Andromeda Galaxy M31 | |
Andromedagalaksen (M31) med to satellitter: M32 (tåket disk øverst til høyre) og M110 (liten elliptisk galakse under M31). | |
Oppdagelse | |
---|---|
Oppdageren (e) | Al-Sufi |
Datert | ~ 964 i Isfahan |
Betegnelser |
M 31 NGC 224 PGC 2557 MCG + 07-02-016 UGC 454 |
Observasjon (Epoch J2000.0 ) | |
Høyre oppstigning | 00 t 42 m 44.330 s |
Avvisning | 41 ° 16 ′ 07.50 ″ |
Galaktiske koordinater | ℓ = 121,1743 b = −21,5733 |
Radiell hastighet | −301 ± 7 km / s |
Avstand | 778 ± 17 kpc (∼2,54 millioner al ) |
Magnitude-app. | 3.4 |
Dimensjoner app. |
190 ' × 60' (faktisk diameter: 220.000 al) |
Konstellasjon | Andromeda |
Plassering i konstellasjonen: Andromeda | |
Kjennetegn | |
Type | SA (s) b |
Masse | (1.23+1.8 −0.6) × 10 12 M ☉ |
The Andromeda galaksen , også identifisert under tallene M31 i katalogen over Messier og NGC 224 , er en spiralgalakse som ligger ca 2,55 millioner lysår fra Solen , i stjernebildet Andromeda .
Andromeda-galaksen (NGC 224) ble brukt av Gérard de Vaucouleurs som en galakse av morfologisk type SA (s) b i galaksens atlas.
Kalt den store Andromeda-tåken til dens sanne natur ble anerkjent på 1920-tallet , er Andromeda- galaksen den nærmeste spiralgalaksen til Melkeveien (alle klasser til sammen, den nærmeste galaksen er dvergen til Big Dog ) og det største medlemmet av Local Gruppe på seksti individuelle galakser, som begge er en del. Med en diameter på ca 220.000 lysår , ville den inneholde omtrent en billion stjerner, to til fem ganger mer enn vår galakse.
Andromeda-galaksen, med en visuell styrke på 3,4, er en av få galakser som kan observeres med det blotte øye fra jorden på den nordlige halvkule . Det er også en av de største objektene på himmelen , med en tilsynelatende diameter på 3,18 °, mer enn seks ganger den tilsynelatende diameteren på månen observert fra jorden.
Den første kjente skriftlige omtale av Andromeda-galaksen dateres tilbake til 964, året den er beskrevet av Abd al-Rahman al-Sufi i sin bok med faste stjerner . Den første observasjonen av galaksen ved hjelp av et teleskop ble gjort av Simon Marius i 1612 (ofte beskrevet som oppdageren av galaksen). Den ble først fotografert i 1887 av astronomen Isaac Roberts ved Crowborough Observatory i Sussex .
På 1920-tallet ble Cepheid-variable stjerner identifisert av Edwin Hubble i astronomiske bilder av tåken. Takket være perioden lysstyrkeforhold etablert i 1912 av Henrietta Leavitt , sistnevnte etablerer avstanden til stjernene og bekrefter objektets ekstragalaktiske natur. Det lar oss også tolke en begivenhet fra 1885 som ble ansett som en nova . På grunn av avstanden til galaksen, var denne begivenheten, med relativt liten tilsynelatende størrelse , faktisk ekstremt lys på skalaen til en galakse. Det var faktisk en supernova (en stjerneeksplosjon), senere kalt SN 1885A . Det er den første supernovaen som ble sett siden oppfinnelsen av teleskopet , og den eneste som er kjent i Andromedagalaksen.
I 1943 , mens Los Angeles var under portforbud, Walter Baade brukt Mount Wilson Hooker teleskop , og for første gang, løst stjerner i den sentrale regionen av galaksen.
I 1953 avslørte studien av M31 av Edwin Hubble og Allan Sandage en ny klasse med variable stjerner , de blå lysvariablene (eller LBV-ene).
I følge resultatene av numeriske simuleringer utført av et fransk-kinesisk team som brukte de høyytelses-databehandlingsressursene til GENCI , ble Andromeda-galaksen dannet for bare mindre enn tre milliarder år siden, på en tid da Jorden allerede eksisterte, og ville være resultatet av kollisjonen mellom to galakser.
Flere uavhengige metoder for å evaluere ekstragalaktiske avstander har blitt brukt for å måle avstanden til Andromeda-galaksen, noe som gir ganske sammenfallende resultater.
