Галактика Андромеды - Andromeda Galaxy

Из Википедии, бесплатной энциклопедии

Галактика Андромеды
Галактика Андромеды 560mm FL.jpg
Галактика Андромеды со спутниковыми галактиками M32 (в центре слева над ядром галактики ) и M110 (в центре слева под галактикой)
Данные наблюдений ( эпоха J2000 )
Произношение / Ae н d R ɒ м ɪ д ə /
Созвездие Андромеда
Прямое восхождение 00 ч 42 м 44,3 с
Склонение + 41 ° 16 ′ 9 ″
Красное смещение г = -0,001001
(знак минус
указывает на синее смещение )
Лучевая скорость гелио −301 ± 1 км / с
Расстояние 765  кпс (2,50  Mly )
Видимая звездная величина   (V) 3,44
Абсолютная звездная величина   (В) −21,5
Характеристики
Тип SA (s) b
Масса (1,5 ± 0,5) × 10 12 M
Количество звезд ~ 1 триллион (10 12 )
Размер ~ 220  клы (67  кпк ) (диаметр)
Видимый размер   (V) 3,167 ° × 1 °
Прочие обозначения
M 31, NGC 224, UGC 454, PGC 2557, 2C 56 (Core), CGCG 535-17, MCG + 07-02-016, IRAS 00400 + 4059, 2MASX J00424433 + 4116074, GC 116, h 50, Bode 3, Флемстид 58, Гевелий 32, Ha 3.3, IRC +40013

Андромеды (IPA: / Ae н d R ɒ м ɪ д ə / ), также известная как Messier 31 , М31 или NGC 224 и первоначально Туманность Андромеды (см ниже), является спиральной галактикой с перемычкой около 2,5 миллиона света -лет (770 килопарсеков ) от Земли и ближайшей крупной галактики к Млечному Пути . Название галактики происходит от области земного неба, в которой она появляется, созвездия Андромеды , которое само названо в честь эфиопской (или финикийской) принцессы, которая была женой Персея в греческой мифологии.

Вириальная масса из Андромеды имеет тот же порядок величины, что Млечный Путь, на 1  триллион солнечных масс (2,0 × 10 42 килограмм ). Массу любой из галактик трудно оценить с какой-либо точностью, но долгое время считалось, что Галактика Андромеды массивнее Млечного Пути примерно на 25-50%. Это было поставлено под сомнение исследованием 2018 года, в котором приводилась более низкая оценка массы Галактики Андромеды, в сочетании с предварительными отчетами об исследовании 2019 года, оценивающем более высокую массу Млечного Пути. Галактика Андромеды имеет диаметр около 220 000  световых лет (67  кпк ), что делает ее крупнейшим членом Местной группы с точки зрения протяженности.

Количество звезд, содержащихся в Галактике Андромеды, оценивается в один триллион ( 1 × 10 12 ), что примерно в два раза больше, чем для Млечного Пути.

Ожидается, что галактики Млечный Путь и Андромеда столкнутся примерно через 4-5 миллиардов лет, сливаясь в гигантскую эллиптическую галактику или большую линзовидную галактику . Галактика Андромеды с видимой величиной 3,4 является одним из самых ярких объектов Мессье , что делает ее видимой невооруженным глазом с Земли в безлунные ночи, даже если смотреть из областей с умеренным световым загрязнением .

История наблюдений

Большая туманность Андромеды. Автор Исаак Робертс , 1899 год.

Примерно в 964 году персидский астроном Абд аль-Рахман ас-Суфи первым описал галактику Андромеды. Он назвал это в своей « Книге неподвижных звезд » «туманным пятном».

Звездные карты того периода пометили его как Маленькое Облако . В 1612 году немецкий астроном Симон Мариус дал раннее описание Галактики Андромеды на основе телескопических наблюдений. Пьер Луи Мопертюи предположил в 1745 году, что размытое пятно было островной вселенной. В 1764 году Шарль Мессье внес в каталог Андромеду объект M31 и ошибочно назвал Мариуса первооткрывателем, несмотря на то, что он был виден невооруженным глазом. В 1785 году астроном Уильям Гершель заметил слабый красноватый оттенок в центральной части Андромеды. Он считал Андромеду ближайшей из всех «великих туманностей », и, основываясь на цвете и величине туманности, он ошибочно предположил, что она не более чем в 2000 раз превышает расстояние до Сириуса , или примерно 18000  световых лет (5,5  кпк ). . В 1850 году Уильям Парсонс, 3-й граф Росс, сделал первый рисунок спиральной структуры Андромеды .

