Andromedan galaksi -Andromeda Galaxy

Andromedan galaksi
Andromedan galaksi satelliittigalaksien M32 (keskellä vasemmalla galaksin ytimen yläpuolella ) ja M110 (keskellä vasemmalla galaksin alapuolella)
Havaintotiedot ( J2000 epoch )
Ääntäminen	/ æ n ˈ d r ɒ m ɪ d ə /
tähdistö	Andromeda
Oikea ylösnousemus	00 h 42 m 44,3 s
Deklinaatio	+41° 16′ 9″
Punasiirtymä	z = -0,001004 (miinusmerkki osoittaa sinisiirtoa )
Helion radiaalinen nopeus	−301 ± 1 km/s
Etäisyys	765  kpc (2,50  Mly )
Näennäinen magnitudi  (V)	3.44
Absoluuttinen magnitudi  (V)	−21.5
Ominaisuudet
Tyyppi	SA(t)b
Massa	(1,5 ± 0,5) × 10 12  M ☉
Tähtien lukumäärä	~1 biljoona (10 12 )
Koko	46,56  kpc (152  kly ) (halkaisija; 25,0 mag/arcsec 2 B-kaistan isofootti)
Näennäinen koko  (V)	3,167° × 1°
Muut nimitykset
M 31, NGC 224, UGC 454, PGC 2557, 2C 56 (ydin), CGCG 535-17, MCG +07-02-016, IRAS 00400+4059, 2MASX J00424433 , 2MASX J00424433 +41,5,1,5,1,5 Flamsteed 58, Hevelius 32, Ha 3,3, IRC +40013

Andromedan galaksi (IPA: / æ n ˈ d r ɒ m ɪ d ə / ), joka tunnetaan myös nimellä Messier 31 , M31 tai NGC 224 ja alun perin Andromeda-sumu , on spiraaligalaksi , jonka halkaisija on noin 46,515 kiloparse,00. valovuotta) noin 2,5 miljoonan valovuoden (765 kiloparsekin ) päässä Maasta ja Linnunrataa lähimmästä suuresta galaksista . Galaksin nimi juontaa juurensa maapallon taivaan alueesta, jossa se esiintyy, Andromedan tähdistöstä , joka itse on nimetty prinsessan mukaan , joka oli Perseuksen vaimo kreikkalaisessa mytologiassa .

Andromedan galaksin virusmassa on samaa suuruusluokkaa kuin Linnunradalla, eli 1  biljoonaa auringon massaa (2,0 × 10 ⁴² kilogrammaa ). Kummankaan galaksin massaa on vaikea arvioida millään tarkkuudella, mutta pitkään ajateltiin, että Andromedan galaksi on Linnunrataa massiivisempi noin 25–50 prosentin marginaalilla. Tämän on kyseenalaistanut vuoden 2018 tutkimus, jossa viitattiin pienempään arvioon Andromedan galaksin massasta sekä alustaviin raportteihin vuoden 2019 tutkimuksesta, jossa arvioitiin Linnunradan suurempi massa. Andromeda Galaxyn halkaisija on noin 46,56  kpc (152 000  ly ), mikä tekee siitä laajuuden suhteen paikallisen ryhmän suurimman jäsenen .

Linnunradan ja Andromedan galaksien odotetaan törmäävän noin 4–5 miljardin vuoden kuluttua, jolloin ne sulautuvat muodostaen mahdollisesti jättimäisen elliptisen galaksin tai suuren linssimäisen galaksin . Andromedan galaksi on näennäisen magnitudiltaan 3,4, ja se on Messier-objektien kirkkaimpien joukossa , ja se näkyy paljaalla silmällä Maasta kuuttomina öinä, jopa katsottuna alueilta, joilla on kohtalainen valosaaste .

Havaintohistoria

Suuri Andromedan "sumu" ( M110 ylävasemmalla), kuvannut Isaac Roberts , 1899.

Noin vuonna 964 persialainen tähtitieteilijä Abd al-Rahman al-Sufi kuvasi ensimmäisenä virallisesti Andromedan galaksin. Hän viittasi siihen kirjassaan "Fixed Stars " "sumuiseksi tahraksi" tai "pieneksi pilveksi".

Tuon ajan tähtikartat nimesivät sen Pikkupilviksi . Vuonna 1612 saksalainen tähtitieteilijä Simon Marius antoi varhaisen kuvauksen Andromedan galaksista teleskooppihavaintojen perusteella. Pierre Louis Maupertuis arveli vuonna 1745, että epäselvä kohta oli saariuniversumi. Vuonna 1764 Charles Messier luetteloi Andromedan esineeksi M31 ja mainitsi väärin Mariuksen löytäjäksi, vaikka se oli nähtävissä paljaalla silmällä. Vuonna 1785 tähtitieteilijä William Herschel havaitsi heikon punertavan sävyn Andromedan ydinalueella. Hän uskoi Andromedan olevan lähin kaikista " sumuista ", ja sumun värin ja suuruuden perusteella hän arvasi väärin, että se oli enintään 2 000 kertaa Siriuksen etäisyys eli noin 18 000  ly (5,5  kpc ) . . Vuonna 1850 William Parsons, Rossen kolmas jaarli, teki ensimmäisen piirroksen Andromedan spiraalirakenteesta .

Vuonna 1864 Sir William Huggins totesi, että Andromedan spektri erosi kaasumaisen sumun spektristä. Andromedan spektrit näyttävät jatkumon taajuuksia , jotka on päällekkäin tummilla absorptioviivoilla, jotka auttavat tunnistamaan kohteen kemiallisen koostumuksen. Andromedan spektri on hyvin samanlainen kuin yksittäisten tähtien spektrit, ja tästä pääteltiin, että Andromedalla on tähtiluonto. Vuonna 1885 Andromedassa nähtiin supernova (tunnetaan nimellä S Andromedae ), ensimmäinen ja toistaiseksi ainoa galaksissa havaittu supernova. Tuolloin sitä kutsuttiin nimellä "Nova 1885" - eroa nykyajan " novien " ja supernovien välillä ei vielä tiedetty. Andromedaa pidettiin lähellä olevana kohteena, eikä "nova" ole ymmärretty paljon kirkkaampi kuin tavallinen nova.