Dermed gjorde målingen av periodisiteten til kepheidene i denne galaksen det mulig i 2004 å bestemme deres absolutte størrelse og derfor å utlede avstanden ved sammenligning med deres visuelle størrelse på 770 ± 0,06 kpc (∼2,51 millioner d ' al ).
Samtidig gjorde oppdagelsen av en formørkelses binær hvis størrelse og temperatur på komponentene - og derfor deres absolutte størrelse - kunne bestemmes med presisjon, mulig på en lignende måte, ved å sammenligne deres absolutte størrelse med deres visuelle størrelse, å bestemme avstanden til galaksen på 2,52 ± 0,14 millioner al (∼773 kpc ) , et mål i en bemerkelsesverdig samsvar med den forrige ved en uavhengig metode.
Den lysstyrke infrarød den stjerne populasjonen II på toppen av det røde kjempe gren er en annen avstand indikator som brukes til å måle avstanden til galaksene; anvendt på Andromeda-galaksen, ga denne målingen i 2005 en verdi på 2,56 ± 0,08 millioner al (∼785 kpc ) .
Kombinert med en tidligere måling ved hjelp av den infrarøde overflatens lysstyrke-svingningsmetode , som i 2003 hadde gitt en avstand på 2,57 ± 0,06 millioner al (∼788 kpc ) , gir alle disse verdiene et gjennomsnittlig estimat på avstanden til den nærliggende Andromedagalaksen av 2,54 ± 0,06 millioner al (∼779 kpc ) .
Den totale massen til Andromeda-galaksen - baryonisk materie + mørk materie - er estimert til å være sannsynligvis rundt 1230 milliarder solmasser , men med minimum og maksimum mulige verdier på henholdsvis 630 og 4100 milliarder. Verdien av 1230 milliarder solmasser tilsvarer mindre enn to tredjedeler av Melkeveien , anslått av den samme studien til å være rundt 1900 milliarder solmasser (minst 200 milliarder, men ikke mer enn 5500 milliarder). Usikkerheten knyttet til disse to estimatene er imidlertid for stor til å kunne konkludere definitivt. Vi kan imidlertid nå beholde at massen til disse to galaksene er av samme størrelsesorden, og at tettheten til stjerner i Andromedagalaksen er større enn den som observeres i vår galakse.
Andromedagalaksen inneholder derfor flere stjerner enn Melkeveien, og dens totale lysstyrke er estimert til rundt 26 milliarder ganger sollysstyrken , eller rundt 25% mer enn den totale lysstyrken på planeten vår. Egen galakse. Melkeveien opplever imidlertid en stjernedannelseshastighet tre til fem ganger den for Andromedagalaksen, med en dobbel hastighet av supernovaer , så Andromedagalaksen ser ut til å ha nådd en tilstand av relativ hvile. Etter å ha opplevd en fase med vedvarende stjernedannelse. mens galaksen vår ser ut til å være mye mer aktiv i dette området; Hvis dette skulle fortsette, ville den totale lysstyrken til Melkeveien til slutt overgå den i Andromedagalaksen.
Detaljerte spektroskopiske studier har gjort det mulig å spore rotasjonskurven til Andromeda-galaksen. Starter fra det galaktiske sentrum øker hastigheten til stjernene til et lokalt maksimum på 225 km / s ved 1300 lysår (400 pc ) og passerer deretter gjennom et lokalt minimum på 50 km / s ved 7000 lysår (2 kpc ) før retur til maksimalt 250 km / s ved 33 000 lysår (10 kpc ) og gradvis synkende for å nå 200 km / s ved 80 000 lysår (24,5 kpc ). Denne kurven innebærer at den totale massen til Andromeda-galaksen vokser lineært opp til 45 000 lysår (13,8 kpc ) fra sentrum, og deretter saktere utenfor; på kjernen ville ha en masse av 6 milliarder solmasser .
Andromeda-galaksen har en spesielt kompakt stjerneklynge i sentrum, med en dobbel struktur fremhevet av Hubble-romteleskopet i 1993. Den lyseste konsentrasjonen, betegnet av P1, er forskjellig fra sentrum av galaksen, som faktisk blir materialisert av mindre strålende av de to konsentrasjonene, kalt P2; disse to komponentene er atskilt med en avstand på ca. 4,9 lysår (1,5 stk ).