В 1864 году сэр Уильям Хаггинс заметил, что спектр Андромеды отличается от спектра газовой туманности. Спектры Андромеды отображает континуум из частот , наложенный с темными линиями поглощения , которые помогают определить химический состав объекта. Спектр Андромеды очень похож на спектры отдельных звезд, и из этого был сделан вывод, что Андромеда имеет звездную природу. В 1885 году в Андромеде была замечена сверхновая (известная как S Andromedae ), первая и пока единственная наблюдаемая в этой галактике. В то время Андромеда считалась ближайшим объектом, поэтому считалось, что причиной было гораздо менее яркое и не связанное с этим событие, названное новой , и названное соответственно; «Новая 1885».

В 1888 году Исаак Робертс сделал одну из первых фотографий Андромеды, которую все еще считали туманностью в нашей галактике. Робертс ошибочно принял Андромеду и подобные «спиральные туманности» за формирующиеся звездные системы .

В 1912 году Весто Слайфер использовал спектроскопию для измерения лучевой скорости Андромеды по отношению к нашей Солнечной системе - самой большой скорости, когда-либо измеренной, 300 км / с (190 миль / с).

Остров вселенная

Расположение Галактики Андромеды (M31) в созвездии Андромеды.

В 1917 году Хибер Кертис наблюдал новую звезду в Андромеде. При поиске фотографической записи было обнаружено еще 11 новых звезд. Кертис заметил , что эти новые звезды, в среднем, 10 величины тусклее , чем те , которые имели место в другом месте в небе. В результате он смог получить оценку расстояния в 500 000 св. Лет (3,2 × 10 10  а.е.). Он стал сторонником так называемой гипотезы "островных вселенных", согласно которой спиральные туманности на самом деле являются независимыми галактиками.

Галактика Андромеды над Очень Большим телескопом . Треугольника Галактика видна на вершине.

В 1920 году между Харлоу Шепли и Кертисом произошли великие дебаты о природе Млечного Пути, спиральных туманностей и размеров Вселенной . Чтобы поддержать свое утверждение о том, что Большая туманность Андромеды на самом деле является внешней галактикой, Кертис также отметил появление темных полос внутри Андромеды, которые напоминают пылевые облака в нашей собственной галактике, а также исторические наблюдения за значительным доплеровским смещением галактики Андромеды . В 1922 году Эрнст Эпик представил метод оценки расстояния до Андромеды, используя измеренные скорости ее звезд. Его результат показал, что туманность Андромеды находится далеко за пределами нашей галактики на расстоянии около 450 кпк (1500 км). Эдвин Хаббл разрешил спор в 1925 году, когда он впервые идентифицировал внегалактические переменные звезды-цефеиды на астрономических фотографиях Андромеды. Они были сделаны с помощью 2,5-метрового телескопа Хукера и позволили определить расстояние до Большой туманности Андромеды. Его измерения убедительно продемонстрировали, что эта особенность была не скоплением звезд и газа в нашей собственной галактике, а совершенно отдельной галактикой, расположенной на значительном расстоянии от Млечного Пути.

В 1943 году Вальтер Бааде был первым человеком, который разрешил звезды в центральной части Галактики Андромеды. Бааде идентифицировал две различные популяции звезд на основе их металличности , назвав молодые высокоскоростные звезды в диске Типом I, а более старые красные звезды в балдже - Типом II. Впоследствии эта номенклатура была принята для звезд в Млечном Пути и в других местах. (Существование двух разных популяций было отмечено ранее Ян Оорт .) Бааде также обнаружил, что существует два типа переменных звезд цефеид, что привело к удвоению оценки расстояния до Андромеды, а также до остальной части Вселенной.

В 1950 году радиоизлучение галактики Андромеды было обнаружено Хэнбери Брауном и Сирилом Хазардом в обсерватории Джодрелл-Бэнк . Первые радиокарты галактики были сделаны в 1950-х годах Джоном Болдуином и сотрудниками Кембриджской радиоастрономической группы . Ядро галактики Андромеды названо 2C 56 в радиоастрономическом каталоге 2C . В 2009 году первая планета могла быть обнаружена в Галактике Андромеды. Это было обнаружено с помощью метода, называемого микролинзированием , которое вызвано отклонением света массивным объектом.

Наблюдения линейно поляризованного радиоизлучения с помощью радиотелескопа Westerbork Synthesis , 100-метрового телескопа Эффельсберга и очень большой решетки выявили упорядоченные магнитные поля, выровненные вдоль «кольца 10 кпк» из газа и звездообразования. Общее магнитное поле имеет напряженность около 0,5 нТл, из которых 0,3 нТл являются упорядоченными.

