Andromeda Galaxy
Renseignements généraux
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| Andromeda Galaxy | |
|---|---|
 La galaxie d'Andromède | |
| Les données d'observation ( J2000 époque) | |
| Prononciation | pron .: / æ n ré r ɒ m ɨ ré ə / |
| Constellation | Andromeda |
| Ascension droite | 00 h 42 m 44,3 s |
| Déclinaison | + 41 ° 16 '9 " |
| Redshift | z = -0,001 (Signe moins indique blueshift) |
| Vitesse radiale Helio | -301 ± 1 km / s |
| Distance | 2,54 ± 0,11 Mly (778 ± 33 kpc) |
| Type | SA (s) b |
| Masse | ~ 1 × 10 12 M ☉ |
| Nombre d'étoiles | 1000000000000 (10 12) |
| Dimensions apparentes (V) | 190 'x 60' |
| Magnitude apparente (V) | 3,44 |
| Magnitude absolue (V) | -20,0 |
| Autres désignations | |
| M31, NGC 224, UGC 454, PGC 2557, 2C 56 (de base), LEDA 2557 | |
Voir aussi: Galaxy , Liste des galaxies | |
La galaxie d'Andromède ( / æ n ré r ɒ m ɨ ré ə /) Est une galaxie spirale environ 2,5 millions années-lumière (2,4 × 10 19 km) de la Terre dans le Constellation d'Andromède. Aussi connu sous Messier 31, M31 ou NGC 224, il est souvent désigné comme la Grande Andromeda Nebula dans les textes anciens. La galaxie d'Andromède est la galaxie spirale la plus proche de notre Voie Lactée galaxie, mais pas le galaxie plus proche globale. Il tire son nom de la région du ciel dans lequel il apparaît, le constellation d'Andromède, qui a été nommé d'après la princesse mythologique Andromeda. La galaxie d'Andromède est la plus grande galaxie du Groupe Local, qui contient également la Voie Lactée, le Galaxie du Triangle, et environ 30 autres galaxies plus petites. Bien que la plus grande, la galaxie d'Andromède peut ne pas être la plus massive, que les résultats récents suggèrent que la Voie lactée contient plus de matière noire et pourrait être la plus massive dans le groupement. Les observations 2006 par le Télescope spatial Spitzer a révélé que M31 contient un billion (10 12) étoiles: au moins deux fois le nombre d'étoiles dans la Voie Lactée, qui est estimé à 200 à 400000000000.
La galaxie d'Andromède est estimé à 7,1 × 10 11 masses solaires. En comparaison, une étude de 2009 estime que la Voie Lactée et M31 sont à peu près égale de la masse, tandis qu'une étude de 2006 a mis la masse de la Voie Lactée à ~ 80% de la masse de la galaxie d'Andromède. Les deux galaxies sont devrait en collision dans 3750000000 années, éventuellement fusionner pour former un géant galaxie elliptique.
Un bronzage magnitude apparente de 3,4, la galaxie d'Andromède est connu pour être un des plus brillants Objets Messier, rendant visible la œil nu les nuits sans lune, même vu de zones modérée pollution lumineuse. Bien qu'il semble plus de six fois plus large que la pleine Lune quand photographié à travers un plus grand télescope , seule la région centrale brillante est visible à l'œil nu ou lorsque visualisés à l'aide de jumelles ou un petit télescope.
Observation d'histoire
Le Astronome persan Al-Soufi a écrit une ligne alléchant sur le constellation enchaîné dans son Livre des étoiles fixes autour de 964, le décrivant comme un "petit nuage". Cartes du ciel de cette période l'ont étiqueté comme le petit nuage. La première description de l'objet basé sur l'observation télescopique a été donné par l'astronome allemand Simon Marius le 15 Décembre, 1612. Charles Messier catalogué comme objet M31 en 1764 et incorrectement créditée Marius comme le découvreur, courant des travaux antérieurs d'Al Sufi. En 1785, l'astronome William Herschel a noté une teinte rougeâtre faible dans la région centrale de la M31. Il croyait être le plus proche de tous les "grande nébuleuses» et basée sur la couleur et l'ampleur de la nébuleuse, il mal deviné que ce était pas plus de 2000 fois la distance de Sirius .
