Участник:Jedima/Черновик4

Материал из Циклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
← другие значения
M 32
Галактика
Файл:M32 - HST - 05233 07 R814G555B300 (rot, crop).jpg
Изображение M 32, полученное с помощью телескопа Хаббл
История исследования
Открыватель

Гийом Лежантиль[1]

Дата открытия

29 октября 1749[1]

Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Созвездие

Андромеда

Прямое восхождение

0ч 42м 41,85с[2]

Склонение

40° 51′ 51.8″[2]

Видимые размеры

8,7'×6,5'[2]

Видимая звёздная величина mV

+8,1m[3]

Характеристики
Тип

Карликовая эллиптическая галактика[4]

Расстояние

770 килопарсек[4]

Абсолютная звёздная величина (V)

−16,5m[5]

Масса

∼ 109[6] M☉

Радиус

1,25 килопарсека[7]

M 32 (NGC 221) — карликовая эллиптическая галактика, самый близкий спутник галактики Андромеды и ближайшая к Земле эллиптическая галактика. Находится на расстоянии 770 килопарсеков от Млечного Пути, её диаметр составляет 2,5 килопарсека, масса ∼ 109 M⊙[6][7]. Абсолютная звёздная величина составляет −16,5m[5]. Относится к редкому подклассу — компактным эллиптическим галактикам[8].

Разные свойства M 32 — 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 осталась только центральная часть. В свою очередь, у галактики Андромеды из-за взаимодействия с M 32 искажена форма спиральных рукавов и искривлён диск[5][9].

Галактику M 32 открыл Гийом Лежантиль в 1749 году[7]. В 1944 году Вальтер Бааде при наблюдениях разделил её на отдельные звёзды и определил, что она находится на том же расстоянии, что и галактика Андромеды[10]. M 32 имеет видимую звёздную величину 8,1m, поэтому она заметна даже в бинокль[1].

Свойства[править]

Основные характеристики[править]

Расстояние между M 32 и галактикой Андромеды в проекции на картинную плоскость составляет 5,3 килопарсека. M 32 удалена на 770 килопарсеков от Млечного Пути[8], что делает её ближайшей к планете Земля эллиптической галактикой[7][11][12]. Различные признаки, например, отсутствие межзвёздных облаков, которые проецируются на галактики, говорят о том, что M 32 находится перед диском галактики Андромеды, а не за ним[13].

Диаметр галактики, измеренный по изофоте 25m на квадратную секунду дуги в фотометрической полосе B, составляет 2,5 килопарсека[14]. Масса M 32 составляет ∼109 M⊙[6], из этой массы на нейтральный атомарный водород приходится менее 1,5·106 M⊙. Абсолютная звёздная величина галактики в полосе V составляет −16,5m[5].

Разные свойства M 32 указывают на то, что она потеряла значительную часть своей массы из-за приливных взаимодействий с галактикой Андромеды, и что от неё осталась только центральная часть[12]. Хотя галактика является карликовой, её характеристики соответствуют некоторым масштабным соотношениям, присущим крупным эллиптическим галактикам, таким как соотношение Корменди, соотношение Фабер — Джексона и другим. Поэтому M 32 принято считать нормальной эллиптической галактикой, хотя и с небольшой светимостью[15].

Структура[править]

Светимость[править]

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 также является ближайшим представителем и прототипом класса компактных эллиптических галактик[15][4][16].

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 экспоненциальным[17][18].

Ядро[править]

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[19].

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 (3,0 ± 0,5)·106 M⊙[20]. Она также является рентгеновским источником с мощностью излучения в ·1036 эрг/с. Эта величина составляет лишь 3·10−9 от эддингтоновской светимости — одного из наиболее низких показателей для известных сверхмассивных чёрных дыр[21].

Звёздное население[править]

Файл:Luminosity vs metallicity in the Local Group.svg
Соотношение абсолютной звёздной величины и металличности для галактик Местной группы. При её светимости, M 32 имеет значительно более высокую металличность, чем ожидается.

Основное звёздное население M 32 — старые звёзды (8–10 миллиардов лет) и звёзды среднего возраста (2–8 миллиардов лет) с относительно высокой металличностью −0,2Шаблон:Fe/H; также в галактике содержатся звёзды старше 10 миллиардов лет с низкой металличностью около −1,6Шаблон:Fe/H. Исходя из доли переменных типа RR Лиры в звёздном населении галактики, доля по массе таких старых, бедных тяжёлыми элементами звёзд составляет 1–4,5% всей массы звёзд[22]. Присутствует и относительно молодое звёздное население с высокой концентрацией к центру, состоящее из звёзд моложе 1 миллиарда лет с высокой металличностью, около +0,1Шаблон:Fe/H[23][24].

Средняя металличность M 32 составляет −0,25Шаблон:Fe/H, 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 крупнее, но потеряла часть своей массы[5][23].

Звёздные скопления[править]

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 был 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[25]. Рассеянные звёздные скопления в галактике не наблюдаются[26].

Межзвёздная среда[править]

Межзвёздная пыль в галактике практически отсутствует[27]. 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 под воздействием лобового давления, когда проходила через плоскость диска галактики Андромеды[28].

В M 32 известно как минимум 27 планетарных туманностей[29]. Облака межзвёздного газа отсутствуют, звёзды в галактике не образуются[26].

Переменные звёзды[править]

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 (−1,42 ± 0,2) Шаблон:Fe/H[30]. Также известно, что около 60% ярких звёзд асимптотической ветви гигантов являются долгопериодическими переменными[31].