Vuonna 1888 Isaac Roberts otti yhden ensimmäisistä valokuvista Andromedasta, jonka uskottiin edelleen olevan sumu galaksissamme. Roberts luuli Andromedan ja sen kaltaiset "spiraalisumut" muodostuvaksi tähtijärjestelmäksi .

Vuonna 1912 Vesto Slipher mittasi spektroskopiaa Andromedan säteittäisen nopeuden suhteessa aurinkokuntaan – suurin tähän mennessä mitattu nopeus, 300 km/s (190 mailia/s).

Saaren universumi

Andromedan galaksin (M31) sijainti Andromedan tähdistössä.

Saksalainen filosofi Immanuel Kant esitti jo vuonna 1755 kirjassaan Universal Natural History and Theory of the Heavens hypoteesin, jonka mukaan Linnunrata on vain yksi monista galakseista . Hän väitti, että Linnunradan kaltainen rakenne näyttäisi pyöreältä sumulta ylhäältä katsottuna ja elliptiseltä kulmasta katsottuna, hän päätteli, että Andromedan kaltaiset havaitut elliptiset sumut, joita ei tuolloin voitu selittää muuten, olivat todellakin galakseja. samanlainen kuin Linnunrata.

Vuonna 1917 Heber Curtis havaitsi novan Andromedassa. Valokuvatietueita etsimällä löydettiin vielä 11 novaa. Curtis huomasi, että nämä novat olivat keskimäärin 10 magnitudia himmeämpiä kuin ne, joita esiintyi muualla taivaalla. Tämän seurauksena hän pystyi keksimään etäisyysarvion 500 000 ly (3,2 × 10 ¹⁰  AU). Hänestä tuli niin sanotun "saariuniversumien" hypoteesin kannattaja, jonka mukaan spiraalisumut olivat itse asiassa itsenäisiä galakseja.

Andromedan galaksi lähellä Very Large Teleskoopin vasenta yläkulmaa . Triangulum Galaxy näkyy yläosassa.

Vuonna 1920 Harlow Shapleyn ja Curtisin välillä käytiin suuri keskustelu Linnunradan luonteesta, spiraalisumuista ja maailmankaikkeuden mitoista . Tukeakseen väitettään, että Suuri Andromeda-sumu on itse asiassa ulkoinen galaksi, Curtis pani merkille myös Andromedan sisälle ilmestyneet tummat kaistat, jotka muistuttivat oman galaksimme pölypilviä, sekä historialliset havainnot Andromedan galaksin merkittävästä Doppler-siirtymästä . Vuonna 1922 Ernst Öpik esitteli menetelmän Andromedan etäisyyden arvioimiseksi käyttämällä sen tähtien mitattuja nopeuksia. Hänen tuloksensa sijoitti Andromeda-sumun kauas galaksimme ulkopuolelle noin 450 kpc:n (1500 kly) etäisyydelle. Edwin Hubble ratkaisi keskustelun vuonna 1925, kun hän tunnisti ekstragalaktisia kefeidien muuttuvia tähtiä ensimmäistä kertaa Andromedan tähtitieteellisistä valokuvista. Nämä tehtiin 100 tuuman (2,5 metrin) Hooker-teleskooppilla , ja niiden avulla pystyttiin määrittämään Suuren Andromedan sumun etäisyys. Hänen mittauksensa osoitti lopullisesti, että tämä piirre ei ollut tähtien ja kaasun ryhmä omassa galaksissamme, vaan täysin erillinen galaksi, joka sijaitsee huomattavan etäisyyden päässä Linnunradastamme.

Vuonna 1943 Walter Baade oli ensimmäinen henkilö, joka ratkaisi tähdet Andromedan galaksin keskialueella. Baade tunnisti kaksi erillistä tähtipopulaatiota niiden metallisuuden perusteella ja nimesi nuoret, nopeat tähdet levyssä Tyyppi I ja vanhemmat punaiset tähdet pullistumassa Type II. Tämä nimikkeistö otettiin myöhemmin käyttöön tähdille Linnunradalla ja muualla. ( Jan Oort oli havainnut aiemmin kahden erillisen populaation olemassaolon .) Baade havaitsi myös, että oli olemassa kahdenlaisia ​​kefeidien muuttuvia tähtiä, mikä johti etäisyyden Andromedaan ja muuhun maailmankaikkeuteen kaksinkertaistumiseen.

Vuonna 1950 Hanbury Brown ja Cyril Hazard havaitsivat Andromedan galaksin radiosäteilyn Jodrell Bankin observatoriossa . Ensimmäiset galaksin radiokartat tekivät 1950-luvulla John Baldwin ja yhteistyökumppanit Cambridge Radio Astronomy Groupissa . Andromedan galaksin ydin on nimeltään 2C 56 radioastronomian 2C-luettelossa . Vuonna 2009 ensimmäinen planeetta on saatettu löytää Andromedan galaksista. Tämä havaittiin käyttämällä mikrolinssitekniikkaa , joka johtuu massiivisen esineen valon taipumisesta.

Lineaarisesti polarisoidun radiosäteilyn havainnot Westerborkin synteesiradioteleskoopilla , Effelsbergin 100-metrisellä radioteleskoopilla ja Very Large Arraylla paljastivat järjestetyjä magneettikenttiä, jotka oli kohdistettu kaasun ja tähtien muodostumisen "10 kpc-renkaaseen". Kokonaismagneettikentän voimakkuus on noin 0,5 nT, josta 0,3 nT tilataan.

Kenraali

Andromedan galaksien arvioitu etäisyys omaan kaksinkertaistui vuonna 1953, kun havaittiin, että on olemassa toinen, himmeämpi kefeidin muuttuva tähti . 1990-luvulla kefeidien etäisyyksien kalibroimiseen käytettiin sekä tavallisten punaisten jättiläisten että punaisten tähtien mittauksia Hipparcos -satelliittimittauksista.

Muodostumista ja historiaa

Andromedan galaksi NASAn Wide - field Infrared Survey Explorerin näkemänä .

