Andromeda Galaxy M31 | |
Andromedagalaksen (M31) med to satellitter: M32 (tåget disk i øverste højre kant) og M110 (lille elliptisk galakse under M31). | |
Opdagelse | |
---|---|
Discoverer (s) | Al-Sufi |
Dateret | ~ 964 i Isfahan |
Betegnelser |
M 31 NGC 224 PGC 2557 MCG + 07-02-016 UGC 454 |
Observation (Epoch J2000.0 ) | |
Højre opstigning | 00 t 42 m 44.330 s |
Afvisning | 41 ° 16 ′ 07,50 ″ |
Galaktiske koordinater | ℓ = 121,1743 b = −21,5733 |
Radial hastighed | −301 ± 7 km / s |
Afstand | 778 ± 17 kpc (.52,54 millioner al ) |
Magnitude-app. | 3.4 |
Dimensioner app. |
190 ' × 60' (faktisk diameter: 220.000 al) |
Konstellation | Andromeda |
Placering i konstellationen: Andromeda | |
Egenskaber | |
Type | SA (s) b |
Masse | (1.23+1.8 −0.6) × 10 12 M ☉ |
Den Andromeda galaksen , også identificeret under numrene M31 i Katalog over Messier og NGC 224 , er en spiralgalakse ligger omkring 2,55 millioner lysår fra Solen , i stjernebilledet Andromeda .
Andromedagalaksen (NGC 224) blev brugt af Gérard de Vaucouleurs som en galakse af morfologisk type SA (s) b i hans galaksatlas.
Kaldet Great Andromeda-tågen , indtil dens sande natur blev anerkendt i 1920'erne , Andromeda Galaxy er den tætteste spiral galakse til Mælkevejen (alle klasser sammen, den nærmeste galakse er dværg af Big Dog ) og det største medlem af den lokale Gruppe på tres individuelle galakser, som begge er en del. Med en diameter på omkring 220.000 lysår ville den indeholde omkring en billion stjerner, to til fem gange mere end vores galakse.
Andromeda-galaksen er med en visuel styrke på 3,4 en af de få galakser, der kan observeres med det blotte øje fra Jorden på den nordlige halvkugle . Det er også et af de største objekter på himlen med en tilsyneladende diameter på 3,18 °, mere end seks gange den tilsyneladende diameter af Månen observeret fra Jorden.
Den første kendte skriftlige omtale af Andromeda-galaksen går tilbage til 964, det år, hvor den er beskrevet af Abd al-Rahman al-Sufi i sin bog med faste stjerner . Den første observation af galaksen ved hjælp af et teleskop blev foretaget af Simon Marius i 1612 (ofte beskrevet som opdageren af galaksen). Det blev først fotograferet i 1887 af astronomen Isaac Roberts på hans Crowborough Observatory i Sussex .
I 1920'erne blev Cepheid-variable stjerner identificeret af Edwin Hubble i astronomiske fotos af tågen. Takket være den periode-lysstyrke-forbindelse, der blev oprettet i 1912 af Henrietta Leavitt , etablerer sidstnævnte stjernernes afstand og bekræfter objektets ekstragalaktiske natur. Det giver også mulighed for at fortolke en begivenhed fra 1885, som blev betragtet som værende en nova . På grund af afstanden fra galaksen var denne begivenhed af relativt lille tilsyneladende størrelse faktisk ekstremt lys på skalaen fra en galakse. Det var faktisk en supernova (en stjerneeksplosion ), senere ved navn SN 1885A . Det er den første supernova, der er set siden opfindelsen af teleskopet , og den eneste der er kendt i Andromedagalaksen.
I 1943 , mens Los Angeles var under udgangsforbud, brugte Walter Baade Mount Wilson Hooker Telescope og løste for første gang stjerner i den centrale region i galaksen.
I 1953 afslørede undersøgelsen af M31 af Edwin Hubble og Allan Sandage en ny klasse af variable stjerner , de blå lysvariabler (eller LBV'er).
I henhold til resultaterne af numeriske simuleringer udført af et fransk-kinesisk hold, der brugte de højtydende databehandlingsressourcer fra GENCI , blev Andromeda-galaksen dannet for kun mindre end tre milliarder år siden, på et tidspunkt hvor Jorden allerede eksisterede og ville være resultatet af kollisionen mellem to galakser.
Flere uafhængige metoder til evaluering af ekstragalaktiske afstande er blevet brugt til at måle afstanden til Andromeda-galaksen, hvilket giver ret sammenfaldende resultater.
Således gjorde målingen af periodiciteten af Cepheids i denne galakse det muligt i 2004 at bestemme deres absolutte størrelse og derfor at udlede afstanden fra den ved sammenligning med deres visuelle størrelse ved 770 ± 0,06 kpc (∼2,51 millioner d ' al ).