Общий

Предполагаемое расстояние между галактикой Андромеды и нашей галактикой было удвоено в 1953 году, когда было обнаружено, что существует другой, более тусклый тип переменной звезды-цефеиды . В 1990-х годах измерения как стандартных красных гигантов, так и красных сгустков звезд из измерений со спутника Hipparcos использовались для калибровки расстояний до цефеид.

Становление и история

Андромеды как видно NASA «s Wide поля Infrared Survey Explorer .

Галактика Андромеды образовалась примерно 10 миллиардов лет назад в результате столкновения и последующего слияния более мелких протогалактик .

Это сильное столкновение сформировало большую часть (богатого металлами) галактического гало и протяженного диска галактики . В течение этой эпохи скорость звездообразования была бы очень высокой , вплоть до того, что она превратилась бы в светящуюся инфракрасную галактику примерно на 100 миллионов лет. Андромеда и галактика Треугольник прошли очень близкий проход 2–4 миллиарда лет назад. Это событие привело к высокой скорости звездообразования на диске Галактики Андромеды - даже в некоторых шаровых скоплениях - и нарушило внешний диск M33.

Считается, что за последние 2 миллиарда лет звездообразование по всему диску Андромеды уменьшилось до состояния, близкого к бездействию. Были взаимодействия с галактиками-спутниками, такими как M32, M110 и другими, которые уже были поглощены галактикой Андромеды. Эти взаимодействия сформировали структуры, подобные Гигантскому звездному потоку Андромеды . Считается, что галактическое слияние примерно 100 миллионов лет назад привело к вращающемуся в противоположных направлениях газу в центре Андромеды, а также за присутствие там относительно молодого (100 миллионов лет) звездного населения.

Оценка расстояния

По крайней мере, четыре различных метода были использованы для оценки расстояний от Земли до Галактики Андромеды. В 2003 году с использованием инфракрасных флуктуаций поверхностной яркости (I-SBF) и поправки на новое значение периодической светимости и поправки на металличность −0,2 mag dex −1 дюйма (O / H), оценка составила 2,57 ± 0,06 миллиона световых лучей. лет (1,625 × 10 11  ± 3,8 × 10 9 астрономических единиц ). Метод переменных цефеид 2004 года оценил расстояние в 2,51 ± 0,13 миллиона световых лет (770 ± 40 кпк). В 2005 году в Галактике Андромеды была обнаружена затменная двойная звезда . Двойная система представляет собой две горячие голубые звезды типов O и B. Изучая затмения звезд, астрономы смогли измерить их размеры. Зная размеры и температуру звезд, они смогли измерить их абсолютную величину . Когда визуальная и абсолютная звездные величины известны, расстояние до звезды можно рассчитать. Звезды расположены на расстоянии 2.52 × 10 6  ± 0.14 × 10 6  св. Лет (1.594 × 10 11  ± 8.9 × 10 9 а.  Е.), А вся Галактика Андромеды - примерно на 2.5 × 10 6  св. Лет (1.6 × 10 11 а.  Е.). Это новое значение отлично согласуется с предыдущим независимым значением расстояния на основе цефеид. Метод TRGB также использовался в 2005 году, давая расстояние 2,56 × 10 6  ± 0,08 × 10 6 св. Лет  (1,619 × 10 11  ± 5,1 × 10 9  а.е.). Усредненные вместе эти оценки расстояния дают значение 2,54 × 10 6  ± 0,11 × 10 6  св. Лет (1,606 × 10 11  ± 7,0 × 10 9  а.е.). Отсюда диаметр Андромеды в самом широком месте оценивается в 220 ± 3 км (67 450 ± 920 пк). Применяя тригонометрию ( угловой диаметр ), это эквивалентно видимому углу неба 4,96 ° . ^ ^ ^ ^ ^ ^ ^

Оценки массы

Галактика Андромеды в ультрафиолетовом свете, сделанная GALEX (2003).
Иллюстрация, показывающая размер каждой галактики и расстояние между двумя галактиками в масштабе.
Гигантское гало вокруг галактики Андромеды.

До 2018 года, массовые оценки для гало Андромеды ( в том числе и темной материи ) не дали значение приблизительно 1,5 × 10 12   M , по сравнению с 8 × 10 11   M для Млечного Пути. Это противоречило более ранним измерениям, которые, казалось, указывали на то, что Галактика Андромеды и Млечный Путь почти равны по массе.

