Andromeda Galaxy -Andromeda Galaxy

Andromeda galaxen
Andromeda Galaxy 560mm FL.jpg
Andromedagalaxen med satellitgalaxerna M32 (mitten till vänster ovanför den galaktiska kärnan ) och M110 (mitten till vänster under galaxen)
Observationsdata ( J2000 epok )
Uttal / æ n ˈ d r ɒ m ɪ d ə /
Konstellation Andromeda
Rätt uppstigning 00 h 42 m 44,3 s
Deklination +41° 16′ 9″
Rödförskjutning z = −0,001004 (minustecken indikerar blåskiftning )
Helio radiell hastighet −301 ± 1 km/s
Distans 765  kpc (2,50  Mly )
Skenbar magnitud  (V) 3,44
Absolut magnitud  (V) −21.5
Egenskaper
Typ SA(s)b
Massa (1,5 ± 0,5  ) x 1012 M
Antal stjärnor ~1 biljon (10 12 )
Storlek 46,56  kpc (152  kly )
(diameter; 25,0 mag/båge 2 B-bands isofoto)
Skenbar storlek  (V) 3,167° × 1°
Andra beteckningar
M 31, NGC 224, UGC 454, PGC 2557, 2C 56 (Core), CGCG 535-17, MCG +07-02-016, IRAS 00400+4059, 2MASX J00424403 535-17, G00424407 1,411C 1,411C 1,411C 1,411C Flamsteed 58, Hevelius 32, Ha 3.3, IRC +40013

Andromedagalaxen (IPA: / æ n ˈ d r ɒ m ɪ d ə / ) , även känd som Messier 31 , M31 , eller NGC 224 och ursprungligen Andromeda-nebulosan , är en bomrad spiralgalax med en diameter på cirka 46,56 kilopar2,0015 sek. ljusår) cirka 2,5 miljoner ljusår (765 kiloparsecs ) från jorden och den närmaste stora galaxen till Vintergatan . Galaxens namn härstammar från området på jordens himmel där den förekommer, stjärnbilden Andromeda , som i sig är uppkallad efter prinsessan som var fru till Perseus i grekisk mytologi .

Virialmassan i Andromedagalaxen är av samma storleksordning som Vintergatans, med 1  biljon solmassor ( 2,0 × 10 42 kilogram ). Massan av någon av galaxerna är svår att uppskatta med någon noggrannhet, men man trodde länge att Andromedagalaxen är mer massiv än Vintergatan med en marginal på cirka 25 % till 50 %. Detta har ifrågasatts av en studie från 2018 som citerade en lägre uppskattning av Andromedagalaxens massa, kombinerat med preliminära rapporter om en studie från 2019 som uppskattade en högre massa av Vintergatan. Andromeda Galaxy har en diameter på cirka 46,56  kpc (152 000  ly ), vilket gör den till den största medlemmen i den lokala gruppen när det gäller förlängning.

Vintergatan och Andromeda-galaxerna förväntas kollidera om cirka 4–5 miljarder år och slås samman för att potentiellt bilda en jättelik elliptisk galax eller en stor linsformad galax . Med en skenbar magnitud på 3,4 är Andromedagalaxen bland de ljusaste av Messier-objekten och är synlig för blotta ögat från jorden på månlösa nätter, även när den ses från områden med måttlig ljusförorening .

Observationshistorik

Stora Andromeda "nebulosan" ( M110 uppe till vänster), som fotograferad av Isaac Roberts , 1899.

Omkring år 964 var den persiske astronomen Abd al-Rahman al-Sufi den förste som formellt beskrev Andromedagalaxen. Han hänvisade till det i sin Book of Fixed Stars som ett "nebulöst utstryk" eller "litet moln".

Stjärndiagram från den perioden märkte det som det lilla molnet . År 1612 gav den tyske astronomen Simon Marius en tidig beskrivning av Andromedagalaxen baserat på teleskopiska observationer. Pierre Louis Maupertuis anade 1745 att den suddiga platsen var ett ö-universum. 1764 katalogiserade Charles Messier Andromeda som objekt M31 och krediterade felaktigt Marius som upptäckaren trots att det var synligt för blotta ögat. År 1785 noterade astronomen William Herschel en svag rödaktig nyans i Andromedas kärnregion. Han trodde att Andromeda var den närmaste av alla de "stora nebulosorna ", och baserat på nebulosans färg och magnitud gissade han felaktigt att den inte var mer än 2 000 gånger avståndet från Sirius , eller ungefär 18 000  ly (5,5  kpc ) . År 1850 gjorde William Parsons, 3:e earl av Rosse den första teckningen av Andromedas spiralstruktur .