В M 32 периодически вспыхивают новые звёзды: например, наблюдались вспышки в 1998, 2004 и 2006 годах, а частота вспышек оценивается приблизительно как 2 в год[32]. Вспышек сверхновых за всю историю наблюдений в галактике не зафиксировано[3]. Согласно расчётам, сверхновые типа Ia в галактике вспыхивают раз в ·104–·105 лет[33].

Взаимодействие с другими галактиками и эволюция[править]

Файл:101 0081 M31 50x60s Messier 31 Andromeda Galaxy (28443166380).jpg
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 килопарсеков, один оборот по ней занимает 800 миллионов лет, а сама орбита является ретроградной[34]. Последнее означает, что M 32 не образовалась вместе с галактикой Андромеды, а была захвачена гравитацией последней[35].

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[36]. Столкновение этих галактик, возможно, произошло 2 миллиарда лет назад и в таком случае вызвало вспышку звездообразования в галактике Андромеды в это же время[37]. 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[15].

Изучение[править]

Галактику M 32 открыл Гийом Лежантиль 29 октября 1749 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[3].

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[26].

M 32 уникальна в том, что она является самой близкой к Земле эллиптической галактикой, и поэтому 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[6].

Наблюдения[править]

Файл:Andromeda constellation map ru lite.png
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[3]. Наблюдается в созвездии Андромеды, лучший месяц для её наблюдения ― ноябрь[38].

Среди спутников галактики Андромеды M 32 наблюдается легче всего, её можно увидеть 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 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 нелегко. 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[3].

Примечания[править]

  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 Галактика M32.. Проверено 19 октября 2023.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 Эллиптическая галактика M32 (NGC 221), спутник галактики в Андромеде.. Проверено 19 октября 2023.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 Stoyan R., 2008, с. 152.
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 Sarajedini A., Yang S.-C., 2012, с. 1460.
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 Sidney van den Bergh, 2000, с. 168.
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 6,3 Monachesi A., Trager S. C., 2011, с. 25.
  7. ↑ 7,0 7,1 7,2 7,3 M32 (NGC 221).. Проверено 18 октября 2023.
  8. ↑ 8,0 8,1 Sarajedini A., Yang S.-C., 2012, с. 1466.
  9. ↑ Monachesi A., Trager S. C., 2011, с. 15, 24.
  10. ↑ Baade W., 1944, с. 141.
  11. ↑ Monachesi A., Trager S. C., 2011, с. 11.
  12. ↑ 12,0 12,1 Sidney van den Bergh, 2000, с. 163, 168—169.
  13. ↑ Dierickx M., Blecha L., Loeb A., 2014, с. 1.
  14. ↑ Results for object MESSIER 032 (M 32).. Проверено 23 октября 2023.
  15. ↑ 15,0 15,1 15,2 Monachesi A., Trager S. C., 2011, с. 2.
  16. ↑ Howley K. M., Guhathakurta P., van der Marel R., Geha M., Kalirai J., 2013, с. 1.
  17. ↑ Sidney van den Bergh, 2000, с. 163.
  18. ↑ Sarajedini A., Yang S.-C., 2012, с. 1468.
  19. ↑ Sidney van den Bergh, 2000, с. 164—165.
  20. ↑ Sidney van den Bergh, 2000, с. 163—165.
  21. ↑ Peng S., Li Z., 2020, с. 6.
  22. ↑ Sarajedini A., Yang S.-C., 2012, с. 1459.
  23. ↑ 23,0 23,1 Monachesi A., Trager S. C., Lauer T. R., 2012, с. 1.
  24. ↑ Jones O. C., Nally C., 2021, с. 1.
  25. ↑ Sidney van den Bergh, 2000, с. 168—169.
  26. ↑ 26,0 26,1 26,2 Messier 32.. Проверено 19 октября 2023.
  27. ↑ Sarajedini A., Yang S.-C., 2012, с. 1471.
  28. ↑ Sidney van den Bergh, 2000, с. 164, 168.
  29. ↑ Sidney van den Bergh, 2000, с. 133, 167.
  30. ↑ Sarajedini A., Yang S.-C., 2012, с. 1467.
  31. ↑ Monachesi A., Trager S. C., Lauer T. R., 2012, с. 8.
  32. ↑ Neill J. D., Shara M. M., 2005, с. 1873.
  33. ↑ Welch G. A., Sage L. J., 2001, с. 676.
  34. ↑ Sidney van den Bergh, 2000, с. 163-164, 205.
  35. ↑ Sidney van den Bergh, 2000, с. 163-164, 169.
  36. ↑ Sidney van den Bergh, 2000, с. 163, 168.
  37. ↑ D’Souza R., Bell E. F., 2018, с. 737.
  38. ↑ Messier 32.. Проверено 19 октября 2023.

Литература[править]

Рувики

Одним из источников, использованных при создании данной страницы, является страница из википроекта «Рувики» («ruwiki.ru») под названием «Участник:Jedima/Черновик4», расположенная по адресу:

—https://ru.ruwiki.ru/wiki/Участник:Jedima/Черновик4

Материал указанной страницы полностью или частично использован в Циклопедии по лицензии CC-BY-SA 4.0 и более поздних версий.

Всем участникам Рувики предлагается прочитать материал «Почему Циклопедия?».

Источник — http://cyclowiki.org/w/index.php?title=Участник:Jedima/Черновик4&oldid=1835369