В 2018 году по результатам радиосвязи было восстановлено равенство масс, равное примерно 8 × 10 11   M В 2006 году было установлено, что сфероид Галактики Андромеды имеет более высокую звездную плотность, чем Млечный Путь, а ее галактический звездный диск был примерно в два раза больше диаметра Млечного Пути. Общая масса Андромеды оценивается в диапазоне от 8 × 10 11   M и 1,1 × 10 12   M . Звездная масса M31 составляет 10-15 × 10 10   M , причем 30% этой массы приходится на центральный балдж , 56% - на диск , а оставшиеся 14% - в звездном гало . Результаты радиоизлучения (аналогичная массе галактики Млечный Путь) следует рассматривать как наиболее вероятные по состоянию на 2018 год, хотя очевидно, что этот вопрос все еще активно исследуется рядом исследовательских групп по всему миру.

По состоянию 2019, текущие расчеты , основанные на космической скорости и динамических измерений массы положить Андромеды в 0,8 × 10 12   M , что только половина новой массы Млечного пути, рассчитанного в 2019 году на уровне 1,5 × 10 12   M .

В дополнение к звездам, Андромеды в межзвездной среды содержит , по меньшей мере , 7,2 × 10 9   M в виде нейтрального водорода , по меньшей мере , 3,4 × 10 8   М как молекулярный водород ( в пределах его самой внутренней 10 кпс), и 5,4 × 10 7   М от пыли .

Галактика Андромеды окружена массивным ореолом горячего газа, который, по оценкам, содержит половину массы звезд в галактике. Почти невидимое гало простирается примерно на миллион световых лет от своей галактики, на полпути к нашей Галактике Млечный Путь. Моделирование галактик показывает, что гало образовалось одновременно с галактикой Андромеды. Гало обогащено элементами более тяжелыми, чем водород и гелий, образованными из сверхновых, и его свойства соответствуют свойствам, ожидаемым для галактики, расположенной в «зеленой долине» диаграммы цвет – величина Галактики (см. Ниже ). Сверхновые вспыхивают в звездном диске Галактики Андромеды и выбрасывают эти более тяжелые элементы в космос. За время существования Галактики Андромеда почти половина тяжелых элементов, образованных ее звездами, была выброшена далеко за пределы звездного диска диаметром 200 000 световых лет.

Оценки светимости

По сравнению с Млечным путем, в Галактике Андромеды преобладают более старые звезды с возрастом> 7 × 10 9 лет. Оцениваются светимость в Андромеде, \ 2,6 × 10 10   л , составляет около 25% выше , чем у нашей Галактики. Однако галактика имеет большой наклон, если смотреть с Земли, и ее межзвездная пыль поглощает неизвестное количество света, поэтому трудно оценить ее фактическую яркость, и другие авторы дали другие значения светимости Галактики Андромеды (некоторые авторы даже предложить это второй по яркости галактика в радиусе 10 мега парсек Млечного пути, после Сомбреро Галактики , с абсолютной величиной около -22.21 или закрытия).

Оценка, проведенная с помощью космического телескопа Спитцера, опубликованного в 2010 году, предполагает абсолютную звездную величину (синим цветом) -20,89 (что с индексом цвета +0,63 соответствует абсолютной визуальной величине -21,52 по сравнению с -20,9 для млечный путь), и полная светимость в этой длине волны от 3,64 × 10 10   L .

Скорость звездообразования в Млечном Пути намного выше: Галактика Андромеды производит только около одной солнечной массы в год по сравнению с 3-5 массами Солнца для Млечного Пути. Количество новых звезд в Млечном Пути также вдвое больше, чем в Галактике Андромеды. Это говорит о том, что последняя когда-то пережила большую фазу звездообразования, но сейчас находится в относительном состоянии покоя, в то время как Млечный Путь переживает более активное звездообразование. Если это продолжится, светимость Млечного Пути может в конечном итоге превысить яркость Галактики Андромеды.

Согласно недавним исследованиям, Галактика Андромеды находится в том, что на диаграмме цвет-величина Галактики известно как «зеленая долина», область, населенная галактиками, подобными Млечному Пути, которые переходят от «голубого облака» (галактики, активно формирующие новые звезды. ) к «красной последовательности» (галактики, в которых отсутствует звездообразование). Активность звездообразования в галактиках зеленой долины замедляется, поскольку в межзвездной среде заканчивается звездообразующий газ. В смоделированных галактиках со свойствами, подобными галактике Андромеды, ожидается, что звездообразование исчезнет в течение примерно пяти миллиардов лет с настоящего момента, даже с учетом ожидаемого кратковременного увеличения скорости звездообразования из-за столкновения между галактиками Андромеды. и Млечный Путь.

