Andromeda Galaxy -Andromeda Galaxy

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

Andromedagalaksen
Andromeda Galaxy 560mm FL.jpg
Andromedagalaksen med satellittgalaksene M32 (senter til venstre over den galaktiske kjernen ) og M110 (senter til venstre under galaksen)
Observasjonsdata ( J2000 epoke )
Uttale / æ n ˈ d r ɒ m ɪ d ə /
Konstellasjon Andromeda
Høyre oppstigning 00 t 42 m 44,3 s
Deklinasjon +41° 16′ 9″
Rødforskyvning z = -0,001004 (minustegn indikerer blåskift )
Helio radiell hastighet −301 ± 1 km/s
Avstand 765  kpc (2,50  Mly )
Tilsynelatende størrelse  (V) 3,44
Absolutt størrelse  (V) −21.5
Kjennetegn
Type SA(s)b
Masse (1,5 ± 0,5) × 10 12  M ☉
Antall stjerner ~1 billion (10 12 )
Størrelse 46,56  kpc (152  kly )
(diameter; 25,0 mag/buesek 2 B-bånds isofot)
Tilsynelatende størrelse  (V) 3,167° × 1°
Andre betegnelser
M 31, NGC 224, UGC 454, PGC 2557, 2C 56 (kjerne), CGCG 535-17, MCG +07-02-016, IRAS 00400+4059, 2MASX J00424407 535-17, G 00424407 535-411C 535-17, G 00400+4059 Flamsteed 58, Hevelius 32, Ha 3.3, IRC +40013

Andromeda-galaksen ( IPA: / æ n ˈ d r ɒ m ɪ d ə / ), også kjent som Messier 31 , M31 , eller NGC 224 og opprinnelig Andromeda-tåken , er en spiralgalakse med en diameter på omtrent 46,56 kilopar2,0015 sek ( lysår) omtrent 2,5 millioner lysår (765 kiloparsecs ) fra Jorden og den nærmeste store galaksen til Melkeveien . Galaksens navn stammer fra området på jordhimmelen der den vises, stjernebildet Andromeda , som i seg selv er oppkalt etter prinsessen som var kona til Perseus i gresk mytologi .

Virialmassen til Andromedagalaksen er av samme størrelsesorden som Melkeveien, med 1  billion solmasser ( 2,0 × 10 42 kilo ) . Massen til begge galaksene er vanskelig å anslå med noen nøyaktighet, men det var lenge antatt at Andromedagalaksen er mer massiv enn Melkeveien med en margin på rundt 25 % til 50 %. Dette har blitt stilt spørsmål ved en 2018-studie som siterte et lavere estimat på massen til Andromedagalaksen, kombinert med foreløpige rapporter om en 2019-studie som estimerte en høyere masse av Melkeveien. Andromeda Galaxy har en diameter på omtrent 46,56  kpc (152 000  ly ), noe som gjør den til det største medlemmet av den lokale gruppen når det gjelder utvidelse.

Melkeveien og Andromeda-galaksene forventes å kollidere i løpet av rundt 4–5 milliarder år, og slå seg sammen for å potensielt danne en gigantisk elliptisk galakse eller en stor linseformet galakse . Med en tilsynelatende styrke på 3,4 er Andromedagalaksen blant de lyseste av Messier-objektene , og er synlig for det blotte øye fra jorden på måneløse netter, selv når den sees fra områder med moderat lysforurensning .

Observasjonshistorie

Great Andromeda "Nebula" ( M110 til øvre venstre), som fotografert av Isaac Roberts , 1899.

Rundt år 964 var den persiske astronomen Abd al-Rahman al-Sufi den første som formelt beskrev Andromedagalaksen. Han omtalte det i sin Book of Fixed Stars som en "tåket smøre" eller "liten sky".

Stjernekart fra den perioden merket den som den lille skyen . I 1612 ga den tyske astronomen Simon Marius en tidlig beskrivelse av Andromedagalaksen basert på teleskopiske observasjoner. Pierre Louis Maupertuis antok i 1745 at det uskarpe stedet var et øyunivers. I 1764 katalogiserte Charles Messier Andromeda som objekt M31 og krediterte feilaktig Marius som oppdageren til tross for at den var synlig for det blotte øye. I 1785 bemerket astronomen William Herschel en svak rødlig nyanse i kjerneregionen av Andromeda. Han trodde Andromeda var den nærmeste av alle de "store tåkene ", og basert på fargen og størrelsen på tåken, gjettet han feil at den ikke var mer enn 2000 ganger avstanden til Sirius , eller omtrent 18.000  ly (5,5  kpc ) . I 1850 laget William Parsons, 3. jarl av Rosse den første tegningen av Andromedas spiralstruktur .

