Andromeda Galaxy -Andromeda Galaxy

"Galaxy M31" omdirigerer her. For smartphonen, se Samsung Galaxy M31 .

Andromeda Galaxy
Andromeda Galaxy 560mm FL.jpg
Andromedagalaksen med satellitgalakserne M32 (i midten til venstre over den galaktiske kerne ) og M110 (i midten til venstre under galaksen)
Observationsdata ( J2000 epoke )
Udtale / æ n ˈ d r ɒ m ɪ d ə /
Konstellation Andromeda
Højre opstigning 00 t 42 m 44,3 s
Deklination +41° 16′ 9″
Rødforskydning z = −0,001004 (minustegn angiver blåforskydning )
Helio radial hastighed −301 ± 1 km/s
Afstand 765  kpc (2,50  Mly )
Tilsyneladende størrelse  (V) 3,44
Absolut størrelse  (V) −21.5
Egenskaber
Type SA(s)b
Masse (1,5 ± 0,5  ) x 1012 M ☉
Antal stjerner ~1 billion (10 12 )
Størrelse 46,56  kpc (152  kly )
(diameter; 25,0 mag/buesek . 2 B-bånds isofot)
Tilsyneladende størrelse  (V) 3,167° × 1°
Andre betegnelser
M 31, NGC 224, UGC 454, PGC 2557, 2C 56 (Core), CGCG 535-17, MCG +07-02-016, IRAS 00400+4059, 2MASX J00424407 535-17, G00424407 1 , G00424407 1, G00424407 1, G00424407 1, G00424407 1, G00424407 1, Bo Flamsteed 58, Hevelius 32, Ha 3.3, IRC +40013

Andromedagalaksen ( IPA: / æ n ˈ d r ɒ m ɪ d ə / ), også kendt som Messier 31 , M31 eller NGC 224 og oprindeligt Andromeda-tågen , er en spiralgalakse med en diameter på omkring 46,56 kilopars2,0015 sek. lysår) cirka 2,5 millioner lysår (765 kiloparsecs ) fra Jorden og den nærmeste store galakse til Mælkevejen . Galaksens navn stammer fra det område af Jordens himmel, hvor den optræder, stjernebilledet Andromeda , som selv er opkaldt efter prinsessen , som var Perseus ' hustru i græsk mytologi .

Den viriale masse af Andromedagalaksen er af samme størrelsesorden som Mælkevejens, ved 1  billion solmasser (2,0 × 10 42 kg ). Massen af ​​begge galakser er svær at estimere med nogen nøjagtighed, men man har længe troet, at Andromedagalaksen er mere massiv end Mælkevejen med en margin på omkring 25 % til 50 %. Dette er blevet sat i tvivl af en undersøgelse fra 2018, der citerede et lavere estimat af Andromedagalaksens masse, kombineret med foreløbige rapporter om en undersøgelse fra 2019, der estimerede en højere masse af Mælkevejen. Andromeda Galaxy har en diameter på omkring 46,56  kpc (152.000  ly ), hvilket gør den til det største medlem af den lokale gruppe med hensyn til udvidelse.

Mælkevejen og Andromeda-galakserne forventes at kollidere om omkring 4-5 milliarder år og smelte sammen til potentielt at danne en gigantisk elliptisk galakse eller en stor linseformet galakse . Med en tilsyneladende størrelsesorden på 3,4 er Andromedagalaksen blandt de lyseste af Messier-objekterne og er synlig for det blotte øje fra Jorden på måneløse nætter, selv når den ses fra områder med moderat lysforurening .

Observationshistorie

Great Andromeda "Nebula" ( M110 øverst til venstre), som fotograferet af Isaac Roberts , 1899.

Omkring år 964 var den persiske astronom Abd al-Rahman al-Sufi den første, der formelt beskrev Andromedagalaksen. Han omtalte det i sin Book of Fixed Stars som en "tåget udtværing" eller "lille sky".

Stjernekort fra den periode betegnede det som Den Lille Sky . I 1612 gav den tyske astronom Simon Marius en tidlig beskrivelse af Andromedagalaksen baseret på teleskopiske observationer. Pierre Louis Maupertuis formodede i 1745, at det slørede sted var et ø-univers. I 1764 katalogiserede Charles Messier Andromeda som objekt M31 og krediterede fejlagtigt Marius som opdageren på trods af, at den var synlig for det blotte øje. I 1785 bemærkede astronomen William Herschel en svag rødlig nuance i Andromedas kerneregion. Han troede, at Andromeda var den nærmeste af alle de "store tåger ", og baseret på farven og størrelsen af ​​tågen gættede han forkert på, at den ikke var mere end 2.000 gange afstanden fra Sirius , eller omkring 18.000  ly (5,5  kpc ) . I 1850 lavede William Parsons, 3. jarl af Rosse den første tegning af Andromedas spiralstruktur .

