Мессье 32 - Messier 32

Мессье 32
M32 Francione перевернутый.jpg
Карликовая спутниковая галактика Мессье 32
Данные наблюдений ( эпоха J2000 )
Созвездие Андромеда
Прямое восхождение 00 ч 42 м 41,8 с
Склонение + 40 ° 51 ′ 55 ″
Красное смещение -200 ± 6 км / с
Расстояние 2,49 ± 0,08 миллиона световых лет (763 ± 24 кпк )
Видимая звездная величина  (V) 8,08
Характеристики
Тип cE2
Видимый размер  (V) 8′.7 × 6′.5
Примечательные особенности Спутниковая галактика в
Андромеде
Прочие обозначения
М 32, NGC 221, UGC 452, PGC 2555, Arp 168, LEDA 2555

Мессье 32 (также известная как M32 и NGC 221 ) - карликовая галактика «раннего типа», находящаяся на расстоянии около 2 650 000 световых лет (810 000 пк) от Солнечной системы , появляющаяся в созвездии Андромеды . M32 является спутниковой галактикой из Андромеды (М31) и был обнаружен Лежантилем в 1749 Его истинном размере около 3 / 4 радиуса Солнца от локального центра Галактики, 6,300-6,700 световых лет (1900 –2,100 пк) при весьма невыраженной ширине.

Галактика является прообразом относительно редкого компактного эллиптического (cE) класса. Половина звезд концентрируется в пределах эффективного радиуса (внутреннего ядра) 330 световых лет (100 пк). Плотность в центральном куспиде звезды резко возрастает, превышая 3 × 10 7 (то есть 30 миллионов) M ☉ pc −3 (то есть на один парсек в кубе) на наименьших подрадиусах, разрешенных HST , и радиус полусвета. этого центрального звездного скопления составляет около 6 парсек (20 св. лет). Как и более обычные эллиптические галактики , M32 содержит в основном более старые тусклые красные и желтые звезды, практически без пыли и газа и, следовательно, без текущего звездообразования . Однако он показывает намёки на звездообразование в относительно недавнем прошлом.

На этом изображении галактики Андромеды Мессье 32 находится слева от центра.
Мессье 32, как может показаться снаружи Мессье 31 (вверху справа). Близлежащий Мессье 33 (внизу слева) также изображен.

Происхождение

Структуру и звездный состав M32 трудно объяснить традиционными моделями образования галактик . Теоретические аргументы и некоторые моделирования предлагают сценарий, в котором сильное приливное поле M31 может превратить спиральную галактику или линзовидную галактику в компактную эллиптическую. Когда небольшая дисковая галактика попадет в центральные части M31, большая часть ее внешних слоев исчезнет. Центральная выпуклость маленькой галактики затронута гораздо меньше и сохраняет свою морфологию. Гравитационные приливные эффекты могут также загнать газ внутрь и вызвать звездный взрыв в ядре маленькой галактики, что привело к высокой плотности M32, наблюдаемой сегодня. Есть свидетельства того, что M32 имеет слабый внешний диск и поэтому не является типичной эллиптической галактикой.

Более новые модели показывают, что удар M32 вне центра около 800 миллионов лет назад объясняет нынешнюю деформацию диска M31. Однако эта особенность проявляется только во время первого орбитального прохождения, тогда как для превращения нормального карлика в M32 требуется много орбит для приливов. Наблюдаемые цвета и звездное население окраин M32 не соответствуют звездному гало M31, что указывает на то, что приливные потери от M32 не являются их источником. Взятые вместе, эти обстоятельства могут свидетельствовать о том, что M32 уже началась в своем компактном состоянии и сохранила большую часть своих звезд. По крайней мере, одна похожая галактика cE была обнаружена изолированно, без какого-либо массивного компаньона, который мог бы ее обмолотить.

Другая гипотеза состоит в том, что M32 на самом деле является самым большим остатком бывшей спиральной галактики M32p , которая тогда была третьим по величине членом Местной группы. Согласно этому моделированию, M31 (Андромеда) и M32p слились около двух миллиардов лет назад, что может объяснить как необычный состав нынешнего звездного гало M31, так и структуру и состав M32.

Измерения расстояний

Для измерения расстояний до M32 использовались как минимум два метода. Методика измерения расстояний флуктуаций поверхностной яркости в инфракрасном диапазоне позволяет оценить расстояния до спиральных галактик на основе зернистости их выпуклостей. Расстояние до M32, измеренное этим методом, составляет 2,46 ± 0,09 миллиона световых лет (755 ± 28 кпк ). Тем не менее, M32 находится достаточно близко, чтобы можно было использовать метод вершины ветви красного гиганта (TRGB) для оценки расстояния до нее. Расчетное расстояние до M32 с использованием этого метода составляет 2,51 ± 0,13 миллиона световых лет (770 ± 40 кпк). По ряду дополнительных причин считается, что M32 находится на переднем плане M31, а не позади него. Его звезды и планетарные туманности не кажутся затемненными или покрасневшими из-за газа или пыли переднего плана. Гравитационное микролинзирование M31 звездой в M32 наблюдалось в одном событии.

Черная дыра

M32 содержит сверхмассивную черную дыру . По оценкам, его масса составляет от 1,5 до 5 миллионов солнечных масс. Расположенный в центре слабый источник радио и рентгеновского излучения (теперь называемый M32 * по аналогии с Sgr A * ) приписывают аккреции газа на черную дыру.

Смотрите также

использованная литература

внешние ссылки

Координаты : Карта неба 00 ч 42 м 41,8 с , 40 ° 51 ′ 55 ″.