William Huggins en 1864 a observé le spectre de la M31 et a noté qu'il différait d'une nébuleuse gazeuse. Les spectres des M31 affiche un continuum de fréquences, superposées foncé raies d'absorption qui permettent d'identifier la composition chimique d'un objet. La nébuleuse d'Andromède était très semblable à les spectres des étoiles individuelles, et à partir de cela, il a été déduit que M31 avait une nature stellaire. En 1885, une supernova (connu sous le nom S Andromède) a été observée dans M31, le premier et jusqu'à présent un seul observé dans cette galaxie. Au moment M31 a été considéré comme un objet à proximité, donc la cause a été pensé pour être un événement beaucoup moins lumineux et sans rapport appelé nova, et a été nommé en conséquence "Nouvelle 1885".
Les premières photographies de M31 ont été prises en 1887 par Isaac Roberts de son observatoire privé dans Sussex, en Angleterre. L'exposition longue durée a permis à la structure en spirale de la galaxie d'être vu pour la première fois. Cependant, au moment de cet objet était encore croit généralement être une nébuleuse au sein de notre galaxie, et Roberts croyait à tort que M31 et nébuleuses spirales semblables étaient effectivement systèmes solaires étant formés, avec les satellites de planètes naissantes. Le vitesse radiale de cet objet par rapport à notre système solaire a été mesurée en 1912 par Vesto Slipher au Observatoire Lowell, en utilisant la spectroscopie . Le résultat a été la plus grande vitesse enregistrée à cette époque, à 300 kilomètres par seconde (190 km / s), se déplaçant dans la direction du Soleil
univers de l'île
En 1917, l'astronome américain Heber Curtis observé une nova dans les M31. Recherche sur le dossier photographique, 11 plus novae ont été découverts. Curtis a remarqué que ces novae étaient, en moyenne, 10 magnitudes plus faibles que celles qui ont eu lieu ailleurs dans le ciel. En conséquence, il a été en mesure de venir avec une estimation de distance de 500 000 années-lumière (3,2 × 10 10 UA). Il est devenu un partisan de l'hypothèse dite «univers-îles", qui a jugé que nébuleuses spirales étaient en fait des galaxies indépendants.
En 1920, le Grand Débat entre Harlow Shapley et Curtis ont eu lieu, concernant la nature de la Voie Lactée , nébuleuses spirales, et les dimensions de l' univers . Pour appuyer son affirmation selon laquelle la Grande Nébuleuse d'Andromède (M31) était une galaxie externe, Curtis a également noté l'apparition de voies sombres ressemblant à des nuages de poussière dans notre propre galaxie, ainsi que l'importante Doppler. En 1922, Ernst Öpik a présenté une méthode de astrophysiques très élégant et simple d'estimer la distance de M31. Son résultat met la nébuleuse d'Andromède loin en dehors de notre galaxie à une distance d'environ 450 000 parsec, qui est d'environ 1,5 millions Ly. Edwin Hubble a réglé le débat en 1925 quand il a identifié extragalactique Variables Céphéides pour la première fois sur les photos astronomiques de M31. Elles ont été faites en utilisant le 2,5-mètres (100 po) Hooker télescope, et ils ont permis à la distance de la Grande Nébuleuse d'Andromède à déterminer. Sa mesure a démontré de façon concluante que cette fonctionnalité ne était pas un amas d'étoiles et de gaz au sein de notre galaxie, mais une galaxie entièrement distinct situé à une distance importante de la nôtre.
M31 joue un rôle important dans les études galactiques, puisque ce est la galaxie spirale la plus proche (mais pas le galaxie la plus proche). En 1943, Walter Baade était la première personne à résoudre les étoiles dans la région centrale de la galaxie d'Andromède. Sur la base de ses observations de cette galaxie, il était capable de discerner deux populations distinctes d'étoiles en fonction de leur métallicité, nommant les jeunes étoiles de vitesse élevés dans le type de disque I et les plus âgés, les étoiles rouges dans le type de renflement II. Cette nomenclature a ensuite été adoptée pour les étoiles dans la Voie Lactée, et ailleurs. (L'existence de deux populations distinctes a été noté plus tôt par Jan Oort.) Dr Baade a également découvert qu'il y avait deux types de Céphéides, qui ont abouti à un doublement de l'estimation de la distance pour M31, ainsi que le reste de l'Univers.