I 1864 bemærkede Sir William Huggins , at Andromedas spektrum adskilte sig fra en gaståge. Andromedas spektre viser et kontinuum af frekvenser , overlejret med mørke absorptionslinjer, der hjælper med at identificere den kemiske sammensætning af et objekt. Andromedas spektrum minder meget om individuelle stjerners spektre, og ud fra dette blev det udledt, at Andromeda har en stjernekarakter. I 1885 blev en supernova (kendt som S Andromedae ) set i Andromeda, den første og indtil videre eneste observeret i den galakse. På det tidspunkt hed det "Nova 1885" - forskellen mellem " novaer " i moderne forstand og supernovaer var endnu ikke kendt. Andromeda blev anset for at være et nærliggende objekt, og det var ikke klar over, at "novaen" var meget lysere end almindelige novaer.

I 1888 tog Isaac Roberts et af de første fotografier af Andromeda, som stadig var almindeligt anset for at være en tåge i vores galakse. Roberts forvekslede Andromeda og lignende "spiraltåger" som stjernesystemer, der blev dannet .

I 1912 brugte Vesto Slipher spektroskopi til at måle Andromedas radiale hastighed i forhold til solsystemet — den største hastighed, der endnu er målt, ved 300 km/s (190 mi/s).

Øens univers

Placering af Andromedagalaksen (M31) i Andromeda-stjernebilledet.

Allerede i 1755 fremsatte den tyske filosof Immanuel Kant hypotesen om, at Mælkevejen kun er en af ​​mange galakser, i sin bog Universal Natural History and Theory of the Heavens . Han hævdede, at en struktur som Mælkevejen ville ligne en cirkulær tåge set fra oven og som en elliptisk, hvis den ses fra en vinkel, konkluderede han, at de observerede elliptiske tåger som Andromeda, som ikke kunne forklares på anden måde på det tidspunkt, faktisk var galakser ligner Mælkevejen.

I 1917 observerede Heber Curtis en nova i Andromeda. Ved at søge i den fotografiske post blev 11 flere novaer opdaget. Curtis bemærkede, at disse novaer i gennemsnit var 10 størrelser svagere end dem, der forekom andre steder på himlen. Som et resultat var han i stand til at komme med et afstandsestimat på 500.000 ly (3,2 × 10 10  AU). Han blev en fortaler for den såkaldte "ø-universer"-hypotese, som mente, at spiraltåger faktisk var uafhængige galakser.

Andromedagalaksen nær øverst til venstre på Very Large Telescope . Triangulum Galaxy er synlig på toppen.

I 1920 fandt den store debat sted mellem Harlow Shapley og Curtis om Mælkevejens natur, spiraltåger og universets dimensioner . For at støtte hans påstand om, at Den Store Andromeda-tåge faktisk er en ekstern galakse, bemærkede Curtis også udseendet af mørke baner i Andromeda, som lignede støvskyerne i vores egen galakse, såvel som historiske observationer af Andromedagalaksens betydelige Doppler-skift . I 1922 præsenterede Ernst Öpik en metode til at estimere afstanden til Andromeda ved hjælp af de målte hastigheder af dens stjerner. Hans resultat placerede Andromedatågen langt uden for vores galakse i en afstand på omkring 450 kpc (1.500 kly). Edwin Hubble afgjorde debatten i 1925, da han identificerede ekstragalaktiske Cepheid-variable stjerner for første gang på astronomiske billeder af Andromeda. Disse blev lavet ved hjælp af 100-tommer (2,5 m) Hooker-teleskopet , og de gjorde det muligt at bestemme afstanden til Den Store Andromeda-tåge. Hans måling viste endegyldigt, at dette træk ikke var en klynge af stjerner og gas i vores egen galakse, men en helt separat galakse, der ligger en betydelig afstand fra Mælkevejen.

I 1943 var Walter Baade den første person til at opløse stjerner i den centrale region af Andromedagalaksen. Baade identificerede to forskellige populationer af stjerner baseret på deres metallicitet og navngav de unge, højhastighedsstjerner i skiven Type I og de ældre, røde stjerner i bulen Type II. Denne nomenklatur blev efterfølgende vedtaget for stjerner i Mælkevejen og andre steder. (Eksistensen af ​​to forskellige populationer var blevet bemærket tidligere af Jan Oort .) Baade opdagede også, at der var to typer Cepheid-variable stjerner, hvilket resulterede i en fordobling af afstandsestimatet til Andromeda, såvel som resten af ​​universet.

I 1950 blev radioemission fra Andromedagalaksen detekteret af Hanbury Brown og Cyril Hazard ved Jodrell Bank Observatory . De første radiokort over galaksen blev lavet i 1950'erne af John Baldwin og samarbejdspartnere ved Cambridge Radio Astronomy Group . Kernen i Andromedagalaksen kaldes 2C 56 i 2C radioastronomikataloget. I 2009 kan den første planet være blevet opdaget i Andromedagalaksen. Dette blev opdaget ved hjælp af en teknik kaldet mikrolinsing , som er forårsaget af afbøjning af lys fra en massiv genstand.

