Мессье 32 - Википедия - Messier 32

Мессье 32
M32 Francione инвертированный.jpg
Карликовая спутниковая галактика Мессье 32
Данные наблюдений (J2000 эпоха )
СозвездиеАндромеда
Прямое восхождение00час 42м 41.8s[1]
Склонение+40° 51′ 55″[1]
Красное смещение-200 ± 6 км /s[1]
Расстояние2.49 ± 0.08 миллион световых лет (763 ± 24 кпк )[2][3][4][а]
Видимая величина  (V)8.08[5][6]
Характеристики
ТипcE2[1]
Видимый размер  (V)8′.7 × 6′.5[1]
Примечательные особенностиСпутниковая галактика из
Галактика Андромеды
Прочие обозначения
М 32, NGC 221,[1] UGC 452,[1] PGC 2555,[1] Арп 168,[1] LEDA 2555

Мессье 32 (также известный как M32 и NGC 221) - карликовая галактика "раннего типа", расположенная примерно в 2,65 миллиона световых лет с Земли, появляясь в созвездие Андромеда. M32 - это спутниковая галактика из Галактика Андромеды (M31) и был открыт Гийом Ле Жантиль в 1749 году. M32 имеет диаметр 6.5 ± 0.2 тысячи световых лет в самом широком месте.[7]

Галактика является прототипом относительно редкого класса компактных эллиптических (cE) галактик. Половина звезд концентрируется внутри эффективный радиус всего 100 парсеков.[8][9]Плотность в центральном куспиде звезды резко возрастает, превышая 3 × 107 M⊙ ПК−3 на наименьших радиусах, разрешенных HST,[10] а радиус полусвета этого центрального звездного скопления составляет около 6 парсек.[11] Как более обычный эллиптические галактики, M32 содержит в основном более старые слабые красные и желтые звезды, практически без пыли и газа и, следовательно, без тока. звездообразование.[12] Однако он показывает намёки на звездообразование в относительно недавнем прошлом.[13]

На этом изображении галактики Андромеды Мессье 32 находится слева от центра.

Происхождение

Структура и звездный состав M32 трудно объяснить традиционными методами. формирование галактики модели. теоретические аргументы[14]и некоторые симуляции предлагают сценарий, в котором сильные приливное поле M31 может преобразовать спиральная галактика или линзовидная галактика в компактный эллиптический тренажер. 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.[15]Есть свидетельства того, что у M32 слабый внешний диск,[16] и как таковая не является типичной эллиптической галактикой.

Более новые модели показывают, что нецентральныйудар M32 около 800 миллионов лет назад объясняет современное деформация в диске M31.[17]Однако эта особенность проявляется только во время первого орбитального прохождения, тогда как приливы требуют многих орбит, чтобы превратить нормальный карлик в M32. Наблюдаемые цвета и звездное население окраин M32 не соответствуют звездному гало M31,[18]Это указывает на то, что приливные потери от M32 не являются их источником. Взятые вместе, эти обстоятельства могут предполагать, что M32 уже началась в своем компактном состоянии и сохранила большую часть своих собственных звезд. По крайней мере, одна подобная галактика cE была обнаружена изолированно, без каких-либо массивный товарищ, чтобы молотить его.[19]

Другая гипотеза заключается в том, что M32 на самом деле будет самым большим остатком бывшей спиральной галактики, M32p, которая тогда была третьим по величине членом местной группы.[20] 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.[21]

Измерения расстояний

Для измерения расстояний до M32 использовались как минимум два метода. Инфракрасный колебания поверхностной яркости Метод измерения расстояний оценивает 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 ).[2] Однако M32 достаточно близок, чтобы кончик ветви красного гиганта (TRGB) может использоваться для оценки расстояния до него. Расчетное расстояние до M32 с использованием этого метода составляет 2,51 ± 0,13 миллиона световых лет (770 ± 40 кпк).[3][4]По ряду дополнительных причин считается, что M32 находится на переднем плане M31, а не позади него. планетарные туманности не выглядят затемненными или покрасневшими из-за газа или пыли переднего плана.[22][23]Гравитационное микролинзирование M31 звездой в M32 наблюдалась в одном событии.[24]