1864 noterade Sir William Huggins att Andromedas spektrum skilde sig från det för en gasnebulosa. Andromedas spektra visar ett kontinuum av frekvenser , överlagrade med mörka absorptionslinjer som hjälper till att identifiera den kemiska sammansättningen av ett föremål. Andromedas spektrum är mycket likt spektra av enskilda stjärnor, och från detta drogs slutsatsen att Andromeda har en stjärnkaraktär. År 1885 sågs en supernova (känd som S Andromedae ) i Andromeda, den första och hittills enda observerade i den galaxen. På den tiden kallades den "Nova 1885" - skillnaden mellan " novaer " i modern mening och supernovor var ännu inte känd. Andromeda ansågs vara ett närliggande föremål, och man insåg inte att "novan" var mycket ljusare än vanliga novaer.

År 1888 tog Isaac Roberts ett av de första fotografierna av Andromeda, som fortfarande ansågs vara en nebulosa i vår galax. Roberts misstog Andromeda och liknande "spiralnebulosor" som stjärnsystem som bildades .

År 1912 använde Vesto Slipher spektroskopi för att mäta Andromedas radiella hastighet med avseende på solsystemet — den största hastighet som hittills uppmätts, vid 300 km/s (190 mi/s).

Ö universum

Placering av Andromedagalaxen (M31) i Andromeda-stjärnbilden.

Redan 1755 föreslog den tyske filosofen Immanuel Kant hypotesen att Vintergatan bara är en av många galaxer, i sin bok Universal Natural History and Theory of the Heavens . Med argumentet att en struktur som Vintergatan skulle se ut som en cirkulär nebulosa sett ovanifrån och som en elliptisk om den ses från en vinkel, drog han slutsatsen att de observerade elliptiska nebulosorna som Andromeda, som inte kunde förklaras på annat sätt vid den tiden, verkligen var galaxer liknande Vintergatan.

1917 observerade Heber Curtis en nova inom Andromeda. Genom att söka i det fotografiska dokumentet upptäcktes ytterligare 11 novaer. Curtis märkte att dessa novaer i genomsnitt var 10 magnituder svagare än de som förekom någon annanstans på himlen. Som ett resultat kunde han komma med en avståndsberäkning på 500 000 ly (3,2 × 10 10  AU). Han blev en förespråkare för den så kallade "ö-universum"-hypotesen, som ansåg att spiralnebulosor faktiskt var oberoende galaxer.

Andromeda galaxen nära övre vänstra delen av Very Large Telescope . Triangulumgalaxen är synlig på toppen.

1920 ägde den stora debatten mellan Harlow Shapley och Curtis rum om Vintergatans natur, spiralnebulosor och universums dimensioner . För att stödja hans påstående om att den stora Andromeda-nebulosan i själva verket är en extern galax, noterade Curtis också utseendet av mörka banor inom Andromeda som liknade dammmolnen i vår egen galax, såväl som historiska observationer av Andromedagalaxens betydande dopplerskifte . År 1922 presenterade Ernst Öpik en metod för att uppskatta avståndet till Andromeda med hjälp av de uppmätta hastigheterna för dess stjärnor. Hans resultat placerade Andromeda-nebulosan långt utanför vår galax på ett avstånd av cirka 450 kpc (1 500 kly). Edwin Hubble avgjorde debatten 1925 när han identifierade extragalaktiska Cepheid variabla stjärnor för första gången på astronomiska foton av Andromeda. Dessa gjordes med hjälp av 100-tums (2,5 m) Hooker-teleskopet , och de gjorde det möjligt att bestämma avståndet till den stora Andromeda-nebulosan. Hans mätning visade definitivt att detta särdrag inte var ett kluster av stjärnor och gas i vår egen galax, utan en helt separat galax som ligger ett betydande avstånd från Vintergatan.

1943 var Walter Baade den första personen att lösa stjärnor i den centrala regionen av Andromedagalaxen. Baade identifierade två distinkta populationer av stjärnor baserat på deras metallicitet , och namngav de unga, höghastighetsstjärnorna i skivan Typ I och de äldre, röda stjärnorna i utbuktningen Typ II. Denna nomenklatur antogs därefter för stjärnor inom Vintergatan och på andra håll. (Förekomsten av två distinkta populationer hade tidigare noterats av Jan Oort .) Baade upptäckte också att det fanns två typer av Cepheid variabla stjärnor, vilket resulterade i en fördubbling av avståndsuppskattningen till Andromeda, såväl som resten av universum.

1950 upptäcktes radiostrålning från Andromedagalaxen av Hanbury Brown och Cyril Hazard vid Jodrell Bank Observatory . De första radiokartorna över galaxen gjordes på 1950-talet av John Baldwin och medarbetare vid Cambridge Radio Astronomy Group . Kärnan i Andromedagalaxen kallas 2C 56 i 2C -radioastronomikatalogen. År 2009 kan den första planeten ha upptäckts i Andromedagalaxen. Detta upptäcktes med hjälp av en teknik som kallas mikrolinsning , som orsakas av avböjning av ljus av ett massivt föremål.