Observationer af lineært polariseret radioemission med Westerbork Synthesis Radio Telescope , Effelsberg 100-m Radio Telescope og Very Large Array afslørede ordnede magnetiske felter på linje langs "10-kpc-ringen" af gas- og stjernedannelse. Det samlede magnetfelt har en styrke på omkring 0,5 nT, hvoraf 0,3 nT er bestilt.

Generel

Andromedagalaksens estimerede afstand fra vores egen blev fordoblet i 1953, da det blev opdaget, at der er en anden, svagere type Cepheid-variabel stjerne . I 1990'erne blev målinger af både standard røde kæmper såvel som røde klumpstjerner fra Hipparcos -satellittens målinger brugt til at kalibrere Cepheid-afstandene.

Dannelse og historie

Andromedagalaksen set af NASA 's Wide-field Infrared Survey Explorer .

Andromedagalaksen blev dannet for omkring 10 milliarder år siden fra kollisionen og den efterfølgende sammensmeltning af mindre protogalakser .

Denne voldsomme kollision dannede det meste af galaksens (metalrige) galaktiske halo og forlængede skive. I løbet af denne epoke ville dens stjernedannelseshastighed have været meget høj , til det punkt, at den blev en lysende infrarød galakse i omkring 100 millioner år. Andromeda og Trekantgalaksen (M33) havde en meget tæt passage for 2-4 milliarder år siden. Denne begivenhed frembragte høje hastigheder af stjernedannelse på tværs af Andromedagalaksens skive – endda nogle kuglehobe – og forstyrrede M33s ydre disk.

I løbet af de sidste 2 milliarder år menes stjernedannelsen på hele Andromedas skive at være faldet til et punkt, hvor den næsten er inaktivitet. Der har været interaktioner med satellitgalakser såsom M32 , M110 eller andre, der allerede er blevet absorberet af Andromedagalaksen. Disse interaktioner har dannet strukturer som Andromeda's Giant Stellar Stream . En galaktisk fusion for omkring 100 millioner år siden menes at være ansvarlig for en modsat roterende gasskive fundet i centrum af Andromeda samt tilstedeværelsen der af en relativt ung (100 millioner år gammel) stjernebefolkning.

Afstandsberegning

Mindst fire forskellige teknikker er blevet brugt til at estimere afstande fra Jorden til Andromedagalaksen. I 2003, ved at bruge de infrarøde overfladelysstyrkeudsving (I-SBF) og justere for den nye periode-lysstyrkeværdi og en metallicitetskorrektion på -0,2 mag dex -1 in (O/H), et estimat på 2,57 ± 0,06 millioner lys- år (1,625 × 1011  ± 3,8 × 109 astronomiske enheder ) blev udledt . En Cepheid variabel metode fra 2004 estimerede afstanden til at være 2,51 ± 0,13 millioner lysår (770 ± 40 kpc). I 2005 blev en formørkende dobbeltstjerne opdaget i Andromedagalaksen. Binæren er to varme blå stjerner af type O og B. Ved at studere stjernernes formørkelser var astronomerne i stand til at måle deres størrelse. Da de kendte stjernernes størrelse og temperatur, var de i stand til at måle deres absolutte størrelse . Når den visuelle og absolutte størrelse er kendt, kan afstanden til stjernen beregnes. Stjernerne ligger i en afstand på 2,52 × 10 6  ± 0,14 × 10 6  ly (1,594 × 10 11  ± 8,9 × 10 9  AU) og hele Andromedagalaksen på omkring 2,5 × 10 6  ly (1,6 × 10 11  AU). Denne nye værdi er i fremragende overensstemmelse med den tidligere, uafhængige Cepheid-baserede afstandsværdi. TRGB - metoden blev også brugt i 2005, hvilket gav en afstand på 2,56 × 10 6  ± 0,08 × 10 6  ly (1,619 × 10 11  ± 5,1 × 10 9  AU). I gennemsnit giver disse afstandsestimater en værdi på 2,54 × 10 6  ± 0,11 × 10 6  ly (1,606 × 10 11  ± 7,0 × 10 9  AU). ^^^^^^^

Massevurderinger

Andromedagalaksen afbildet i ultraviolet af GALEX (2003).
Illustration, der viser både størrelsen af ​​hver galakse og afstanden mellem de to galakser i skala.
Kæmpe glorie omkring Andromedagalaksen.

Indtil 2018 gav masseestimater for Andromedagalaksens glorie (inklusive mørkt stof ) en værdi på cirka 1,5 × 1012  M ☉ sammenlignet med 8 × 1011  M ☉ for Mælkevejen. Dette modsagde tidligere målinger, der syntes at indikere, at Andromedagalaksen og Mælkevejen er næsten lige store i masse.

I 2018 blev masseligheden genetableret ved radioresultater til ca. 8 × 1011  M ☉ . I 2006 blev Andromedagalaksens sfæroid bestemt til at have en højere stjernetæthed end Mælkevejens, og dens galaktiske stjerneskive blev estimeret til omkring det dobbelte af diameteren af ​​Mælkevejens. Andromedagalaksens samlede masse anslås at være mellem 8 × 1011  M ☉ og 1,1 × 1012  M ☉ . Stjernens masse af M31 er 10-15 × 1010  M ☉ , med 30 % af denne masse i den centrale bule , 56 % i skiven , og de resterende 14 % i stjerneglorien . Radioresultaterne (lignende masse til Mælkevejsgalaksen) bør tages som mest sandsynlige fra 2018, selv om denne sag tydeligvis stadig er under aktiv undersøgelse af en række forskningsgrupper verden over.

