M32

Un miez luminos este observat în centrul lui M 32, care, în special, se manifestă ca o abatere a profilului de luminozitate a suprafeței de la legea de Vaucouleurs către o luminozitate a suprafeței mai mare. Indicele de culoare din interiorul nucleului este practic constant. La o distanță unghiulară de 10 secunde de arc, corespunzătoare la 37 de parsecs de centru, se află cea mai puternică sursă de raze X din galaxie, aparent un binar de raze X [12] .

Miezul, judecând după distribuția luminozității suprafeței în el, are o densitate centrală mai mare de 10 7 M ⊙ /pc 3 . Dispersia vitezei în centrul miezului este de 92 km/s, ceea ce indică prezența unei găuri negre supermasive în el : masa sa este estimată la 2,5⋅10 6 M ⊙ [13] . Este, de asemenea, o sursă de raze X cu o putere de radiație de 10 36 erg/s. Această valoare este doar 3⋅10 −9 din luminozitatea Eddington , una dintre cele mai mici valori pentru găurile negre supermasive cunoscute [14] .

Populația de stele

Principala populație stelară a lui M 32 este stelele bătrâne (8–10 miliarde de ani) și stelele de vârstă mijlocie (2–8 miliarde de ani) cu o metalitate relativ mare de −0,2; galaxia conține, de asemenea, stele mai vechi de 10 miliarde de ani cu metalitate scăzută, aproximativ -1,6. Pe baza proporției variabilelor RR Lyrae (vezi mai jos ) în populația stelară a galaxiei, proporția în masă a unor astfel de stele vechi sărace în elemente grele este de 1–4,5% din masa totală a stelelor [9] . Există, de asemenea, o populație stelară relativ tânără, cu o concentrație mare spre centru, formată din stele mai tinere de 1 miliard de ani cu o metalitate mare, aproximativ +0,1 [15] [16] .

Metalicitatea medie a lui M 32 este -0,25, ceea ce este vizibil mai mare decât cea a altor galaxii din Grupul Local cu luminozitate comparabilă. Acest lucru sugerează, de asemenea, că M 32 a fost vizibil mai masiv în trecut, dar și-a pierdut o parte din masă [8] .

Ciorchine de stele

Având în vedere luminozitatea observată a lui M 32, se poate aștepta ca acesta să conțină 10-20 de grupuri de stele globulare , dar nu a fost găsit niciun astfel de obiect în această galaxie. Se crede că în trecut au existat mai mult de 20 de clustere globulare în M ​​32, dar din cauza interacțiunilor mareelor ​​cu galaxia Andromeda, aceste obiecte au fost rupte parțial din M 32 împreună cu părțile sale exterioare și cele care se aflau în apropiere. centrul lui M 32, din cauza frecării mareelor, a lovit centrul său și a format un miez luminos M 32 [17] . Grupuri de stele deschise nu sunt observate în galaxie [18] .

Mediu interstelar

Practic nu există praf în galaxie [9] . Masa hidrogenului atomic neutru din galaxie este mai mică de 1,5⋅10 6 M ⊙ , iar cea a hidrogenului molecular este mai mică de 5⋅10 3 M ⊙ . Aparent, galaxia și-a pierdut cea mai mare parte din gaz atunci când a trecut prin planul discului galaxiei Andromeda, sub influența presiunii capului. [19] .

Cel puțin 27 de nebuloase planetare sunt cunoscute în M ​​32 [20] . Norii de gaz interstelar sunt absenți, stelele nu se formează în galaxie [18] .

Stele variabile

Există variabile RR Lyrae în galaxie . Aceste stele sunt distribuite uniform în M ​​32, metalicitatea lor medie este mult mai mică decât cea a restului populației stelare și este -1,4 [9] . De asemenea, se știe că aproximativ 60% dintre stelele strălucitoare ale ramului gigant asimptotic sunt variabile cu perioadă lungă [16] .