Observationer av linjärt polariserad radioemission med Westerbork Synthesis Radio Telescope , Effelsberg 100-m Radio Telescope och Very Large Array avslöjade ordnade magnetiska fält inriktade längs "10-kpc-ringen" av gas- och stjärnbildning. Det totala magnetfältet har en styrka på cirka 0,5 nT, varav 0,3 nT är beställt.

Allmän

Det uppskattade avståndet för Andromedagalaxen från vår egen fördubblades 1953 när det upptäcktes att det finns en annan, svagare typ av variabel Cepheid-stjärna . På 1990-talet användes mätningar av både vanliga röda jättar och röda klumpstjärnor från Hipparcos satellitmätningar för att kalibrera Cepheidavstånden.

Bildning och historia

Andromedagalaxen sett av NASA :s Wide-field Infrared Survey Explorer .

Andromedagalaxen bildades för ungefär 10 miljarder år sedan från kollisionen och efterföljande sammanslagning av mindre protogalaxer .

Denna våldsamma kollision bildade det mesta av galaxens (metallrika) galaktiska halo och förlängda skiva. Under denna epok skulle dess takt av stjärnbildning ha varit mycket hög , till den grad att den blev en lysande infraröd galax i ungefär 100 miljoner år. Andromeda och triangulumgalaxen (M33) hade en mycket nära passage för 2–4 miljarder år sedan. Denna händelse orsakade höga takter av stjärnbildning över Andromedagalaxens skiva – till och med några klotformiga hopar – och störde M33:s yttre skiva.

Under de senaste 2 miljarderna åren tros stjärnbildningen på hela Andromedas skiva ha minskat till en punkt av nästan inaktivitet. Det har förekommit interaktioner med satellitgalaxer som M32 , M110 eller andra som redan har absorberats av Andromedagalaxen. Dessa interaktioner har format strukturer som Andromedas Giant Stellar Stream . En galaktisk sammanslagning för ungefär 100 miljoner år sedan tros vara ansvarig för en motroterande gasskiva som hittades i Andromedas centrum samt närvaron där av en relativt ung (100 miljoner år gammal) stjärnpopulation.

Uppskattning av avstånd

Minst fyra distinkta tekniker har använts för att uppskatta avstånden från jorden till Andromedagalaxen. 2003, med användning av de infraröda ytljusstyrkorna (I-SBF) och justering för det nya period-luminositetsvärdet och en metallicitetskorrigering på -0,2 mag dex -1 tum (O/H), en uppskattning på 2,57 ± 0,06 miljoner ljus- år (1,625 × 10 11  ± 3,8 × 10 9 astronomiska enheter ) härleddes. En variabel Cepheid-metod från 2004 uppskattade avståndet till 2,51 ± 0,13 miljoner ljusår (770 ± 40 kpc). År 2005 upptäcktes en förmörkande dubbelstjärna i Andromedagalaxen. Binären är två heta blå stjärnor av typerna O och B. Genom att studera stjärnornas förmörkelser kunde astronomerna mäta deras storlekar. Genom att känna till stjärnornas storlek och temperatur kunde de mäta deras absoluta magnitud . När de visuella och absoluta magnituderna är kända kan avståndet till stjärnan beräknas. Stjärnorna ligger på ett avstånd av 2,52 × 10 6  ± 0,14 × 10 6  ly (1,594 × 10 11  ± 8,9 × 10 9  AU) och hela Andromedagalaxen på cirka 2,5 × 10 6  ly (1,6 × 10 11  AU). Detta nya värde är i utmärkt överensstämmelse med det tidigare, oberoende Cepheid-baserade avståndsvärdet. TRGB - metoden användes också 2005, vilket gav ett avstånd på 2,56 × 10 6  ± 0,08 × 10 6  ly (1,619 × 10 11  ± 5,1 × 10 9  AU). Tillsammans ger dessa avståndsuppskattningar ett värde på 2,54 × 10 6  ± 0,11 × 10 6  ly (1,606 × 10 11  ± 7,0 × 10 9  AU). ^^^^^^^

Massuppskattningar

Andromedagalaxen avbildad i ultraviolett av GALEX (2003).
Illustration som visar både storleken på varje galax och avståndet mellan de två galaxerna, i skala.
Jätte gloria runt Andromeda Galaxy.

Fram till 2018 gav massuppskattningar för Andromedagalaxens halo (inklusive mörk materia ) ett värde på cirka 1,5 × 1012  M , jämfört med 8 × 1011  M för Vintergatan. Detta motsäger tidigare mätningar som tycktes indikera att Andromedagalaxen och Vintergatan är nästan lika i massa.