Состав

Андромеды видели в инфракрасной области по Spitzer Space Telescope , один из НАСА «s четыре Великих космических обсерваторий .
Изображение галактики Андромеды, полученное Спитцером в инфракрасном диапазоне, 24 микрометра (Источник: НАСА / Лаборатория реактивного движения -
Калифорнийский технологический институт / Карл Д. Гордон, Университет Аризоны ).
Изображение галактики Андромеды, полученное
исследователем эволюции галактики. Сине-белые полосы, составляющие поразительные кольца галактики, - это районы, в которых находятся горячие, молодые и массивные звезды. Темно-сине-серые полосы более холодной пыли резко выделяются на фоне этих ярких колец, отслеживая области, где в настоящее время происходит звездообразование в плотных облачных коконах. При наблюдении в видимом свете кольца Галактики Андромеды больше похожи на спиральные рукава. Ультрафиолетовое изображение показывает, что эти рукава больше напоминают кольцевую структуру, ранее наблюдаемую в инфракрасном диапазоне с помощью космического телескопа Спитцера НАСА . Астрономы, использовавшие последние, интерпретировали эти кольца как свидетельство того, что галактика была вовлечена в прямое столкновение со своим соседом M32 более 200 миллионов лет назад.

По внешнему виду в видимом свете галактика Андромеды классифицируется как галактика SA (s) b в расширенной системе классификации спиральных галактик де Вокулера – Сэндиджа . Однако инфракрасные данные обзора 2MASS и космического телескопа Спитцера показали, что Андромеда на самом деле представляет собой спиральную галактику с перемычкой, как Млечный Путь, с большой осью стержня Андромеды, ориентированной на 55 градусов против часовой стрелки от большой оси диска.

В 2005 году астрономы использовали телескопы Кека, чтобы показать, что тонкая россыпь звезд, выходящая за пределы галактики, на самом деле является частью самого главного диска. Это означает, что спиральный диск звезд в Галактике Андромеды в три раза больше в диаметре, чем предполагалось ранее. Это свидетельствует о существовании огромного протяженного звездного диска, диаметр которого составляет более 220 000 световых лет (67 килопарсеков ). Ранее оценки размеров Галактики Андромеды варьировались от 70 000 до 120 000 световых лет (от 21 до 37 кпк) в поперечнике.

Галактика наклонена относительно Земли примерно на 77 ° (при этом угол в 90 ° будет смотреться прямо сбоку). Анализ формы поперечного сечения галактики, похоже, демонстрирует ярко выраженную S-образную деформацию, а не просто плоский диск. Возможной причиной такого перекоса могло быть гравитационное взаимодействие с галактиками-спутниками вблизи Галактики Андромеды. Галактика M33 может быть причиной некоторого искривления в руках Андромеды, хотя требуются более точные расстояния и лучевые скорости.

Спектроскопические исследования предоставили подробные измерения скорости вращения Галактики Андромеды как функции радиального расстояния от ядра. Скорость вращения имеет максимальное значение 225 км / с (140 миль / с) в 1300  LY (82000000  AU ) от ядра, и она имеет минимум , возможно , по цене от 50 км / с (31 миль / с) при 7000 ly (440 000 000 AU) из ядра. Далее скорость вращения увеличивается до радиуса 33000 св. Лет (2,1 × 10 9  а.е.), где достигает пика в 250 км / с (160 миль / с). За пределами этого расстояния скорости медленно падают до 200 км / с (120 миль / с) на скорости 80 000 св. Лет (5,1 × 10 9  а.е.). Эти измерения скорости подразумевают концентрированную массу около 6 × 10 9   M в ядре . Полная масса галактики линейно увеличивается до 45 000 световых лет (2,8 × 10 9  а.е.), а затем медленнее выходит за пределы этого радиуса.

В спиральных рукавах галактики Туманности Андромеды очерчены сериями HII областей , первый подробно изучены по Бааду и описанные им как напоминающие «бусина на нитке». Его исследования показывают два спиральных рукава, которые кажутся сильно намотанными, хотя они более широко разнесены, чем в нашей галактике. Его описания спиральной структуры, когда каждый рукав пересекает большую ось Галактики Андромеды, следующие §pp1062 §pp92 :

Спиральные рукава М31 Бааде
Руки (N = пересечь большую ось M31 на севере, S = пересечь большую ось M31 на юге) Расстояние от центра ( угловые минуты ) (N * / S *) Расстояние от центра (кпк) (N * / S *) Заметки
N1 / S1 3,4 / 1,7 0,7 / 0,4 Пыль оружие без каких - либо акушерских объединений из HII областей .
N2 / S2 8,0 / 10,0 1,7 / 2,1 Пыль оружия с некоторыми ассоциациями OB.
N3 / S3 25/30 5,3 / 6,3 То же, что и N2 / S2, но с некоторыми регионами HII.
N4 / S4 50/47 11 / 9,9 Большое количество ассоциаций OB, регионов HII и мало пыли.
N5 / S5 70/66 15/14 То же, что и N4 / S4, но намного слабее.
N6 / S6 91/95 19/20 Свободные ассоциации с акушерством. Пыли не видно.
N7 / S7 110/116 23/24 То же, что и N6 / S6, но более тускло и незаметно.