I 1864 bemerket Sir William Huggins at spekteret til Andromeda var forskjellig fra det til en gasståke. Spektrene til Andromeda viser et kontinuum av frekvenser , overlappet med mørke absorpsjonslinjer som hjelper til med å identifisere den kjemiske sammensetningen til et objekt. Andromedas spektrum er veldig likt spektrene til individuelle stjerner, og fra dette ble det utledet at Andromeda har en stjernenatur. I 1885 ble en supernova (kjent som S Andromedae ) sett i Andromeda, den første og så langt eneste observert i den galaksen. På den tiden ble den kalt "Nova 1885" - forskjellen mellom " novaer " i moderne forstand og supernovaer var ennå ikke kjent. Andromeda ble ansett for å være et objekt i nærheten, og det ble ikke innsett at "novaen" var mye lysere enn vanlige novaer.

I 1888 tok Isaac Roberts et av de første fotografiene av Andromeda, som fortsatt ble antatt å være en tåke i vår galakse. Roberts tok feil av Andromeda og lignende "spiraltåker" som stjernesystemer som ble dannet .

I 1912 brukte Vesto Slipher spektroskopi for å måle den radielle hastigheten til Andromeda i forhold til solsystemet — den største hastigheten som hittil er målt, ved 300 km/s (190 mi/s).

Øyunivers

Plassering av Andromedagalaksen (M31) i Andromeda-konstellasjonen.

Allerede i 1755 foreslo den tyske filosofen Immanuel Kant hypotesen om at Melkeveien bare er én av mange galakser, i sin bok Universal Natural History and Theory of the Heavens . Ved å argumentere for at en struktur som Melkeveien ville se ut som en sirkulær tåke sett ovenfra og som en elliptisk hvis sett fra en vinkel, konkluderte han med at de observerte elliptiske tåkene som Andromeda, som ikke kunne forklares på annen måte på den tiden, faktisk var galakser ligner på Melkeveien.

I 1917 observerte Heber Curtis en nova i Andromeda. Ved å søke i den fotografiske posten ble 11 nye novaer oppdaget. Curtis la merke til at disse novaene i gjennomsnitt var 10 grader svakere enn de som fant sted andre steder på himmelen. Som et resultat var han i stand til å komme med et avstandsestimat på 500 000 ly (3,2 × 10 10  AU). Han ble en talsmann for den såkalte "øyuniverser"-hypotesen, som mente at spiraltåker faktisk var uavhengige galakser.

Andromedagalaksen nær øvre venstre side av Very Large Telescope . Triangulum Galaxy er synlig på toppen.

I 1920 fant den store debatten mellom Harlow Shapley og Curtis sted om Melkeveiens natur, spiraltåker og universets dimensjoner . For å støtte påstanden hans om at den store Andromedatåken faktisk er en ekstern galakse, bemerket Curtis også utseendet til mørke baner i Andromeda som lignet støvskyene i vår egen galakse, samt historiske observasjoner av Andromedagalaksens betydelige dopplerskifte . I 1922 presenterte Ernst Öpik en metode for å beregne avstanden til Andromeda ved å bruke de målte hastighetene til stjernene. Resultatet hans plasserte Andromedatåken langt utenfor galaksen vår i en avstand på omtrent 450 kpc (1500 kly). Edwin Hubble avgjorde debatten i 1925 da han identifiserte ekstragalaktiske Cepheid-variable stjerner for første gang på astronomiske bilder av Andromeda. Disse ble laget ved hjelp av 100-tommers (2,5 m) Hooker-teleskopet , og de gjorde det mulig å bestemme avstanden til den store Andromedatåken. Målingen hans viste definitivt at denne funksjonen ikke var en klynge av stjerner og gass i vår egen galakse, men en helt separat galakse som ligger en betydelig avstand fra Melkeveien.

I 1943 var Walter Baade den første personen som løste stjerner i den sentrale delen av Andromedagalaksen. Baade identifiserte to distinkte populasjoner av stjerner basert på deres metallisitet , ved å navngi de unge stjernene med høy hastighet i skiven Type I og de eldre, røde stjernene i bulen Type II. Denne nomenklaturen ble deretter adoptert for stjerner i Melkeveien og andre steder. (Eksistensen av to distinkte populasjoner hadde blitt notert tidligere av Jan Oort .) Baade oppdaget også at det var to typer Cepheid-variable stjerner, noe som resulterte i en dobling av avstandsestimatet til Andromeda, så vel som resten av universet.

I 1950 ble radioutslipp fra Andromedagalaksen oppdaget av Hanbury Brown og Cyril Hazard ved Jodrell Bank Observatory . De første radiokartene over galaksen ble laget på 1950-tallet av John Baldwin og samarbeidspartnere ved Cambridge Radio Astronomy Group . Kjernen i Andromedagalaksen kalles 2C 56 i 2C -radioastronomikatalogen. I 2009 kan den første planeten ha blitt oppdaget i Andromedagalaksen. Dette ble oppdaget ved hjelp av en teknikk kalt mikrolinsing , som er forårsaket av avbøyning av lys fra en massiv gjenstand.

Observasjoner av lineært polarisert radioemisjon med Westerbork Synthesis Radio Telescope , Effelsberg 100-m Radio Telescope og Very Large Array avslørte ordnede magnetiske felt på linje langs "10-kpc-ringen" av gass- og stjerneformasjon. Det totale magnetfeltet har en styrke på ca 0,5 nT, hvorav 0,3 nT er bestilt.