2018 återupprättades massjämlikheten genom radioresultat till ungefär 8 × 1011  M . År 2006 fastställdes Andromedagalaxens sfäroid att ha en högre stjärndensitet än Vintergatans, och dess galaktiska stjärnskiva uppskattades till ungefär dubbelt så stor diameter som Vintergatans. Andromedagalaxens totala massa beräknas vara mellan 8 × 1011  M och 1,1 × 1012  M . Stjärnmassan för M31 är 10–15 × 1010  M , med 30 % av den massan i den centrala utbuktningen , 56 % i skivan och de återstående 14 % i stjärnhalon . Radioresultaten (som liknar Vintergatans galax) bör tas som mest sannolika från och med 2018, även om detta ärende helt klart fortfarande är under aktiv utredning av ett antal forskargrupper över hela världen.

Från och med 2019 sätter nuvarande beräkningar baserade på flykthastighet och dynamiska massmätningar Andromedagalaxen till 0,8 × 1012  M , som bara är hälften av Vintergatans nyare massa, beräknad 2019 till 1,5 × 1012  M .

Förutom stjärnor innehåller Andromedagalaxens interstellära medium minst 7,2 × 109  M i form av neutralt väte , minst 3,4 × 108  M som molekylärt väte (inom dess innersta 10 kiloparsek), och 5,4 × 107  M damm . _

Andromedagalaxen är omgiven av en massiv halo av het gas som beräknas innehålla hälften av massan av stjärnorna i galaxen. Den nästan osynliga halo sträcker sig ungefär en miljon ljusår från sin värdgalax, halvvägs till vår Vintergatans galax. Simuleringar av galaxer indikerar den halo som bildas samtidigt som Andromedagalaxen. Halon är berikad av beståndsdelar som är tyngre än väte och helium, bildade från supernovor , och dess egenskaper är de som förväntas för en galax som ligger i den "gröna dalen" i galaxens färg-magnitudediagram (se nedan ). Supernovor bryter ut i Andromedagalaxens stjärnfyllda skiva och skjuter ut dessa tyngre element i rymden. Under Andromedagalaxens livstid har nästan hälften av de tunga grundämnen som tillverkats av dess stjärnor kastats ut långt bortom galaxens stjärnskiva med 200 000 ljusår i diameter.

Uppskattningar av ljusstyrka

Jämfört med Vintergatan verkar Andromedagalaxen ha övervägande äldre stjärnor med åldrarna >7 × 109 år. Den uppskattade ljusstyrkan för Andromedagalaxen, ~2,6 × 1010  L , är cirka 25 % högre än i vår egen galax. Galaxen har dock en hög lutning sett från jorden och dess interstellära stoft absorberar en okänd mängd ljus, så det är svårt att uppskatta dess faktiska ljusstyrka och andra författare har gett andra värden för ljusstyrkan i Andromedagalaxen (vissa författare till och med föreslår att det är den näst ljusaste galaxen inom en radie av 10 megaparsek från Vintergatan, efter Sombrerogalaxen , med en absolut magnitud på runt -22,21 eller nära).

En uppskattning gjord med hjälp av Spitzer Space Telescope publicerad 2010 antyder en absolut magnitud (i det blå) på -20,89 (som med ett färgindex på +0,63 översätts till en absolut visuell magnitud på -21,52, jämfört med -20,9 för Vintergatan), och en total ljusstyrka i den våglängden på 3,64 × 1010  L .

Hastigheten för stjärnbildning i Vintergatan är mycket högre, med Andromedagalaxen som bara producerar ungefär en solmassa per år jämfört med 3–5 solmassor för Vintergatan. Antalet novaer i Vintergatan är också dubbelt så högt som Andromedagalaxen. Detta tyder på att den senare en gång upplevde en stor stjärnbildningsfas, men nu är i ett relativt stillastående, medan Vintergatan upplever mer aktiv stjärnbildning. Skulle detta fortsätta kan Vintergatans ljusstyrka så småningom överträffa Andromedagalaxens.

Enligt nyare studier ligger Andromedagalaxen i det som i galaxens färg-magnitudediagram är känt som "den gröna dalen", en region befolkad av galaxer som Vintergatan i övergång från det "blå molnet" (galaxer som aktivt bildar nya stjärnor ) till den "röda sekvensen" (galaxer som saknar stjärnbildning). Stjärnbildningsaktiviteten i gröna dalgalaxer saktar ner eftersom de får slut på stjärnbildande gas i det interstellära mediet. I simulerade galaxer med liknande egenskaper som Andromedagalaxen förväntas stjärnbildningen slockna inom cirka fem miljarder år, vilket till och med står för den förväntade, kortsiktiga ökningen av stjärnbildningshastigheten på grund av kollisionen mellan Andromedagalaxen och Vintergatan Sätt.