Fra 2019 satte nuværende beregninger baseret på flugthastighed og dynamiske massemålinger Andromedagalaksen til 0,8 × 1012  M ☉ , som kun er halvdelen af ​​Mælkevejens nyere masse, beregnet i 2019 til 1,5 × 1012  M ☉ .

Ud over stjerner indeholder Andromedagalaksens interstellare medium mindst 7,2 × 109  M ☉ i form af neutral brint , mindst 3,4 × 108  M ☉ som molekylært hydrogen (inden for dets inderste 10 kiloparsek) og 5,4 × 107  M ☉ støv . _

Andromedagalaksen er omgivet af en massiv glorie af varm gas, der anslås at indeholde halvdelen af ​​massen af ​​stjernerne i galaksen. Den næsten usynlige glorie strækker sig omkring en million lysår fra sin værtsgalakse, halvvejs til vores Mælkevejsgalakse. Simuleringer af galakser indikerer den halo, der er dannet på samme tid som Andromedagalaksen. Haloen er beriget med grundstoffer, der er tungere end brint og helium, dannet af supernovaer , og dens egenskaber er dem, der forventes for en galakse, der ligger i den "grønne dal" i Galaxys farve-størrelsesdiagram (se nedenfor ). Supernovaer bryder ud i Andromedagalaksens stjernefyldte skive og skubber disse tungere grundstoffer ud i rummet. I løbet af Andromedagalaksens levetid er næsten halvdelen af ​​de tunge grundstoffer lavet af dens stjerner blevet kastet ud langt ud over galaksens stjerneskive på 200.000 lysår i diameter.

Lysstyrkeestimater

Sammenlignet med Mælkevejen ser Andromedagalaksen ud til at have overvejende ældre stjerner med alderen >7 × 109 år. Andromedagalaksensestimerede lysstyrke , ~2,6 × 1010  L ☉ , er omkring 25 % højere end i vores egen galakse. Galaksen har dog en høj hældning set fra Jorden, og dens interstellare støv absorberer en ukendt mængde lys, så det er svært at estimere dens faktiske lysstyrke, og andre forfattere har givet andre værdier for lysstyrken af ​​Andromedagalaksen (nogle forfattere endda foreslår, at det er den næstlysendeste galakse inden for en radius på 10 megaparsec af Mælkevejen, efter Sombrero-galaksen , med en absolut størrelse på omkring -22,21 eller tæt på).

Et estimat foretaget ved hjælp af Spitzer Space Telescope offentliggjort i 2010 antyder en absolut størrelse (i det blå) på -20,89 (som med et farveindeks på +0,63 oversættes til en absolut visuel størrelse på -21,52 sammenlignet med -20,9 for Mælkevejen) og en total lysstyrke i den bølgelængde på 3,64 × 1010  L ☉ .

Hastigheden af ​​stjernedannelse i Mælkevejen er meget højere, idet Andromedagalaksen kun producerer omkring en solmasse om året sammenlignet med 3-5 solmasser for Mælkevejen. Antallet af novaer i Mælkevejen er også det dobbelte af Andromedagalaksen. Dette tyder på, at sidstnævnte engang oplevede en stor stjernedannelsesfase, men nu er i en relativ hviletilstand, hvorimod Mælkevejen oplever mere aktiv stjernedannelse. Skulle dette fortsætte, kan Mælkevejens lysstyrke i sidste ende overhale Andromedagalaksens.

Ifølge nyere undersøgelser ligger Andromedagalaksen i det, der i galaksens farve-størrelsesdiagram er kendt som "den grønne dal", et område befolket af galakser som Mælkevejen i overgangen fra den "blå sky" (galakser, der aktivt danner nye stjerner) ) til den "røde sekvens" (galakser, der mangler stjernedannelse). Stjernedannelsesaktiviteten i grønne dalgalakser aftager, da de løber tør for stjernedannende gas i det interstellare medium. I simulerede galakser med egenskaber, der ligner Andromedagalaksen, forventes stjernedannelse at forsvinde inden for omkring fem milliarder år, hvilket endda tegner sig for den forventede, kortsigtede stigning i stjernedannelseshastigheden på grund af kollisionen mellem Andromedagalaksen og Mælkesten Vej.