Generell

Den estimerte avstanden til Andromedagalaksen fra vår egen ble doblet i 1953 da det ble oppdaget at det finnes en annen, svakere type Cepheid-variabel stjerne . På 1990-tallet ble målinger av både standard røde kjemper så vel som røde klumpstjerner fra Hipparcos satellittmålinger brukt til å kalibrere Cepheid-avstandene.

Dannelse og historie

Andromedagalaksen sett av NASAs Wide - field Infrared Survey Explorer .

Andromedagalaksen ble dannet for omtrent 10 milliarder år siden fra kollisjonen og den påfølgende sammenslåingen av mindre protogalakser .

Denne voldsomme kollisjonen dannet det meste av galaksens (metallrike) galaktiske glorie og utvidede skive. I løpet av denne epoken ville stjernedannelseshastigheten vært veldig høy , til det punktet ble en lysende infrarød galakse i omtrent 100 millioner år. Andromeda og triangulumgalaksen (M33) hadde en veldig nær passasje for 2–4 milliarder år siden. Denne hendelsen ga høye stjernedannelser over Andromedagalaksens skive – til og med noen kulehoper – og forstyrret M33s ytre skive.

I løpet av de siste 2 milliarder årene antas stjernedannelsen på hele Andromedas skive å ha sunket til et punkt med nesten inaktivitet. Det har vært interaksjoner med satellittgalakser som M32 , M110 eller andre som allerede har blitt absorbert av Andromedagalaksen. Disse interaksjonene har dannet strukturer som Andromeda's Giant Stellar Stream . En galaktisk fusjon for omtrent 100 millioner år siden antas å være ansvarlig for en motroterende gassskive funnet i sentrum av Andromeda, samt tilstedeværelsen der av en relativt ung (100 millioner år gammel) stjernebefolkning.

Avstandsestimat

Minst fire distinkte teknikker har blitt brukt for å estimere avstander fra Jorden til Andromedagalaksen. I 2003, ved bruk av de infrarøde overflatelysstyrkefluktuasjonene (I-SBF) og justering for den nye perioden-luminositetsverdien og en metallisitetskorreksjon på -0,2 mag dex -1 tommer (O/H), et estimat på 2,57 ± 0,06 millioner lys- år (1,625 × 10 11  ± 3,8 × 10 9 astronomiske enheter ) ble utledet. En Cepheid variabel metode fra 2004 estimerte avstanden til å være 2,51 ± 0,13 millioner lysår (770 ± 40 kpc). I 2005 ble en formørkende binærstjerne oppdaget i Andromedagalaksen. Binæren er to varme blå stjerner av typene O og B. Ved å studere stjerneformørkelsene kunne astronomene måle størrelsene deres. Da de kjente størrelsene og temperaturene til stjernene, var de i stand til å måle deres absolutte størrelse . Når den visuelle og absolutte størrelsen er kjent, kan avstanden til stjernen beregnes. Stjernene ligger i en avstand på 2,52 × 10 6  ± 0,14 × 10 6  ly (1,594 × 10 11  ± 8,9 × 10 9  AU) og hele Andromedagalaksen på omtrent 2,5 × 10 6  ly (1,6 × 10 11  AU). Denne nye verdien er i utmerket overensstemmelse med den tidligere, uavhengige Cepheid-baserte avstandsverdien. TRGB - metoden ble også brukt i 2005 og ga en avstand på 2,56 × 10 6  ± 0,08 × 10 6  ly (1,619 × 10 11  ± 5,1 × 10 9  AU). Gjennomsnittlig til sammen gir disse avstandsestimatene en verdi på 2,54 × 10 6  ± 0,11 × 10 6  ly (1,606 × 10 11  ± 7,0 × 10 9  AU). ^^^^^^^

Masseanslag

Andromedagalaksen avbildet i ultrafiolett av GALEX (2003).
Illustrasjon som viser både størrelsen på hver galakse og avstanden mellom de to galaksene, i skala.
Gigantisk glorie rundt Andromedagalaksen.

Frem til 2018 ga masseanslag for Andromedagalaksens glorie (inkludert mørk materie ) en verdi på omtrent 1,5 × 1012  M ☉ , sammenlignet med 8 × 1011  M ☉ for Melkeveien. Dette motsier tidligere målinger som så ut til å indikere at Andromedagalaksen og Melkeveien er nesten like i masse.

I 2018 ble masselikheten gjenopprettet ved radioresultater til omtrent 8 × 1011  M ☉ . I 2006 ble Andromedagalaksens sfæroid bestemt til å ha en høyere stjernetetthet enn Melkeveien, og dens galaktiske stjerneskive ble estimert til omtrent det dobbelte av diameteren til Melkeveien. Den totale massen til Andromedagalaksen er beregnet til å være mellom 8 × 1011  M ☉ og 1,1 × 1012  M ☉ . Stjernemassen til M31 er 10–15 × 1010  M ☉ , med 30 % av den massen i den sentrale bulen , 56 % i skiven , og de resterende 14 % i stjerneglorien . Radioresultatene (lignende masse som Melkeveisgalaksen) bør tas som mest sannsynlig fra og med 2018, selv om dette tydeligvis fortsatt er under aktiv etterforskning av en rekke forskningsgrupper over hele verden.