Поскольку галактика Андромеды видна почти с ребра, изучать ее спиральную структуру сложно. Выпрямленное изображение галактики , кажется, показывает довольно нормальную спиральную галактику, показывая две непрерывных продольные рычаги, которые отделенны друг от друга как минимум около 13 000  л (820,000,000  АСА ) , и что может следовать наружу от расстояния примерно 1600 LY ( 100000000 AU) из ядра. Были предложены альтернативные спиральные структуры, такие как одиночный спиральный рукав или хлопьевидный узор из длинных, нитевидных и толстых спиральных рукавов.

Наиболее вероятной причиной искажения спирального рисунка считается взаимодействие со спутниками галактик M32 и M110 . Это видно по смещению облаков нейтрального водорода от звезд.

В 1998 году изображения, полученные с инфракрасной космической обсерватории Европейского космического агентства, продемонстрировали, что общая форма Галактики Андромеды может переходить в кольцевую галактику . Газ и пыль внутри галактики обычно формируются в несколько перекрывающихся колец, с особенно заметным кольцом, образованным в радиусе 32000 св. Лет (9,8 кпк) от ядра, которое некоторые астрономы прозвали огненным кольцом . Это кольцо скрыто от изображений галактики в видимом свете, потому что оно состоит в основном из холодной пыли, и большая часть звездообразования, происходящего в Галактике Андромеды, сосредоточена там.

Более поздние исследования с помощью космического телескопа Спитцера показали, что спиральная структура галактики Андромеды в инфракрасном диапазоне кажется состоящей из двух спиральных рукавов, которые выходят из центральной перемычки и продолжаются за пределами большого кольца, упомянутого выше. Эти руки, однако, не являются непрерывными и имеют сегментированную структуру.

Тщательное изучение внутренней области Галактики Андромеды с помощью того же телескопа также показало меньшее пылевое кольцо, которое, как полагают, было вызвано взаимодействием с M32 более 200 миллионов лет назад. Моделирование показывает, что меньшая галактика прошла через диск Галактики Андромеды вдоль полярной оси последней. Это столкновение лишило меньшую M32 более половины массы и создало кольцевые структуры в Андромеде. Именно сосуществование давно известной большой кольцевой особенности в газе Мессье 31 вместе с этой недавно обнаруженной внутренней кольцевой структурой, смещенной от барицентра , предполагает почти лобовое столкновение со спутником. M32, более мягкая версия столкновения с колесом телеги .

Исследования протяженного гало Галактики Андромеды показывают, что оно примерно сравнимо с гало Млечного Пути, при этом звезды в гало обычно « бедны металлами », и тем более с увеличением расстояния. Это свидетельство указывает на то, что две галактики прошли сходный эволюционный путь. Вероятно, они аккрецировали и ассимилировали около 100–200 галактик с малой массой за последние 12 миллиардов лет. Звезды в протяженных гало Галактики Андромеды и Млечного Пути могут простираться почти на треть расстояния, разделяющего две галактики.

Ядро

Хаббловское изображение ядра галактики Андромеды, показывающее возможную двойную структуру.  Фото НАСА / ЕКА .
Художественная концепция ядра Галактики Андромеды, показывающая вид на диск молодых голубых звезд, окружающих сверхмассивную черную дыру.  Фото НАСА / ЕКА .

Известно, что в самом центре Галактики Андромеды находится плотное и компактное звездное скопление. В большой телескоп он создает визуальное впечатление звезды, заключенной в более рассеянную окружающую выпуклость. В 1991 году космический телескоп Хаббла был использован для получения изображения внутреннего ядра Галактики Андромеды. Ядро состоит из двух концентраций, разделенных 1,5  пк (4,9  св . Лет ). Более яркая концентрация, обозначенная как P1, смещена от центра галактики. Диммер концентрация, Р2, падает на истинном центре галактики и содержит черную дыру , измеренную при 3-5 × 10 7 М в 1993 году, и в 1,1-2,3 × 10 8 М в 2005 скорости дисперсии материала вокруг него измеряется ≈ 160  км / с (99  миль / с ).

