Эта статья входит в число хороших статей

M 32

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
(перенаправлено с «M 32 (галактика)»)
Перейти к навигации Перейти к поиску
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 экспоненциальным[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.) // Astron. J. / J. G. III, E. VishniacNYC: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2016. — Vol. 152, Iss. 2. — P. 50. — ISSN 0004-6256; 1538-3881doi:10.3847/0004-6256/152/2/50arXiv: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.) // Mon. Not. R. Astron. Soc. / D. FlowerOUP, 2000. — Vol. 313, Iss. 3. — P. 469–490. — ISSN 0035-8711; 1365-2966doi:10.1046/J.1365-8711.2000.03251.X
  3. Darling D. M32. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 28 августа 2022.
  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.
  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.
  7. Results for object MESSIER 032 (M 32). ned.ipac.caltech.edu. Дата обращения: 28 августа 2022.
  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.
  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.
  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.
  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.
  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.
  26. Garner R. Messier 32. NASA (6 октября 2017). Дата обращения: 28 августа 2022.

Литература[править | править код]

Ссылки[править код]