Fra og med 2019 setter nåværende beregninger basert på rømningshastighet og dynamiske massemålinger Andromedagalaksen til 0,8 × 1012  M ☉ , som bare er halvparten av Melkeveiens nyere masse, beregnet i 2019 til 1,5 × 1012  M ☉ .

I tillegg til stjerner inneholder Andromedagalaksens interstellare medium minst 7,2 × 109  M ☉ i form av nøytralt hydrogen , minst 3,4 × 108  M ☉ som molekylært hydrogen (innenfor dets innerste 10 kiloparsek), og 5,4 × 107  M ☉ støv . _

Andromedagalaksen er omgitt av en massiv glorie av varm gass som anslås å inneholde halvparten av massen til stjernene i galaksen. Den nesten usynlige haloen strekker seg omtrent en million lysår fra vertsgalaksen, halvveis til Melkeveisgalaksen vår. Simuleringer av galakser indikerer haloen som ble dannet samtidig med Andromedagalaksen. Haloen er anriket på grunnstoffer som er tyngre enn hydrogen og helium, dannet fra supernovaer , og dens egenskaper er de som forventes for en galakse som ligger i den "grønne dalen" i Galaxys farge-størrelsesdiagram (se nedenfor ). Supernovaer bryter ut i Andromedagalaksens stjernefylte skive og kaster disse tyngre elementene ut i verdensrommet. I løpet av Andromedagalaksens levetid har nesten halvparten av de tunge elementene laget av stjernene blitt kastet ut langt utenfor galaksens stjerneskive på 200 000 lysår i diameter.

Lysstyrkeestimater

Sammenlignet med Melkeveien ser det ut til at Andromedagalaksen har overveiende eldre stjerner med alderen >7 × 109 år. Den estimerte lysstyrken til Andromedagalaksen, ~2,6 × 1010  L ☉ , er omtrent 25 % høyere enn for vår egen galakse. Galaksen har imidlertid en høy helning sett fra jorden og dens interstellare støv absorberer en ukjent mengde lys, så det er vanskelig å anslå den faktiske lysstyrken, og andre forfattere har gitt andre verdier for lysstyrken til Andromedagalaksen (noen forfattere til og med foreslår at det er den nest lyseste galaksen innenfor en radius på 10 megaparsec fra Melkeveien, etter Sombrero-galaksen , med en absolutt styrke på rundt -22,21 eller nær).

Et estimat gjort ved hjelp av Spitzer Space Telescope publisert i 2010 antyder en absolutt størrelse (i det blå) på -20,89 (som med en fargeindeks på +0,63 oversetter til en absolutt visuell størrelse på -21,52, sammenlignet med -20,9 for Melkeveien), og en total lysstyrke i den bølgelengden på 3,64 × 1010  L ☉ .

Hastigheten for stjernedannelse i Melkeveien er mye høyere, og Andromedagalaksen produserer bare omtrent én solmasse per år sammenlignet med 3–5 solmasser for Melkeveien. Antall novaer i Melkeveien er også det dobbelte av Andromedagalaksen. Dette tyder på at sistnevnte en gang opplevde en stor stjernedannelsesfase, men nå er i en relativ tilstand av hvile, mens Melkeveien opplever mer aktiv stjernedannelse. Skulle dette fortsette, kan lysstyrken til Melkeveien til slutt overgå den til Andromedagalaksen.

I følge nyere studier ligger Andromedagalaksen i det som i Galaxys farge-størrelsesdiagram er kjent som "den grønne dalen", en region befolket av galakser som Melkeveien i overgang fra den "blå skyen" (galakser som aktivt danner nye stjerner ) til den "røde sekvensen" (galakser som mangler stjernedannelse). Stjernedannelsesaktiviteten i grønne dalgalakser avtar ettersom de går tom for stjernedannende gass i det interstellare mediet. I simulerte galakser med lignende egenskaper som Andromedagalaksen, forventes stjernedannelse å forsvinne i løpet av omtrent fem milliarder år, selv med den forventede, kortsiktige økningen i stjernedannelseshastigheten på grunn av kollisjonen mellom Andromedagalaksen og Melkeveien Vei.