Struktur

Andromedagalaksen ( M110 nedenfor) set i infrarødt af Spitzer Space Telescope , et af NASA 's fire store rumobservatorier .
Billede af Andromedagalaksen taget af Spitzer i infrarød, 24 mikrometer (Kredit: NASA / JPL – Caltech /Karl D. Gordon, University of Arizona ).
En hurtig rundtur i Andromedagalaksen.
Et Galaxy Evolution Explorer -billede af Andromedagalaksen. De blå-hvide bånd, der udgør galaksens slående ringe, er kvarterer, der rummer varme, unge, massive stjerner. Mørkeblågrå baner af køligere støv dukker skarpt op mod disse lyse ringe og sporer de områder, hvor stjernedannelse i øjeblikket finder sted i tætte overskyede kokoner. Når de observeres i synligt lys, ligner Andromedagalaksens ringe mere spiralarme. Det ultraviolette billede viser, at disse arme mere ligner den ringlignende struktur, der tidligere er observeret i infrarøde bølgelængder med NASAs Spitzer Space Telescope . Astronomer, der brugte sidstnævnte, tolkede disse ringe som bevis på, at galaksen var involveret i en direkte kollision med sin nabo, M32, for mere end 200 millioner år siden.

Baseret på dens udseende i synligt lys er Andromedagalaksen klassificeret som en SA(s)b-galakse i de Vaucouleurs-Sandage udvidede klassifikationssystem for spiralgalakser. Imidlertid viste infrarøde data fra 2MASS- undersøgelsen og fra Spitzer-rumteleskopet , at Andromeda faktisk er en spiralformet galakse , ligesom Mælkevejen, med Andromedas stanghovedakse orienteret 55 grader mod uret fra skivens hovedakse.

Der er forskellige metoder, der bruges i astronomi til at definere størrelsen af ​​en galakse, og hver metode kan give forskellige resultater i forhold til den anden. Den mest almindeligt anvendte er D 25 -standarden - isofoten , hvor den fotometriske lysstyrke af en galakse i B-båndet (445 nm bølgelængde af lys, i den blå del af det synlige spektrum ) når 25 mag/buesek 2 . The Third Reference Catalog of Bright Galaxies (RC3) brugte denne standard for Andromeda i 1991, hvilket gav en isofotal diameter på 46,56 kiloparsecs (152.000 lysår) i en afstand på 2,5 millioner lysår. Et tidligere skøn fra 1981 gav en diameter for Andromeda på 54 kiloparsec (176.000 lysår).

En undersøgelse i 2005 af Keck-teleskoperne viser eksistensen af ​​et spinkelt drys af stjerner, eller galaktisk glorie , der strækker sig udad fra galaksen. Stjernerne i denne glorie opfører sig anderledes end dem i Andromedas galaktiske hovedskive, hvor de viser ret uorganiserede orbitale bevægelser i modsætning til, at stjernerne i hovedskiven har mere ordnede baner og ensartede hastigheder på 200 km/s. Denne diffuse glorie strækker sig udad væk fra Andromedas hovedskive med en diameter på 67,45 kiloparsec (220.000 lysår).

Galaksen hælder anslået 77° i forhold til Jorden (hvor en vinkel på 90° ville være kant-på). Analyse af galaksens tværsnitsform ser ud til at demonstrere en udtalt, S-formet kæde, snarere end blot en flad skive. En mulig årsag til en sådan warp kunne være gravitationsinteraktion med satellitgalakserne nær Andromedagalaksen. Galaxy M33 kan være ansvarlig for en vis skævhed i Andromedas arme, selvom der kræves mere præcise afstande og radiale hastigheder.

Spektroskopiske undersøgelser har givet detaljerede målinger af Andromedagalaksens rotationshastighed som funktion af radial afstand fra kernen. Rotationshastigheden har en maksimal værdi på 225 km/s (140 mi/s) ved 1.300  ly (82.000.000  AU ) fra kernen, og den har sit minimum muligvis så lavt som 50 km/s (31 mi/s) ved 7.000 ly (440.000.000 AU) fra kernen. Længere ude stiger rotationshastigheden ud til en radius på 33.000 ly (2,1 × 10 9  AU), hvor den når en top på 250 km/s (160 mi/s). Hastigheden falder langsomt ud over den afstand og falder til omkring 200 km/s (120 mi/s) ved 80.000 ly (5,1 × 10 9  AU). Disse hastighedsmålinger indebærer en koncentreret masse på omkring 6 × 109  M ☉ i kernen . Den samlede masse af galaksen stiger lineært ud til 45.000 ly (2,8 × 10 9  AU), derefter langsommere ud over denne radius.

Andromedagalaksens spiralarme er skitseret af en række HII-regioner , først studeret meget detaljeret af Walter Baade og beskrevet af ham som at ligne "perler på en snor". Hans undersøgelser viser to spiralarme, der ser ud til at være tæt viklet, selvom de er mere spredt end i vores galakse. Hans beskrivelser af spiralstrukturen, når hver arm krydser Andromedagalaksens hovedakse, er som følger §pp1062 §pp92 :

Baades spiralarme af M31
Arme (N=kryds M31s hovedakse mod nord, S=kryds M31s hovedakse mod syd) Afstand fra centrum ( bueminutter ) (N*/S*) Afstand fra centrum (kpc) (N*/S*) Noter
N1/S1 3,4/1,7 0,7/0,4 Støvarme uden OB-sammenslutninger af HII-regioner .
N2/S2 8,0/10,0 1,7/2,1 Støvarme med nogle OB-foreninger.
N3/S3 25/30 5.3/6.3 I henhold til N2/S2, men også med nogle HII-regioner.
N4/S4 50/47 11/9.9 Stort antal OB-foreninger, HII-regioner og lidt støv.
N5/S5 70/66 15/14 I henhold til N4/S4 men meget svagere.
N6/S6 91/95 19/20 Løse OB-foreninger. Intet støv synligt.
N7/S7 110/116 23/24 I henhold til N6/S6 men svagere og upåfaldende.

