Эта статья входит в число хороших статей

M 32

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
(перенаправлено с «NGC 221»)
Стабильная версия, проверенная 11 июня 2023.
Перейти к навигации Перейти к поиску
У этого термина существуют и другие значения, см. M32.
M 32
Галактика
Изображение M 32, полученное с помощью телескопа Хаббл
Изображение M 32, полученное с помощью телескопа Хаббл
История исследования
Открыватель Гийом Лежантиль
Дата открытия 29 октября 1749
Обозначения M 32, 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 и RX J0042.6+4052
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Созвездие Андромеда
Прямое восхождение 0ч 42м 41,80с
Склонение 40° 51′ 55″
Видимые размеры 8,7'×6,5'
Видимая зв. величина +8,1m
Характеристики
Тип Карликовая эллиптическая галактика
Входит в Местная группа
Лучевая скорость −196 км/с[1]
z −0,000483[2]
Расстояние 760 килопарсек
Абсолютная звёздная величина (V) −16,5m
Масса 0,8—1,4⋅109 M☉
Радиус 2,5 килопарсека
Информация в базах данных
SIMBAD M 32
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе

M 32 (NGC 221) — карликовая эллиптическая галактика, самый близкий спутник галактики Андромеды и ближайшая к нам эллиптическая галактика. Находится на расстоянии 760 килопарсек от Млечного Пути, её диаметр составляет 2,5 килопарсека, масса — 0,8—1,4⋅109 M⊙. Абсолютная звёздная величина составляет −16,5m. Относится к редкому подклассу — компактным эллиптическим галактикам.

Разные свойства M 32 — такие, как высокая металличность для её светимости и полное отсутствие шаровых звёздных скоплений — указывают на то, что она потеряла значительную часть своей массы из-за приливных взаимодействий с галактикой Андромеды и от неё осталось только центральная часть. В свою очередь, у галактики Андромеды из-за взаимодействия с M 32 искажена форма спиральных рукавов и искривлён диск.

Галактику M 32 открыл Гийом Лежантиль в 1742 году. В 1944 году Вальтер Бааде при наблюдениях разрешил её на отдельные звёзды и определил, что она находится на том же расстоянии, что и галактика Андромеды. M 32 имеет видимую звёздную величину 8,1m, поэтому видна даже в бинокль.

Свойства

[править | править код]

Основные характеристики

[править | править код]

M 32 (NGC 221) — карликовая эллиптическая галактика, ближайший спутник галактики Андромеды — расстояние между ними в проекции на картинную плоскость составляет всего 5,3 килопарсека. M 32 удалена на 760 килопарсек от Млечного Пути, что делает её ближайшей к нам эллиптической галактикой[3][4][5]. Различные признаки, например, отсутствие межзвёздных облаков, которые проецируются на M 32, говорят о том, что M 32 находится перед диском галактики Андромеды, а не за ним[6].

Диаметр галактики, измеренный по изофоте 25m на квадратную секунду дуги в фотометрической полосе B, составляет 2,5 килопарсека[7]. Масса M 32 составляет 0,8—1,4⋅109 M⊙, из этой массы на нейтральный атомарный водород приходится менее 1,5⋅106 M⊙. Абсолютная звёздная величина галактики в полосе V составляет −16,5m[8].

Разные свойства M 32 указывают на то, что она потеряла значительную часть своей массы из-за приливных взаимодействий с галактикой Андромеды (см. ниже➤) и от неё осталось только центральная часть[5]. Хотя галактика является карликовой, её характеристики соответствуют некоторым масштабным соотношениям для крупных эллиптических галактик, таким, как соотношение Корменди, соотношение Фабер — Джексона и другим, так что M 32 можно считать нормальной эллиптической галактикой, хотя и с небольшой светимостью[4].

Структура

[править | править код]

M 32 имеет невысокую светимость, компактные размеры и высокую поверхностную яркость, поэтому её относят к компактным эллиптическим галактикам — редкому подклассу карликовых эллиптических галактик. Её морфологический тип — cE2. M 32 является ближайшим представителем и прототипом класса компактных эллиптических галактик[4][9][10].