Struktur

Andromedagalaksen ( M110 nedenfor) sett i infrarødt av Spitzer Space Telescope , et av NASAs fire store romobservatorier .
Bilde av Andromedagalaksen tatt av Spitzer i infrarødt, 24 mikrometer (Kreditt: NASA / JPL – Caltech /Karl D. Gordon, University of Arizona ).
En rask omvisning i Andromedagalaksen.
Et Galaxy Evolution Explorer -bilde av Andromedagalaksen. Båndene av blå-hvitt som utgjør galaksens slående ringer, er nabolag som huser varme, unge, massive stjerner. Mørkeblågrå baner med kjøligere støv vises sterkt mot disse lyse ringene, og sporer områdene der stjernedannelse for tiden finner sted i tette overskyede kokonger. Når de observeres i synlig lys, ser Andromedagalaksringene mer ut som spiralarmer. Den ultrafiolette visningen viser at disse armene ligner mer på den ringlignende strukturen som tidligere ble observert i infrarøde bølgelengder med NASAs Spitzer Space Telescope . Astronomer som brukte sistnevnte tolket disse ringene som bevis på at galaksen var involvert i en direkte kollisjon med sin nabo, M32, for mer enn 200 millioner år siden.

Basert på utseendet i synlig lys, er Andromedagalaksen klassifisert som en SA(s)b-galakse i det utvidede klassifiseringssystemet de Vaucouleurs–Sandage for spiralgalakser. Imidlertid viste infrarøde data fra 2MASS - undersøkelsen og fra Spitzer-romteleskopet at Andromeda faktisk er en sperret spiralgalakse , som Melkeveien, med Andromedas stanghovedakse orientert 55 grader mot klokken fra platens hovedakse.

Det er forskjellige metoder som brukes i astronomi for å definere størrelsen på en galakse, og hver metode kan gi forskjellige resultater i forhold til den andre. Den mest brukte er D 25 - standarden - isofoten der den fotometriske lysstyrken til en galakse i B-båndet (445 nm bølgelengde av lys, i den blå delen av det synlige spekteret ) når 25 mag/buesek 2 . The Third Reference Catalog of Bright Galaxies (RC3) brukte denne standarden for Andromeda i 1991, og ga en isofotal diameter på 46,56 kiloparsecs (152 000 lysår) i en avstand på 2,5 millioner lysår. Et tidligere estimat fra 1981 ga en diameter for Andromeda på 54 kiloparsek (176 000 lysår).

En studie i 2005 av Keck-teleskopene viser eksistensen av et spinkelt dryss av stjerner, eller galaktisk halo , som strekker seg utover fra galaksen. Stjernene i denne glorien oppfører seg annerledes enn de i Andromedas hovedgalaktiske skive, der de viser ganske uorganiserte banebevegelser i motsetning til at stjernene i hovedskiven har mer ordnede baner og jevne hastigheter på 200 km/s. Denne diffuse haloen strekker seg utover fra Andromedas hovedskive med diameteren 67,45 kiloparsek (220 000 lysår).

Galaksen helles anslagsvis 77° i forhold til Jorden (hvor en vinkel på 90° vil være kant-mot). Analyse av tverrsnittsformen til galaksen ser ut til å demonstrere en uttalt, S-formet renning, snarere enn bare en flat skive. En mulig årsak til en slik deformering kan være gravitasjonsinteraksjon med satellittgalaksene nær Andromedagalaksen. Galaxy M33 kan være ansvarlig for noe deformering i Andromedas armer, selv om det kreves mer presise avstander og radielle hastigheter.

Spektroskopiske studier har gitt detaljerte målinger av rotasjonshastigheten til Andromedagalaksen som en funksjon av radiell avstand fra kjernen. Rotasjonshastigheten har en maksimal verdi på 225 km/s (140 mi/s) ved 1.300  ly (82.000.000  AU ) fra kjernen, og den har sitt minimum muligens så lavt som 50 km/s (31 mi/s) ved 7.000 ly (440 000 000 AU) fra kjernen. Lenger ut stiger rotasjonshastigheten ut til en radius på 33 000 ly (2,1 × 10 9  AU), hvor den når en topp på 250 km/s (160 mi/s). Hastighetene synker sakte utover den avstanden, og synker til rundt 200 km/s (120 mi/s) ved 80 000 ly (5,1 × 10 9  AU). Disse hastighetsmålingene innebærer en konsentrert masse på omtrent 6 × 109  M ☉ i kjernen . Den totale massen til galaksen øker lineært ut til 45 000 ly (2,8 × 10 9  AU), deretter saktere utover radiusen.

Spiralarmene til Andromedagalaksen er skissert av en serie HII -regioner , først studert i stor detalj av Walter Baade og beskrevet av ham som å ligne "perler på en snor". Studiene hans viser to spiralarmer som ser ut til å være tett viklet, selv om de har større avstand enn i vår galakse. Hans beskrivelser av spiralstrukturen, når hver arm krysser hovedaksen til Andromedagalaksen, er som følger §pp1062 §pp92 :

Baades spiralarmer av M31
Armer (N = krysser M31s hovedakse i nord, S = krysser M31s hovedakse i sør) Avstand fra sentrum ( bueminutter ) (N*/S*) Avstand fra sentrum (kpc) (N*/S*) Notater
N1/S1 3,4/1,7 0,7/0,4 Støvarmer uten OB-assosiasjoner av HII-regioner .
N2/S2 8,0/10,0 1,7/2,1 Støvarmer med noen OB-assosiasjoner.
N3/S3 25/30 5.3/6.3 I henhold til N2/S2, men med noen HII-regioner også.
N4/S4 50/47 11/9.9 Store mengder OB-foreninger, HII-regioner, og lite støv.
N5/S5 70/66 15/14 I henhold til N4/S4 men mye svakere.
N6/S6 91/95 19/20 Løse OB-foreninger. Ikke synlig støv.
N7/S7 110/116 23/24 I henhold til N6/S6, men svakere og lite iøynefallende.