Da Andromedagalaksen ses tæt på kanten, er det svært at studere dens spiralstruktur. Rettede billeder af galaksen ser ud til at vise en ret normal spiralgalakse, der udviser to kontinuerlige bagende arme, der er adskilt fra hinanden med minimum omkring 13.000  ly (820.000.000  AU ), og som kan følges udad fra en afstand på omkring 1.600 ly ( 100.000.000 AU) fra kernen. Alternative spiralstrukturer er blevet foreslået, såsom en enkelt spiralarm eller et flokkulent mønster af lange, trådformede og tykke spiralarme.

Den mest sandsynlige årsag til forvrængningerne af spiralmønsteret menes at være interaktion med galaksesatellitter M32 og M110 . Dette kan ses ved forskydningen af ​​de neutrale brintskyer fra stjernerne.

I 1998 viste billeder fra Den Europæiske Rumorganisations Infrarøde Rumobservatorium , at Andromedagalaksens overordnede form muligvis er ved at blive overført til en ringgalakse . Gassen og støvet i galaksen er generelt dannet i flere overlappende ringe, med en særlig fremtrædende ring dannet i en radius på 32.000 ly (9,8 kpc) fra kernen, af nogle astronomer kaldet ildringen . Denne ring er skjult for billeder af galaksen med synligt lys, fordi den primært består af koldt støv, og det meste af stjernedannelsen, der finder sted i Andromedagalaksen, er koncentreret der.

Senere undersøgelser med hjælp fra Spitzer-rumteleskopet viste, hvordan Andromedagalaksens spiralstruktur i det infrarøde ser ud til at være sammensat af to spiralarme, der kommer frem fra en central stang og fortsætter ud over den store ring, der er nævnt ovenfor. Disse arme er imidlertid ikke kontinuerlige og har en segmenteret struktur.

Nære undersøgelser af Andromedagalaksens indre område med det samme teleskop viste også en mindre støvring, der menes at være forårsaget af interaktionen med M32 for mere end 200 millioner år siden. Simuleringer viser, at den mindre galakse passerede gennem Andromedagalaksens skive langs sidstnævntes polære akse. Denne kollision fjernede mere end halvdelen af ​​massen fra den mindre M32 og skabte ringstrukturerne i Andromeda. Det er sameksistensen af ​​det længe kendte store ringlignende træk i gassen i Messier 31, sammen med denne nyopdagede indre ringlignende struktur, forskudt fra barycentret , der antydede en næsten frontal kollision med satellitten M32, en mildere version af Cartwheel-mødet .

Undersøgelser af Andromedagalaksens udvidede glorie viser, at den er nogenlunde sammenlignelig med Mælkevejens, hvor stjerner i glorien generelt er " metalfattige ", og i stigende grad med større afstand. Disse beviser indikerer, at de to galakser har fulgt lignende evolutionære stier. De har sandsynligvis ophobet og assimileret omkring 100-200 lavmassegalakser i løbet af de sidste 12 milliarder år. Stjernerne i Andromedagalaksens og Mælkevejens udvidede glorier kan strække sig næsten en tredjedel af afstanden mellem de to galakser.

Nucleus

Hubble-billede af Andromedagalaksens kerne, der viser mulig dobbeltstruktur. NASA / ESA  foto.
Kunstnerens koncept af Andromedagalaksens kerne, der viser en udsigt over en skive af unge, blå stjerner, der omkranser et supermassivt sort hul. NASA / ESA  foto.

Andromedagalaksen er kendt for at rumme en tæt og kompakt stjernehob i centrum. I et stort teleskop skaber det et visuelt indtryk af en stjerne indlejret i den mere diffuse omgivende bule. I 1991 blev Hubble-rumteleskopet brugt til at afbilde Andromedagalaksens indre kerne. Kernen består af to koncentrationer adskilt af 1,5  pc (4,9  ly ). Den lysere koncentration, betegnet som P1, er forskudt fra centrum af galaksen. Den svagere koncentration, P2, falder i galaksens sande centrum og indeholder et sort hul målt ved 3–5 × 10 7 M ☉ i 1993 og ved 1,1–2,3 × 10 8 M ☉ i 2005. Materialets hastighedsspredning omkring den er målt til at være ≈ 160  km/s (100  mi/s ).

Chandra røntgen-teleskopbillede af midten af ​​Andromedagalaksen. En række røntgenkilder, sandsynligvis røntgen-binære stjerner, i galaksens centrale område fremstår som gullige prikker. Den blå kilde i midten er ved positionen af ​​det supermassive sorte hul .