Профиль поверхностной яркости M 32 в целом описывается законом де Вокулёра, в то время как у многочисленных карликовых сфероидальных галактик в Местной группе он является экс��оненциальным[11].

Ядро

[править | править код]

В центре M 32 наблюдается яркое ядро, которое, в частности, проявляется как отклонение профиля поверхностной яркости от закона де Вокулёра в сторону более высокой поверхностной яркости. Показатель цвета внутри ядра практически постоянен. На угловом расстоянии в 10 секунд дуги, соответствующем 37 парсекам от центра находится самый мощный источник рентгеновского излучения в галактике — по-видимому, рентгеновская двойная[12].

Ядро, судя по распределению в нём поверхностной яркости, имеет центральную плотность более 107 M⊙/пк3. Дисперсия скоростей в центре ядра составляет 92 км/с, что указывает на наличие в нём сверхмассивной чёрной дыры: её масса оценивается в 2,5⋅106 M⊙[13]. Она также является рентгеновским источником с мощностью излучения в 1036 эрг/с. Эта величина составляет лишь 3⋅10−9 от эддингтоновской светимости — один из наиболее низких показателей для известных сверхмассивных чёрных дыр[14].

Звёздное население

[править | править код]
Соотношение абсолютной звёздной величины и металличности для галактик Местной группы. M 32 имеет значительно более высокую металличность, чем ожидается при её светимости

Основное звёздное население M 32 — старые звёзды (8—10 миллиардов лет) и звёзды среднего возраста (2—8 миллиардов лет) с относительно высокой металличностью −0,2; также в галактике содержатся звёзды старше 10 миллиардов лет с низкой металличностью, около −1,6. Исходя из доли переменных типа RR Лиры (см. ниже➤) в звёздном населении галактики, доля по массе таких старых, бедными тяжёлыми элементами звёзд составляет 1—4,5% всей массы звёзд[9]. Присутствует и относительно молодое звёздное население с высокой концентрацией к центру, состоящее из звёзд моложе 1 миллиарда лет с высокой металличностью, около +0,1[15][16].

Средняя металличность M 32 составляет −0,25, что заметно выше, чем у других галактик Местной группы со сравнимой светимостью. Это также свидетельствует в пользу того, что в прошлом M 32 была заметно массивнее, но потеряла часть своей массы[8].

Звёздные скопления

[править | править код]

При наблюдаемой светимости M 32 можно ожидать, что в ней должно находиться 10―20 шаровых звёздных скоплений, однако ни один такой объект в этой галактике не обнаружен. Считается, что в прошлом в M 32 было более 20 шаровых скоплений, но из-за приливных взаимодействий с галактикой Андромеды эти объекты частично были оторваны от M 32 вместе с её внешними частями, а те, которые находились вблизи центра M 32, из-за приливного трения попали в её центр и образовали яркое ядро M 32[17]. Рассеянные звёздные скопления в галактике не наблюдаются[18].

Межзвёздная среда

[править | править код]

Пыль в галактике практически отсутствует[9]. Масса нейтрального атомарного водорода в галактике составляет менее 1,5⋅106 M⊙, молекулярного водорода — менее 5⋅103 M⊙. По всей видимости, галактика лишилась большей части своего газа, когда проходила через плоскость диска галактики Андромеды, под воздействием лобового давления[англ.][19].

В M 32 известно как минимум 27 планетарных туманностей[20]. Облака межзвёздного газа отсутствуют, звёзды в галактике не образуются[18].

Переменные звёзды

[править | править код]

В галактике присутствуют переменные типа RR Лиры. Эти звёзды равномерно распределены в M 32, их средняя металличность значительно ниже, чем у остального звёздного населения и составляет −1,4[9]. Также известно, что около 60% ярких звёзд асимптотической ветви гигантов являются долгопериодическими переменными[16].

В M 32 периодически вспыхивают новые звёзды: например, наблюдались вспышки в 1998, 2004 и 2006 годах, а частота вспышек оценивается как приблизительно 2 в год[21]. Вспышек сверхновых за всю историю наблюдений в галактике не было[22]. Согласно расчётам, сверхновые типа Ia в галактике вспыхивают раз в 104—105 лет[23].