Samtidig gjorde opdagelsen af en formørkelses binær, hvis størrelse og temperatur af komponenterne - og derfor deres absolutte størrelse - kunne bestemmes med præcision, det muligt på en lignende måde ved at sammenligne deres absolutte størrelse til deres visuelle størrelse til bestemme afstanden til galaksen ved 2,52 ± 0,14 millioner al (∼773 kpc ) , et mål i bemærkelsesværdig overensstemmelse med den foregående ved en uafhængig metode.
Den lysstyrke infrarød den stjerne population II på toppen af rød kæmpe gren er en anden afstand indikator anvendes til at måle afstanden mellem galakserne; anvendt på Andromeda-galaksen, gav denne måling i 2005 en værdi på 2,56 ± 0,08 millioner al (∼785 kpc ) .
Kombineret med en tidligere måling ved hjælp af den infrarøde overflade lysstyrkeudsvingningsmetode , som i 2003 havde givet en afstand på 2,57 ± 0,06 millioner al (∼788 kpc ) , giver alle disse værdier et gennemsnitligt skøn over afstanden til den nærliggende Andromedagalakse af 2,54 ± 0,06 millioner al (∼779 kpc ) .
Den samlede masse af Andromeda-galaksen - baryonisk stof + mørkt stof - er blevet estimeret til sandsynligvis at være omkring 1.230 milliarder solmasser , dog med minimums- og maksimumsværdier på henholdsvis 630 milliarder og 4.100 milliarder. Værdien af 1.230 milliarder solmasser svarer til mindre end to tredjedele af Mælkevejens værdi , anslået ved samme undersøgelse til at være omkring 1.900 milliarder solmasser (mindst 200 milliarder men ikke mere end 5.500 milliarder). Usikkerheden knyttet til disse to skøn er dog for stor til at kunne konkluderes endeligt. Vi kan imidlertid nu bevare, at massen af disse to galakser er af samme størrelsesorden, og at tætheden af stjerner inden for Andromedagalaksen er større end den, der observeres i vores galakse.
Andromeda-galaksen indeholder derfor flere stjerner end Mælkevejen, og dens samlede lysstyrke er blevet anslået til omkring 26 milliarder gange sollysstyrken eller omkring 25% mere end den samlede lysstyrke på vores planet. Egen galakse. Imidlertid oplever Mælkevejen en stjernedannelseshastighed, der er tre til fem gange den for Andromedagalaksen, med en dobbelt hastighed af supernovaer , så Andromedagalaksen ser ud til at have nået en tilstand af relativ hvile efter at have oplevet en fase med vedvarende stjernedannelse. mens vores galakse tværtimod synes at være meget mere aktiv i dette område; hvis dette skulle fortsætte, ville mælkevejens samlede lysstyrke i sidste ende overgå Andromedagalaksen.
Detaljerede spektroskopiske undersøgelser har gjort det muligt at spore Andromedagalaksens rotationskurve . Startende fra det galaktiske centrum øges stjernernes hastighed til et lokalt maksimum på 225 km / s ved 1300 lysår (400 pc ) og passerer derefter gennem et lokalt minimum på 50 km / s ved 7000 lysår (2 kpc ), inden de vender tilbage til maksimalt 250 km / s ved 33.000 lysår (10 kpc ) og gradvist nedad for at nå 200 km / s ved 80.000 lysår (24,5 kpc ). Denne kurve indebærer, at Andromedagalaksens samlede masse vokser lineært op til 45.000 lysår (13,8 kpc ) fra centrum og derefter langsommere ud; den kerne ville have en masse på 6 milliarder solmasser .
Andromeda-galaksen har en særlig kompakt stjerneklynge i centrum med en dobbelt struktur fremhævet af Hubble-teleskopet i 1993. Den lyseste koncentration, udpeget af P1, adskiller sig fra centrum af galaksen, som faktisk er materialiseret af mindre strålende af de to koncentrationer, kaldet P2; disse to komponenter er adskilt med en afstand på ca. 4,9 lysår (1,5 pc ).
P1P1-koncentrationens art forstås ikke fuldt ud. De første fortolkninger gjorde det til den resterende kerne af en gammel kannibaliseret galakse, men beregninger viste hurtigt, at en sådan struktur ikke kunne forblive sammenhængende længe i nærheden af et supermassivt sort hul af denne størrelse, som ville have spredt det under virkningen af tidevandskræfter . Det blev derefter foreslået, at et andet supermassivt sort hul, denne gang i midten af P1, kunne have stabiliseret denne struktur på lang sigt, men fordelingen af stjerner i P1 argumenterer ikke for eksistensen af et sådant sort hul i dens centrum. P1 kunne svare mere til en ophobning af stjerner ved apoapsis af deres bane omkring det supermassive sorte hul i galaksen.