Det er blevet foreslået, at den observerede dobbeltkerne kunne forklares, hvis P1 er projektionen af ​​en skive af stjerner i en excentrisk bane omkring det centrale sorte hul. Excentriciteten er sådan, at stjerner bliver hængende ved det orbitale apocenter , hvilket skaber en koncentration af stjerner. P2 indeholder også en kompakt skive af varme, spektralklasse A-stjerner. A-stjernerne er ikke tydelige i rødere filtre, men i blåt og ultraviolet lys dominerer de kernen, hvilket får P2 til at fremstå mere fremtrædende end P1.

Mens det på det første tidspunkt for sin opdagelse blev antaget, at den lysere del af dobbeltkernen er resten af ​​en lille galakse "kannibaliseret" af Andromedagalaksen, anses dette ikke længere for at være en holdbar forklaring, hovedsagelig fordi en sådan kerne ville have en overordentlig kort levetid på grund af tidevandsafbrydelse af det centrale sorte hul. Selvom dette delvist kunne løses, hvis P1 havde sit eget sorte hul til at stabilisere det, tyder fordelingen af ​​stjerner i P1 ikke på, at der er et sort hul i dets centrum.

Diskrete kilder

Andromedagalaksen i højenergi røntgen og ultraviolet lys (udgivet 5. januar 2016).

Tilsyneladende var der i slutningen af ​​1968 ingen røntgenstråler blevet opdaget fra Andromedagalaksen. En ballonflyvning den 20. oktober 1970 satte en øvre grænse for detekterbare hårde røntgenstråler fra Andromedagalaksen. Swift BAT all - sky undersøgelsen har med succes opdaget hårde røntgenstråler, der kommer fra et område centreret 6 buesekunder væk fra galaksens centrum. Emissionen over 25 keV blev senere fundet at stamme fra en enkelt kilde ved navn 3XMM J004232.1+411314 og identificeret som et binært system, hvor et kompakt objekt (en neutronstjerne eller et sort hul) samler stof fra en stjerne.

Flere røntgenkilder er siden blevet detekteret i Andromedagalaksen ved hjælp af observationer fra Den Europæiske Rumorganisations (ESA) XMM-Newton- observatorium. Robin Barnard et al. hypotese, at disse er kandidatsorte huller eller neutronstjerner , som opvarmer den indkommende gas til millioner af kelvin og udsender røntgenstråler. Neutronstjerner og sorte huller kan hovedsageligt skelnes ved at måle deres masser. En observationskampagne af NuSTAR rummission identificerede 40 genstande af denne art i galaksen. I 2012 blev en mikrokvasar , et radioudbrud fra et mindre sort hul opdaget i Andromedagalaksen. Det sorte hul til stamfader er placeret nær det galaktiske centrum og har omkring 10 M ☉ . Det blev opdaget gennem data indsamlet af Den Europæiske Rumorganisations XMM - Newton- sonde og blev efterfølgende observeret af NASAs Swift Gamma - Ray Burst Mission og Chandra X-Ray Observatory , Very Large Array og Very Long Baseline Array . Mikrokvasaren var den første observeret inden for Andromedagalaksen og den første uden for Mælkevejsgalaksen.

Kuglehobe

Stjernehobe i Andromedagalaksen.

Der er omkring 460 kuglehobe forbundet med Andromedagalaksen. Den mest massive af disse hobe, identificeret som Mayall II , med tilnavnet Globular One, har en større lysstyrke end nogen anden kendt kuglehob i den lokale gruppe af galakser. Den indeholder flere millioner stjerner og er omkring dobbelt så lysende som Omega Centauri , den klareste kendte kuglehob i Mælkevejen. Globular One (eller G1) har flere stjernepopulationer og en struktur for massiv til en almindelig kugle. Som følge heraf anser nogle G1 for at være den resterende kerne af en dværggalakse , der blev forbrugt af Andromeda i en fjern fortid. Kuglen med den største tilsyneladende lysstyrke er G76, som er placeret i den sydvestlige arms østlige halvdel. En anden massiv kuglehob, ved navn 037-B327 og opdaget i 2006, som er stærkt rødmet af Andromedagalaksens interstellare støv , menes at være mere massiv end G1 og den største hob i den lokale gruppe; dog har andre undersøgelser vist, at det faktisk ligner G1 i egenskaber.

I modsætning til Mælkevejens kuglehobe, som udviser en relativt lav aldersspredning, har Andromedagalaksens kuglehobe et meget større aldreområde: fra systemer lige så gamle som selve galaksen til meget yngre systemer med alderen mellem et par hundrede millioner år til fem milliarder år.

I 2005 opdagede astronomer en helt ny type stjernehob i Andromedagalaksen. De nyfundne hobe indeholder hundredtusindvis af stjerner, et tilsvarende antal stjerner, som kan findes i kuglehobe. Det, der adskiller dem fra de kugleformede hobe, er, at de er meget større – flere hundrede lysår på tværs – og hundredvis af gange mindre tætte. Afstandene mellem stjernerne er derfor meget større inden for de nyopdagede udvidede hobe.