Andromedan galaksi syntyi noin 10 miljardia vuotta sitten pienempien protogalaksien törmäyksestä ja sitä seuranneesta yhdistymisestä .

Tämä väkivaltainen törmäys muodosti suurimman osan galaksin (metallirikkaista) galaktisesta halosta ja laajennetusta levystä. Tämän aikakauden aikana sen tähtien muodostumisnopeus olisi ollut erittäin korkea , niin että siitä on tullut valovoimainen infrapunagalaksi noin 100 miljoonaksi vuodeksi. Andromeda ja kolmiogalaksi (M33) kulkivat hyvin läheltä 2–4 miljardia vuotta sitten. Tämä tapahtuma aiheutti suuret tähtienmuodostumisnopeudet Andromedan galaksin levyllä – jopa joitain pallomaisia ​​klustereita – ja häiritsi M33:n ulkolevyä.

Viimeisten 2 miljardin vuoden aikana tähtien muodostumisen Andromedan kiekolla uskotaan vähentyneen lähes passiivisuuteen asti. On ollut vuorovaikutuksia satelliittigalaksien, kuten M32 , M110 tai muiden, kanssa, jotka Andromedan galaksi on jo absorboinut. Nämä vuorovaikutukset ovat muodostaneet rakenteita, kuten Andromedan Giant Stellar Stream . Noin 100 miljoonaa vuotta sitten tapahtuneen galaktisen sulautumisen uskotaan olevan vastuussa Andromedan keskustasta löytyneestä vastakkaiseen suuntaan pyörivästä kaasukiekosta sekä suhteellisen nuoren (100 miljoonaa vuotta vanhan) tähtipopulaation läsnäolosta.

Etäisyysarvio

Ainakin neljää erilaista tekniikkaa on käytetty arvioimaan etäisyyksiä maasta Andromedan galaksiin. Vuonna 2003 käyttämällä infrapunapinnan kirkkauden vaihteluita (I-SBF) ja sopeuttamalla uutta jaksovaloisuuden arvoa ja metallisuuskorjausta -0,2 mag dex ^-1 tuumaa (O/H), arviolta 2,57 ± 0,06 miljoonaa valoa . vuotta (1,625 × 10 ¹¹  ± 3,8 × 10 ⁹ tähtitieteellistä yksikköä ) johdettiin. Vuoden 2004 kefeidimuuttujamenetelmä arvioi etäisyyden olevan 2,51 ± 0,13 miljoonaa valovuotta (770 ± 40 kpc). Vuonna 2005 Andromedan galaksista löydettiin pimentävä kaksoistähti . Binääri on kaksi kuumasinistä O- ja B- tyyppistä tähteä. Tähtitieteilijät pystyivät mittaamaan niiden koon tutkimalla tähtien pimennyksiä. Tietäen tähtien koon ja lämpötilat, he pystyivät mittaamaan niiden absoluuttisen suuruuden . Kun visuaalinen ja absoluuttinen magnitudi tunnetaan, voidaan laskea etäisyys tähteen. Tähdet sijaitsevat etäisyydellä 2,52 × 10 ⁶  ± 0,14 × 10 ⁶  ly (1,594 × 10 ¹¹  ± 8,9 × 10 ⁹  AU) ja koko Andromedan galaksi noin 2,5 × 10 ⁶  ly (1,6 × 10 ¹¹  AU). Tämä uusi arvo on erinomaisesti sopusoinnussa edellisen, itsenäisen kefeidipohjaisen etäisyysarvon kanssa. TRGB - menetelmää käytettiin myös vuonna 2005, jolloin etäisyys oli 2,56 × 10 ⁶  ± 0,08 × 10 ⁶  ly (1,619 × 10 ¹¹  ± 5,1 × 10 ⁹  AU). Keskiarvotettuina nämä etäisyysarviot antavat arvon 2,54 × 10 ⁶  ± 0,11 × 10 ⁶  ly (1,606 × 10 ¹¹  ± 7,0 × 10 ⁹  AU). ^^^^^^^

Massa-arviot

GALEXin (2003) ultraviolettikuvassa Andromedan galaksi .

Kuva, joka näyttää sekä kunkin galaksin koon että kahden galaksin välisen etäisyyden mittakaavassa.

Jättiläinen halo Andromedan galaksin ympärillä.

Vuoteen 2018 asti Andromedan galaksin halon massaarviot (mukaan lukien pimeä aine ) antoivat arvon noin 1,5 × 10¹²  M _☉ verrattuna 8 × 10¹¹  M _☉ Linnunradalle. Tämä oli ristiriidassa aiempien mittausten kanssa, jotka näyttivät osoittavan, että Andromedan galaksi ja Linnunrata ovat massaltaan lähes yhtä suuret.

Vuonna 2018 massan tasa-arvo vahvistettiin radiotuloksilla uudelleen noin 8 × 10¹¹  M _☉ . Vuonna 2006 Andromedan galaksin sferoidin määritettiin olevan suurempi tähtitiheys kuin Linnunradalla, ja sen galaktisen tähtikiekon halkaisijaksi arvioitiin noin kaksi kertaa Linnunradan halkaisija. Andromedan galaksin kokonaismassan arvioidaan olevan välillä 8 × 10¹¹  M _☉ ja 1,1 × 10¹²  M _☉ . M31:n tähtimassa on 10–15 × 10¹⁰  M _☉ , 30 % tästä massasta keskellä pullistuma , 56 % levyssä ja loput 14 % tähtien halossa . Radiotulokset (massaltaan samankaltaiset kuin Linnunradan galaksissa) pitäisi pitää todennäköisimpänä vuodesta 2018 lähtien, vaikka tämä asia on selvästikin edelleen aktiivisen tutkimuksen kohteena useissa tutkimusryhmissä maailmanlaajuisesti.

Vuodesta 2019 lähtien nykyiset laskelmat, jotka perustuvat pakonopeuteen ja dynaamisiin massamittauksiin, antavat Andromedan galaksille 0,8 × 10¹²  M _☉ , joka on vain puolet Linnunradan uudemmasta massasta, laskettuna vuonna 2019 1,5 × 10¹²  M _☉ .