Черная дыра

M32 содержит огромная черная дыра По оценкам, его масса составляет от 1,5 до 5 миллионов солнечных масс.[25][26][27][28][29][30]Расположенный в центре слабый источник радио и рентгеновского излучения (теперь названный M32 * по аналогии с Sgr A * ) относится к газу нарастание на черную дыру.[31][32]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж грамм час я «Внегалактическая база данных НАСА / IPAC». Результаты для NGC 221. Получено 2006-11-29.
  2. ^ а б Дженсен, Джозеф Б .; Тонри, Джон Л .; Баррис, Брайан Дж .; Томпсон, Роджер I .; Лю, Майкл С .; Rieke, Marcia J .; Ajhar, Эдвард А .; Блейксли, Джон П. (2003). «Измерение расстояний и исследование неразрешенных звездных популяций галактик с использованием инфракрасных флуктуаций яркости поверхности». Астрофизический журнал. 583 (2): 712–726. arXiv:astro-ph / 0210129. Bibcode:2003ApJ ... 583..712J. Дои:10.1086/345430. S2CID  551714.
  3. ^ а б Караченцев И.Д .; Караченцева В.Е .; Hutchmeier, W. K .; Макаров, Д. И. (2004). «Каталог соседних галактик». Астрономический журнал. 127 (4): 2031–2068. Bibcode:2004AJ .... 127.2031K. Дои:10.1086/382905.
  4. ^ а б Караченцев И.Д .; Кашибадзе, О. Г. (2006). «Массы локальной группы и группы M81, оцененные по искажениям в местном поле скорости». Астрофизика. 49 (1): 3–18. Bibcode:2006ап ..... 49 .... 3K. Дои:10.1007 / s10511-006-0002-6. S2CID  120973010.
  5. ^ «М32». SIMBAD. Центр астрономических исследований Страсбурга. Получено 2009-11-29.
  6. ^ Армандо, Хиль де Пас; Буасье; Мадор; Зайберт; Боселли; и другие. (2007). "Ультрафиолетовый атлас ближайших галактик GALEX". Приложение к астрофизическому журналу. 173 (2): 185–255. arXiv:Astro-ph / 0606440. Bibcode:2007ApJS..173..185G. Дои:10.1086/516636. S2CID  119085482.
  7. ^ Диаметр = расстояние × sin (диаметр_угол) = 6,5 ± 0,2 тысячи световых лет. диаметр
  8. ^ Кент, С. М. (1987). «Фотометрия поверхности шести галактик локальной группы». Астрономический журнал. 94: 306–314. Bibcode:1987AJ ..... 94..306K. Дои:10.1086/114472.
  9. ^ Матео, М. Л. (1998). «Карликовые галактики Местной группы». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 36: 435–506. arXiv:Astro-ph / 9810070. Bibcode:1998ARA & A..36..435M. Дои:10.1146 / annurev.astro.36.1.435. S2CID  119333888.
  10. ^ Lauer, T. R .; Faber, S.M .; Currie, D.G .; Ewald, S.P .; Groth, E.J .; Hester, J. J .; Holtzman, J. A .; Light, R.M .; О'Нил-младший, Э. Дж .; Shaya, E.J .; Вестфаль, Дж. А. (1992). "Наблюдения с помощью планетарных камер центрального парсека M32" (PDF). Астрономический журнал. 104: 552–562. Bibcode:1992AJ .... 104..552L. Дои:10.1086/116254.
  11. ^ Грэм, А. и Спитлер, Л. Количественная оценка сосуществования массивных черных дыр и плотных ядерных звездных скоплений
  12. ^ Кеппл, Джордж Роберт; Саннер, Глен В. (1998). Руководство наблюдателя за ночным небом. Vol. 1. Willmann-Bell. п. 17. ISBN  978-0-943396-58-3.
