M32

En ljus kärna observeras i mitten av M 32, som i synnerhet visar sig som en avvikelse av ytljushetsprofilen från de Vaucouleurs lagen mot en högre ytljusstyrka. Färgindexet inuti kärnan är praktiskt taget konstant. På ett vinkelavstånd av 10 bågsekunder, motsvarande 37 parsecs från centrum, finns den mest kraftfulla röntgenkällan i galaxen, uppenbarligen en binär röntgenstråle [12] .

Kärnan, att döma av fördelningen av ytljusstyrka i den, har en central densitet på mer än 10 7 M ⊙ / st 3 . Hastighetsspridningen i centrum av kärnan är 92 km/s, vilket indikerar närvaron av ett supermassivt svart hål i den : dess massa uppskattas till 2,5⋅10 6 M ⊙ [13] . Det är också en röntgenkälla med en strålningseffekt på 10 36 erg/s. Detta värde är endast 3⋅10 −9 av Eddingtons ljusstyrka , ett av de lägsta värdena för kända supermassiva svarta hål [14] .

Stjärnpopulation

Den huvudsakliga stjärnpopulationen av M 32 är gamla stjärnor (8–10 miljarder år gamla) och medelålders stjärnor (2–8 miljarder år gamla) med en relativt hög metallicitet på -0,2; galaxen innehåller också stjärnor äldre än 10 miljarder år med låg metallicitet, cirka -1,6. Baserat på andelen RR Lyrae-variabler (se nedan ) i galaxens stjärnpopulation, är andelen i massa av sådana gamla stjärnor som är fattiga på tunga element 1–4,5 % av stjärnornas totala massa [9] . Det finns också en relativt ung stjärnpopulation med hög koncentration mot mitten, bestående av stjärnor yngre än 1 miljard år med hög metallicitet, cirka +0,1 [15] [16] .

Den genomsnittliga metalliciteten för M 32 är -0,25, vilket är märkbart högre än för andra galaxer i den lokala gruppen med jämförbar ljusstyrka. Detta tyder också på att M 32 var märkbart mer massiv tidigare, men har förlorat en del av sin massa [8] .

Stjärnhopar

Med tanke på den observerade ljusstyrkan hos M 32 kan man förvänta sig att den ska innehålla 10–20 klotformade stjärnhopar , men inte ett enda sådant objekt har hittats i denna galax. Man tror att det tidigare fanns mer än 20 klothopar i M 32, men på grund av tidvatteninteraktioner med Andromeda-galaxen, revs dessa objekt delvis bort från M 32 tillsammans med dess yttre delar, och de som var nära mitten av M 32, på grund av tidvattenfriktion träffade dess mitt och bildade en ljus kärna M 32 [17] . Öppna stjärnhopar observeras inte i galaxen [18] .

Interstellärt medium

Det finns praktiskt taget inget damm i galaxen [9] . Massan av neutralt atomärt väte i galaxen är mindre än 1,5⋅10 6 M ⊙ , och massan för molekylärt väte är mindre än 5⋅10 3 M ⊙ . Uppenbarligen förlorade galaxen det mesta av sin gas när den passerade genom Andromedagalaxens skivplan, under påverkan av huvudtrycket. [19] .

Minst 27 planetariska nebulosor är kända i M 32 [20] . Moln av interstellär gas saknas, stjärnor bildas inte i galaxen [18] .

Variabla stjärnor

Det finns RR Lyrae-variabler i galaxen . Dessa stjärnor är jämnt fördelade i M 32, deras genomsnittliga metallicitet är mycket lägre än den för resten av stjärnpopulationen och är -1,4 [9] . Det är också känt att omkring 60 % av de ljusa stjärnorna i den asymptotiska jättegrenen är långperiodiska variabler [16] .

Nya stjärnor blossar upp med jämna mellanrum i M 32 : till exempel observerades bloss 1998, 2004 och 2006, och blossfrekvensen uppskattas till cirka 2 per år [21] . Det har inte förekommit några supernovaexplosioner i hela historien om observationer i galaxen [22] . Enligt beräkningar får supernovor av typ Ia i galaxen ett utbrott en gång var 10 4 -10 5 år [23] .