Tähtien lisäksi Andromedan galaksin tähtienvälinen väliaine sisältää vähintään 7,2 × 10⁹  M _☉ neutraalin vedyn muodossa, vähintään 3,4 × 10⁸  M _☉ molekyylivetynä (sen sisimmän 10 kiloparsekin sisällä) ja 5,4 × 10⁷  M _☉ pölyä . _

Andromedan galaksia ympäröi massiivinen kuumakaasukehä, jonka arvioidaan sisältävän puolet galaksin tähtien massasta. Melkein näkymätön halo ulottuu noin miljoonan valovuoden päässä isäntägalaksistaan, puolivälissä Linnunradan galaksiamme. Galaksisimulaatiot osoittavat halon, joka muodostui samaan aikaan Andromedan galaksin kanssa. Halo on rikastettu supernovasta muodostuneilla vetyä ja heliumia raskaammilla alkuaineilla , ja sen ominaisuudet ovat ne ominaisuudet, joita odotetaan galaksille, joka sijaitsee galaksin väri-magnitudikaavion "vihreässä laaksossa" (katso alla ). Supernovat purkautuvat Andromedan galaksin tähtien täyttämässä kiekossa ja sinkoavat nämä raskaammat elementit avaruuteen. Andromedan galaksin eliniän aikana lähes puolet sen tähtien valmistamista raskaista alkuaineista on sinkoutunut kauas galaksin 200 000 valovuoden halkaisijaltaan olevan tähtikiekon ulkopuolelle.

Valonvoimakkuusarviot

Linnunrataan verrattuna Andromedan galaksissa näyttää olevan pääasiassa vanhempia tähtiä, joiden ikä on > 7 × 10⁹ vuotta. Andromedan galaksinarvioitu kirkkaus , ~2,6 × 10¹⁰  L _☉ , on noin 25 % korkeampi kuin omassa galaksissamme. Galaksilla on kuitenkin suuri kaltevuus Maasta katsottuna ja sen tähtienvälinen pöly imee tuntemattoman määrän valoa, joten sen todellista kirkkautta on vaikea arvioida ja toiset kirjoittajat ovat antaneet Andromedan galaksin kirkkaudelle muita arvoja (jotkut kirjoittajat jopaLinnunradan 10 megaparsekin säteellä Sombreron galaksin jälkeen, jonka absoluuttinen magnitudi on noin −22,21 tai lähellä).

Vuonna 2010 julkaistu Spitzer-avaruusteleskoopin avulla tehty arvio ehdottaa absoluuttiseksi magnitudiksi (sinisellä) -20,89 (mikä +0,63 väriindeksillä tarkoittaa absoluuttista visuaalista magnitudia -21,52 verrattuna -20,9:een Linnunrata) ja kokonaisvalovoima kyseisellä aallonpituudella 3,64 × 10¹⁰  L _☉ .

Linnunradan tähtien muodostumisnopeus on paljon korkeampi, sillä Andromedan galaksi tuottaa vain noin yhden aurinkomassan vuodessa, kun Linnunradalla on 3–5 aurinkomassaa. Linnunradan noovien määrä on myös kaksinkertainen Andromedan galaksiin verrattuna. Tämä viittaa siihen, että viimeksi mainittu koki kerran suuren tähtienmuodostusvaiheen, mutta on nyt suhteellisen hiljaisessa tilassa, kun taas Linnunradalla tähtien muodostuminen on aktiivisempaa. Jos tämä jatkuu, Linnunradan kirkkaus voi lopulta ohittaa Andromedan galaksin.

Viimeaikaisten tutkimusten mukaan Andromedan galaksi sijaitsee galaksin väri-magnitudikaaviossa "vihreänä laaksona", alueella, jota asuttavat galaksit, kuten Linnunrata siirtymässä "sinisestä pilvestä" (galaksit muodostavat aktiivisesti uusia tähtiä). ) "punaiseen sekvenssiin" (galakseihin, joista puuttuu tähtien muodostuminen). Tähtien muodostusaktiviteetti vihreissä laaksogalakseissa hidastuu, kun tähtienvälisestä väliaineesta loppuu tähtiä muodostava kaasu. Simuloiduissa galakseissa, joilla on samanlaiset ominaisuudet kuin Andromedan galaksilla, tähtien muodostumisen odotetaan sammuvan noin viiden miljardin vuoden kuluessa, mikä edes vastaa Andromedan galaksin ja Milkyn välisestä törmäyksestä johtuvaa tähtien muodostumisnopeuden odotettua lyhytaikaista kasvua. Tapa.

Rakenne

Andromedan galaksi ( M110 alla) Spitzer-avaruusteleskoopin näkemänä infrapunasäteilynä , joka on yksi NASAn neljästä suuresta avaruusobservatoriosta .

Spitzerin ottama kuva Andromedan galaksista infrapunalla, 24 mikrometriä (Kiitos: NASA / JPL – Caltech /Karl D. Gordon, Arizonan yliopisto ).

Galaxy Evolution Explorer -kuva Andromedan galaksista. Sinivalkoiset nauhat, jotka muodostavat galaksin silmiinpistäviä renkaita, ovat asuinalueita, joissa on kuumia, nuoria, massiivisia tähtiä. Tummansinisen-harmaat viileämmän pölyn kaistat näkyvät selvästi näitä kirkkaita renkaita vasten ja jäljittävät alueita, joilla tähtien muodostuminen tapahtuu tällä hetkellä tiheissä pilvisissä koteloissa. Näkyvässä valossa Andromedan galaksin renkaat näyttävät enemmän spiraalivarsilta. Ultraviolettinäkymä osoittaa, että nämä käsivarret muistuttavat enemmän rengasmaista rakennetta, joka on aiemmin havaittu infrapuna-aallonpituuksilla NASAn Spitzer-avaruusteleskoopin avulla . Jälkimmäistä käyttäneet tähtitieteilijät tulkitsivat nämä renkaat todisteeksi siitä, että galaksi oli osallisena suorassa törmäyksessä naapurinsa M32:n kanssa yli 200 miljoonaa vuotta sitten.