Den mest massive kuglehob i Andromedagalaksen, B023-G078, har sandsynligvis et centralt mellemliggende sort hul på næsten 100.000 solmasser.

Nærliggende og satellitgalakser

Hovedartikel: Andromedas satellitgalakser
Messier 32 er til venstre for midten, Messier 110 er nederst til højre for midten.

Ligesom Mælkevejen har Andromedagalaksen satellitgalakser , der består af over 20 kendte dværggalakser . Andromedagalaksens dværggalaksepopulation ligner meget Mælkevejens, men galakserne er meget flere. De bedst kendte og lettest observerede satellitgalakser er M32 og M110 . Baseret på nuværende beviser ser det ud til, at M32 tidligere har gennemgået et tæt møde med Andromedagalaksen. M32 kan engang have været en større galakse, der fik sin stjerneskive fjernet af M31 og gennemgik en kraftig stigning i stjernedannelsen i kerneområdet, som varede indtil den relativt nye fortid.

M110 ser også ud til at interagere med Andromedagalaksen, og astronomer har i sidstnævntes glorie fundet en strøm af metalrige stjerner, der ser ud til at være blevet fjernet fra disse satellitgalakser. M110 indeholder en støvet bane, hvilket kan indikere nylig eller igangværende stjernedannelse. M32 har også en ung stjernepopulation.

Triangulumgalaksen er en ikke - dværggalakse, der ligger 750.000 lysår fra Andromeda. Det er i øjeblikket uvist, om det er en Andromedas satellit.

I 2006 blev det opdaget, at ni af satellitgalakserne ligger i et plan, der skærer kernen af ​​Andromedagalaksen; de er ikke tilfældigt arrangeret, som det ville forventes af uafhængige interaktioner. Dette kan indikere en fælles tidevandsoprindelse for satellitterne.

PA-99-N2 begivenhed og mulig exoplanet i galakse

Hovedartikel: PA-99-N2
Andromeda Galaxy med DESI Overlay.

PA-99-N2 var en mikrolinsebegivenhed, der blev opdaget i Andromedagalaksen i 1999. En af forklaringerne på dette er gravitationslinserne af en rød kæmpe af en stjerne med en masse mellem 0,02 og 3,6 gange Solens masse, hvilket antydede, at stjernen er sandsynligvis kredset af en planet. Denne mulige exoplanet ville have en masse på 6,34 gange Jupiters masse. Hvis det endelig bekræftes, ville det være den første nogensinde fundet ekstragalaktiske planet . Der blev dog senere fundet uregelmæssigheder i begivenheden.

Kollision med Mælkevejen

Hovedartikel: Andromeda-Mælkevejskollision

Andromedagalaksen nærmer sig Mælkevejen med omkring 110 kilometer (68 miles) i sekundet. Den er blevet målt, når den nærmer sig i forhold til Solen med omkring 300 km/s (190 mi/s), da Solen kredser omkring galaksens centrum med en hastighed på cirka 225 km/s (140 mi/s). Dette gør Andromedagalaksen til en af ​​omkring 100 observerbare blåskiftede galakser. Andromedagalaksens tangentielle eller sidelæns hastighed i forhold til Mælkevejen er relativt meget mindre end den nærmer sig hastighed, og derfor forventes den at kollidere direkte med Mælkevejen om omkring 2,5-4 milliarder år. Et sandsynligt resultat af kollisionen er, at galakserne vil smelte sammen og danne en gigantisk elliptisk galakse eller måske endda en stor skivegalakse . Sådanne begivenheder er hyppige blandt galakserne i galaksegrupper . Jordens og solsystemets skæbne i tilfælde af en kollision er i øjeblikket ukendt. Før galakserne smelter sammen, er der en lille chance for, at solsystemet kan blive udstødt fra Mælkevejen eller slutte sig til Andromedagalaksen.

Amatør observation

Overlejrende billede, der viser størrelserne af Månen og Andromedagalaksen som observeret fra Jorden. Fordi galaksen ikke er særlig lysstærk, er dens størrelse ikke tydelig.

Under de fleste visningsforhold er Andromedagalaksen et af de fjerneste objekter, der kan ses med det blotte øje ( M33 og M81 kan ses under meget mørk himmel). Galaksen er almindeligvis placeret på himlen med reference til stjernebillederne Cassiopeia og Pegasus . Andromeda ses bedst i efterårsnætter på den nordlige halvkugle , når den passerer højt over hovedet og når sit højeste punkt omkring midnat i oktober og to timer tidligere hver på hinanden følgende måned. Tidligt på aftenen stiger den op i øst i september og går ned i vest i februar. Fra den sydlige halvkugle er Andromedagalaksen synlig mellem oktober og december, bedst set fra så langt nord som muligt. En kikkert kan afsløre nogle større strukturer af galaksen og dens to lyseste satellitgalakser , M32 og M110 . Et amatørteleskop kan afsløre Andromedas skive, nogle af dens lyseste kuglehobe, mørke støvbaner og den store stjernesky NGC 206 .

Se også

Noter

Referencer

eksterne links