Рентгеновское изображение центра галактики Андромеды, полученное с помощью
рентгеновского телескопа Chandra . Ряд источников рентгеновского излучения, вероятно, рентгеновские двойные звезды, в центральной области галактики выглядят как желтоватые точки. Синий источник в центре находится в положении сверхмассивной черной дыры .

Было высказано предположение, что наблюдаемое двойное ядро ​​можно объяснить, если P1 - это проекция звездного диска на эксцентрической орбите вокруг центральной черной дыры. Эксцентриситет таков, что звезды задерживаются в апоцентре орбиты , создавая скопление звезд. P2 также содержит компактный диск горячих звезд спектрального класса A. Звезды A не видны в более красных фильтрах, но в синем и ультрафиолетовом свете они доминируют над ядром, в результате чего P2 выглядит более заметным, чем P1.

Хотя на начальном этапе открытия предполагалось, что более яркая часть двойного ядра является остатком небольшой галактики, «съеденной» Галактикой Андромеды, это больше не считается жизнеспособным объяснением, в основном потому, что такое ядро ​​могло бы иметь чрезвычайно короткое время жизни из-за приливного срыва центральной черной дыры. Хотя это можно было бы частично решить, если бы у P1 была своя собственная черная дыра, чтобы стабилизировать его, распределение звезд в P1 не предполагает, что в его центре есть черная дыра.

Дискретные источники

Галактика Андромеды в высокоэнергетическом рентгеновском и ультрафиолетовом свете (опубликовано 5 января 2016 г.).

По-видимому, к концу 1968 года рентгеновские лучи от Галактики Андромеды не регистрировались. Полет на воздушном шаре 20 октября 1970 года установил верхний предел обнаруживаемых жестких рентгеновских лучей от Галактики Андромеды. Обзор всего неба Swift BAT успешно обнаружил жесткие рентгеновские лучи, приходящие из области, расположенной в 6 угловых секундах от центра галактики. Позже было обнаружено, что излучение выше 25 кэВ происходит от единственного источника, названного 3XMM J004232.1 + 411314 , и идентифицировано как двойная система, в которой компактный объект ( нейтронная звезда или черная дыра) аккрецирует материю от звезды.

С тех пор в Галактике Андромеды были обнаружены многочисленные источники рентгеновского излучения с использованием наблюдений орбитальной обсерватории XMM-Newton Европейского космического агентства (ESA) . Робин Барнард и др. выдвинули гипотезу, что это кандидаты в черные дыры или нейтронные звезды , которые нагревают входящий газ до миллионов кельвинов и испускают рентгеновские лучи. Нейтронные звезды и черные дыры можно отличить в основном по их массе. В ходе наблюдательной кампании космической миссии NuSTAR в галактике было обнаружено 40 таких объектов. В 2012 году в Галактике Андромеды был обнаружен микроквазар , радиовсплеск, исходящий от меньшей черной дыры. Черная дыра предок находится недалеко от центра Галактики и имеет около 10 М . Он был обнаружен через данные , собранные Европейским космическим агентством «s XMM-Newton зонда , а затем наблюдали НАСА » s Swift гамма-всплеском Миссия и Чандра , в Very Large Array , и Very Long Baseline Array . Микроквазар был первым наблюдаемым в Галактике Андромеды и первым за пределами Галактики Млечный Путь.

Шаровые скопления

Звездные скопления в Галактике Андромеды.

С Галактикой Андромеды связано около 460 шаровых скоплений . Самое массивное из этих скоплений, идентифицированное как Mayall II , по прозвищу Globular One, имеет большую светимость, чем любое другое известное шаровое скопление в Местной группе галактик. Оно состоит из нескольких миллионов звезд и примерно в два раза ярче Омега Центавра , самого яркого известного шарового скопления в Млечном Пути. Globular One (или G1) имеет несколько звездных популяций и структуру, слишком массивную для обычного шарообразного. В результате некоторые считают G1 остатком ядра карликовой галактики , которую в далеком прошлом поглотила Андромеда. Шаровое тело с наибольшей видимой яркостью - G76, расположенное в восточной половине юго-западного рукава. Другое массивное шаровое скопление, названное 037-B327 и обнаруженное в 2006 году, сильно покрасневшее межзвездной пылью Галактики Андромеды , считалось более массивным, чем G1 и крупнейшее скопление Местной группы; однако другие исследования показали, что он действительно похож по свойствам на G1.

В отличие от шаровых скоплений Млечного Пути, которые показывают относительно низкую дисперсию возраста, шаровые скопления Галактики Андромеды имеют гораздо больший диапазон возрастов: от систем столь же древних, как сама галактика, до гораздо более молодых систем с возрастом от нескольких сотен миллионов лет. до пяти миллиардов лет.