Näkyvässä valossa esiintymisensä perusteella Andromedan galaksi luokitellaan SA(s)b-galaksiksi de Vaucouleurs–Sandage-laajennetussa spiraaligalaksien luokittelujärjestelmässä . Kuitenkin 2MASS - tutkimuksen ja Spitzer-avaruusteleskoopin infrapunatiedot osoittivat, että Andromeda on itse asiassa Linnunradan kaltainen spiraaligalaksi , jonka Andromedan palkin pääakseli on suunnattu 55 astetta vastapäivään kiekon pääakselista.

Tähtitiedessä galaksin koon määrittämisessä käytetään erilaisia ​​menetelmiä, ja jokainen menetelmä voi tuottaa erilaisia ​​tuloksia suhteessa toiseen. Yleisimmin käytetty on D ₂₅ -standardi - isofootti , jossa galaksin fotometrinen kirkkaus B-kaistalla (valon aallonpituus 445 nm, näkyvän spektrin sinisessä osassa ) saavuttaa arvon 25 mag/arcsec ² . Kolmas kirkkaiden galaksien vertailuluettelo (RC3) käytti tätä standardia Andromedalle vuonna 1991, jolloin isofotaalin halkaisija oli 46,56 kiloparsekkia (152 000 valovuotta) 2,5 miljoonan valovuoden etäisyydellä. Aikaisempi arvio vuodelta 1981 antoi Andromedan halkaisijaksi 54 kiloparsekkia (176 000 valovuotta).

Keck-teleskooppien vuonna 2005 tekemä tutkimus osoittaa galaksista ulospäin ulottuvan tähtien tai galaktisen halon olemassaolon. Tämän sädekehän tähdet käyttäytyvät eri tavalla kuin Andromedan galaktisen pääkiekon tähdet, joissa ne osoittavat melko epäorganisoituja kiertoradan liikkeitä, kun taas pääkiekon tähdillä on järjestyneemmät kiertoradat ja tasaiset 200 km/s nopeudet. Tämä hajanainen sädekehä ulottuu ulospäin Andromedan pääkiekkosta, jonka halkaisija on 67,45 kiloparsekkia (220 000 valovuotta).

Galaksi on arviolta 77° kalteva suhteessa Maahan (jossa 90°:n kulma olisi reunassa). Galaksin poikkileikkauksen muodon analyysi näyttää osoittavan selkeän S-muotoisen loimen, eikä vain litteää kiekkoa. Mahdollinen syy tällaiseen vääntymiseen voi olla gravitaatiovuorovaikutus Andromedan galaksin lähellä olevien satelliittigalaksien kanssa. Galaxy M33 saattaa olla syynä Andromedan käsivarsien vääntymiseen, vaikka tarkempia etäisyyksiä ja radiaalinopeuksia tarvitaan.

Spektroskooppiset tutkimukset ovat antaneet yksityiskohtaisia ​​mittauksia Andromedan galaksin pyörimisnopeudesta säteittäisen etäisyyden funktiona ytimestä. Pyörimisnopeuden maksimiarvo on 225 km/s (140 mi/s) 1 300  ly :n (82 000 000  AU ) etäisyydellä ytimestä, ja sen miniminopeus on mahdollisesti niinkin alhainen kuin 50 km/s (31 mi/s) 7 000 nopeudella. ly (440 000 000 AU) ytimestä. Vielä kauempana pyörimisnopeus nousee 33 000 ly:n (2,1 × 10 ⁹  AU) säteeseen, jossa se saavuttaa huippunsa 250 km/s (160 mi/s). Nopeudet laskevat hitaasti tämän etäisyyden yli ja putoavat noin 200 km/s (120 mi/s) nopeudella 80 000 ly (5,1 × 10 ⁹  AU). Nämä nopeusmittaukset tarkoittavat noin 6 × 10 tiivistettyä massaa⁹  M _☉ ytimessä ._ Galaksin kokonaismassa kasvaa lineaarisesti 45 000 ly:hen (2,8 × 10 ⁹  AU), sitten hitaammin tämän säteen yli.

Andromedan galaksin kierrehaarat ääriviivat sarjana HII-alueita , joita Walter Baade tutki ensin yksityiskohtaisesti ja kuvaili "helmiä narussa" muistuttavana. Hänen tutkimuksensa osoittavat kaksi kierrevartta, jotka näyttävät olevan tiukasti kierretty, vaikka ne ovatkin kauempana kuin galaksissamme. Hänen kuvauksensa spiraalirakenteesta, kun kukin käsivarsi ylittää Andromedan galaksin pääakselin, ovat seuraavat ^{§pp1062 §pp92} :

Koska Andromedan galaksi nähdään lähellä reunaa, sen spiraalirakennetta on vaikea tutkia. Oikaisukuvat galaksista näyttävät näyttävän melko normaalin spiraaligalaksin, jossa on kaksi jatkuvaa takavartta, jotka ovat toisistaan ​​vähintään noin 13 000  ly (820  000 000 AU ) erossa ja joita voidaan seurata ulospäin noin 1 600 ly:n etäisyydeltä ( 100 000 000 AU) ytimestä. Vaihtoehtoisia spiraalirakenteita on ehdotettu, kuten yksittäinen kierrevarsi tai pitkien, filamentaaristen ja paksujen kierrevarsien flokkuloiva kuvio.

Todennäköisimpänä syynä spiraalikuvion vääristymiin uskotaan olevan vuorovaikutus galaksisatelliittien M32 ja M110 kanssa . Tämä näkyy neutraalien vetypilvien siirtymisenä tähdistä.

Vuonna 1998 Euroopan avaruusjärjestön infrapuna - avaruusobservatorion kuvat osoittivat, että Andromedan galaksin yleinen muoto saattaa olla muuttumassa rengasgalaksiksi . Galaksin sisällä oleva kaasu ja pöly muodostuvat yleensä useiksi limittäin oleviksi renkaiksi, ja erityisen näkyvä rengas muodostuu 32 000 ly:n (9,8 kpc) säteelle ytimestä, jota jotkut tähtitieteilijät kutsuvat tulenrenkaaksi . Tämä rengas on piilotettu galaksin näkyvän valon kuvilta, koska se koostuu pääasiassa kylmästä pölystä ja suurin osa Andromedan galaksissa tapahtuvasta tähtien muodostumisesta on keskittynyt sinne.