Strukturera

Andromedagalaxen ( M110 nedan) sedd i infrarött av Spitzer Space Telescope , ett av NASA :s fyra stora rymdobservatorier .
Bild av Andromedagalaxen tagen av Spitzer i infrarött, 24 mikrometer (Kredit: NASA / JPLCaltech /Karl D. Gordon, University of Arizona ).
En snabb rundtur i Andromedagalaxen.
En Galaxy Evolution Explorer -bild av Andromedagalaxen. Banden av blåvitt som utgör galaxens slående ringar är stadsdelar som hyser heta, unga, massiva stjärnor. Mörkblågrå stråk av kallare damm dyker upp skarpt mot dessa ljusa ringar och spårar de regioner där stjärnbildningen för närvarande äger rum i täta molniga kokonger. När de observeras i synligt ljus ser Andromedagalaxens ringar mer ut som spiralarmar. Den ultravioletta vyn visar att dessa armar mer liknar den ringliknande strukturen som tidigare observerats i infraröda våglängder med NASA:s Spitzer Space Telescope . Astronomer som använde den senare tolkade dessa ringar som bevis på att galaxen var inblandad i en direkt kollision med sin granne, M32, för mer än 200 miljoner år sedan.

Baserat på dess utseende i synligt ljus klassificeras Andromedagalaxen som en SA(s)b-galax i det utökade klassificeringssystemet de Vaucouleurs–Sandage för spiralgalaxer. Men infraröda data från 2MASS- undersökningen och från Spitzer Space Telescope visade att Andromeda faktiskt är en bomrad spiralgalax , som Vintergatan, med Andromedas stånghuvudaxel orienterad 55 grader moturs från skivans huvudaxel.

Det finns olika metoder som används inom astronomi för att definiera storleken på en galax, och varje metod kan ge olika resultat i förhållande till den andra. Den vanligast använda är D 25 - standarden - isofoten där den fotometriska ljusstyrkan för en galax i B-bandet (445 nm våglängd av ljus, i den blå delen av det synliga spektrumet ) når 25 mag/bågesek 2 . The Third Reference Catalog of Bright Galaxies (RC3) använde denna standard för Andromeda 1991, vilket gav en isofotal diameter på 46,56 kiloparsecs (152 000 ljusår) på ett avstånd av 2,5 miljoner ljusår. En tidigare uppskattning från 1981 gav en diameter för Andromeda på 54 kiloparsek (176 000 ljusår).

En studie 2005 av Keck-teleskopen visar att det finns ett svagt stänk av stjärnor, eller galaktisk halo , som sträcker sig utåt från galaxen. Stjärnorna i denna gloria beter sig annorlunda än de i Andromedas huvudgalaktiska skiva, där de visar ganska oorganiserade omloppsrörelser i motsats till att stjärnorna i huvudskivan har mer ordnade banor och enhetliga hastigheter på 200 km/s. Denna diffusa halo sträcker sig utåt bort från Andromedas huvudskiva med diametern 67,45 kiloparsecs (220 000 ljusår).

Galaxen lutar uppskattningsvis 77° i förhållande till jorden (där en vinkel på 90° skulle vara kantad). Analys av galaxens tvärsnittsform verkar visa en uttalad, S-formad varp snarare än bara en platt skiva. En möjlig orsak till en sådan varp kan vara gravitationsinteraktion med satellitgalaxerna nära Andromedagalaxen. Galaxy M33 kan vara ansvarig för en viss varp i Andromedas armar, även om mer exakta avstånd och radiella hastigheter krävs.

Spektroskopiska studier har tillhandahållit detaljerade mätningar av Andromedagalaxens rotationshastighet som en funktion av radiellt avstånd från kärnan. Rotationshastigheten har ett maximalt värde på 225 km/s (140 mi/s) vid 1 300  ly (82 000 000  AU ) från kärnan, och den har sitt minimum möjligen så lågt som 50 km/s (31 mi/s) vid 7 000 ly (440 000 000 AU) från kärnan. Längre ut stiger rotationshastigheten till en radie på 33 000 ly (2,1 × 10 9  AU), där den når en topp på 250 km/s (160 mi/s). Hastigheterna minskar långsamt bortom det avståndet och sjunker till cirka 200 km/s (120 mi/s) vid 80 000 ly (5,1 × 10 9  AU). Dessa hastighetsmätningar innebär en koncentrerad massa på cirka 6 × 109  M i kärnan . Galaxens totala massa ökar linjärt ut till 45 000 ly (2,8 × 10 9  AU), sedan långsammare bortom den radien.

Andromedagalaxens spiralarmar beskrivs av en serie HII-regioner , först studerade i detalj av Walter Baade och beskrevs av honom som att likna "pärlor på ett snöre". Hans studier visar två spiralarmar som verkar vara hårt lindade, även om de är mer åtskilda än i vår galax. Hans beskrivningar av spiralstrukturen, när varje arm korsar Andromedagalaxens huvudaxel, är som följer §pp1062 §pp92 :

Baades spiralarmar av M31
Armar (N=korsar M31:s huvudaxel i norr, S=korsar M31:s huvudaxel i söder) Avstånd från centrum ( bågminuter ) (N*/S*) Avstånd från centrum (kpc) (N*/S*) Anteckningar
N1/S1 3,4/1,7 0,7/0,4 Dammarmar utan OB-associationer av HII-regioner .
N2/S2 8,0/10,0 1,7/2,1 Dammarmar med några OB-föreningar.
N3/S3 25/30 5,3/6,3 Enligt N2/S2, men med vissa HII-regioner också.
N4/S4 50/47 11/9.9 Stort antal OB-föreningar, HII-regioner och lite damm.
N5/S5 70/66 15/14 Enligt N4/S4 men mycket svagare.
N6/S6 91/95 19/20 Lösa OB-föreningar. Inget damm syns.
N7/S7 110/116 23/24 Enligt N6/S6 men svagare och oansenlig.