émission de radio de la galaxie d'Andromède a été détecté par Hanbury Brown et Cyril Hazard au Observatoire de Jodrell Bank en utilisant le 218-pieds Telescope Transit, et a été annoncé en 1950 (observations antérieures ont été faites par radioastronomie pionnier Grote Reber en 1940, mais ne sont pas concluants, et ont ensuite été révélée être un ordre de grandeur trop élevé). La première cartes de radio de la galaxie ont été faites dans les années 1950 par John Baldwin et collaborateurs à la Cambridge Radio Group astronomie. Le noyau de la galaxie d'Andromède est appelé 2C 56 dans le 2C catalogue de radioastronomie. En 2009, la première planète peut avoir été découvert dans la galaxie d'Andromède. Ce candidat a été détectée en utilisant une technique appelée microlentille, qui est provoquée par la déviation de la lumière par un objet massif.
Général
La distance mesurée à la galaxie d'Andromède a été doublé en 1953 quand il a été découvert qu'il ya un autre type de gradateur Cepheid. Dans les années 1990, les mesures des deux standards géantes rouges ainsi que Clump étoiles rouges de la Mesures par satellite Hipparcos ont été utilisés pour étalonner les distances Céphéides.
Formation et d'Histoire
Selon une équipe d'astronomes de rapports en 2010, M31 a été formé à partir de la collision de deux galaxies plus petites il ya entre 5 et 9 milliards d'années.
Un article publié en 2012 a décrit l'histoire de base de M31 depuis sa naissance. Selon lui, Andromède est né il ya environ 10 milliards d'ans à partir de la fusion de nombreux petits protogalaxies, conduisant à une galaxie plus petite que celle que nous voyons aujourd'hui.
L'événement le plus important dans l'histoire passée de M31 a été le fusion mentionné ci-dessus qui a eu lieu il ya 8 milliards d'années. Cette collision violente formé plus de son (riche en métal) Halo galactique et le disque prolongée et pendant cette époque Andromède la formation des étoiles serait très élevé, au point de devenir un Galaxie lumineuse en infrarouge pour environ 100 millons année.
Il ya 2 à 4000000000 années, M31 et de la Galaxie du Triangle (M33) avait un passage très proche. Cet événement a produit des niveaux élevés de formation d'étoiles dans le disque de la galaxie d'Andromède - même certains amas globulaires - et perturbé disque externe de M33.
Bien qu'il y ait eu une activité au cours des 2 derniers milliards d'années, cela a été beaucoup plus faible que durant la dernière. Il ya eu des interactions avec les galaxies satellites comme M32, M110, ou d'autres qui ont déjà disparu absorbés par M31 qui se sont formés comme des structures Géant Stellar Stream Andromède et une fusion il ya environ 100.000.000 années qui est derrière un disque tournant en sens inverse des gaz qui se trouve dans le centre de M31 ainsi que la présence d'un il ya relativement jeune (100 millions d'années) population stellaire. Durant cette époque, la formation des étoiles à travers le disque de M31 a diminué au point de près de l'arrêt d'accroître à nouveau relativement récemment.
Récente estimation de distance
Au moins quatre techniques distinctes ont été utilisées pour mesurer les distances à la galaxie d'Andromède.
En 2003, en utilisant l'infrarouge fluctuations de la surface de luminosité (I-SBF) et ajustement pour la nouvelle valeur période-luminosité de Freedman et al. 2001 et utilisant une correction de métallicité de -0,2 mag dex -1 (O / H), une estimation de 2,57 ± 0,06 années-Megalight (790 ± 18 kpc) a été dérivée.
En utilisant le Cepheid méthode de la variable, une estimation de 2,51 ± 0,13 Mly (770 ± 40 kpc) a été signalé en 2004.