Myöhemmät tutkimukset Spitzer-avaruusteleskoopin avulla osoittivat, kuinka Andromedan galaksin spiraalirakenne infrapunassa näyttää koostuvan kahdesta spiraalivarresta, jotka tulevat esiin keskipalkista ja jatkavat edellä mainitun suuren renkaan yli. Nämä käsivarret eivät kuitenkaan ole jatkuvia ja niillä on segmentoitu rakenne.

Andromedan galaksin sisäalueen tarkka tarkastelu samalla kaukoputkella osoitti myös pienemmän pölyrenkaan, jonka uskotaan aiheutuneen vuorovaikutuksesta M32:n kanssa yli 200 miljoonaa vuotta sitten. Simulaatiot osoittavat, että pienempi galaksi kulki Andromedan galaksin kiekon läpi sen napa-akselia pitkin. Tämä törmäys irrotti yli puolet pienemmän M32:n massasta ja loi rengasrakenteet Andromedaan. Messier 31:n kaasun pitkään tunnetun suuren rengasmaisen ominaisuuden rinnakkaiselo yhdessä tämän äskettäin löydetyn sisemmän rengasmaisen rakenteen kanssa, joka on sivussa barycenteristä , viittasi lähes otsatörmäykseen satelliitin kanssa. M32, kevyempi versio Kärrynpyörän kohtaamisesta .

Andromedan galaksin laajennetun sädekehän tutkimukset osoittavat, että se on suunnilleen verrattavissa Linnunradan haloon, sillä sädekehän tähdet ovat yleensä " metalliköyhiä " ja yhä useammin etäisyyden kasvaessa. Nämä todisteet osoittavat, että nämä kaksi galaksia ovat kulkeneet samanlaisia ​​evoluution polkuja. Ne ovat todennäköisesti kerääntyneet ja omaksuneet noin 100–200 pienimassaista galaksia viimeisten 12 miljardin vuoden aikana. Andromedan galaksin ja Linnunradan laajennettujen halojen tähdet voivat ulottua lähes kolmanneksen galaksien välisestä etäisyydestä.

Nucleus

Hubble-kuva Andromedan galaksin ytimestä, jossa näkyy mahdollinen kaksoisrakenne. NASA / ESA  kuva.

Taiteilijan käsitys Andromedan galaksin ytimestä, joka näyttää näkymän supermassiivista mustaa aukkoa ympäröivältä nuorten sinisten tähtien kiekolta. NASA / ESA  kuva.

Andromedan galaksissa tiedetään olevan tiheä ja kompakti tähtijoukko aivan keskellä. Suuressa kaukoputkessa se luo visuaalisen vaikutelman tähdestä, joka on upotettu hajanaisempaan ympäröivään pullistumaan. Vuonna 1991 Hubble-avaruusteleskooppia käytettiin Andromedan galaksin sisäisen ytimen kuvaamiseen. Ydin koostuu kahdesta pitoisuudesta, joita erottaa 1,5  pc (4,9  ly ). Kirkkaampi pitoisuus, jota kutsutaan nimellä P1, on siirtynyt galaksin keskustasta. Himmenninpitoisuus, P2, osuu galaksin todelliseen keskustaan ​​ja sisältää mustan aukon , joka mitattiin 3–5 × 10 ⁷ M _☉ vuonna 1993 ja 1,1–2,3 × 10 ⁸ M _☉ vuonna 2005. Materiaalin nopeusdispersio sen ympärillä mitataan ≈ 160  km/s (100  mi/s ).

Chandra-röntgenteleskooppikuva Andromedan galaksin keskustasta. Useat röntgenlähteet, todennäköisesti röntgenkaksoitähdet, galaksin keskialueella näkyvät kellertaisina pisteinä. Sininen lähde keskellä on supermassiivisen mustan aukon kohdalla .

On ehdotettu, että havaittu kaksoisydin voitaisiin selittää, jos P1 on tähtikiekon projektio epäkeskisellä kiertoradalla keskellä olevan mustan aukon ympärillä. Epäkeskisyys on sellainen, että tähdet viipyvät kiertoradan aposenterissä ja muodostavat tähtien keskittymän. P2 sisältää myös CD -levyn kuumia, spektriluokan A tähtiä. A-tähdet eivät näy punaisemmissa suodattimissa, mutta sinisessä ja ultraviolettivalossa ne hallitsevat ydintä, jolloin P2 näyttää näkyvämmältä kuin P1.

Vaikka sen löytämisen alussa oletettiin, että kaksoisytimen kirkkaampi osa on Andromedan galaksin "kannibalisoiman" pienen galaksin jäännös, tätä ei pidetä enää toimivana selityksenä, suurelta osin siksi, että tällainen ydin olisi erittäin lyhyt käyttöikä keskellä olevan mustan aukon aiheuttaman vuorovesihäiriön vuoksi . Vaikka tämä voitaisiin osittain ratkaista, jos P1:llä olisi oma musta aukko sen stabiloimiseksi, tähtien jakautuminen P1:ssä ei viittaa siihen, että sen keskellä olisi musta aukko.

Erilliset lähteet

Andromedan galaksi korkean energian röntgen- ja ultraviolettivalossa (julkaistu 5. tammikuuta 2016).

Ilmeisesti vuoden 1968 loppuun mennessä Andromedan galaksista ei ollut havaittu röntgensäteitä . Ilmapallolento 20. lokakuuta 1970 asetti ylärajan Andromedan galaksin havaittaville koville röntgensäteille. Swift BAT: n all-sky -tutkimus havaitsi onnistuneesti kovia röntgensäteitä alueelta, jonka keskipiste oli 6 kaarisekuntia päässä galaksin keskustasta. Myöhemmin havaittiin, että yli 25 keV:n emissio oli peräisin yhdestä lähteestä nimeltä 3XMM J004232.1+411314 , ja se tunnistettiin binäärijärjestelmäksi, jossa kompakti objekti ( neutronitähti tai musta aukko) kerää ainetta tähdestä.

