Galaxie d\'Andromeda

voient l'Andromeda de (désambiguisation) pour d'autres usages de " ; Andromeda" ;. La galaxie d'Andromeda de ( ænˈdrɒmədə , également connu comme des 31 plus malpropres, M31 , ou NGC 224 ; souvent désigné sous le nom du grand Andromeda de du la '' nébuleuse '' que de en textes plus anciens) est une galaxie en spirale approximativement 2.5 millions d'années-lumière loin cependant, observations récentes par le télescope spatial de Spitzer de a indiqué que M31 contient un trillion (10¹²) < ! -- valeur exponentielle pour désambiguïser le " ; trillion --> étoiles, dépassant considérablement le nombre d'étoiles dans notre propre galaxie. les évaluations du 2006 mettent la masse de la manière laiteuse d'être ~80% de la masse de l'Andromeda, on estime à que qui les 7.1 masses solaires la rendant facilement évidente à l'oeil nu même lorsque vu à partir des secteurs avec la pollution modérée de lumière de . Il semble tout à fait petit sans télescope parce que seulement la partie centrale est assez lumineuse pour être évidente, mais le diamètre angulaire de plein de la galaxie est sept fois qui de la pleine lune .

Histoire d'observation

L'observation enregistrée la plus tôt de la galaxie d'Andromeda était en CE de 905 Al Sufi d'Abd Al-Rahman par de de l'astronome persan ', qui l'a décrit comme " ; petit cloud" ;. Les diagrammes d'étoile de cette période l'ont marquée comme peu de nuage .

Le William Huggins dans 1864 a observé le spectre de M31 et a noté qu'il a différé d'une nébuleuse gazeuse. Les éventails de M31 ont montré un continuum des fréquences , superposé avec les lignes foncées . C'était très semblable aux éventails de différentes étoiles. De ceci on l'a déduit que M31 a eu une nature stellaire.

En 1885, une supernova (connue sous le nom de " ; " du S Andromedae ;) a été vu dans M31, le premier et jusqu'ici seulement un observés dans cette galaxie. Lorsque, puisque M31 a été considéré un " ; près du by" ; objecter, il était vraisemblablement beaucoup moins un lumineux et l'événement indépendant a appelé un nova , et a été appelé en conséquence le nova 1885.

Les premières photographies de M31 ont été rentrées 1887 par le Isaac Roberts de son observatoire privé dans le le Sussex . L'exposition de long-durée a permis à la structure en spirale de la galaxie d'être vue pour la première fois. Cependant, lorsqu'on a généralement pensé que cet objet est une nébuleuse dans notre galaxie, et Roberts a de manière erronée cru que M31 et nébuleuses en spirale semblables étaient réellement les systèmes solaires étant formés, avec les planètes d'accouchement de satellites.

La vitesse radiale de cet objet en ce qui concerne notre système solaire a été mesurée en 1912 par le Vesto Slipher à l'observatoire de Lowell de , using la spectroscopie . Le résultat était la plus grande vitesse enregistrée à ce moment-là, à 300 kilomètres par seconde (186 milles/sec.), se déplaçant la direction du Sun.

Univers d'île

En 1917, le Heber Curtis avait observé un nova dans M31. Recherchant le disque photographique, 11 novas supplémentaires ont été découverts. Curtis a noté que ces novas étaient, en moyenne, 10 grandeurs plus faibles que ceux qui se sont produites dans notre galaxie. En conséquence il pouvait proposer une évaluation de distance de 500. Il est devenu un partisan du soi-disant " ; universes" d'île ; hypothèse qui a soutenu que les nébuleuses en spirale étaient réellement les galaxies indépendantes.

Dans 1920 la grande discussion entre le Harlow Shapley et le Heber Curtis a eu lieu, au sujet de la nature de la manière laiteuse , des nébuleuses en spirale , et des dimensions de l'univers . Pour soutenir le sien réclamation qui " ; Grand Andromeda Nebula" ; (M31) était une galaxie externe, Curtis a également noté l'aspect des ruelles foncées ressemblant aux nuages de poussière dans notre propre galaxie, aussi bien que l'effet Doppler Significatif . Le Edwin Hubble a arrangé la discussion en 1925 où il a identifié les étoiles variables de extragalactique de Cepheid pour la première fois sur les photos astronomiques de M31. Celles-ci ont été faites using un 2.5 ; Mètre (100 de ; dans) le télescope se reflétant , et elles a permis à la distance de la grande nébuleuse d'Andromeda d'être déterminé. Sa mesure a démontré d'une manière concluante que ce dispositif n'était pas un faisceau des étoiles et du gaz dans notre galaxie, mais une galaxie entièrement séparée a localisé une distance significative de nos propres.

Cette galaxie joue un rôle important dans des études galactiques, puisque c'est la spirale géante la plus proche (bien que pas la galaxie la plus proche ). En 1943, le Walter Baade était la première personne pour résoudre des étoiles dans la région Centre de la galaxie d'Andromeda. Basé sur ses observations de cette galaxie, il pouvait discerner deux populations distinctes des étoiles, appelant les étoiles de jeune, élevée vitesse dans le type I de disque et les étoiles plus anciennes et rouges dans le type II de bombement. Cette nomenclature a été plus tard adoptée pour des étoiles dans la manière laiteuse, et ailleurs. (L'existence de deux populations distinctes avait été notée plus tôt par le janv. Baade a également découvert qu'il y avait deux types de variables de Cepheid de qui ont eu comme conséquence un doublement de l'évaluation de distance à M31, aussi bien que le reste de l'univers.