Interaktion med andra galaxer och evolution

M 32 är en satellit från Andromedagalaxen , vilket betyder att den också tillhör den lokala gruppen av galaxer . Radien för M 32:s omloppsbana runt Andromeda-galaxen uppskattas till 12 kiloparsecs , ett varv i den tar 800 miljoner år, och själva omloppsbanan är retrograd . Det senare betyder att M 32 inte bildades tillsammans med Andromedagalaxen, utan fångades av den senares gravitation [24] .

Interaktionen mellan dessa galaxer påverkade var och en av dem väsentligt. På grund av tidvatteninteraktioner förlorade M 32 en betydande del av sin massa, vilket framgår av olika egenskaper hos M 32. För Andromedagalaxen ledde denna interaktion till en förvrängning av formen på spiralarmarna och till en krökning av skivan [ 11] . Kollisionen av dessa galaxer kan ha inträffat för 2 miljarder år sedan och i det här fallet orsakade en explosion av stjärnbildning i Andromedagalaxen samtidigt [25] . Det är inte känt vilken typ av galax M 32 var i det förflutna, innan den förlorade sina yttre delar: det kan antingen vara en normal elliptisk galax med relativt låg ljusstyrka eller en spiralgalax av tidig typ , av vilken bara en utbuktning återstod [ 4] .

Utforskar

Galaxen M 32 upptäcktes av Guillaume Legentil den 29 oktober 1742. Senare skrev Charles Messier in den i sin katalog på nummer 32. Efter det, medan de observerade galaxen, noterade John Herschel och Heinrich Louis D'Arre också att i mitten finns en kärna som ser ut som en stjärna av 10 :e magnituden [22] .

1944 kunde Walter Baade observera enskilda stjärnor i M 32, M 110 och Andromedagalaxen. Han fann att stjärnorna i M 32 och M 110 bara tillhör population II och har samma ljusstyrka som stjärnorna i Andromedagalaxen, vilket betyder att de är på samma avstånd [18] .

M 32 är unik genom att den är den elliptiska galaxen som ligger närmast oss, så den kan studeras mycket mer i detalj än andra liknande objekt. Eftersom M 32 i egenskaper liknar stora elliptiska galaxer, kan vissa slutsatser om M 32 appliceras på andra objekt av denna klass [4] .

Observationer

M 32 har en total vinkelstorlek på 8,7×6,5 bågminuter och en skenbar magnitud på 8,1m [ 22] . Den observeras i stjärnbilden Andromeda, den bästa månaden för dess observation är november [26] .

Bland Andromedagalaxens satelliter är M 32 den lättaste att observera, den kan redan ses i 8 × 30 kikare - då ser den ut som en suddig stjärna, som när den ses genom ett teleskop med en liten ökning. När man använder ett teleskop med en linsdiameter på 350 mm är M 32 synlig som en oval fläck som mäter 4 × 3 bågminuter, vars huvudaxel är riktad från norr till söder. I M 32 blir en ljus kärna synlig som ser ut som en stjärna. Eftersom M 32 är belägen mot Andromedagalaxens ljusa bakgrund är det svårt att uppskatta den skenbara storleken på den första med ögat. Om du tittar genom ett teleskop med en linsdiameter på 500 mm, då 6,3 bågminuter nordost om M 32, kan du se en klotformad stjärnhop i Andromeda-galaxen - G 156, som ser ut som en stjärna med magnitud 15,6 [22] .