Sen jälkeen Andromedan galaksista on havaittu useita röntgenlähteitä Euroopan avaruusjärjestön (ESA) XMM-Newtonin kiertävän observatorion havaintojen perusteella. Robin Barnard et ai. oletti, että nämä ovat mustia aukkoja tai neutronitähtiä , jotka lämmittävät saapuvan kaasun miljooniin kelvineihin ja lähettävät röntgensäteitä. Neutronitähdet ja mustat aukot voidaan erottaa pääasiassa mittaamalla niiden massat. NuSTAR -avaruusoperaation havaintokampanjassa tunnistettiin galaksissa 40 tällaista kohdetta. Vuonna 2012 Andromedan galaksissa havaittiin mikrokvasaari , pienestä mustasta aukosta peräisin oleva radiopurkaus. Esimiesmusta aukko sijaitsee lähellä galaktista keskustaa ja sillä on noin 10 M _☉ . Se löydettiin Euroopan avaruusjärjestön XMM-Newton- luotaimen keräämistä tiedoista, ja sen havaitsivat myöhemmin NASAn Swift Gamma-Ray Burst Mission ja Chandra X-Ray Observatory , Very Large Array ja Very Long Baseline Array . Mikrokvasaari oli ensimmäinen havaittu Andromedan galaksissa ja ensimmäinen Linnunradan ulkopuolella.

Pallomaiset klusterit

Tähtijoukot Andromedan galaksissa.

Andromedan galaksiin liittyy noin 460 pallomaista klusteria . Massiivisimmalla näistä klusteista, joka tunnetaan nimellä Mayall II , lempinimeltään Globular One, on suurempi kirkkaus kuin millään muulla paikallisen galaksiryhmän tunnetulla pallomaisella joukolla. Se sisältää useita miljoonia tähtiä, ja se on noin kaksi kertaa valoisampi kuin Omega Centauri , Linnunradan kirkkain tunnettu pallomainen tähtijoukko. Globular Onella (tai G1:llä) on useita tähtipopulaatioita ja rakenne, joka on liian massiivinen tavalliselle pallomaiselle. Tämän seurauksena jotkut pitävät G1:tä Andromedan kaukaisessa menneisyydessä kuluttaman kääpiögalaksin jäännösytimenä . Pallomainen, jonka näennäinen kirkkaus on suurin, on G76, joka sijaitsee lounaisen käsivarren itäosassa. Toisen massiivisen pallomaisen joukon, nimeltään 037-B327 ja joka löydettiin vuonna 2006 ja jota Andromedan galaksin tähtienvälinen pöly oli voimakkaasti punoittanut , uskottiin olevan G1:tä massiivisempi ja Paikallisen ryhmän suurin klusteri; Muut tutkimukset ovat kuitenkin osoittaneet, että se on ominaisuuksiltaan samanlainen kuin G1.

Toisin kuin Linnunradan pallomaiset klusterit, joilla on suhteellisen alhainen ikähajaantuminen, Andromedan galaksin pallomaisilla klusteilla on paljon laajempi ikähaarukka: galaksia vanhoista järjestelmistä paljon nuorempiin järjestelmiin, joiden ikä on muutaman sadan miljoonan vuoden välillä. viiteen miljardiin vuoteen.

Vuonna 2005 tähtitieteilijät löysivät Andromedan galaksista täysin uudenlaisen tähtijoukon. Uudet klusterit sisältävät satoja tuhansia tähtiä, saman verran tähtiä kuin pallomaisissa klusteissa. Se, mikä erottaa ne pallomaisista klusteista, on se, että ne ovat paljon suurempia – halkaisijaltaan useita satoja valovuotta – ja satoja kertoja vähemmän tiheitä. Tähtien väliset etäisyydet ovat siksi paljon suuremmat äskettäin löydetyissä laajennetuissa klusteissa.

Andromedan galaksin massiivisimmassa pallomaisessa joukossa B023-G078 on todennäköisesti keskellä oleva musta aukko, jonka massa on lähes 100 000 aurinkomassaa.

Lähi- ja satelliittigalaksit

Messier 32 on keskustan vasemmalla puolella, Messier 110 on keskustan oikeassa alakulmassa.

Kuten Linnunradalla, Andromedan galaksissa on satelliittigalakseja , jotka koostuvat yli 20 tunnetusta kääpiögalaksista . Andromedan galaksien kääpiögalaksipopulaatio on hyvin samanlainen kuin Linnunradan, mutta galakseja on paljon enemmän. Tunnetuimmat ja helpoimmin havaitut satelliittigalaksit ovat M32 ja M110 . Nykyisten todisteiden perusteella näyttää siltä, ​​​​että M32 kohtasi aiemmin läheisen Andromedan galaksin. M32 saattoi kerran olla suurempi galaksi, jonka tähtikiekko poistettiin M31:llä, ja tähtien muodostuminen lisääntyi voimakkaasti ydinalueella, mikä kesti suhteellisen lähimenneisyyteen asti.

M110 näyttää myös olevan vuorovaikutuksessa Andromedan galaksin kanssa, ja tähtitieteilijät ovat löytäneet jälkimmäisen halosta metallirikasten tähtien virran, jotka näyttävät olevan irrotettu näistä satelliittigalakseista. M110 sisältää pölyisen kaistan, joka voi viitata viimeaikaiseen tai meneillään olevaan tähtien muodostumiseen. M32:lla on myös nuori tähtipopulaatio.

Kolmiogalaksi on ei- kääpiögalaksi , joka sijaitsee 750 000 valovuoden päässä Andromedasta. Tällä hetkellä ei tiedetä, onko se Andromedan satelliitti.

Vuonna 2006 havaittiin, että yhdeksän satelliittigalakseista sijaitsee tasossa, joka leikkaa Andromedan galaksin ytimen; niitä ei ole järjestetty satunnaisesti, kuten riippumattomista vuorovaikutuksista odotetaan. Tämä voi viitata satelliittien yhteiseen vuorovesialkuperään.

