M32 | |
---|---|
Galaxie | |
Hubbleův snímek M 32 | |
Historie výzkumu | |
otvírák | Guillaume Legentil |
datum otevření | 29. října 1749 |
Notový zápis | M32, PGC 2555, UGC 452 , 2MASX J00424182+4051546 , MCG+07-02-015 , IRAS 00399+4035, NGC 221 , APG 168, Z 535-16 , Z 0039,9+4036 , UZC J004241,8+405154 , AG+40 59 , BD+40 147, PPM 43225 , LEDA 2555 a RX J0042.6+4052 |
Údaje z pozorování ( Epocha J2000.0 ) |
|
Souhvězdí | Andromeda |
rektascenzi | 0 h 42 m 41,80 s |
deklinace | 40° 51′ 55″ |
Viditelné rozměry | 8,7" × 6,5" |
Viditelný zvuk velikost | + 8,1 m |
Charakteristika | |
Typ | trpasličí eliptická galaxie |
Obsažen v | místní skupina |
radiální rychlost | −196 km/s [1] |
z | −0,000483 [2] |
Vzdálenost | 760 kiloparsec |
Absolutní velikost (V) | −16,5 m _ |
Hmotnost | 0,8–1,4⋅109M ☉ _ _ |
Poloměr | 2,5 kiloparsec |
Informace v databázích | |
SIMBAD | M32 |
Informace ve Wikidatech ? | |
Mediální soubory na Wikimedia Commons |
M 32 ( NGC 221 ) je trpasličí eliptická galaxie , nejbližší družice galaxie Andromeda a nám nejbližší eliptická galaxie. Nachází se ve vzdálenosti 760 kiloparseků od Mléčné dráhy , její průměr je 2,5 kiloparseků, hmotnost 0,8-1,4⋅10 9 M ⊙ . Absolutní velikost je -16,5 m . Patří do vzácné podtřídy - kompaktní eliptické galaxie.
Různé vlastnosti M 32 - jako je vysoká metalicita pro jeho svítivost a úplná absence kulových hvězdokup - naznačují, že ztratila významnou část své hmoty v důsledku slapových interakcí s galaxií Andromeda, a to pouze její centrální část. Zůstává. Galaxie Andromeda má díky interakci s M 32 zkreslený tvar spirálních ramen a zakřiveného disku .
Galaxii M 32 objevil Guillaume Legentil v roce 1742. V roce 1944 ji Walter Baade během pozorování rozložil na jednotlivé hvězdy a určil, že je ve stejné vzdálenosti jako galaxie Andromeda. M 32 má zdánlivou velikost 8,1 m , takže je viditelná i dalekohledem .
M 32 (NGC 221) je trpasličí eliptická galaxie , nejbližší družice galaxie Andromeda - vzdálenost mezi nimi v projekci na rovinu obrazu je pouze 5,3 kiloparseků . M 32 je od Mléčné dráhy vzdálená 760 kiloparseků , což z ní činí nejbližší eliptickou galaxii k nám [3] [4] [5] . Různé náznaky, jako je absence mezihvězdných mračen promítaných na M 32, naznačují, že M 32 je před diskem galaxie Andromeda, nikoli za ním [6] .
Průměr galaxie, měřený od izofoty 25 m za čtvereční sekundu oblouku ve fotometrickém B pásu , je 2,5 kiloparseků [7] . Hmotnost M 32 je 0,8–1,4⋅10 9 M ⊙ , z čehož neutrální atomární vodík představuje méně než 1,5⋅10 6 M ⊙ . Absolutní velikost galaxie v pásmu V je −16,5 m [8] .
Různé vlastnosti M 32 naznačují, že ztratila značnou část své hmoty v důsledku slapových interakcí s galaxií Andromeda (viz níže ) a zůstala pouze její centrální část [5] . Přestože je galaxie trpasličí galaxií, její charakteristiky odpovídají některým měřítkovým poměrům pro velké eliptické galaxie , jako je Kormendyho poměr , Faber-Jacksonův poměr a další, takže M 32 lze považovat za normální eliptickou galaxii, i když s nízkou svítivost [4] .