P2P2 indeholder et supermassivt sort hul, hvis masse blev anslået til 30 til 50 millioner solmasser i 1993 og derefter revurderet fra 110 til 230 millioner solmasser i 2005 (ca. 40 gange den anslåede masse af den i midten af Mælkevejen, Skytten A * ). Den dispersion af hastigheder målt omkring dette objekt er tæt til 160 km / s , hvilket gjorde det muligt at optimere estimeringen af massen af dette supertunge sorte hul ved hjælp af M-sigma-forholdet .
M31 *, den aktive kerne / supermassive sorte hulDet aktive kerne / supermassive sorte hul i midten af galaksen har betegnelsen M31 * .
Ifølge en undersøgelse af 76 galakser af Alister Graham indeholder den centrale pære i M31 et supermassivt sort hul, hvis masse estimeres til 1,4+0,9
−0,3x 10 8 .
I det synlige lys domæne præsenterer Andromeda-galaksen en spiralstruktur uden tilsyneladende bar eller ring, betegnet SA (s) b i Vaucouleurs- systemet . Data fra 2MASS- projektet , som kortlagde himlen i det infrarøde ved en bølgelængde på 2 μm , antyder imidlertid, at pæren i denne galakse ville være kasseformet, hvilket gør den til en spærret spiralgalakse som Way mælkeagtig, mens bjælken ses praktisk talt i retning af den største længde.
Data erhvervet i 1998 i det infrarøde ved ISO-rumteleskop fra Den Europæiske Rumorganisation fremhævede også tilstedeværelsen af koncentriske ringe, hvoraf den ene er ca. 33.000 lysår (10 kpc ) fra det galaktiske centrum., Koncentrerer det meste af støvet og en stor del af gassen i hele galaksen. Disse ringe er kun synlige i infrarødt, fordi de er lavet af koldt støv - ved en temperatur under 15 K - som ikke udstråler ved synlige bølgelængder. Eksistensen af denne ring kunne indikere, at hele galaksen udvikler sig til en ringgalakseform .
Centret af denne ring er forskudt fra centrum af galaksen, og en mere indvendig ring, også forskudt i størrelsesordenen 1.600 lysår (500 pc ) og spænder ca. 4.900 × 3.250 år - lys (1,5 × 1,0 kpc ) ser ud til at være direkte relateret til sammenstødet for ca. 210 millioner år siden af den lille elliptiske galakse M32 med Andromeda-galaksen, hvor sidstnævnte er blevet ramt langs dens polære akse og strippet M32 for mere end halvdelen af dens masse.
Derudover er den galaktiske skive ikke plan, men tværtimod ret snoet, når den observeres detaljeret, for eksempel ved 21 cm , synes oprindelsen til denne torsion at komme fra små satellitgalakser, især fra trekantsgalaksen . Det er især synligt, for så vidt som den galaktiske skive ses under en hældning på ca. 77 ° (en galakse set fra kanten kan ses i en vinkel på 90 °).
Andromedagalaksens spiralarme er oversået med H II- regioner , der vises i rødt på farvebillederne og følger viklingen af disse arme. Disse ser ud til at være viklet meget tæt, selvom de faktisk er mere adskilt end dem i vores galakse. To store spiralarme er tydeligt synlige, adskilt fra hinanden med mindst 13.000 lysår (4 kpc ). Denne spiralstruktur kunne være relateret til tyngdekraftsinteraktionen mellem Andromeda-galaksen og M32- galaksen , understreget af dynamikken i molekylskyerne i denne galakse.
Der menes at være omkring 460 kuglehobe forbundet med Andromeda-galaksen. Den mest massive af dem, kaldet Mayall II , eller "G1" for Globular One på engelsk, er den lyseste kuglehob i den lokale gruppe . Den indeholder flere millioner stjerner og er næsten dobbelt så lys som Omega Centauri , den lysere kuglehob, der er forbundet med vores galakse. Adskillige generationer af stjerner, af forskellig metallicitet , eksisterer der sammen, og G1 virker for massiv til en almindelig kuglehob, der antydede, at det faktisk ville være kernen i en dværggalakse, hvis ydre dele ville være blevet assimileret for længe siden af Andromeda-galaksen sig selv.
Andromeda-galaksen indeholder også en velkendt stjerneforening , NGC 206 , men også meget større foreninger, massen af en kuglehob, men meget mere omfattende og derfor meget mindre tæt, som vi ikke kender i Mælkevejen.
Den spektroskopiske analyse af stjernerne i Halo af Andromeda-galaksen viser, at sidstnævnte ligner den i vores galakse, med en svagere metallicitet end i den galaktiske skive og falder med afstanden fra den galaktiske pære . Dette ville indikere, at disse to galakser ville have gennemgået en sammenlignelig udvikling, absorbere op til måske to hundrede dværggalakser, før de fik den størrelse, de er i dag.