Siden Andromedagalaksen sees nær kanten på, er det vanskelig å studere spiralstrukturen. Rettete bilder av galaksen ser ut til å vise en ganske normal spiralgalakse, som viser to kontinuerlige etterfølgende armer som er adskilt fra hverandre med minimum omtrent 13 000  ly (820  000 000 AU ) og som kan følges utover fra en avstand på omtrent 1 600 ly ( 100 000 000 AU) fra kjernen. Alternative spiralstrukturer er foreslått som en enkelt spiralarm eller et flokkulent mønster av lange, trådformede og tykke spiralarmer.

Den mest sannsynlige årsaken til forvrengningen av spiralmønsteret antas å være interaksjon med galaksesatellittene M32 og M110 . Dette kan sees ved forskyvningen av de nøytrale hydrogenskyene fra stjernene.

I 1998 viste bilder fra European Space Agencys infrarøde romobservatorium at den generelle formen til Andromedagalaksen kan gå over til en ringgalakse . Gassen og støvet i galaksen er vanligvis dannet til flere overlappende ringer, med en spesielt fremtredende ring dannet i en radius på 32 000 ly (9,8 kpc) fra kjernen, av noen astronomer kalt ildringen . Denne ringen er skjult for synlige lysbilder av galaksen fordi den hovedsakelig består av kaldt støv, og det meste av stjernedannelsen som foregår i Andromedagalaksen er konsentrert der.

Senere studier med hjelp av Spitzer-romteleskopet viste hvordan Andromedagalaksens spiralstruktur i det infrarøde ser ut til å være sammensatt av to spiralarmer som kommer ut av en sentral stang og fortsetter utover den store ringen nevnt ovenfor. Disse armene er imidlertid ikke kontinuerlige og har en segmentert struktur.

Nærmere undersøkelser av den indre delen av Andromedagalaksen med det samme teleskopet viste også en mindre støvring som antas å ha blitt forårsaket av interaksjonen med M32 for mer enn 200 millioner år siden. Simuleringer viser at den mindre galaksen passerte gjennom skiven til Andromedagalaksen langs sistnevntes polare akse. Denne kollisjonen fjernet mer enn halvparten av massen fra den mindre M32 og skapte ringstrukturene i Andromeda. Det er sameksistensen av det lenge kjente store ringlignende trekk i gassen til Messier 31, sammen med denne nylig oppdagede indre ringlignende strukturen, forskjøvet fra barysenteret , som antydet en nesten front mot frontkollisjon med satellitten M32, en mildere versjon av Cartwheel-møtet .

Studier av den utvidede haloen til Andromedagalaksen viser at den er omtrent sammenlignbar med Melkeveien, med stjerner i haloen som generelt er " metallfattige ", og i økende grad med større avstand. Dette beviset indikerer at de to galaksene har fulgt lignende utviklingsveier. De har sannsynligvis samlet seg og assimilert rundt 100–200 lavmassegalakser i løpet av de siste 12 milliarder årene. Stjernene i de utvidede glorierene til Andromedagalaksen og Melkeveien kan strekke seg nesten en tredjedel av avstanden som skiller de to galaksene.

Cellekjernen

Hubble-bilde av Andromeda-galaksens kjerne som viser mulig dobbel struktur. NASA / ESA-  bilde.
Kunstnerens konsept av Andromedagalaksens kjerne, som viser en utsikt over en skive av unge, blå stjerner som omkranser et supermassivt svart hull. NASA / ESA-  bilde.

Andromedagalaksen er kjent for å ha en tett og kompakt stjernehop i sentrum. I et stort teleskop skaper det et visuelt inntrykk av en stjerne innebygd i den mer diffuse omkringliggende bulen. I 1991 ble Hubble-romteleskopet brukt til å avbilde Andromedagalaksens indre kjerne. Kjernen består av to konsentrasjoner atskilt med 1,5  pc (4,9  ly ). Den lysere konsentrasjonen, betegnet som P1, er forskjøvet fra sentrum av galaksen. Den dimmere konsentrasjonen, P2, faller ved galaksens sanne sentrum og inneholder et svart hull målt ved 3–5 × 10 7 M ☉ i 1993, og ved 1,1–2,3 × 10 8 M ☉ i 2005. Materialets hastighetsspredning rundt den er målt til å være ≈ 160  km/s (100  mi/s ).

Chandra røntgenteleskopbilde av sentrum av Andromedagalaksen. En rekke røntgenkilder, sannsynligvis binære røntgenstjerner, i galaksens sentrale område vises som gulaktige prikker. Den blå kilden i midten er ved posisjonen til det supermassive sorte hullet .

