Unordentlicher 32 - Messier 32

Unordentlicher 32
M32 Francione invertiert.jpg
Zwerg-Satellitengalaxie Messier 32
Beobachtungsdaten ( J2000 Epoche )
Konstellation Andromeda
Rektaszension 00 h 42 m 41,8 s
Deklination +40° 51′ 55″
Rotverschiebung -200 ± 6 km / s
Distanz 2,49 ± 0,08 Millionen Lichtjahre (763 ± 24 kpc )
Scheinbare Größe  (V) 8.08
Eigenschaften
Typ cE2
Scheinbare Größe  (V) 8′,7 × 6′,5
Bemerkenswerte Funktionen Satellitengalaxie der
Andromeda-Galaxie
Andere Bezeichnungen
M 32, NGC 221, UGC 452, PGC 2555, Arp 168, LEDA 2555

Messier 32 (auch bekannt als M32 und NGC 221 ) ist eine Zwerggalaxie vom „frühen Typ“ etwa 2.650.000 Lichtjahre (810.000 pc) vom Sonnensystem entfernt und erscheint im Sternbild Andromeda . M32 ist eine Satellitengalaxie der Andromeda-Galaxie (M31) und wurde 1749 von Guillaume Le Gentil entdeckt . Ihre wahre Größe beträgt etwa 3 ⁄ 4 des Sonnenradius vom lokalen galaktischen Zentrum, 6.300–6.700 Lichtjahre (1.900 .). –2.100 Stk.) ganz unausgesprochen breit.

Die Galaxie ist ein Prototyp der relativ seltenen kompakten elliptischen (cE) Klasse. Die Hälfte der Sterne konzentriert sich in einem effektiven Radius (innerer Kern) von 330 Lichtjahren (100 pc). Dichten in den zentralen Stern cusp Anstieg steil, von mehr als 3 x 10 7 (das heißt, 30 Millionen) M ☉ PC -3 (dh, pro Parsek gewürfelt ist) am kleinsten Teilradien durch aufgelöste HST , und der Halblichtradius dieses zentralen Sternhaufens beträgt etwa 6 Parsec (20 ly). Wie gewöhnlichere elliptische Galaxien enthält M32 hauptsächlich ältere schwache rote und gelbe Sterne mit praktisch keinem Staub oder Gas und folglich auch keiner aktuellen Sternentstehung . Es zeigt jedoch Hinweise auf Sternentstehung in der relativ jüngeren Vergangenheit.

In diesem Bild der Andromeda-Galaxie befindet sich Messier 32 links von der Mitte.
Messier 32, wie es außerhalb von Messier 31 erscheinen könnte (oben rechts). Der nahe Messier 33 (unten links) ist auch abgebildet

Ursprünge

Die Struktur und der stellare Inhalt von M32 sind mit traditionellen Modellen zur Galaxienentstehung schwer zu erklären . Theoretische Argumente und einige Simulationen legen ein Szenario nahe, in dem das starke Gezeitenfeld von M31 eine Spiralgalaxie oder eine linsenförmige Galaxie in eine kompakte elliptische Galaxie verwandeln kann . Wenn eine kleine Scheibengalaxie in die zentralen Teile von M31 fällt, werden viele ihrer äußeren Schichten abgetragen. Die zentrale Ausbuchtung der kleinen Galaxie ist viel weniger betroffen und behält ihre Morphologie. Gravitations-Gezeiteneffekte können auch Gas nach innen treiben und einen Sternenausbruch im Kern der kleinen Galaxie auslösen, was zu der heute beobachteten hohen Dichte von M32 führt. Es gibt Hinweise darauf, dass M32 eine schwache äußere Scheibe hat und als solche keine typische elliptische Galaxie ist.

Neuere Simulationen zeigen, dass ein außermittiger Einschlag von M32 vor etwa 800 Millionen Jahren die heutige Krümmung in der Scheibe von M31 erklärt . Dieses Merkmal tritt jedoch nur während der ersten Umlaufbahn auf, während die Gezeiten viele Umlaufbahnen benötigen, um einen normalen Zwerg in M32 zu verwandeln. Die beobachteten Farben und Sternpopulationen in den Außenbezirken von M32 stimmen nicht mit dem stellaren Halo von M31 überein, was darauf hindeutet, dass die Gezeitenverluste von M32 nicht ihre Ursache sind. Zusammengenommen können diese Umstände darauf hindeuten, dass M32 bereits in seinem kompakten Zustand begann und die meisten seiner eigenen Sterne beibehalten hat. Mindestens eine ähnliche cE-Galaxie wurde isoliert entdeckt, ohne dass ein massiver Begleiter sie hätte dreschen können.

Eine andere Hypothese ist, dass M32 tatsächlich der größte Überrest einer ehemaligen Spiralgalaxie M32p ist , die damals das drittgrößte Mitglied der Lokalen Gruppe war. Laut dieser Simulation verschmolzen M31 (Andromeda) und M32p vor etwa zwei Milliarden Jahren, was sowohl die ungewöhnliche Zusammensetzung des aktuellen stellaren Halos von M31 als auch die Struktur und den Inhalt von M32 erklären könnte.

Entfernungsmessungen

Mindestens zwei Techniken wurden verwendet, um Entfernungen zu M32 zu messen. Die Infrarot- Oberflächen-Helligkeitsfluktuations- Entfernungsmesstechnik schätzt die Entfernungen zu Spiralgalaxien basierend auf der Körnigkeit des Aussehens ihrer Ausbuchtungen. Die mit dieser Technik gemessene Entfernung zu M32 beträgt 2,46 ± 0,09 Millionen Lichtjahre (755 ± 28 kpc ). M32 ist jedoch nahe genug, dass die Spitze des Roten Riesenzweigs (TRGB) verwendet werden kann, um seine Entfernung zu schätzen. Die geschätzte Entfernung zu M32 mit dieser Technik beträgt 2,51 ± 0,13 Millionen Lichtjahre (770 ± 40 kpc). Aus mehreren weiteren Gründen wird angenommen, dass M32 im Vordergrund von M31 steht und nicht dahinter. Seine Sterne und planetarischen Nebel erscheinen nicht durch Vordergrundgas oder -staub verdeckt oder gerötet. Gravitationsmikrolinsenbildung von M31 durch einen Stern in M32 wurde in einem Ereignis beobachtet.

Schwarzes Loch

M32 enthält ein supermassereiches Schwarzes Loch . Seine Masse wird auf 1,5 bis 5 Millionen Sonnenmassen geschätzt. Eine zentral gelegene schwache Radio- und Röntgenquelle (jetzt M32* in Analogie zu Sgr A* genannt ) wird der Gasakkretion auf dem Schwarzen Loch zugeschrieben.

Siehe auch

Verweise

Externe Links

Koordinaten : Himmelskarte 00 h 42 m 41,8 s , 40° 51′ 55″