M 32 má nízkou svítivost, kompaktní rozměry a vysokou povrchovou jasnost, takže je klasifikována jako kompaktní eliptická galaxie, vzácná podtřída trpasličích eliptických galaxií. Jeho morfologický typ je cE2. M 32 je nejbližším zástupcem a prototypem třídy kompaktních eliptických galaxií [4] [9] [10] .
Profil povrchové jasnosti M 32 je obecně popsán de Vaucouleursovým zákonem , zatímco pro četné trpasličí sféroidní galaxie v Místní skupině je exponenciální [11] .
JádroVe středu M 32 je pozorováno světlé jádro, které se projevuje zejména jako odchylka profilu jasu povrchu od de Vaucouleursova zákona směrem k vyššímu jasu povrchu. Barevný index uvnitř jádra je prakticky konstantní. V úhlové vzdálenosti 10 úhlových sekund, což odpovídá 37 parsekům od středu, se nachází nejvýkonnější zdroj rentgenového záření v galaxii, zřejmě rentgenová dvojhvězda [12] .
Jádro, soudě podle rozložení povrchového jasu v něm, má středovou hustotu větší než 10 7 M ⊙ /ks 3 . Rozptyl rychlosti ve středu jádra je 92 km/s, což ukazuje na přítomnost supermasivní černé díry : její hmotnost se odhaduje na 2,5⋅10 6 M ⊙ [13] . Jedná se také o zdroj rentgenového záření o síle záření 10 36 erg/s. Tato hodnota je pouze 3⋅10 −9 Eddingtonovy svítivosti , jedna z nejnižších hodnot pro známé supermasivní černé díry [14] .
Hlavní hvězdnou populací M 32 jsou staré hvězdy (8–10 miliard let staré) a hvězdy středního věku (2–8 miliard let staré) s relativně vysokou metalicitou −0,2; galaxie také obsahuje hvězdy starší než 10 miliard let s nízkou metalicitou, asi -1,6. Na základě podílu proměnných RR Lyrae (viz níže ) ve hvězdné populaci galaxie je hmotnostní podíl takových starých hvězd chudých na těžké prvky 1–4,5 % z celkové hmotnosti hvězd [9] . Existuje také relativně mladá hvězdná populace s vysokou koncentrací směrem ke středu, skládající se z hvězd mladších než 1 miliarda let s vysokou metalicitou, asi +0,1 [15] [16] .
Průměrná metalicita M 32 je -0,25, což je znatelně vyšší hodnota než u ostatních galaxií v Místní skupině se srovnatelnou svítivostí. To také naznačuje, že M 32 byl v minulosti znatelně masivnější, ale ztratil část své hmotnosti [8] .
Vzhledem k pozorované svítivosti M 32 lze očekávat, že by měla obsahovat 10–20 kulových hvězdokup , ale v této galaxii nebyl nalezen jediný takový objekt. Předpokládá se, že v minulosti bylo v M 32 více než 20 kulových hvězdokup, ale v důsledku slapových interakcí s galaxií Andromeda byly tyto objekty částečně odtrženy od M 32 spolu s jejími vnějšími částmi a těmi, které byly blízko. střed M 32 vlivem slapového tření zasáhl jeho střed a vytvořil jasné jádro M 32 [17] . Otevřené hvězdokupy nejsou v galaxii pozorovány [18] .
V galaxii není prakticky žádný prach [9] . Hmotnost neutrálního atomárního vodíku v galaxii je menší než 1,5⋅10 6 M ⊙ a hmotnost molekulárního vodíku je menší než 5⋅10 3 M ⊙ . Zdá se, že galaxie ztratila většinu svého plynu, když procházela rovinou disku galaxie Andromeda, pod vlivem tlaku hlavy. [19] .
V M 32 je známo nejméně 27 planetárních mlhovin [20] . Chybí oblaka mezihvězdného plynu, hvězdy se v galaxii netvoří [18] .
V galaxii existují proměnné RR Lyrae . Tyto hvězdy jsou rovnoměrně rozloženy v M 32, jejich průměrná metalicita je mnohem nižší než u zbytku hvězdné populace a je -1,4 [9] . Je také známo, že asi 60 % jasných hvězd asymptotické obří větve jsou dlouhoperiodické proměnné [16] .