Det har blitt foreslått at den observerte dobbeltkjernen kan forklares hvis P1 er projeksjonen av en skive med stjerner i en eksentrisk bane rundt det sentrale sorte hullet. Eksentrisiteten er slik at stjerner dveler ved orbitale aposenter , og skaper en konsentrasjon av stjerner. P2 inneholder også en kompaktdisk med varme, spektralklasse A-stjerner. A-stjernene er ikke tydelige i rødere filtre, men i blått og ultrafiolett lys dominerer de kjernen, noe som får P2 til å virke mer fremtredende enn P1.

Mens det på det første tidspunktet for oppdagelsen ble antatt at den lysere delen av dobbeltkjernen er resten av en liten galakse "kannibalisert" av Andromedagalaksen, anses dette ikke lenger som en levedyktig forklaring, hovedsakelig fordi en slik kjerne ville ha en ekstremt kort levetid på grunn av tidevannsforstyrrelser fra det sentrale sorte hullet. Selv om dette delvis kunne løses hvis P1 hadde sitt eget sorte hull for å stabilisere det, tyder ikke fordelingen av stjerner i P1 på at det er et svart hull i midten.

Diskrete kilder

Andromedagalaksen i høyenergi røntgen og ultrafiolett lys (utgitt 5. januar 2016).

Tilsynelatende hadde ingen røntgenstråler på slutten av 1968 blitt oppdaget fra Andromedagalaksen. En ballongflyging 20. oktober 1970 satte en øvre grense for detekterbare harde røntgenstråler fra Andromedagalaksen. Swift BAT all-sky-undersøkelsen oppdaget med suksess harde røntgenstråler fra et område sentrert 6 buesekunder unna galaksesenteret . Emisjonen over 25 keV ble senere funnet å stamme fra en enkelt kilde kalt 3XMM J004232.1+411314 , og identifisert som et binært system der et kompakt objekt (en nøytronstjerne eller et svart hull) samler opp materie fra en stjerne.

Flere røntgenkilder har siden blitt oppdaget i Andromedagalaksen ved hjelp av observasjoner fra European Space Agency (ESA) XMM-Newton- observatorium. Robin Barnard et al. antatt at disse er kandidater for sorte hull eller nøytronstjerner , som varmer opp den innkommende gassen til millioner av kelvin og sender ut røntgenstråler. Nøytronstjerner og sorte hull kan skilles hovedsakelig ved å måle massene deres. En observasjonskampanje fra romoppdraget NuSTAR identifiserte 40 objekter av denne typen i galaksen. I 2012 ble en mikrokvasar , et radioutbrudd som kom fra et mindre svart hull, oppdaget i Andromedagalaksen. Progenitor sorte hullet ligger nær det galaktiske sentrum og har omtrent 10 M ☉ . Den ble oppdaget gjennom data samlet inn av European Space Agencys XMM - Newton- sonde og ble deretter observert av NASAs Swift Gamma-Ray Burst Mission og Chandra X-Ray Observatory , Very Large Array og Very Long Baseline Array . Mikrokvasaren var den første som ble observert i Andromedagalaksen og den første utenfor Melkeveisgalaksen.

Kulehoper

Stjernehoper i Andromedagalaksen.

Det er omtrent 460 kulehoper knyttet til Andromedagalaksen. Den mest massive av disse klyngene, identifisert som Mayall II , med kallenavnet Globular One, har en større lysstyrke enn noen annen kjent kulehop i den lokale gruppen av galakser. Den inneholder flere millioner stjerner, og er omtrent dobbelt så lysende som Omega Centauri , den lyseste kjente kulehopen i Melkeveien. Globular One (eller G1) har flere stjernepopulasjoner og en struktur som er for massiv for en vanlig kule. Som et resultat anser noen G1 for å være den gjenværende kjernen av en dverggalakse som ble konsumert av Andromeda i en fjern fortid. Kuleformen med størst tilsynelatende lysstyrke er G76 som ligger i den sørvestlige armens østlige halvdel. En annen massiv kulehop, kalt 037-B327 og oppdaget i 2006 som er sterkt rødfarget av Andromedagalaksens interstellare støv , ble antatt å være mer massiv enn G1 og den største klyngen i den lokale gruppen; Imidlertid har andre studier vist at det faktisk ligner G1 i egenskaper.

I motsetning til kulehopene i Melkeveien, som viser en relativt lav aldersspredning, har kulehopene til Andromeda-galaksen et mye større aldrespekter: fra systemer like gamle som selve galaksen til mye yngre systemer, med alderen mellom noen hundre millioner år til fem milliarder år.

I 2005 oppdaget astronomer en helt ny type stjernehoper i Andromedagalaksen. De nyfunne hopene inneholder hundretusenvis av stjerner, et tilsvarende antall stjerner som kan finnes i kulehoper. Det som skiller dem fra kulehopene er at de er mye større – flere hundre lysår på tvers – og hundrevis av ganger mindre tett. Avstandene mellom stjernene er derfor mye større innenfor de nylig oppdagede utvidede hopene.