PA-99-N2-tapahtuma ja mahdollinen eksoplaneetta galaksissa

Andromeda Galaxy DESI-peittokuvalla.

PA-99-N2 oli mikrolinssitapahtuma, joka havaittiin Andromedan galaksissa vuonna 1999. Yksi selitys tähän on punaisen jättiläisen gravitaatiolinssi, jonka teki tähti, jonka massa on 0,02–3,6 kertaa Auringon massa, mikä viittaa siihen, että tähti kiertää todennäköisesti planeetan. Tämän mahdollisen eksoplaneetan massa olisi 6,34 kertaa Jupiterin massa. Jos lopulta varmistetaan, se olisi ensimmäinen löydetty ekstragalaktinen planeetta . Myöhemmin tapahtumassa havaittiin kuitenkin poikkeavuuksia.

Törmäys Linnunradan kanssa

Andromedan galaksi lähestyy Linnunrataa noin 110 kilometrin (68 mailia) sekunnissa. Sen on mitattu lähestyvän aurinkoon nähden noin 300 km/s (190 mi/s), kun Aurinko kiertää galaksin keskustaa noin 225 km/s (140 mi/s) nopeudella. Tämä tekee Andromedan galaksista yhden noin 100 havaittavasta sinisiirtyneestä galaksista. Andromedan galaksin tangentiaalinen tai sivusuuntainen nopeus suhteessa Linnunrataan on suhteellisen paljon pienempi kuin lähestyvä nopeus, ja siksi sen odotetaan törmäävän suoraan Linnunrataan noin 2,5-4 miljardin vuoden kuluttua. Törmäyksen todennäköinen seuraus on, että galaksit sulautuvat jättimäiseksi elliptiseksi galaksiksi tai ehkä jopa suureksi kiekkogalaksiksi . Tällaiset tapahtumat ovat yleisiä galaksiryhmien galaksien keskuudessa . Maan ja aurinkokunnan kohtalo törmäyksen sattuessa ei ole tällä hetkellä tiedossa. Ennen kuin galaksit sulautuvat, on pieni mahdollisuus, että aurinkokunta voidaan sinkoutua Linnunradalta tai liittyä Andromedan galaksiin.

Amatööritarkkailu

Päällekkäinen kuva, jossa näkyy Kuun ja Andromedan galaksin koot Maasta havaittuna. Koska galaksi ei ole kovin kirkas, sen koko ei ole ilmeinen.

Useimmissa katseluolosuhteissa Andromeda-galaksi on yksi kaukaisimmista paljaalla silmällä nähtävissä olevista objekteista ( M33 ja M81 voidaan nähdä hyvin pimeällä taivaalla). Galaksi sijaitsee yleensä taivaalla viitaten Cassiopeian ja Pegasuksen tähdistöihin . Andromeda näkyy parhaiten syksyn öisin pohjoisella pallonpuoliskolla , kun se kulkee korkealla yläpuolella saavuttaen korkeimmansa lokakuun puolenyön aikoihin ja kaksi tuntia aikaisemmin joka peräkkäinen kuukausi. Varhain illalla se nousee idässä syyskuussa ja laskee lännessä helmikuussa. Eteläiseltä pallonpuoliskolta Andromedan galaksi on näkyvissä loka-joulukuussa, ja se on parasta katsoa mahdollisimman kauas pohjoisesta. Kiikarit voivat paljastaa galaksin ja sen kahdesta kirkkaimmasta satelliittigalaksista , M32 :sta ja M110 :stä, joitain suurempia rakenteita . Amatööriteleskooppi voi paljastaa Andromedan kiekon, jotkin sen kirkkaimmista pallomaisista klusteista , tummat pölykaistat ja suuren tähtipilven NGC 206 .

Katso myös

• Luettelo Messier-objekteista
• Lista galakseista
• Uusi yleinen katalogi

Huomautuksia

Viitteet

Ulkoiset linkit

• Andromedan galaksi WikiSkyllä ​​: DSS2 , SDSS , GALEX , IRAS , Vety α , X-Ray , Astrophoto , Sky Map , Artikkelit ja kuvat
• StarDate: M31 Faktalehti
• Messier 31, SEDS Messier-sivut
• Päivän tähtitieteen kuva
  • Jättiläinen pallomainen klusteri M31:ssä 1998 17. lokakuuta.
  • M31: Andromedan galaksi 2004 18. heinäkuuta.
  • Andromeda Island Universe 2005 22. joulukuuta.
  • Andromeda Island Universe 2010 9. tammikuuta.
  • WISE Infrared Andromeda 2010 19. helmikuuta
• M31 ja sen ydinspiraali
• Amatöörivalokuvaus – M31
• Pallomaiset klusterit M31 :ssä Curdridgen observatoriossa
• Ensimmäinen suora etäisyys Andromedaan − Astronomy-lehden artikkeli
• Andromeda Galaxy osoitteessa SolStation.com
• Andromedan galaksi The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy & Spaceflightissa
• M31, Andromedan galaksi osoitteessa NightSkyInfo.com
• Than, Ker (23. tammikuuta 2006). "Strange Setup: Andromedan satelliittigalaksit kaikki rivissä" . Space.com.
• Hubble löysi salaperäisen sinisten tähtien kiekon mustan aukon ympäriltä Hubble-havainnot (20. syyskuuta 2005) asettivat Andromedan ytimen mustan aukon massaksi 140 miljoonaa aurinkomassaa
• M31 (ilmeinen) Novae-sivu (IAU)
• Moniaallonpituinen komposiitti
• Andromeda -projekti (joukkolähde)
• Gray, Meghan; Szymanek, Nik ; Merrifield, Michael. "M31 – Andromedan galaksi" . Deep Sky -videot . Brady Haran .
• Andromeda Galaxy (M31) Constellation Guidessa
• APOD – 2013 1. elokuuta (M31:n kulmakoko verrattuna täysikuuhun)
• Hubblen teräväpiirtopanoraamanäkymä Andromedan galaksista
• Creative Commons Astrophotography M31 Andromeda -kuvien lataus- ja käsittelyopas