Messier 32 - Messier 32

Messier 32
M32 Francione inverterad.jpg
Dwarf Satellite Galaxy Messier 32
Observationsdata ( J2000 -epok )
Konstellation Andromeda
Rätt uppstigning 00 h 42 m 41,8 s
Deklination +40 ° 51 ′ 55 ″
Rödförskjutning -200 ± 6 km / s
Distans 2,49 ± 0,08 miljoner ljusår (763 ± 24 kpc )
Tydlig storlek  (V) 8,08
Egenskaper
Typ cE2
Tydlig storlek  (V) 8′.7 × 6′.5
Anmärkningsvärda funktioner Satellitgalax i
Andromeda -galaxen
Andra beteckningar
M 32, NGC 221, UGC 452, PGC 2555, Arp 168, LEDA 2555

Messier 32 (även känd som M32 och NGC 221 ) är en dvärg "tidig" galax cirka 2650 000 ljusår (810 000 st) från solsystemet , som förekommer i stjärnbilden Andromeda . M32 är en satellit- galax av Andromeda Galaxy (M31) och upptäcktes av Guillaume Le Gentil 1749. Dess verkliga storlek är ca 3 / 4 av radien av solen från den lokala galaxens centrum, 6,300-6,700 ljusår (1900 –2 100 st) när det är ganska outtalat bredast.

Galaxen är en prototyp av den relativt sällsynta kompakta elliptiska (cE) klassen. Halva stjärnorna koncentreras inom en effektiv radie (inre kärna) på 330 ljusår (100 st). Tätheten i den centrala stjärnkanten ökar brant och överstiger 3 × 10 7 (det vill säga 30 miljoner) M ☉ pc −3 (det vill säga per parsec kubad) vid de minsta delradier som upplöses av HST och halvljusradien av detta centrala stjärnkluster är cirka 6 parsek (20 ly). Liksom mer vanliga elliptiska galaxer innehåller M32 mestadels äldre svagt röda och gula stjärnor med praktiskt taget inget damm eller gas och följaktligen ingen aktuell stjärnbildning . Det visar emellertid antydningar om stjärnbildning under det relativt senaste förflutna.

I den här bilden av Andromeda -galaxen är Messier 32 till vänster om mitten.
Messier 32 som det kan se ut precis utanför Messier 31 (uppe till höger). Den närliggande Messier 33 (längst ner till vänster) är också avbildad

Ursprung

Strukturen och stjärninnehållet i M32 är svårt att förklara med traditionella galaxbildningsmodeller . Teoretiska argument och några simuleringar föreslår ett scenario där det starka tidvattensfältet på M31 kan omvandla en spiralgalax eller en lentikulär galax till en kompakt elliptisk. När en liten skivgalaxi faller in i de centrala delarna av M31 kommer många av dess yttre lager att tas bort. Den lilla galaxens centrala utbuktning påverkas mycket mindre och behåller sin morfologi. Gravitationsvatteneffekter kan också driva gas inåt och utlösa ett stjärnutbrott i kärnan i den lilla galaxen, vilket resulterar i den höga densiteten av M32 som observeras idag. Det finns bevis för att M32 har en svag yttre skiva, och som sådan inte är en typisk elliptisk galax.

Nyare simuleringar visar att en off-center- påverkan av M32 för cirka 800 miljoner år sedan förklarar dagens vridning i M31: s disk. Denna funktion uppträder dock bara under den första orbitalpassagen, medan det tar många banor för tidvatten att omvandla en normal dvärg till M32. De observerade färgerna och stjärnpopulationerna i M32: s utkanter stämmer inte överens med stjärnhuvudet i M31, vilket indikerar att tidvattenförluster från M32 inte är deras källa. Sammantaget kan dessa omständigheter tyda på att M32 redan började i sitt kompakta tillstånd och har behållit de flesta av sina egna stjärnor. Minst en liknande cE -galax har upptäckts isolerat, utan att någon massiv följeslagare tröskar den.

En annan hypotes är att M32 i själva verket är den största resten av en tidigare spiralgalax, M32p , som då var den tredje största medlemmen i den lokala gruppen. Enligt denna simulering gick M31 (Andromeda) och M32p samman för cirka två miljarder år sedan, vilket kan förklara både den ovanliga sminkningen av den nuvarande M31 -stjärnhalogen och strukturen och innehållet i M32.

Avståndsmätningar

Minst två tekniker har använts för att mäta avstånd till M32. Den infraröda ytans ljusstyrka fluktuationer avståndsmätningsteknik uppskattar avstånd till spiralgalaxer baserat på kornigheten i utseendet på deras utbuktningar. Avståndet uppmätt till M32 med denna teknik är 2,46 ± 0,09 miljoner ljusår (755 ± 28 kpc ). M32 är dock tillräckligt nära för att spetsen på den röda jättegrenens (TRGB) metod kan användas för att uppskatta dess avstånd. Det uppskattade avståndet till M32 med denna teknik är 2,51 ± 0,13 miljoner ljusår (770 ± 40 kpc). Av flera ytterligare skäl antas M32 vara i förgrunden till M31, snarare än bakom. Dess stjärnor och planetariska nebulosor verkar inte dolda eller röda av förgrundsgas eller damm. Gravitationsmikrolinsering av M31 av en stjärna i M32 observerades i en händelse.

Svart hål

M32 innehåller ett supermassivt svart hål . Dess massa har uppskattats ligga mellan 1,5 och 5 miljoner solmassor. En centralt belägen svag radio- och röntgenkälla (nu benämnd M32* i analogi med Sgr A* ) tillskrivs gasuppsamling på det svarta hålet.

Se även

Referenser

externa länkar

Koordinater : Sky karta 00 h 42 m 41,8 s , 40 ° 51 ′ 55 ″