Den mest massive kulehopen i Andromedagalaksen, B023-G078, har sannsynligvis et sentralt mellomliggende sort hull på nesten 100 000 solmasser.

Nærliggende og satellittgalakser

Hovedartikkel: Andromedas satellittgalakser
Messier 32 er til venstre for midten, Messier 110 er nederst til høyre for midten.

I likhet med Melkeveien har Andromedagalaksen satellittgalakser som består av over 20 kjente dverggalakser . Andromedagalaksens dverggalaksepopulasjon er veldig lik Melkeveiens, men galaksene er mye flere. De mest kjente og lettest observerte satellittgalaksene er M32 og M110 . Basert på nåværende bevis, ser det ut til at M32 gjennomgikk et nært møte med Andromedagalaksen tidligere. M32 kan en gang ha vært en større galakse som fikk sin stjerneskive fjernet av M31, og gjennomgikk en kraftig økning av stjernedannelse i kjerneregionen, som varte til relativt nær fortid.

M110 ser også ut til å samhandle med Andromedagalaksen, og astronomer har funnet i haloen til sistnevnte en strøm av metallrike stjerner som ser ut til å ha blitt fjernet fra disse satellittgalaksene. M110 inneholder en støvete bane, som kan indikere nylig eller pågående stjernedannelse. M32 har også en ung stjernepopulasjon.

Triangulumgalaksen er en ikke-dverggalakse som ligger 750 000 lysår fra Andromeda. Det er foreløpig ukjent om det er en satellitt fra Andromeda.

I 2006 ble det oppdaget at ni av satellittgalaksene ligger i et plan som skjærer kjernen til Andromedagalaksen; de er ikke tilfeldig arrangert som forventet fra uavhengige interaksjoner. Dette kan indikere en felles tidevannsopprinnelse for satellittene.

PA-99-N2-hendelse og mulig eksoplanet i galaksen

Hovedartikkel: PA-99-N2
Andromeda Galaxy med DESI-overlegg.

PA-99-N2 var en mikrolinsehendelse som ble oppdaget i Andromedagalaksen i 1999. En av forklaringene på dette er gravitasjonslinsen til en rød kjempe av en stjerne med en masse mellom 0,02 og 3,6 ganger Solens masse, noe som antydet at stjernen er sannsynligvis i bane rundt en planet. Denne mulige eksoplaneten ville ha en masse 6,34 ganger den til Jupiter. Hvis det endelig ble bekreftet, ville det være den første ekstragalaktiske planeten som noen gang ble funnet . Imidlertid ble det senere funnet uregelmessigheter i hendelsen.

Kollisjon med Melkeveien

Hovedartikkel: Andromeda – Melkeveien kollisjon

Andromedagalaksen nærmer seg Melkeveien med omtrent 110 kilometer (68 miles) per sekund. Den har blitt målt nærmer seg i forhold til solen med rundt 300 km/s (190 mi/s) når solen går i bane rundt sentrum av galaksen med en hastighet på omtrent 225 km/s (140 mi/s). Dette gjør Andromedagalaksen til en av rundt 100 observerbare blåskiftede galakser. Andromedagalaksens tangensielle eller sideveis hastighet med hensyn til Melkeveien er relativt mye mindre enn hastigheten som nærmer seg, og derfor forventes den å kollidere direkte med Melkeveien om omtrent 2,5-4 milliarder år. Et sannsynlig utfall av kollisjonen er at galaksene vil slå seg sammen og danne en gigantisk elliptisk galakse eller kanskje til og med en stor skivegalakse . Slike hendelser er hyppige blant galaksene i galaksegrupper . Skjebnen til Jorden og solsystemet i tilfelle en kollisjon er foreløpig ukjent. Før galaksene smelter sammen, er det en liten sjanse for at solsystemet kan bli kastet ut fra Melkeveien eller bli med Andromedagalaksen.

Amatørobservasjon

Overlappende bilde som viser størrelsene på månen og Andromedagalaksen som observert fra jorden. Fordi galaksen ikke er veldig lyssterk, er størrelsen ikke tydelig.

Under de fleste visningsforhold er Andromedagalaksen et av de fjerneste objektene som kan sees med det blotte øye ( M33 og M81 kan sees under svært mørk himmel). Galaksen er vanligvis plassert på himmelen i referanse til stjernebildene Cassiopeia og Pegasus . Andromeda sees best om høstnettene på den nordlige halvkule når den passerer høyt over hodet, når sitt høyeste punkt rundt midnatt i oktober, og to timer tidligere hver påfølgende måned. Tidlig på kvelden stiger den i øst i september og går ned i vest i februar. Fra den sørlige halvkule er Andromedagalaksen synlig mellom oktober og desember, best sett fra så langt nord som mulig. En kikkert kan avsløre noen større strukturer av galaksen og dens to lyseste satellittgalakser , M32 og M110 . Et amatørteleskop kan avsløre Andromedas skive, noen av dens lyseste kulehoper, mørke støvbaner og den store stjerneskyen NGC 206 .

Se også

Notater

Referanser

Eksterne linker