Eftersom Andromedagalaxen ses nära kanten på är det svårt att studera dess spiralstruktur. Rättade bilder av galaxen verkar visa en ganska normal spiralgalax, som uppvisar två kontinuerliga bakre armar som är åtskilda från varandra med minst cirka 13 000  ly (820  000 000 AU ) och som kan följas utåt från ett avstånd av cirka 1 600 ly ( 100 000 000 AU) från kärnan. Alternativa spiralstrukturer har föreslagits såsom en enda spiralarm eller ett flockigt mönster av långa, trådformiga och tjocka spiralarmar.

Den mest sannolika orsaken till förvrängningarna av spiralmönstret tros vara interaktion med galaxsatelliterna M32 och M110 . Detta kan ses genom att de neutrala vätemolnen förskjuts från stjärnorna.

1998 visade bilder från Europeiska rymdorganisationens infraröda rymdobservatorium att den övergripande formen av Andromedagalaxen kan övergå till en ringgalax . Gasen och dammet i galaxen bildas i allmänhet till flera överlappande ringar, med en särskilt framträdande ring som bildas vid en radie av 32 000 ly (9,8 kpc) från kärnan, av vissa astronomer kallad eldringen . Denna ring är dold från bilder av galaxen med synligt ljus eftersom den huvudsakligen består av kallt damm, och det mesta av stjärnbildningen som äger rum i Andromedagalaxen är koncentrerad där.

Senare studier med hjälp av rymdteleskopet Spitzer visade hur Andromedagalaxens spiralstruktur i det infraröda tycks vara sammansatt av två spiralarmar som kommer ut från en central stång och fortsätter bortom den stora ringen som nämns ovan. Dessa armar är dock inte kontinuerliga och har en segmenterad struktur.

Nära undersökningar av Andromedagalaxens inre region med samma teleskop visade också en mindre dammring som tros ha orsakats av interaktionen med M32 för mer än 200 miljoner år sedan. Simuleringar visar att den mindre galaxen passerade genom Andromedagalaxens skiva längs den senares polära axel. Denna kollision avlägsnade mer än hälften av massan från den mindre M32 och skapade ringstrukturerna i Andromeda. Det är samexistensen av den sedan länge kända stora ringliknande funktionen i gasen i Messier 31, tillsammans med denna nyupptäckta inre ringliknande struktur, förskjuten från barycentret , som antydde en nästan frontalkollision med satelliten M32, en mildare version av Cartwheel-mötet .

Studier av Andromedagalaxens förlängda gloria visar att den är ungefär jämförbar med Vintergatans, med stjärnor i halon som i allmänhet är " metallfattiga ", och alltmer med större avstånd. Dessa bevis tyder på att de två galaxerna har följt liknande evolutionära vägar. De kommer sannolikt att ha samlats och assimilerats omkring 100–200 galaxer med låg massa under de senaste 12 miljarderna åren. Stjärnorna i Andromedagalaxens och Vintergatans utsträckta glorier kan sträcka sig nästan en tredjedel av avståndet mellan de två galaxerna.

Kärna

Hubble-bild av Andromedagalaxens kärna som visar möjlig dubbel struktur. NASA / ESA  foto.
Konstnärens koncept av Andromedagalaxens kärna, som visar en vy över en skiva av unga, blå stjärnor som omger ett supermassivt svart hål. NASA / ESA  foto.

Andromedagalaxen är känd för att hysa en tät och kompakt stjärnhop i centrum. I ett stort teleskop skapar det ett visuellt intryck av en stjärna inbäddad i den mer diffusa omgivande utbuktningen. 1991 användes rymdteleskopet Hubble för att avbilda Andromedagalaxens inre kärna. Kärnan består av två koncentrationer separerade med 1,5  pc (4,9  ly ). Den ljusare koncentrationen, betecknad som P1, är förskjuten från mitten av galaxen. Den svagare koncentrationen, P2, faller i galaxens verkliga centrum och innehåller ett svart hål uppmätt vid 3–5 × 10 7 M 1993 och vid 1,1–2,3 × 10 8 M 2005. Materialets hastighetsspridning runt den mäts till ≈ 160  km/s (100  mi/s ).

Chandra X-ray teleskop bild av mitten av Andromedagalaxen. Ett antal röntgenkällor, sannolikt röntgenbinärstjärnor, inom galaxens centrala område visas som gulaktiga prickar. Den blå källan i mitten är vid positionen för det supermassiva svarta hålet .