Stjernerne længst væk fra Mælkevejens glorier og Andromedagalaksen er måske op til en tredjedel af afstanden mellem disse to galakser.
Cirka tyve dværggalakser kredser om Andromedagalaksen. Den mest massive er Trekantgalaksen , en godt tegnet spiralgalakse, der er let genkendelig, men M110 er også meget kendt, idet den altid er tydelig synlig på de generelle fotografier af Andromedagalaksen som en lille elliptisk galakse orienteret skråt i forhold til sin store nabo . M32 , en såkaldt "kompakt" elliptisk dværg-galakse, er mere diskret, men også stadig synlig som en lille skive med let slørede konturer ved kanten af skiven i Andromedagalaksen; M32 er meget sandsynligt ved oprindelsen af visse morfologiske forstyrrelser i Andromedagalaksen efter den næsten ortogonale passage af denne for cirka 210 millioner år siden. De andre satellitter er små elliptiske dværggalakser eller dværgkugleformede galakser .
En undersøgelse offentliggjort i foråret 2006 viste, at de fleste kugleformede dværggalakser (inklusive overgang til uregelmæssige galakser ) - Irregulær dværggalakse i Pegasus , Andromeda I , Andromeda III , LGS 3 , Andromeda V , Andromeda VI , Andromeda VII og Andromeda IX - og elliptiske galakser - M32 og NGC 147 - ligger inden for 16 kpc fra et fly, der passerer gennem centrum af Andromeda-galaksen. Hvis Andromeda II , NGC 185 og M110 afviger markant fra dette plan, er trekantsgalaksen , som ikke desto mindre er en spiralgalakse , tæt på. Årsagen til denne coplanar distribution er fortsat genstand for spekulation i øjeblikket, det faktum, at denne plan også inkluderer den nærliggende gruppe af galakser kaldet M81-gruppen, som kan indikere tilstedeværelsen af en koncentration af mørkt stof fordelt i et stort plan. i det nærmeste univers .
Tabellen nedenfor opsummerer de formationer, der er identificeret som satellitter i Andromeda-galaksen og deres vigtigste parametre ifølge Koch og Grebel; de kartesiske koordinater ( X M31 , Y M31 , Z M31 ) centreret om Andromedagalaksen er afledt af polære koordinater (α, δ, D ☉ ), der sædvanligvis er centreret om solen :
Efternavn | Typologi |
α ( J2000.0 ) |
δ ( J2000.0 ) |
Afstand til solen ( kpc ) |
X M31 ( kpc ) |
Y M31 ( kpc ) |
Z M31 ( kpc ) |
År for opdagelse |
---|---|---|---|---|---|---|---|---|
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 I | 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 dværg) | dSph | 23 t 51 m 46 s | + 24 ° 34 ′ 57 ″ | 775 ± 35 | 243.1 | 37.6 | -100,5 | 1998 |
Andromeda VII (Cassiopeia Dværg) | 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 tidevandsstrøm (E- og F-strømme) | 2009 | |||||||
Sydøst tidevandsstrøm | 2009 | |||||||
Andromeda XXVIII | 2011 | |||||||
Andromeda XXIX | 2011 |
Den radiale hastighed af Andromeda galaksen i forhold til Mælkevejen kan måles ved at undersøge den blå skift af de spektrale linjer af stjerner i galaksen. Således er det fastslået, at de to kosmiske objekter nærmer sig hinanden med den omtrentlige hastighed på 430.000 km / t eller ca. 120 km / s .
Målinger foretaget i 2002 og 2010 ved hjælp af Hubble-rumteleskopet af teamet fra Roeland P. van der Marel , astrofysiker ved Space Telescope Scientific Institute i Baltimore ( USA ), afslørede at Andromeda bevæger sig i himmelens plan med en hastighed på 17 km / s .
Det følger heraf, at de to galakser mødes om cirka fire milliarder år.
Når disse to spiraler er tæt nok, begynder de at dreje rundt. De vil derefter udveksle deres gasser, deres stjerner og langsomt blande sig for at danne en og samme enorme galakse på syv milliarder år.
Tætheden af baryonisk stof i en galakse er særlig lav, direkte interaktioner (mulige kollisioner) mellem stjerner i kolliderende galakser er meget usandsynlige på trods af den enorme tilsyneladende kollision.
Denne union vil resultere i en stor elliptisk galakse (som senere kan udvikle sig til en spiralgalakse ) med tilnavnet på engelsk Milkomeda eller Milkdromeda (sammentrækning af Mælkevejen "Mælkevejen" og Andromeda "Andromeda") og på fransk "Lactomède" (eller "Milkomède "af anglisisme).
Hvad angår solsystemet , skal det henvises til et sted langt længere væk fra centrum af denne nye spiralgalakse end det var fra Mælkevejens.