Stele noi fulgeră periodic în M ​​32 : de exemplu, erupții au fost observate în 1998, 2004 și 2006, iar frecvența erupțiilor este estimată la aproximativ 2 pe an [21] . Nu au existat explozii de supernove în întreaga istorie a observațiilor în galaxie [22] . Conform calculelor, supernovele de tip Ia din galaxie erup o dată la 10 4 -10 5 ani [23] .

Interacțiunea cu alte galaxii și evoluție

M 32 este un satelit al galaxiei Andromeda , ceea ce înseamnă că aparține și Grupului Local de Galaxii . Raza orbitei lui M 32 în jurul galaxiei Andromeda este estimată la 12 kiloparsecs , o revoluție durează 800 de milioane de ani, iar orbita în sine este retrogradă . Aceasta din urmă înseamnă că M 32 nu s-a format împreună cu galaxia Andromeda, ci a fost capturată de gravitația acesteia din urmă [24] .

Interacțiunea acestor galaxii a afectat semnificativ fiecare dintre ele. Datorită interacțiunilor mareelor, M 32 și-a pierdut o parte semnificativă din masa sa, așa cum o demonstrează diversele caracteristici ale lui M 32. Pentru galaxia Andromeda, această interacțiune a dus la o distorsiune a formei brațelor spiralate și la o curbură a discului [ 11] . Ciocnirea acestor galaxii poate să fi avut loc acum 2 miliarde de ani și în acest caz a provocat o explozie de formare a stelelor în galaxia Andromeda în același timp [25] . Nu se știe ce fel de galaxie M 32 a fost în trecut, înainte de a-și pierde părțile exterioare: ar putea fi fie o galaxie eliptică normală cu luminozitate relativ scăzută, fie o galaxie spirală de tip timpuriu , din care a rămas doar o umflătură [ 4] .

Explorând

Galaxia M 32 a fost descoperită de Guillaume Legentil la 29 octombrie 1742. Mai târziu, Charles Messier a introdus-o în catalogul său la numărul 32. După aceea, în timp ce observau galaxia, John Herschel și Heinrich Louis D'Arre au remarcat și că în centru există un nucleu care arată ca o stea de magnitudinea a 10-a [22] .

În 1944, Walter Baade a putut observa stele individuale în M 32, M 110 și galaxia Andromeda. El a descoperit că stelele din M ​​32 și M 110 aparțin doar populației II și au aceeași strălucire ca stelele din galaxia Andromeda, ceea ce înseamnă că sunt la aceeași distanță [18] .

M 32 este unică prin faptul că este cea mai apropiată galaxie eliptică de noi, așa că poate fi studiată mult mai în detaliu decât alte obiecte similare. Deoarece M 32 este similar ca caracteristici cu galaxiile eliptice mari, unele concluzii despre M 32 pot fi aplicate altor obiecte din această clasă [4] .

Observații

M 32 are o dimensiune unghiulară totală de 8,7×6,5 minute arc și o magnitudine aparentă de 8,1m [ 22] . Se observă în constelația Andromeda, cea mai bună lună pentru observarea sa este noiembrie [26] .

Dintre sateliții galaxiei Andromeda, M 32 este cel mai ușor de observat, poate fi văzut deja în binoclu 8 × 30 - atunci arată ca o stea neclară, ca atunci când este privit printr-un telescop cu o mică creștere. Când se folosește un telescop cu un diametru al lentilei de 350 mm, M 32 este vizibil ca un punct oval care măsoară 4 × 3 minute arc, a cărui axă majoră este îndreptată de la nord la sud. În M 32, un nucleu strălucitor devine vizibil, arătând ca o stea. Deoarece M 32 este situat pe fundalul luminos al galaxiei Andromeda, este dificil de estimat dimensiunea aparentă a primei cu ochi. Dacă priviți printr-un telescop cu diametrul lentilei de 500 mm, apoi la 6,3 minute de arc nord-est de M 32, puteți vedea un grup de stele globulare în galaxia Andromeda - G 156, care arată ca o stea cu magnitudinea 15,6 [22] .