Det har föreslagits att den observerade dubbelkärnan skulle kunna förklaras om P1 är projektionen av en skiva av stjärnor i en excentrisk bana runt det centrala svarta hålet. Excentriciteten är sådan att stjärnor hänger kvar vid orbital apocenter , vilket skapar en koncentration av stjärnor. P2 innehåller också en kompaktskiva av heta, spektralklass A-stjärnor. A-stjärnorna är inte tydliga i rödare filter, men i blått och ultraviolett ljus dominerar de kärnan, vilket gör att P2 verkar mer framträdande än P1.

Medan det vid den första tiden för upptäckten av dess upptäckt antogs att den ljusare delen av dubbelkärnan är kvarlevan av en liten galax "kannibaliserad" av Andromedagalaxen, anses detta inte längre vara en hållbar förklaring, till stor del för att en sådan kärna skulle ha en ytterst kort livslängd på grund av tidvattenavbrott av det centrala svarta hålet. Även om detta delvis skulle kunna lösas om P1 hade ett eget svart hål för att stabilisera det, tyder inte fördelningen av stjärnor i P1 på att det finns ett svart hål i dess mitt.

Diskreta källor

Andromedagalaxen i högenergiröntgen och ultraviolett ljus (släpps 5 januari 2016).

Uppenbarligen, i slutet av 1968, hade inga röntgenstrålar upptäckts från Andromedagalaxen. En ballongflygning den 20 oktober 1970 satte en övre gräns för detekterbara hårda röntgenstrålar från Andromedagalaxen. Swift BAT all-sky-undersökningen upptäckte framgångsrikt hårda röntgenstrålar från ett område centrerat 6 bågsekunder från galaxens centrum. Emissionen över 25 keV visade sig senare komma från en enda källa som heter 3XMM J004232.1+411314 , och identifierades som ett binärt system där ett kompakt objekt (en neutronstjärna eller ett svart hål) samlar upp materia från en stjärna.

Flera röntgenkällor har sedan dess upptäckts i Andromedagalaxen, med hjälp av observationer från Europeiska rymdorganisationens (ESA) XMM-Newton- observatorium. Robin Barnard et al. hypotesen att dessa är kandidatsvarta hål eller neutronstjärnor , som värmer den inkommande gasen till miljontals kelviner och sänder ut röntgenstrålar. Neutronstjärnor och svarta hål kan särskiljas främst genom att mäta deras massor. En observationskampanj av NuSTAR rymduppdrag identifierade 40 objekt av detta slag i galaxen. År 2012 upptäcktes en mikrokvasar , en radioskur från ett mindre svart hål i Andromedagalaxen. Stamfaderns svarta hål ligger nära det galaktiska centrumet och har cirka 10 M . Den upptäcktes genom data som samlats in av Europeiska rymdorganisationens XMM -Newton- sond och observerades därefter av NASA :s Swift Gamma-Ray Burst Mission och Chandra X-Ray Observatory , Very Large Array och Very Long Baseline Array . Mikrokvasaren var den första som observerades inom Andromedagalaxen och den första utanför Vintergatan.

Globulära hopar

Stjärnhopar i Andromedagalaxen.

Det finns cirka 460 klotformade hopar förknippade med Andromedagalaxen. Den mest massiva av dessa kluster, identifierad som Mayall II , med smeknamnet Globular One, har en större ljusstyrka än någon annan känd klothop i den lokala gruppen av galaxer. Den innehåller flera miljoner stjärnor och är ungefär dubbelt så lysande som Omega Centauri , den ljusaste kända klothopen i Vintergatan. Globular One (eller G1) har flera stjärnpopulationer och en struktur som är för massiv för en vanlig globulär. Som ett resultat anser vissa att G1 är den kvarvarande kärnan av en dvärggalax som konsumerades av Andromeda i det avlägsna förflutna. Den klotformade med störst skenbar ljusstyrka är G76 som ligger i den sydvästra armens östra halva. En annan massiv klothop, som heter 037-B327 och upptäcktes 2006 som är kraftigt rodnad av Andromedagalaxens interstellära damm , ansågs vara mer massiv än G1 och den största hopen i den lokala gruppen; Men andra studier har visat att det faktiskt liknar G1 i egenskaper.

Till skillnad från Vintergatans klothopar, som uppvisar en relativt låg åldersspridning, har Andromedagalaxens klothopar ett mycket större åldersintervall: från system lika gamla som själva galaxen till mycket yngre system, med åldrar mellan några hundra miljoner år till fem miljarder år.

2005 upptäckte astronomer en helt ny typ av stjärnhop i Andromedagalaxen. De nyfunna hoparna innehåller hundratusentals stjärnor, ett liknande antal stjärnor som kan hittas i klothopar. Det som skiljer dem från klothoparna är att de är mycket större – flera hundra ljusår över – och hundratals gånger mindre täta. Avstånden mellan stjärnorna är därför mycket större inom de nyupptäckta utökade hoparna.