En 2005 Ignasi Ribas ( CSIC, Institut d'Etudes Spatiales de Catalogne (CEIE)) et ses collègues ont annoncé la découverte d'une étoile binaire à éclipses dans la galaxie d'Andromède. L'étoile binaire, désigné M31VJ00443799 + 4.129.236, a deux étoiles chaudes et bleues lumineuses et de types O et B. En étudiant les éclipses des étoiles, qui se produisent tous les 3,54969 jours, les astronomes ont pu mesurer leurs tailles. Connaître les tailles et les températures des étoiles, ils ont pu mesurer la magnitude absolue des étoiles. Quand le magnitudes visuelles et absolus sont connus, la distance à l'étoile peuvent être mesurés. Les étoiles se trouvent à une distance de 2,52 ± 0,14 Mly (770 ± 43 kpc) et toute la galaxie d'Andromède à environ 2,5 Mly (770 kpc). Cette nouvelle valeur est en excellent accord avec la valeur précédente, indépendant basé à Cepheid de distance.
M31 est suffisamment proche pour que la Astuce de la méthode Giant Branch Rouge (TRGB) peut également être utilisée pour estimer sa distance. La distance estimée à M31 en utilisant cette technique en 2005 a abouti à 2,56 ± 0,08 Mly (780 ± 25 kpc).
Moyenne ensemble, toutes ces mesures de distance donnent une estimation de distance combinée de 2,54 ± 0,11 Mly (780 ± 34 kpc). Sur la base de la distance ci-dessus, le diamètre de M31 au point le plus large est estimée à 141 ± 3 kly (43 000 ± 920 pc). Application de la trigonométrie ( arctangente), qui figure à l'extension à une apparente 3,18 ° angle dans le ciel.
estimations de masse et de luminosité
Estimations de la masse pour le halo de la galaxie d'Andromède (y compris la matière noire ) donner une valeur d'environ 1,23 × 10 12 M ☉ (ou 1.2 billion masses solaires), comparativement à 1,9 × 10 12 M ☉ pour la Voie Lactée. Ainsi M31 peut être moins massive que notre propre galaxie, bien que la marge d'erreur est encore trop grand pour le dire avec certitude. Même ainsi, les masses de la Voie Lactée et M31 sont comparables, et de M31 sphéroïde a fait une densité stellaire plus élevée que celle de la Voie Lactée.
En particulier, M31 semble avoir étoiles beaucoup plus communes que la Voie Lactée, et estimée luminosité de M31, ~ 2,6 × 10 10 L ☉, est environ 25% plus élevée que celle de notre propre galaxie. Cependant, le taux de formation d'étoiles dans la Voie Lactée est beaucoup plus élevé, avec M31 produire seulement environ une masse solaire par an par rapport à 3-5 masses solaires pour la Voie Lactée. Le taux de supernovae dans la Voie Lactée est également double de celui de M31. Ceci suggère que M31 fois connu une grande phase de formation d'étoiles, mais il est maintenant dans un état relatif de repos, alors que la Voie lactée connaît formation d'étoiles plus actif. Si cela continuera, la luminosité dans la Voie Lactée pourrait éventuellement dépasser celui des M31.
Structure
Sur la base de son apparition dans la lumière visible, la galaxie d'Andromède est classé comme un SA (s) dans la galaxie b de Vaucouleurs-Sandage étendu système de galaxies spirales de classification. Toutefois, les données de la 2MASS enquête a montré que le renflement de M31 a une apparence semblable à une boîte, ce qui implique que la galaxie est en fait un galaxie spirale barrée comme la Voie Lactée, avec la barre de la galaxie d'Andromède considéré presque directement le long de son axe.
En 2005, les astronomes ont utilisé le Keck télescope pour montrer que la pincée ténue des étoiles se étendant vers l'extérieur de la galaxie est en fait une partie du disque principal lui-même. Cela signifie que le disque en spirale d'étoiles dans M31 est trois fois plus grande en diamètre que précédemment estimé. Ce qui constitue une preuve qu'il existe un vaste disque stellaire étendue qui rend la galaxie plus de 220 000 années-lumière (67,000 pc) de diamètre. Auparavant, les estimations de la taille de la galaxie d'Andromède allaient de 70 000 à 120 000 années-lumière (21 000 à 37 000 pc) à travers.