P1Naturen til P1-konsentrasjonen er ikke fullstendig forstått. De første tolkningene gjorde det til den gjenværende kjernen til en eldgammel kannibalisert galakse, men beregninger viste raskt at en slik struktur ikke kunne forbli sammenhengende veldig lenge i nærheten av et supermassivt svart hull av denne størrelsen, som ville ha spredt den under effekten av tidevannskrefter . Det ble da foreslått at et andre supermassivt svart hull, denne gangen i sentrum av P1, kunne ha stabilisert denne strukturen på lang sikt, men fordelingen av stjerner i P1 argumenterer ikke for eksistensen av et slikt svart hull i sentrum. P1 kan mer tilsvare en akkumulering av stjerner ved apoapsen av deres bane rundt det supermassive sorte hullet i galaksen.
P2P2 inneholder et supermassivt svart hull hvis masse ble anslått til 30 til 50 millioner solmasser i 1993 og deretter revurdert fra 110 til 230 millioner solmasser i 2005 (omtrent 40 ganger den estimerte massen av den i sentrum av Melkeveien, Skytten A * ). Den dispersjon av de hastigheter som måles rundt dette formål er i nærheten av 160 km / s , noe som gjorde det mulig å avgrense estimat av massen av denne super sorte hullet ved hjelp av M-sigma forhold .
M31 *, den aktive kjernen / det supermassive sorte hulletDen aktive kjernen / det supermassive sorte hullet i sentrum av galaksen har betegnelsen M31 * .
Ifølge en studie av 76 galakser av Alister Graham, inneholder den sentrale pæren til M31 et supermassivt svart hull hvis masse er estimert til 1,4+0,9
−0,3x 10 8 .
I det synlige lysområdet presenterer Andromeda-galaksen en spiralstruktur uten synlig stang eller ring, betegnet SA (s) b i Vaucouleurs- systemet . Data fra 2MASS- prosjektet , som kartla himmelen i infrarødt med en bølgelengde på 2 mikrometer , antyder imidlertid at pæren til denne galaksen ville være boksformet, noe som gjør den til en sperret spiralgalakse som Way melkeaktig, baren blir sett praktisk talt i retning av størst lengde.
Data som ble innhentet i 1998 i det infrarøde av ISO-romteleskopet til European Space Agency, fremhevet også tilstedeværelsen av konsentriske ringer, hvorav den ene er omtrent 33 000 lysår (10 kpc ) fra det galaktiske sentrum., Konsentrerer mesteparten av støvet og en stor del av gassen i hele galaksen. Disse ringene er bare synlige i infrarødt fordi de er laget av kaldt støv - ved en temperatur under 15 K - som ikke utstråler ved synlige bølgelengder. Eksistensen av denne ringen kan indikere at hele galaksen utvikler seg til en ringgalakseform .
Sentrum av denne ringen er forskjøvet fra sentrum av galaksen, og en mer indre ring, også forskjøvet i størrelsesorden 1600 lysår (500 stk ), og som strekker seg omtrent 4900 × 3 250 år. Lys (1,5 × 1,0 kpc ), virker for å være direkte relatert til kollisjonen, for rundt 210 millioner år siden, av den lille elliptiske galaksen M32 med Andromeda-galaksen, den sistnevnte har blitt truffet langs sin polare akse, og strippet M32 for mer enn halvparten av massen.
I tillegg er den galaktiske platen ikke flat, men tvert imot ganske vridd når den observeres i detalj, for eksempel ved 21 cm , synes opprinnelsen til denne torsjonen å komme fra små satellittgalakser, spesielt fra trekantsgalaksen . Det er spesielt synlig i den grad den galaktiske platen blir sett under en helning på omtrent 77 ° (en galakse sett av kanten vil sees under en vinkel på 90 °).
Andromedagalaksens spiralarmer er prikket med H II- regioner , som vises i rødt på fargebildene og følger viklingen av disse armene. Disse ser ut til å være viklet veldig tett, selv om de faktisk er mer adskilt enn de i vår galakse. To store spiralarmer er tydelig synlige, atskilt fra hverandre med minimum 13 000 lysår (4 kpc ). Denne spiralstrukturen kan være relatert til gravitasjonsinteraksjonen mellom Andromeda-galaksen og M32- galaksen , understreket av dynamikken i molekylskyene i denne galaksen.