Nové hvězdy periodicky vzplanou v M 32 : například vzplanutí byly pozorovány v letech 1998, 2004 a 2006 a frekvence vzplanutí se odhaduje na asi 2 za rok [21] . V celé historii pozorování v galaxii nedošlo k žádné explozi supernov [22] . Podle výpočtů supernovy typu Ia v galaxii vybuchnou jednou za 10 4 -10 5 let [23] .
M 32 je satelit galaxie Andromeda , což znamená, že také patří do Místní skupiny galaxií . Poloměr oběžné dráhy M 32 kolem galaxie Andromeda se odhaduje na 12 kiloparseků , jedna otáčka v ní trvá 800 milionů let a samotná oběžná dráha je retrográdní . To druhé znamená, že M 32 nevznikla společně s galaxií Andromeda, ale byla zachycena gravitací této galaxie [24] .
Interakce těchto galaxií významně ovlivnila každou z nich. V důsledku slapových interakcí ztratila M 32 významnou část své hmoty, o čemž svědčí různé rysy M 32. U galaxie Andromeda vedla tato interakce ke zkreslení tvaru spirálních ramen a k zakřivení disku [ 11] . Srážka těchto galaxií mohla nastat před 2 miliardami let a v tomto případě způsobila výbuch hvězd ve stejnou dobu v galaxii Andromeda [25] . Není známo, jaký druh galaxie M 32 byl v minulosti, než ztratila své vnější části: mohla to být buď normální eliptická galaxie s relativně nízkou svítivostí, nebo spirální galaxie raného typu , ze které zbyla jen vyboulenina [ 4] .
Galaxii M 32 objevil Guillaume Legentil 29. října 1742. Později ji Charles Messier zapsal do svého katalogu pod číslem 32. Poté si John Herschel a Heinrich Louis D'Arre při pozorování galaxie také všimli, že ve středu je jádro, které vypadá jako hvězda 10. velikosti [22]. .
V roce 1944 byl Walter Baade schopen pozorovat jednotlivé hvězdy v M 32, M 110 a galaxii Andromeda. Zjistil, že hvězdy v M 32 a M 110 patří pouze do populace II a mají stejnou jasnost jako hvězdy v galaxii Andromeda, což znamená, že jsou ve stejné vzdálenosti [18] .
M 32 je unikátní v tom, že je nám nejbližší eliptickou galaxií, takže ji lze studovat mnohem podrobněji než jiné podobné objekty. Protože M 32 má podobné charakteristiky jako velké eliptické galaxie, některé závěry o M 32 lze aplikovat na jiné objekty této třídy [4] .
M 32 má celkovou úhlovou velikost 8,7×6,5 úhlových minut a zdánlivou velikost 8,1 m [ 22] . Je pozorován v souhvězdí Andromedy, nejlepší měsíc pro jeho pozorování je listopad [26] .
Mezi satelity galaxie Andromeda je nejsnáze pozorovatelný M 32, je vidět už v dalekohledu 8×30 – vypadá pak jako rozmazaná hvězda, jako při pohledu dalekohledem s malým zvětšením. Při použití dalekohledu o průměru čočky 350 mm je M 32 viditelný jako oválná skvrna o rozměrech 4 × 3 obloukové minuty, jejíž hlavní osa směřuje od severu k jihu. V M 32 je vidět jasné jádro, které vypadá jako hvězda. Vzhledem k tomu, že M 32 se nachází na jasném pozadí galaxie Andromeda, je obtížné odhadnout zdánlivou velikost první z nich pouhým okem. Pokud se podíváte dalekohledem o průměru čočky 500 mm, pak 6,3 obloukových minut severovýchodně od M 32 můžete vidět kulovou hvězdokupu v galaxii Andromeda - G 156, která vypadá jako hvězda o velikosti 15,6 [22] .
![]() |
---|
Galaxie Andromeda | ||
---|---|---|
Pozice | Galaxie Andromeda → Podskupina Andromeda → Místní skupina → Místní nadkupa → Komplex nadkupa Ryby-Cetus → Pozorovatelný vesmír → Vesmír | |
Satelitní galaxie |
| |
jiný |
|
Messierovy objekty ( seznam ) | |
---|---|
|
nového sdíleného katalogu | Objekty|
---|---|