La galaxie est inclinée d'environ 77 ° par rapport à la Terre (où un angle de 90 ° serait perçue directement par le côté). L'analyse de la forme de section transversale de la galaxie semble démontrer un prononcée, chaîne en forme de S, plutôt que juste un disque plat. Une cause possible d'une telle chaîne pourrait être interaction gravitationnelle avec les galaxies satellites proches M31. La galaxie M33 pourrait être responsable d'une partie de chaîne dans les bras de M31, si distances plus précis et des vitesses radiales sont nécessaires.
Études spectroscopiques ont fourni des mesures détaillées de la vitesse de rotation de la M31 à différents rayons du noyau. Dans le voisinage du noyau, la vitesse de rotation se élève à un maximum de 225 km par seconde (140 km / s) à un rayon de 1300 années-lumière (82000000 UA), puis descend au minimum à 7000 années-lumière (440 000 000 UA) où la vitesse de rotation peut être aussi bas que 50 kilomètres par seconde (31 km / s). Ensuite, la vitesse monte progressivement de nouveau jusqu'à un rayon de 33 000 années-lumière (2,1 × 10 9 UA), où il atteint un pic de 250 kilomètres par seconde (160 km / s). Les vitesses diminuent lentement au-delà de cette distance, pour tomber à environ 200 kilomètres par seconde (120 km / s) à 80 000 années-lumière (5,1 × 10 9 UA). Ces mesures de vitesse impliquent une masse concentrée d'environ 6 × 10 9 M ☉ dans le noyau . La masse totale des galaxies augmente linéairement vers 45 000 années-lumière (2,8 × 10 9 UA), puis plus lentement au-delà de ce rayon.
Le bras spiraux de M31 sont décrits par une série de régions H II que Baade décrit comme ressemblant à "perles sur un fil". Ils semblent être étroitement enroulé, même se ils sont plus espacées que dans notre galaxie. Images rectifiées de la galaxie montrent une galaxie spirale assez normal avec les bras enroulés dans le sens des aiguilles d'une montre. Il existe deux bras de suivi en continu qui sont séparées l'une de l'autre par un minimum d'environ 13 000 années-lumière (820 000 000 UA). Ceux-ci peuvent être suivies vers l'extérieur à une distance d'à peu près 1600 années-lumière (100 000 000 UA) à partir du noyau. La cause la plus probable de la spirale est pensé pour être l'interaction avec Galaxy M32. Ceci peut être vu par le déplacement de la neutres nuages d'hydrogène des étoiles.
En 1998, des images de l' Agence spatiale européenne de l ' Infrared Space Observatory démontré que la forme générale de la galaxie d'Andromède peut être en train de passer dans un anneau galaxie. Le gaz et la poussière M31 est généralement formée en plusieurs anneaux se chevauchant, avec un anneau particulièrement important formée à un rayon de 32 000 années-lumière (2,0 × 10 9 UA) à partir du noyau. Cet anneau est caché images en lumière visible de la galaxie, car il est composé principalement de poussière froide.
Un examen de la région intérieure de M31 a montré un anneau de poussière plus petit que l'on croit avoir été causée par l'interaction avec les M32 il ya plus de 200 millions d'années. Les simulations montrent que la plus petite galaxie a traversé le disque de la galaxie d'Andromède long de l'axe polaire de ce dernier. Cette collision dépouillé plus de la moitié de la plus petite masse M32 et créé les structures cycliques dans M31.
Études du halo étendu de M31 montrent qu'il est à peu près comparable à celle de la Voie Lactée, avec des étoiles dans le halo étant généralement " métal-pauvres », et de plus en plus grande distance avec. Cette preuve indique que les deux galaxies ont suivi des chemins évolutifs similaires. Elles sont susceptibles d'avoir actualisé et assimilés environ 1-200 galaxies de faible masse durant les 12 milliards d'années. Les étoiles dans les halos de longues M31 et la voie lactée peut se étendre près d'un tiers de la distance séparant les deux galaxies.
