawiera głównie starsze, słabe, czerwone i żółte gwiazdy, praktycznie bez pyłu i gazu, a co za tym idzie, obecnie nie formujące się gwiazdy . Pokazuje jednak ślady formowania się gwiazd w stosunkowo niedawnej przeszłości.

Pochodzenie

Na tym zdjęciu Galaktyki Andromedy Messier 32 znajduje się na lewo od środka.

Struktura i zawartość gwiazd w M32 są trudne do wyjaśnienia za pomocą tradycyjnych modeli powstawania galaktyk . Argumenty teoretyczne i niektóre symulacje sugerują scenariusz, w którym silne pole pływowe M31 może przekształcić galaktykę spiralną lub soczewkowatą w kompaktową eliptyczną. Gdy mała galaktyka dyskowa wpadnie do centralnych części M31, wiele jej zewnętrznych warstw zostanie usuniętych. Centralne zgrubienie małej galaktyki jest znacznie mniej dotknięte i zachowuje swoją morfologię. Grawitacyjne efekty pływowe mogą również skierować gaz do wewnątrz i wywołać wybuch gwiazdowy w jądrze małej galaktyki, co skutkuje dużą gęstością M32 obserwowaną dzisiaj. Istnieją dowody na to, że M32 ma słaby dysk zewnętrzny i jako taka nie jest typową galaktyką eliptyczną.

zderzenie M32 poza centrum około 800 milionów lat temu wyjaśnia obecne wypaczenie dysku M31. Jednak ta cecha występuje tylko podczas pierwszego przejścia orbitalnego, podczas gdy potrzeba wielu orbit, aby pływy przekształciły zwykłego karła w M32. Zaobserwowane kolory i populacje gwiazd na obrzeżach M32 nie pasują do gwiezdnego halo M31, co wskazuje, że straty pływowe z M32 nie są ich źródłem. Podsumowując, okoliczności te mogą sugerować, że M32 zaczynała już w swoim zwartym stanie i zachowała większość swoich własnych gwiazd. Co najmniej jedną podobną galaktykę cE odkryto w izolacji, bez masywnego towarzysza, który mógłby ją młócić.

Inna hipoteza głosi, że M32 jest w rzeczywistości największą pozostałością dawnej galaktyki spiralnej M32p , która była wówczas trzecim co do wielkości członkiem Grupy Lokalnej. Według tej symulacji M31 (Andromeda) i M32p połączyły się około dwóch miliardów lat temu, co może wyjaśniać zarówno niezwykły skład obecnego halo gwiazdowego M31, jak i strukturę i zawartość M32.

Pomiary odległości

Messier 32, jak może wyglądać z zewnątrz Messier 31 (prawy górny róg). Pobliski Messier 33 (na dole po lewej) jest również pokazany

Do pomiaru odległości do M32 zastosowano co najmniej dwie techniki. Technika pomiaru odległości fluktuacji jasności powierzchni w podczerwieni szacuje odległości do galaktyk spiralnych na podstawie ziarnistości wyglądu ich zgrubień. Odległość zmierzona do M32 tą techniką wynosi 2,46 ± 0,09 miliona lat świetlnych (755 ± 28 kpc ). Jednak M32 jest na tyle blisko, że czubek gałęzi czerwonego olbrzyma (TRGB) może być wykorzystana do oszacowania jego odległości. Szacowana odległość do M32 przy użyciu tej techniki wynosi 2,51 ± 0,13 miliona lat świetlnych (770 ± 40 kpc). Z kilku dodatkowych powodów uważa się, że M32 znajduje się na pierwszym planie M31, a nie za nią. Jej gwiazdy i mgławice planetarne nie wydają się przysłonięte ani zaczerwienione przez gaz lub pył pierwszego planu. Zaobserwowano mikrosoczewkowanie grawitacyjne M31 przez gwiazdę w M32 w jednym przypadku .

Czarna dziura

Obraz Messiera 32 z Teleskopu Hubble'a przedstawiający rozdzielony obszar centralny.

M32 zawiera supermasywną czarną dziurę . Szacuje się, że jego masa wynosi od 1,5 do 5 milionów mas Słońca. Centralnie położone słabe źródło promieniowania radiowego i rentgenowskiego (obecnie nazywane M32* w analogii do Sgr A* ) przypisuje się akrecji gazu na czarnej dziurze.

Zobacz też

• Lista obiektów Messiera
• Galaktyki satelitarne Andromedy
• Lista galaktyk

Linki zewnętrzne

• „StarDate: Arkusz informacyjny M32”
• „SEDS: Galaktyka eliptyczna M32”
• Merrifield, Michael. „M32 - eliptyczny karzeł” . Filmy z głębokiego nieba . Brady'ego Harana .
• Messier 32 na WikiSky : DSS2 , SDSS , GALEX , IRAS , Hydrogen α , X-Ray , Astrophoto , Sky Map , Artykuły i zdjęcia