Det antas å være rundt 460 kulehoper assosiert med Andromeda-galaksen. Den mest massive av dem, kalt Mayall II , eller “G1” for Globular One på engelsk, er den lyseste kuleklyngen i den lokale gruppen . Den inneholder flere millioner stjerner og er nesten dobbelt så lys som Omega Centauri , den lysere kulehoben som er knyttet til vår galakse. Flere generasjoner av stjerner, av varierende metallisitet , eksisterer sammen der, og G1 virker for massiv for en vanlig kuleklynge, noe som antydet at det faktisk ville være kjernen til en dverggalakse hvis ytre deler ville blitt assimilert for lenge siden av Andromeda-galaksen seg selv.
Andromeda-galaksen inneholder også en velkjent stjerneforening , NGC 206 , men også mye større assosiasjoner, massen av en kuleformet klynge, men mye mer omfattende og derfor mye mindre tett, som vi ikke kjenner til på Melkeveien.
Den spektroskopiske analysen av stjernene i haloen i Andromeda-galaksen viser at sistnevnte er lik den i vår galakse, med en metallisitet som er svakere enn i galaktisk plate og avtar med avstanden fra den galaktiske pæren . Dette ville indikere at disse to galaksene ville ha gjennomgått en sammenlignbar utvikling, og absorberte opptil kanskje to hundre dverggalakser før de fikk den størrelsen de er i dag.
Stjernene lengst fra gloriene til Melkeveien og Andromedagalaksen er kanskje opp til en tredjedel av avstanden mellom disse to galaksene.
Omtrent tjue dverggalakser kretser rundt Andromedagalaksen. Den mest massive er Trekantgalaksen , en godt tegnet spiralgalakse som er lett gjenkjennelig, men M110 er også veldig kjent, og er alltid tydelig synlig på de generelle fotografiene av Andromedagalaksen som en liten elliptisk galakse orientert skrått i forhold til sin store nabo . M32 , en såkalt "kompakt" elliptisk dverggalakse, er mer diskret, men fremdeles synlig som en liten plate med litt uskarpe konturer ved kanten av skiven i Andromeda-galaksen; M32 er sannsynligvis opprinnelsen til visse morfologiske forstyrrelser i Andromedagalaksen etter den nesten ortogonale kryssingen av denne for rundt 210 millioner år siden. De andre satellittene er små elliptiske dverggalakser eller dverg sfæriske galakser .
En studie publisert våren 2006 indikerte at de fleste sfæriske dverggalakser (inkludert overgang til uregelmessige galakser ) - Uregelmessig dverggalakse av Pegasus , Andromeda I , Andromeda III , LGS 3 , Andromeda V , Andromeda VI , Andromeda VII og Andromeda IX - og elliptiske galakser - M32 og NGC 147 - ligger innenfor 16 kpc fra et fly som går gjennom sentrum av Andromeda-galaksen. Hvis Andromeda II , NGC 185 og M110 avviker betydelig fra dette planet, er Trekantgalaksen , som likevel er en spiralgalakse , nær. Årsaken til denne koplanære fordelingen er foreløpig gjenstand for spekulasjoner, det faktum at denne planen også inkluderer den nærliggende gruppen av galakser kalt M81-gruppen, noe som kan indikere tilstedeværelsen av en konsentrasjon av mørk materie fordelt i et stort plan. i det nærmeste universet .
Tabellen nedenfor oppsummerer formasjonene som er identifisert som satellitter i Andromeda-galaksen og deres viktigste parametere ifølge Koch og Grebel; de kartesiske koordinatene ( X M31 , Y M31 , Z M31 ) sentrert på Andromedagalaksen er avledet fra polare koordinater (α, δ, D ☉ ) som er sentrert på solen :
Etternavn | Typologi |
α ( J2000.0 ) |
δ ( J2000.0 ) |
Avstand til solen ( kpc ) |
X M31 ( kpc ) |
Y M31 ( kpc ) |