  13. ^ Руденко, Павел; Уорти, Гай; Матео, Марио (2009). «Скопления среднего возраста в поле со звездами M31 и M32». Астрономический журнал. 138 (6): 1985–1989. Bibcode:2009AJ .... 138.1985R. Дои:10.1088/0004-6256/138/6/1985.
  14. ^ Фабер, С. М. (1973). «Приливное происхождение эллиптических галактик с высокой яркостью поверхности». Астрофизический журнал. 179: 423–426. Bibcode:1973ApJ ... 179..423F. Дои:10.1086/151881.
  15. ^ Бекки, Кенджи; Диван, Уоррик Дж.; Дринкуотер, Майкл Дж .; Грегг, Майкл Д. (2001). "Новая модель образования M32: обмолоченная спиральная галактика раннего типа?" (PDF). Письма в астрофизический журнал. 557 (1): L39. arXiv:astro-ph / 0107117. Bibcode:2001ApJ ... 557L..39B. Дои:10.1086/323075. S2CID  18707442.
  16. ^ Грэм, А. В. (2002). "Свидетельства наличия внешнего диска в прототипе компактной эллиптической галактики M32". Письма в астрофизический журнал. 568 (1): L13 – L17. arXiv:Astro-ph / 0202307. Bibcode:2002ApJ ... 568L..13G. Дои:10.1086/340274. S2CID  14891401.
  17. ^ Dierickx, M .; Блеча, Л .; Лоеб, А. (2014). «Сигнатуры галактического столкновения M31-M32». Астрофизический журнал. 788 (2): L38. arXiv:1405.3990. Bibcode:2014ApJ ... 788L..38D. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 788/2 / L38. S2CID  119111697.
  18. ^ Choi, P. I .; Guhathakurta, P .; Джонстон, К. В. (2002). «Приливное взаимодействие M32 и NGC 205 с M31: поверхностная фотометрия и численное моделирование». Астрономический журнал. 124 (1): 310–331. arXiv:Astro-ph / 0111465. Bibcode:2002AJ .... 124..310C. Дои:10.1086/341041. S2CID  119356072.
  19. ^ Huxor, A. P .; Phillipps, S .; Прайс, Дж. (2013). «Открытие изолированной компактной эллиптической галактики в поле». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 430 (3): 1956–1960. arXiv:1302.6520. Bibcode:2013МНРАС.430.1956Х. Дои:10.1093 / mnras / stt014. S2CID  119291374.
  20. ^ «Наконец-то найден давно потерянный брат Млечного Пути». Новости Мичиганского университета. 2018-07-23. Получено 2018-07-23.
  21. ^ Д'Суза, Ричард; Белл, Эрик Ф. (23.07.2018). «Самое важное слияние галактики Андромеды около 2 миллиардов лет назад как вероятного прародителя M32». Природа Астрономия. 2 (9): 737–743. arXiv:1807.08819. Bibcode:2018НатАс ... 2..737D. Дои:10.1038 / с41550-018-0533-х. ISSN  2397-3366. S2CID  119502746.
  22. ^ Ford, H.C .; Jacoby, G.H .; Дженнер, Д. К. (1978). «Планетарные туманности в галактиках местной группы. VI - наблюдательное определение, что M32 находится перед M31». Астрофизический журнал. 223: 94–97. Bibcode:1978ApJ ... 223 ... 94F. Дои:10.1086/156239.
  23. ^ van Dokkum, P. G .; Франкс, М. (1995). «Пыль в ядрах галактик ранних типов». Астрономический журнал. 110: 2027. arXiv:Astro-ph / 9507101. Bibcode:1995AJ .... 110.2027V. Дои:10.1086/117667. S2CID  118939047.