Note

1. ↑ Tully R. B., Courtois H. M., Sorce J. G. Cosmicflows-3  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2016. - Vol. 152, Iss. 2. - P. 50. - ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.3847/0004-6256/152/2/50 - arXiv: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 // Mon. Nu. R. Astron. soc. / D. Floare - OUP , 2000. - Vol. 313, Iss. 3. - P. 469-490. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1046/J.1365-8711.2000.03251.X
3. ↑ Dragă D. M32 . Internet Enciclopedia Științei . Preluat: 28 august 2022. (nedefinit)
4. ↑ 1 2 3 4 5 Monachesi A., Trager SC, Lauer TR, Freedman W., Dressler A. The Deepest Hubble Space Telescope Color-Magnititude Diagram of M32. Dovezi pentru populațiile de vârstă intermediară  // The Astrophysical Journal. — 2011-01-01. - T. 727 . - S. 55 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/727/1/55 .
5. ↑ 12 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. — 01-06-2014. - T. 788 . - S. L38 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/2041-8205/788/2/L38 .
7. ↑ Rezultate pentru obiectul MESSIER 032 (M 32) . ned.ipac.caltech.edu . Preluat: 28 august 2022. (nedefinit)
8. ↑ 12 van den Bergh, 2000 , p. 168.
9. ↑ 1 2 3 4 Sarajedini A., Yang S.-C., Monachesi A., Lauer TR, Trager SC O populație antică săracă în metale în M32 și acumularea de sateliți halo în M31, identificată de stelele RR Lyrae  // Notificări lunare al Societății Regale Astronomice. — 01-09-2012. - T. 425 . - S. 1459-1472 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21609.x .
10. ↑ Howley KM, 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. — 01-03-2013. - T. 765 . - S. 65 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/765/1/65 .
11. ↑ 12 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 LO, Yang Y., Xie F. Resolving the Nuclear Radio Emission from M32 with the Very Large Array  // The Astrophysical Journal. — 2020-05-01. - T. 894 . - S. 61 . — ISSN 0004-637X . doi : 10.3847 /1538-4357/ab855d .
15. ↑ Monachesi A., Trager SC, Lauer TR, Hidalgo SL, Freedman W. The Star Formation History of M32  // The Astrophysical Journal. — 01-01-2012. - T. 745 . - S. 97 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/745/1/97 .
16. ↑ 1 2 Jones OC, Nally C., Sharp MJ, McDonald I., Boyer ML Stele variabile în infraroșu în galaxia eliptică compactă M32  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2021-06-01. - T. 504 . — S. 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 . (nedefinit)
19. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 164, 168.
20. ↑ van den Bergh, 2000 , p. 167.
21. ↑ Neill JD, Shara MM O posibilă rată de nova ridicată pentru două galaxii pitice de grup local: M32 și NGC 205  // The Astronomical Journal. — 01-04-2005. - T. 129 . - S. 1873-1885 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/428482 .
22. ↑ 1 2 3 4 Stoyan și colab., 2008 , p. 152.
23. ^ Welch GA, Sage LJ Mediul interstelar al M32  // The Astrophysical Journal. - 2001-08-01. - T. 557 . — S. 671–680 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/322266 .
24. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 163-164.
25. ↑ D'Souza R., Bell EF Cea mai importantă fuziune a galaxiei Andromeda, acum aproximativ 2 miliarde de ani, ca probabil progenitor al lui M32  //  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 octombrie 2017). Preluat: 28 august 2022. (nedefinit)

Literatură

• van den Bergh S. Galaxiile Grupului Local . — Cambr. ; N. Y .: Cambridge University Press , 2000. - 348 p. — ISBN 978-1-139-42965-8 .
• Stoyan R., Binnewies S., Friedrich S., Schroeder K. Atlasul obiectelor Messier: Highlights of the Deep Sky . - N. Y. : Cambridge University Press , 2008. - 370 p. - ISBN 978-0-511-42329-1 .

Link -uri

• Informații în engleză și franceză din originalul „ Noul catalog general ”
• Informații  (engleză) din „Noul catalog general” revizuit
• Vizir  (engleză)
•  Baza de date extragalactică NASA/IPAC
• Lista publicațiilor despre NGC 221

Dicționare și enciclopedii	Britannica (online)