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⋅10 ⁹ M ⊙ . Абсолютная звёздная величина составляет −16,5 ^m . 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 8,1 ^m , поэтому видна даже в бинокль .

Свойства

Основные характеристики

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 . 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 .

Диаметр галактики, измеренный по изофоте 25 ^m на квадратную секунду дуги в фотометрической полосе B , составляет 2,5 килопарсека . Масса M 32 составляет 0,8—1,4⋅10 ⁹ M ⊙ , из этой массы на нейтральный атомарный водород приходится менее 1,5⋅10 ⁶ M ⊙ . Абсолютная звёздная величина галактики в полосе V составляет −16,5 ^m .

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 . Хотя галактика является карликовой, её характеристики соответствуют некоторым масштабным соотношениям для крупных эллиптических галактик , таким, как , соотношение Фабер — Джексона и другим, так что M 32 можно считать нормальной эллиптической галактикой, хотя и с небольшой светимостью .

Структура

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 .

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 .

Ядро

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 .

Ядро, судя по распределению в нём поверхностной яркости, имеет центральную плотность более 10 ⁷ M ⊙ /пк ³ . Дисперсия скоростей в центре ядра составляет 92 км/с, что указывает на наличие в нём сверхмассивной чёрной дыры : её масса оценивается в 2,5⋅10 ⁶ M ⊙ . Она также является рентгеновским источником с мощностью излучения в 10 ³⁶ эрг/с. Эта величина составляет лишь 3⋅10 ⁻⁹ от эддингтоновской светимости — один из наиболее низких показателей для известных сверхмассивных чёрных дыр .

Звёздное население

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 . Присутствует и относительно молодое звёздное население с высокой концентрацией к центру, состоящее из звёзд моложе 1 миллиарда лет с высокой металличностью, около +0,1 .

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 .

Звёздные скопления

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 . Рассеянные звёздные скопления в галактике не наблюдаются .

Межзвёздная среда

Пыль в галактике практически отсутствует . Масса нейтрального атомарного водорода в галактике составляет менее 1,5⋅10 ⁶ M ⊙ , молекулярного водорода — менее 5⋅10 ³ M ⊙ . По всей видимости, галактика лишилась большей части своего газа, когда проходила через плоскость диска галактики Андромеды, под воздействием (англ.) ( .

В M 32 известно как минимум 27 планетарных туманностей . Облака межзвёздного газа отсутствуют, звёзды в галактике не образуются .

Переменные звёзды

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 . Также известно, что около 60% ярких звёзд асимптотической ветви гигантов являются долгопериодическими переменными .

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 . Вспышек сверхновых за всю историю наблюдений в галактике не было . Согласно расчётам, сверхновые типа Ia в галактике вспыхивают раз в 10 ⁴ —10 ⁵ лет .

Взаимодействие с другими галактиками и эволюция

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 .

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 . Столкновение этих галактик, возможно, произошло 2 миллиарда лет назад и в таком случае вызвало вспышку звездообразования в галактике Андромеды в это же время . 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 .

Изучение

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 .

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 .

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 .

Наблюдения

M 32 имеет полный угловой размер 8,7×6,5 угловых минут и видимую звёздную величину 8,1 ^m . Наблюдается в созвездии Андромеды, лучший месяц для её наблюдения ― ноябрь .

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 .

Примечания

Литература

• van den Bergh S. . — Cambr. ; N. Y. : Cambridge University Press , 2000. — 348 p. — ISBN 978-1-139-42965-8 .
• Stoyan R., Binnewies S., Friedrich S., Schroeder K. . — N. Y. : Cambridge University Press , 2008. — 370 p. — ISBN 978-0-511-42329-1 .

Ссылки

• и из оригинального « Нового общего каталога »
• (англ.) из Пересмотренного «Нового общего каталога»
• (англ.)
• (англ.)