  24. ^ Paulin-Henriksson, S .; Baillon, P .; Букет, А .; Carr, B.J .; Creze, M .; Evans, N.W .; Giraud-Heraud, Y .; Gould, A .; Hewett, P .; Kaplan, J .; Kerins, E .; Lastennet, E .; Le Du, Y .; Melchior, A.-L .; Smartt, S.J .; Valls-Gabaud, D .; Сотрудничество Point-Agape (2002). "Кандидат в событие межгалактического микролинзирования M31 / M32". Письма в астрофизический журнал. 576 (2): L121 – L124. arXiv:astro-ph / 0206387. Bibcode:2002ApJ ... 576L.121P. Дои:10.1086/343887. S2CID  2554622.
  25. ^ Тонри, Дж. Л. (1984). «Доказательства центральной массовой концентрации в M32». Письма в астрофизический журнал. 283: L27. Bibcode:1984ApJ ... 283L..27T. Дои:10.1086/184326.
  26. ^ Бендер, Р .; Kormendy, J .; Денен, В. (1996). "Улучшенные доказательства для 3 × 106 M⊙ Черная дыра в M32: спектроскопия телескопа Канада-Франция-Гавайи с FWHM = 0,47 "Разрешение". Письма в астрофизический журнал. 464 (2): L123 – L126. Bibcode:1996ApJ ... 464L.123B. Дои:10.1086/310098.
  27. ^ Joseph, C.L .; Merritt, D .; Olling, R .; Валлури, М .; Бендер, Р .; Bower, G .; Danks, A .; Gull, T .; Hutchings, J .; Kaiser, M.E .; Maran, S .; Weistrop, D .; Woodgate, B .; Malumuth, E .; Nelson, C .; Plait, P .; Линдлер, Д. (2001). "Ядерная динамика M32. I. Данные и звездная кинематика". Астрофизический журнал. 550 (2): 668–690. arXiv:Astro-ph / 0005530. Bibcode:2001ApJ ... 550..668J. Дои:10.1086/319781. S2CID  999283.
  28. ^ Verolme, E.K .; Cappellari, M .; Copin, Y .; van der Marel, R.P .; Bacon, R .; Бюро, М .; Davies, R.L .; Miller, B.M .; де Зеув, П. Т. (2002). «Исследование M32 SAURON: измерение внутреннего уплощения и центральной массы черной дыры». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 335 (3): 517–525. arXiv:Astro-ph / 0201086. Bibcode:2002МНРАС.335..517В. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2009.15832.x. S2CID  119238097.
  29. ^ Валлури, М .; Мерритт, Д.; Эмселлем, Э. (2004). «Трудности восстановления масс сверхмассивных черных дыр из звездных кинематических данных». Астрофизический журнал. 602 (1): 66–92. arXiv:Astro-ph / 0210379. Bibcode:2004ApJ ... 602 ... 66В. Дои:10.1086/380896. S2CID  16899097.
  30. ^ van den Bosch, R.C.E .; де Зеув, П. Т. (2010). «Оценка масс черных дыр в трехосных галактиках». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 401 (3): 1770–1780. arXiv:0910.0844. Bibcode:2010МНРАС.401.1770В. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2009.15832.x. S2CID  119238097.
  31. ^ Хо, Луис Ч .; Терашима, Юичи; Ульвестад, Джеймс С. (2003). «Обнаружение« активного »ядра M32». Астрофизический журнал. 589 (2): 783–789. arXiv:Astro-ph / 0303060. Bibcode:2003ApJ ... 589..783H. Дои:10.1086/374738. S2CID  10268471.
  32. ^ Ян, Ян; Ли, Чжиюань; Sjouwerman, Loránt O .; Wang, Q. Daniel; Гу, Цюшэн; Крафт, Ральф П .; Юань, Фэн (2015). "Обнаружение компактного ядерного радиоисточника в эллиптической галактике М32 локальной группы". Письма в астрофизический журнал. 807 (1): L19. arXiv:1502.03231. Bibcode:2015ApJ ... 807L..19Y. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 807/1 / L19. S2CID  119292353.

внешняя ссылка


Координаты: Карта неба 00час 42м 41.8s, 40° 51′ 55″