Messier 32

Messier 32
Dvärgsatellitgalaxen 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 )
Skenbar magnitud (V)	8.08
Egenskaper
Typ	cE2
Skenbar storlek (V)	8′,7 × 6′,5
Anmärkningsvärda funktioner	Satellitgalaxen i Andromedagalaxen
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 galax av "tidig typ" av dvärg omkring 2 650 000 ljusår (810 000 pc) från solsystemet, som förekommer i stjärnbilden Andromeda . M32 är en satellitgalax i Andromedagalaxen (M31) och upptäcktes av Guillaume Le Gentil 1749.

Galaxen är en prototyp av den relativt sällsynta klassen kompakt elliptisk (cE). Hälften av stjärnorna koncentreras inom en effektiv radie (inre kärna) på 330 ljusår (100 st). Tätheterna i den centrala stjärnkuspen ökar brant och överstiger 3×10 ⁷ (det vill säga 30 miljoner) M _☉ pc ⁻³ (det vill säga per parsec cubed) vid de minsta subradierna upplösta av HST , och halvljusradien av denna centrala stjärnhop är omkring 6 parsecs (20 ly). Liksom mer vanliga elliptiska galaxer innehåller M32 mestadels äldre svaga röda och gula stjärnor med praktiskt taget inget damm eller gas och följaktligen ingen nuvarande stjärnbildning . Den visar dock antydningar om stjärnbildning under det relativt korta förflutna.

Ursprung

På den här bilden av Andromedagalaxen är Messier 32 till vänster om mitten.

Strukturen och stjärninnehållet i M32 är svåra att förklara med traditionella galaxbildningsmodeller . Teoretiska argument och några simuleringar föreslår ett scenario där det starka tidvattenfältet i M31 kan förvandla en spiralgalax eller en linsformad galax till en kompakt elliptisk. När en liten skivgalax faller in i de centrala delarna av M31 kommer mycket av dess yttre skikt att tas bort. Den centrala utbuktningen av den lilla galaxen påverkas mycket mindre och behåller sin morfologi. Gravitationella tidvatteneffekter kan också driva gasen inåt och utlösa en stjärnsprängning i kärnan av 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 skevhet i M31:s skiva. Men detta särdrag inträffar bara under den första omloppspassagen, medan det tar många banor för tidvatten att förvandla en normal dvärg till M32. De observerade färgerna och stjärnpopulationerna i M32:s utkanter stämmer inte överens med stjärnglorien för 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. Åtminstone en liknande cE-galax har upptäckts isolerat, utan någon massiv följeslagare för att tröska den.

En annan hypotes är att M32 faktiskt är den största kvarlevan av en före detta spiralgalax, M32p , som då var den tredje största medlemmen i den lokala gruppen. Enligt denna simulering slogs M31 (Andromeda) och M32p samman för cirka två miljarder år sedan, vilket kan förklara både den ovanliga sammansättningen av den nuvarande stjärngloria M31 och strukturen och innehållet i M32.

Avståndsmätningar

Messier 32 som det kan se ut precis utanför Messier 31 (överst till höger). Den närliggande Messier 33 (nedre till vänster) är också avbildad

Minst två tekniker har använts för att mäta avstånd till M32. Den infraröda ytans ljusstyrka fluktuationer avståndsmätningstekniken uppskattar avstånden 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 jättegrenen (TRGB)-metoden 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 tros M32 vara i förgrunden på M31, snarare än bakom. Dess stjärnor och planetariska nebulosor verkar inte skymmas eller rodnas av gas eller damm i förgrunden. Gravitationsmikrolinsning av M31 av en stjärna i M32 observerades i ett fall .

Svart hål

Hubble-bild av Messier 32 som visar upplöst central region.

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 kallad M32* i analogi med Sgr A* ) tillskrivs gastillväxt på det svarta hålet.

Se även

• Lista över Messier-objekt
• Andromedas satellitgalaxer
• Lista över galaxer

externa länkar

• "StarDate: M32 Fact Sheet"
• "SEDS: Elliptical Galaxy M32"
• Merrifield, Michael. "M32 – Dwarf Elliptical" . Deep Sky-videor . Brady Haran .
• Messier 32 på WikiSky : DSS2 , SDSS , GALEX , IRAS , Hydrogen α , X-Ray , Astrophoto , Sky Map , Artiklar och bilder