Z M31 ( kpc ) |
År funn |
---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Triangle Galaxy (M33) | SA (s) cd | 01 t 33 m 51 s | + 30 ° 39 ′ 37 ″ | 847 ± 60 | 87.4 | 49.8 | 196.7 | 1654? |
M32 | cE2 | 00 t 42 m 42 s | + 40 ° 51 ′ 55 ″ | 770 ± 40 | 4.7 | 4.0 | 0,1 | 1749 |
M110 (NGC 205) | dE6 | 00 t 40 m 22 s | + 41 ° 41 ′ 07 ″ | 830 ± 35 | 3.8 | -55.3 | 16.0 | 1773 |
NGC 185 | dE5 | 00 t 38 m 58 s | + 48 ° 20 ′ 12 ″ | 620 ± 25 | -89,3 | 121.6 | -89,4 | 1787 |
NGC 147 | dE5 | 00 t 33 m 12 s | + 48 ° 30 ′ 29 ″ | 755 ± 35 | -85,5 | -8,7 | -52.4 | 1829 |
IC 10 | dIrr | 00 t 20 m 17 s | + 59 ° 18 ′ 14 ″ | 660 ± 65 | -200,0 | 70,7 | -140,7 | 1887 |
IC 1613 | dIrr | 01 t 04 m 47 s | + 02 ° 07 ′ 02 ″ | 715 ± 35 | 369,2 | 334,5 | 84.8 | 1906 |
Pegasus Irregular Dwarf Galaxy (PegDIG) | dIrr / dSph | 23 t 28 m 36 s | + 14 ° 44 ′ 35 ″ | 760 ± 100 | 355,5 | 106,5 | -174,5 | ~ 1955 |
Andromeda jeg | dSph | 00 t 45 m 40 s | + 38 ° 02 ′ 28 ″ | 790 ± 30 | 41.0 | -0,5 | 24.7 | 1970 |
Andromeda II | dSph | 01 t 16 m 30 s | + 33 ° 25 ′ 09 ″ | 680 ± 25 | 42.2 | 144.9 | 53.5 | 1970 |
Andromeda III | dSph | 00 t 35 m 34 s | + 36 ° 29 ′ 52 ″ | 760 ± 70 | 63.2 | 23.2 | -7,2 | 1970 |
LGS 3 | dIrr / dSph | 01 t 03 m 53 s | + 21 ° 53 ′ 05 ″ | 620 ± 20 | 149.1 | 240,6 | 21.4 | 1976 |
Andromeda V | dSph | 01 t 10 m 17 s | + 47 ° 37 ′ 41 ″ | 810 ± 45 | -104,2 | -26.3 | 45.8 | 1998 |
Andromeda VI (Pegasus spheroidal dverg) | dSph | 23 t 51 m 46 s | + 24 ° 34 ′ 57 ″ | 775 ± 35 | 243.1 | 37.6 | -100,5 | 1998 |
Andromeda VII (Cassiopeia Dwarf) | dSph | 23 t 26 m 31 s | + 50 ° 41 ′ 31 ″ | 760 ± 70 | -86.3 | -50,5 | -191,5 | 1998 |
Andromeda IX | dSph | 00 t 52 m 53 s | + 43 ° 12 ′ 00 ″ | 790 ± 70 | -31.6 | -12.4 | 22.0 | 2004 |
Andromeda XI | 2006 | |||||||
Andromeda XII | 2006 | |||||||
Andromeda XIII | 2006 | |||||||
Nordvest-tidevannsstrøm (E- og F-strøm) | 2009 | |||||||
Sørøst tidevannsstrøm | 2009 | |||||||
Andromeda XXVIII | 2011 | |||||||
Andromeda XXIX | 2011 |
Den radiale hastigheten til Andromeda-galaksen i forhold til Melkeveien kan måles ved å undersøke det blå skiftet til spektrallinjene til stjerner i galaksen. Dermed er det fastslått at de to kosmiske objektene nærmer seg hverandre med en omtrentlig hastighet på 430 000 km / t , eller omtrent 120 km / s .
Målinger utført i 2002 og 2010 ved hjelp av Hubble Space Telescope av team av Roeland P. van der Marel , astrofysiker ved Baltimore Space Telescope Scientific Institute ( USA ), avslørte at i planet på himmelen , Andromeda beveger seg med en hastighet på 17 km / s .
Det følger at de to galaksene vil møtes om omtrent fire milliarder år.
Når disse to spiralene er nær nok, vil de begynne å snu. De vil da bytte ut gassene, stjernene og blande seg sakte for å danne en og samme enorme galakse på syv milliarder år.
Tettheten av baryonisk materie i en galakse er spesielt lav, direkte interaksjoner (mulige kollisjoner) mellom stjerner i kolliderende galakser er svært usannsynlig til tross for den enorme tilsynelatende kollisjonen.
Denne foreningen vil resultere i en stor elliptisk galakse (som senere kan utvikle seg til en spiralgalakse ) med kallenavnet på engelsk Milkomeda eller Milkdromeda (sammentrekning av Melkeveien "Melkeveien" og Andromeda "Andromeda") og på fransk "Lactomède" (eller "Milkomède "av anglisisme).
Når det gjelder solsystemet , bør det henvises til et sted mye lenger fra sentrum av denne nye spiralgalaksen enn det var fra Melkeveien.