Взаимодействие с другими галактиками и эволюция

[править | править код]
Галактика Андромеды со спутниками: M 32 (слева по центру) и M 110 (внизу справа)

M 32 является спутником галактики Андромеды, а значит, также состоит в Местной группе галактик. Радиус орбиты M 32 вокруг галактики Андромеды оценивается в 12 килопарсек, один оборот по ней занимает 800 миллионов лет, а сама орбита является ретроградной. Последнее означает, что M 32 не образовалась вместе с галактикой Андромеды, а была захвачена гравитацией последней[24].

Взаимодействие этих галактик заметно повлияло на каждую из них. Из-за приливных взаимодействий M 32 лишилась значительной части своей массы, в пользу чего свидетельствуют различные особенности M 32. Для галактики Андромеды это взаимодействие привело к искажению формы спиральных рукавов и к искривлению диска[11]. Столкновение этих галактик, возможно, произошло 2 миллиарда лет назад и в таком случае вызвало вспышку звездообразования в галактике Андромеды в это же время[25]. Неизвестно, какой именно галактикой была M 32 в прошлом, до того, как лишилась внешних частей: это могла быть как нормальная эллиптическая галактика относительно небольшой светимости, так и спиральная галактика раннего типа, от которой остался лишь балдж[4].

Изучение

[править | править код]

Галактику M 32 открыл Гийом Лежантиль 29 октября 1742 года. Позже Шарль Мессье внёс её в свой каталог под номером 32. После этого, наблюдая галактику, Джон Гершель и Генрих Луи Д'Арре также отмечали, что в центре наблюдается ядро, выглядящее, как звезда 10-й звёздной величины[22].

В 1944 году Вальтер Бааде смог пронаблюдать отдельные звёзды в M 32, M 110 и в галактике Андромеды. Он обнаружил, что звёзды в M 32 и в M 110 относятся только к населению II и имеют тот же блеск, что и звёзды в галактике Андромеды, а значит, находятся на одинаковом расстоянии[18].

M 32 уникальна в том, что она является самой близкой к нам эллиптической галактикой, так что может быть изучена гораздо детальнее, чем другие подобные объекты. Поскольку по своим характеристикам M 32 похожа на крупные эллиптические галактики, некоторые выводы относительно M 32 могут быть применимы и к остальным объектам этого класса[4].

Наблюдения

[править | править код]
Галактика Андромеды (M 31) со спутниками в созвездии Андромеды

M 32 имеет полный угловой размер 8,7×6,5 угловых минут и видимую звёздную величину 8,1m[22]. Наблюдается в созвездии Андромеды, лучший месяц для её наблюдения ― ноябрь[26].

Среди спутников галактики Андромеды M 32 наблюдается легче всего, её можно увидеть уже в бинокль 8×30 — тогда она выглядит как размытая звезда, как и при наблюдении в телескоп с небольшим увеличением. При использовании телескопа с диаметром объектива в 350 мм M 32 видна как овальное пятно размером 4×3 угловых минуты, большая ось которого направлена с севера на юг. В M 32 становится различимо яркое ядро, выглядящее как звезда. Поскольку M 32 находится на ярком фоне галактики Андромеды, то видимый размер первой на глаз оценить трудно. Если смотреть в телескоп с диаметром объектива 500 мм, то в 6,3 угловых минутах к северо-востоку от M 32 можно заметить шаровое звёздное скопление в галактике Андромеды — G 156, которое выглядит как звезда 15,6-й звёздной величины[22].