Den mest massiva klothopen i Andromedagalaxen, B023-G078, har sannolikt ett centralt mellanliggande svart hål på nästan 100 000 solmassor.

Närliggande och satellitgalaxer

Messier 32 är till vänster om mitten, Messier 110 är längst ner till höger om mitten.

Liksom Vintergatan har Andromedagalaxen satellitgalaxer som består av över 20 kända dvärggalaxer . Andromedagalaxens dvärggalaxpopulation är mycket lik Vintergatans, men galaxerna är mycket fler. De mest kända och lättast observerade satellitgalaxerna är M32 och M110 . Baserat på aktuella bevis verkar det som om M32 genomgick ett nära möte med Andromedagalaxen tidigare. M32 kan en gång ha varit en större galax som fick sin stjärnskiva borttagen av M31 och genomgick en kraftig ökning av stjärnbildningen i kärnområdet, vilket varade till det relativt korta förflutna.

M110 verkar också interagera med Andromedagalaxen, och astronomer har hittat i den senares gloria en ström av metallrika stjärnor som verkar ha tagits bort från dessa satellitgalaxer. M110 innehåller en dammig körfält, vilket kan indikera nyligen eller pågående stjärnbildning. M32 har också en ung stjärnpopulation.

Triangulumgalaxen är en icke-dvärggalax som ligger 750 000 ljusår från Andromeda. Det är för närvarande okänt om det är en Andromedas satellit.

2006 upptäcktes det att nio av satellitgalaxerna ligger i ett plan som skär Andromedagalaxens kärna; de är inte slumpmässigt arrangerade som man kan förvänta sig av oberoende interaktioner. Detta kan indikera ett gemensamt tidvattenursprung för satelliterna.

PA-99-N2 händelse och möjlig exoplanet i galaxen

Andromeda Galaxy med DESI-överlägg.

PA-99-N2 var en mikrolinsningshändelse som upptäcktes i Andromedagalaxen 1999. En av förklaringarna till detta är gravitationslinsningen av en röd jätte av en stjärna med en massa mellan 0,02 och 3,6 gånger solens, vilket antydde att stjärnan kretsar troligen av en planet. Denna möjliga exoplanet skulle ha en massa 6,34 gånger Jupiters massa. Om det slutligen bekräftas, skulle det vara den första extragalaktiska planet som någonsin hittats . Avvikelser i händelsen hittades dock senare.

Kollision med Vintergatan

Andromedagalaxen närmar sig Vintergatan med cirka 110 kilometer (68 miles) per sekund. Den har uppmätts närma sig i förhållande till solen med cirka 300 km/s (190 mi/s) när solen kretsar runt galaxens centrum med en hastighet av cirka 225 km/s (140 mi/s). Detta gör Andromedagalaxen till en av cirka 100 observerbara blåskiftade galaxer. Andromedagalaxens tangentiella eller sidledes hastighet med avseende på Vintergatan är relativt mycket mindre än den närmande hastigheten och därför förväntas den kollidera direkt med Vintergatan om cirka 2,5-4 miljarder år. Ett troligt resultat av kollisionen är att galaxerna kommer att smälta samman och bilda en gigantisk elliptisk galax eller kanske till och med en stor skivgalax . Sådana händelser är vanliga bland galaxerna i galaxgrupper . Jordens och solsystemets öde i händelse av en kollision är för närvarande okänt. Innan galaxerna smälter samman finns det en liten chans att solsystemet kan kastas ut från Vintergatan eller ansluta sig till Andromedagalaxen.

Amatörobservation

Överlagd bild som visar storleken på månen och Andromedagalaxen som observerats från jorden. Eftersom galaxen inte är särskilt ljus är dess storlek inte uppenbar.

Under de flesta betraktningsförhållanden är Andromedagalaxen ett av de mest avlägsna objekten som kan ses med blotta ögat ( M33 och M81 kan ses under mycket mörk himmel). Galaxen är vanligen placerad på himlen med hänvisning till konstellationerna Cassiopeia och Pegasus . Andromeda ses bäst under höstnätter på norra halvklotet när den passerar högt ovanför och når sin högsta punkt runt midnatt i oktober, och två timmar tidigare varje månad i rad. Tidigt på kvällen stiger den i öster i september och lägger sig i väster i februari. Från södra halvklotet är Andromedagalaxen synlig mellan oktober och december, bäst sedd från så långt norrut som möjligt. Kikare kan avslöja några större strukturer av galaxen och dess två ljusaste satellitgalaxer , M32 och M110 . Ett amatörteleskop kan avslöja Andromedas skiva, några av dess ljusaste klothopar, mörka stoftbanor och det stora stjärnmolnet NGC 206 .

Se även

Anteckningar

Referenser

externa länkar