Noyau
M31 est connue pour héberger un amas d'étoiles dense et compact à son centre. Dans un grand télescope il crée une impression visuelle d'une étoile intégré dans le bulbe environnante plus diffus. La luminosité du noyau est au-delà des amas globulaires les plus lumineuses.
En 1991, Tod Lauer R. utilisé WFPC, puis à bord du télescope spatial Hubble , au noyau intérieur image de M31. Le noyau est constitué de deux concentrations séparées par 1,5 parsecs (4,9 ly). La concentration lumineuse, désignée comme P1, est décalé par rapport au centre de la galaxie. La concentration gradateur, P2, tombe au véritable centre de la galaxie et contient un trou noir mesuré à 3-5 × 10 7 M ☉ en 1993, et au 1.1 à 2.3 × 10 8 M ☉ en 2005. Le dispersion de vitesse de la matière autour d'elle est mesurée pour être ≈ 160 km / s.
Scott Tremaine a proposé que le noyau double observée pourrait se expliquer si P1 est la projection d'un disque d'étoiles dans un orbite excentrique autour du trou noir central. L'excentricité est telle que les étoiles se attardent à l'orbitale apocenter, créant une concentration d'étoiles. P2 contient également un disque compact de chaud, spectrales étoiles de classe A. Les étoiles de A ne sont pas évidents dans les filtres plus rouges, mais à la lumière bleue et ultraviolet ils dominent le noyau, causant P2 pour paraître plus important que P1.
Alors qu'à l'époque initiale de sa découverte, il a été émis l'hypothèse que la partie brillante de la double noyau était le reste d'une petite galaxie "cannibalisé" par M31, ce ne est plus considéré comme une explication viable, en grande partie parce qu'un tel noyau aurait un excessivement courte durée de vie en raison de perturbation de marée par le trou noir central. Alors que cela pourrait être partiellement résolu si P1 avait son propre trou noir pour le stabiliser, la distribution des étoiles dans P1 ne suggère pas qu'il ya un trou noir en son centre.
Satellites
Comme la Voie lactée, la galaxie d'Andromède a galaxies satellites, composé de 14 connue galaxies naines. Les galaxies satellites et les plus facilement observés les plus connus sont M32 et M110. Selon les données actuelles, il semble que M32 a subi une rencontre rapprochée avec M31 (Andromède) dans le passé. M32 peut avoir été une fois une galaxie plus grande qui a eu son disque stellaire éliminé par M31, et a connu une forte augmentation de la formation des étoiles dans la région du coeur, qui a duré jusqu'à un passé relativement récent.
M110 semble également être en interaction avec M31, et les astronomes ont trouvé dans le halo de M31 un courant d'étoiles riches en métaux qui semblent avoir été dépouillé de ces galaxies satellites. M110 contient une ruelle poussiéreuse, ce qui peut indiquer la formation des étoiles récente ou en cours.
En 2006, il a été découvert que neuf de ces galaxies se trouvent le long d'un plan qui coupe le noyau de la galaxie d'Andromède, plutôt que d'être disposés de façon aléatoire comme on s'y attendrait d'interactions indépendants. Cela peut indiquer une origine commune de marée pour les satellites.
Collision avenir avec la Voie Lactée
La galaxie d'Andromède se rapproche de la Voie Lactée à environ 100 à 140 kilomètres par seconde (62 à 87 km / s) qui est d'environ 1960 à 2740 million miles par an, ce qui en fait l'un des rares galaxies décalées vers le bleu. La galaxie d'Andromède et la Voie Lactée devraient donc en collision dans environ 4,5 milliards d'années, bien que les détails sont incertains puisque vitesse tangentielle d'Andromède à l'égard de la Voie lactée est connue que dans environ un facteur de deux. Un résultat probable de la collision est que le galaxies vont fusionner pour former un géant galaxie elliptique. De tels événements sont fréquents parmi les galaxies groupes galaxie. Le destin de la Terre et de la système solaire en cas de collision est actuellement inconnu. Si les galaxies ne se confondent pas, il ya une petite chance que le système solaire pourrait être éjecté de la Voie Lactée ou inscris-M31.