Anteckningar

1. ↑ Tully R. B., Courtois H. M., Sorce J. G. Cosmicflows-3  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2016. - Vol. 152, Iss. 2. - P. 50. - ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.3847/0004-6256/152/2/50 - arXiv:1605.01765
2. ↑ Smith R. J., Lucey J. R., Hudson M. J., Schlegel D. J., Davies R. L. Strömmande rörelser av galaxhopar inom 12 000 km s-1 -- I. Nya spektroskopiska  data // Mån . Inte. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 2000. - Vol. 313, Iss. 3. - P. 469-490. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1046/J.1365-8711.2000.03251.X
3. ↑ Älskling D. M32 . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad: 28 augusti 2022. (obestämd)
4. ↑ 1 2 3 4 5 Monachesi A., Trager SC, Lauer TR, Freedman W., Dressler A. Det djupaste Hubble-rymdteleskopet färg-magnituddiagram av M32. Bevis för medelålderspopulationer  // The Astrophysical Journal. — 2011-01-01. - T. 727 . - S. 55 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/727/1/55 .
5. ↑ 12 van den Bergh, 2000 , s. 163, 168-169.
6. ↑ Dierickx M., Blecha L., Loeb A. Signatures of the M31-M32 Galactic Collision  // The Astrophysical Journal. — 2014-06-01. - T. 788 . - S. L38 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/2041-8205/788/2/L38 .
7. ↑ Resultat för objekt MESSIER 032 (M 32) . ned.ipac.caltech.edu . Hämtad: 28 augusti 2022. (obestämd)
8. ↑ 12 van den Bergh, 2000 , sid. 168.
9. ↑ 1 2 3 4 Sarajedini A., Yang S.-C., Monachesi A., Lauer TR, Trager SC En uråldrig metallfattig befolkning i M32, och halosatellittillväxt i M31, identifierad av RR Lyrae-stjärnor  // Månatliga meddelanden av Royal Astronomical Society. — 2012-09-01. - T. 425 . - S. 1459-1472 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21609.x .
10. ↑ Howley KM, Guhathakurta P., van der Marel R., Geha M., Kalirai J. Internal Stellar Kinematics of M32 från SPLASH-undersökningen: Dark Halo Constraints  // The Astrophysical Journal. — 2013-03-01. - T. 765 . - S. 65 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/765/1/65 .
11. ↑ 12 van den Bergh, 2000 , sid. 163.
12. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 164-165.
13. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 163-165.
14. ↑ Peng S., Li Z., Sjouwerman LO, Yang Y., Xie F. Resolving the Nuclear Radio Emission from M32 with the Very Large Array  // The Astrophysical Journal. — 2020-05-01. - T. 894 . - S. 61 . — ISSN 0004-637X . doi : 10.3847 /1538-4357/ab855d .
15. ↑ Monachesi A., Trager SC, Lauer TR, Hidalgo SL, Freedman W. The Star Formation History of M32  // The Astrophysical Journal. — 2012-01-01. - T. 745 . - S. 97 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/745/1/97 .
16. ↑ 1 2 Jones OC, Nally C., Sharp MJ, McDonald I., Boyer ML Infraröda variabla stjärnor i den kompakta elliptiska galaxen M32  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2021-06-01. - T. 504 . — S. 565–575 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stab923 .
17. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 168-169.
18. ↑ 1 2 3 Frommert H., Kronberg C. Messier 32 . www.messier.seds.org . (obestämd)
19. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 164, 168.
20. ↑ van den Bergh, 2000 , sid. 167.
21. ↑ Neill JD, Shara MM En möjlig hög Nova-frekvens för två lokala gruppdvärggalaxer: M32 och NGC 205  // The Astronomical Journal. — 2005-04-01. - T. 129 . - S. 1873-1885 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/428482 .
22. ↑ 1 2 3 4 Stoyan et al., 2008 , sid. 152.
23. ↑ Welch GA, Sage LJ The Interstellar Medium of M32  // The Astrophysical Journal. - 2001-08-01. - T. 557 . — S. 671–680 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/322266 .
24. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 163-164.
25. ↑ D'Souza R., Bell EF Andromedagalaxens viktigaste sammanslagning för cirka 2 miljarder år sedan som M32:s troliga stamfader  //  Nature Astronomy. — 2018-09. — Vol. 2 , iss. 9 . — S. 737–743 . — ISSN 2397-3366 . - doi : 10.1038/s41550-018-0533-x .
26. ↑ Garner R. Messier 32 . NASA (6 oktober 2017). Hämtad: 28 augusti 2022. (obestämd)

Litteratur

• van den Bergh S. Den lokala gruppens galaxer . — Kambr. ; N. Y .: Cambridge University Press , 2000. - 348 sid. — ISBN 978-1-139-42965-8 .
• Stoyan R., Binnewies S., Friedrich S., Schroeder K. Atlas of the Messier Objects: Highlights of the Deep Sky . - N. Y .: Cambridge University Press , 2008. - 370 sid. - ISBN 978-0-511-42329-1 .

Länkar

• Information på engelska och franska från originalet " New General Catalogue "
• Information  (engelska) från den reviderade "New General Catalogue"
• Vizier  (engelska)
• NASA/IPAC Extragalactic  Database
• Lista över publikationer om NGC 221

Ordböcker och uppslagsverk	Britannica (online)