В 2005 году астрономы обнаружили в Галактике Андромеды совершенно новый тип звездных скоплений. Недавно обнаруженные скопления содержат сотни тысяч звезд, такое же количество звезд можно найти в шаровых скоплениях. Что отличает их от шаровых скоплений, так это то, что они намного больше - несколько сотен световых лет в поперечнике и в сотни раз менее плотные. Следовательно, расстояния между звездами намного больше в пределах недавно обнаруженных протяженных скоплений.

Спутники

Мессье 32 находится слева от центра, Мессье 110 - внизу справа от центра.

Как и Млечный Путь, в галактике Андромеды есть галактики-спутники , состоящие из более чем 20 известных карликовых галактик . Самыми известными и наиболее легко наблюдаемыми галактиками-спутниками являются M32 и M110 . Судя по имеющимся данным, M32 в прошлом близко сталкивалась с галактикой Андромеды. M32, возможно, когда-то была более крупной галактикой, звездный диск которой был удален M31, и претерпела резкое усиление звездообразования в области ядра, которое продолжалось до относительно недавнего прошлого.

M110, похоже, также взаимодействует с галактикой Андромеды, и астрономы обнаружили в гало последней поток богатых металлами звезд, которые, похоже, были отделены от этих галактик-спутников. M110 действительно содержит пыльную полосу, которая может указывать на недавнее или продолжающееся звездообразование. У M32 тоже есть молодое звездное население.

В 2006 году было обнаружено, что девять галактик-спутников лежат в плоскости, которая пересекает ядро ​​Галактики Андромеды; они не расположены случайным образом, как можно было бы ожидать от независимых взаимодействий. Это может указывать на общее приливное происхождение спутников.

Событие PA-99-N2 и возможная экзопланета в галактике

PA-99-N2 был событием микролинзирования, обнаруженным в галактике Андромеды в 1999 году. Одним из объяснений этого является гравитационное линзирование красного гиганта звездой с массой от 0,02 до 3,6 раз больше массы Солнца, что предполагает, что звезда, вероятно, вращается вокруг планеты. Эта возможная экзопланета имела бы массу в 6,34 раза больше массы Юпитера. Если это будет окончательно подтверждено, это будет первая обнаруженная внегалактическая планета . Однако позже аномалии в этом событии были обнаружены.

Столкновение с Млечным путем

Галактика Андромеды приближается к Млечному Пути со скоростью около 110 километров в секунду (68 миль в секунду). Было измерено, что оно приближается к Солнцу со скоростью около 300 км / с (190 миль / с), а Солнце вращается вокруг центра галактики со скоростью примерно 225 км / с (140 миль / с). Это делает галактику Андромеды одной из примерно 100 наблюдаемых галактик со смещенным голубым смещением . Тангенциальная или боковая скорость Галактики Андромеды относительно Млечного Пути относительно намного меньше приближающейся скорости, и поэтому ожидается, что она столкнется непосредственно с Млечным путем примерно через 4 миллиарда лет. Вероятным результатом столкновения будет то, что галактики сольются, образуя гигантскую эллиптическую галактику или, возможно, даже большую дисковую галактику . Такие события часты среди галактик в группах галактик . Судьба Земли и Солнечной системы в случае столкновения в настоящее время неизвестна. Перед слиянием галактик существует небольшая вероятность того, что Солнечная система может быть выброшена из Млечного Пути или присоединится к Галактике Андромеды.

Любительское наблюдение

Галактика Андромеды - самый далекий объект и единственная спиральная галактика за пределами Млечного Пути, которую можно увидеть невооруженным глазом . Галактика обычно расположена на небе относительно созвездий Кассиопеи и Пегаса . Андромеду лучше всего наблюдать осенними ночами в Северном полушарии, когда она проходит высоко над головой, достигая своей наивысшей точки около полуночи октября и на два часа позже каждый последующий месяц. Ранним вечером он поднимается на востоке в сентябре и заходит на западе в феврале. Из южного полушария галактика Андромеды видна с октября по декабрь, и ее лучше всего рассматривать как можно дальше на север. Бинокль может выявить некоторые более крупные структуры галактики и две ее самые яркие галактики-спутники , M32 и M110 . Любительский телескоп может открыть диск Андромеды, некоторые из его самых ярких шаровых скоплений, темные полосы пыли и большой звезды облако NGC 206 .

Смотрите также

Заметки

Рекомендации

Внешние ссылки

Координаты : Карта неба 00 ч 42 м 44,3 с , + 41 ° 16 ′ 9 ″.