Примечания

[править | править код]
  1. ↑ Tully R. B., Courtois H. M., Sorce J. G. Cosmicflows-3 (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, 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. Streaming motions of galaxy clusters within 12 000 km s-1 -- I. New spectroscopic data (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2000. — Vol. 313, Iss. 3. — P. 469–490. — 22 p. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1046/J.1365-8711.2000.03251.X
  3. ↑ Darling D. M32. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 28 августа 2022. Архивировано 28 августа 2022 года.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 Monachesi A., Trager S. C., Lauer T. R., Freedman W., Dressler A. The Deepest Hubble Space Telescope Color-Magnitude Diagram of M32. Evidence for Intermediate-age Populations // The Astrophysical Journal. — 2011-01-01. — Т. 727. — С. 55. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1088/0004-637X/727/1/55. Архивировано 28 августа 2022 года.
  5. ↑ 1 2 van den Bergh, 2000, pp. 163, 168—169.
  6. ↑ Dierickx M., Blecha L., Loeb A. Signatures of the M31-M32 Galactic Collision // The Astrophysical Journal. — 2014-06-01. — Т. 788. — С. L38. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1088/2041-8205/788/2/L38. Архивировано 13 октября 2020 года.
  7. ↑ Results for object MESSIER 032 (M 32). ned.ipac.caltech.edu. Дата обращения: 28 августа 2022. Архивировано 28 августа 2022 года.
  8. ↑ 1 2 van den Bergh, 2000, p. 168.
  9. ↑ 1 2 3 4 Sarajedini A., Yang S.-C., Monachesi A., Lauer T. R., Trager S. C. An ancient metal-poor population in M32, and halo satellite accretion in M31, identified by RR Lyrae stars // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2012-09-01. — Т. 425. — С. 1459–1472. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21609.x. Архивировано 28 августа 2022 года.
  10. ↑ Howley K. M., Guhathakurta P., van der Marel R., Geha M., Kalirai J. Internal Stellar Kinematics of M32 from the SPLASH Survey: Dark Halo Constraints // The Astrophysical Journal. — 2013-03-01. — Т. 765. — С. 65. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1088/0004-637X/765/1/65. Архивировано 28 августа 2022 года.
  11. ↑ 1 2 van den Bergh, 2000, p. 163.
  12. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 164—165.
  13. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 163—165.
  14. ↑ Peng S., Li Z., Sjouwerman L. O., Yang Y., Xie F. Resolving the Nuclear Radio Emission from M32 with the Very Large Array // The Astrophysical Journal. — 2020-05-01. — Т. 894. — С. 61. — ISSN 0004-637X. — doi:10.3847/1538-4357/ab855d.
  15. ↑ Monachesi A., Trager S. C., Lauer T. R., Hidalgo S. L., Freedman W. The Star Formation History of M32 // The Astrophysical Journal. — 2012-01-01. — Т. 745. — С. 97. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1088/0004-637X/745/1/97. Архивировано 28 августа 2022 года.
  16. ↑ 1 2 Jones O. C., Nally C., Sharp M. J., McDonald I., Boyer M. L. Infrared variable stars in the compact elliptical galaxy M32 // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2021-06-01. — Т. 504. — С. 565–575. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/stab923.
  17. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 168—169.
  18. ↑ 1 2 3 Frommert H., Kronberg C. Messier 32. www.messier.seds.org. Дата обращения: 3 сентября 2022. Архивировано 5 сентября 2022 года.
  19. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 164, 168.
  20. ↑ van den Bergh, 2000, p. 167.
  21. ↑ Neill J. D., Shara M. M. A Possible High Nova Rate for Two Local Group Dwarf Galaxies: M32 and NGC 205 // The Astronomical Journal. — 2005-04-01. — Т. 129. — С. 1873–1885. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1086/428482.
  22. ↑ 1 2 3 4 Stoyan et al., 2008, p. 152.
  23. ↑ Welch G. A., Sage L. J. The Interstellar Medium of M32 // The Astrophysical Journal. — 2001-08-01. — Т. 557. — С. 671–680. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/322266.
  24. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 163—164.
  25. ↑ D’Souza R., Bell E. F. The Andromeda galaxy’s most important merger about 2 billion years ago as M32’s likely progenitor (англ.) // Nature Astronomy. — 2018-09. — Vol. 2, iss. 9. — P. 737–743. — ISSN 2397-3366. — doi:10.1038/s41550-018-0533-x. Архивировано 31 мая 2019 года.
  26. ↑ Garner R. Messier 32. NASA (6 октября 2017). Дата обращения: 28 августа 2022. Архивировано 1 августа 2022 года.

Литература

[править | править код]
  • van den Bergh S. The Galaxies of the Local Group. — Cambr.; N. Y.: Cambridge University Press, 2000. — 348 p. — 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 p. — ISBN 978-0-511-42329-1.

Ссылки

[править код]
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=M_32&oldid=130973099