Les cartes par radio du premier de la galaxie d'Andromeda ont été faites dans les années 50 par le John Baldwin et les collaborateurs à la radioastronomie de Cambridge de groupent . Le noyau de la galaxie d'Andromeda s'appelle le 2C 56 dans le catalogue de radioastronomie du 2C .

Informations générales

La galaxie d'Andromeda approche le Sun à environ 300 kilomètres par seconde (186 ; les milles/sec.), ainsi elle est l'une des quelques galaxies décalées bleues du . Etant donné le mouvement du système solaire à l'intérieur de la manière laiteuse, on constate que la galaxie d'Andromeda et la manière laiteuse approchent un un autre à une vitesse de 100 à 140 kilomètres par seconde (62&ndash ; 87 ; milles/sec. L'impact est prévu pour se produire en environ 2. Dans ce cas les deux galaxies fusionneront probablement pour former une galaxie elliptique géant. Cependant, la vitesse tangentielle de l'Andromeda en ce qui concerne la manière laiteuse est seulement connue dans environ à un facteur de deux, crée l'incertitude au sujet dont des détails quand la collision aura lieu et à la façon dont elle procédera. De tels événements sont fréquents parmi les galaxies dans les groupes de galaxie de

La distance mesurée à la galaxie d'Andromeda a été doublée en 1953 où on l'a découvert qu'il y a des autres, un plus faible type de Cepheid. Dans les années 90, des mesures satellites de Hipparcos de ont été employées pour calibrer les distances de Cepheid. La valeur corrigée donne à la galaxie d'Andromeda une distance de 2.9 millions d'années-lumière. Malheureusement, tout le mensonge de Cepheids autre que le Hipparcos pourrait mesurer exactement, et il est apparu clairement que Hipparcos - les valeurs calibrées pour Cepheids n'étaient pas fiables.

voient également :

Andromeda-Laiteux de la collision de manière de

Évaluations récentes de distance

Au moins quatre techniques distinctes ont été employées pour mesurer récemment des distances à M31.

En 2003, using les fluctuations infrarouges d'éclat de surface (I-SBF) et ajustement à la nouvelle valeur de période-luminosité du Freedman et autres 2001 et utilisation d'une correction de metallicity -0.2 du magnétique dex^-1 dedans (O/H), une évaluation 2.57 de Mly (787 kpc du ± 0.06 de de ± 18) a été dérivé.

Suivre la méthode variable de Cepheid , une évaluation 2.13 Mly (770 kpc de ± 40) a été réalisée en 2004.2 million de million de masses solaires de a comparé à 1.9 ; M _☉ pour la manière laiteuse. Ainsi M 31 mai soit moins massif que notre propre galaxie, bien que la gamme d'erreur soit toujours trop étendue pour indiquer pour certain. M31 contient beaucoup plus d'étoiles que notre propre galaxie et a une taille beaucoup plus grande.

En particulier, M31 semble avoir significantly more étoiles de terrain communal que la manière laiteuse, et la luminosité prévue de M31 est double cela de notre propre galaxie. Toutefois le taux de formation d'étoile de la manière laiteuse est beaucoup plus haut, avec M31 produisant seulement l'environ une masse solaire par an comparée aux 3-5 masses solaires pour la manière laiteuse. Le taux des novas de la manière laiteuse est également double cela de M31. Ceci suggère que M31 ait éprouvé une grande phase de formation d'étoile dans son passé, alors que la manière laiteuse a lieu au milieu d'une phase courante de formation d'étoile. Ceci a pu signifier cela à l'avenir, le nombre d'étoiles de la manière laiteuse assortira le nombre observé dans M31.

Structure

Basé sur son aspect dans la lumière visible, la galaxie d'Andromeda est classifiée comme galaxie de SA b dans le système de classification prolongé Vaucouleurs-Sandage de des galaxies en spirale.

En 2005, les astronomes ont utilisé les télescopes de Keck de pour prouver que les effilés arrosent des étoiles se prolongeant à l'extérieur de la galaxie sont réellement une partie du disque principal elle-même. Ceci signifie que le disque en spirale des étoiles dans l'Andromeda est trois fois plus grand de diamètre que précédemment prévu. Ceci constitue l'évidence qu'il y a un vaste, prolongé disque stellaire qui fait à la galaxie plus de 220.000 années-lumière de diamètre. Précédemment, les évaluations de la taille de l'Andromeda se sont étendues de 70.000 années-lumière à travers.

La galaxie est inclinée un 77° prévu relativement à la terre (où un angle de 90° serait regardé directement du côté). L'analyse de la forme en coupe de la galaxie semble démontrer une chaîne prononcée et en forme de s, plutôt que juste un disque plat. Une cause possible d'une telle chaîne a pu être interaction de la gravité avec les galaxies satellites près de M31.

Les études spectroscopiques ont fourni des mesures détaillées de la vitesse de rotation de de cette galaxie à de divers rayons du noyau. À proximité du noyau, les montées de rotation de vitesse à une crête de 225 kilomètres par seconde (140 milles/sec.300 années-lumière descend alors à un minimum à 7.000 années-lumière où la vitesse de rotation peut être aussi basse que 50 kilomètres par seconde (31 milles/sec. Ensuite la vitesse s'élève solidement encore dehors à un rayon de 33.000 années-lumière, où elle atteint une crête de 250 kilomètres par seconde (155 milles/sec. Les vitesses diminuent lentement au delà de cette distance, chutant à environ 200 kilomètres par seconde (124 milles/sec. Ces mesures de vitesse impliquent une masse concentrée environ de 6 ; M_☉ au noyau . Toute la masse de la galaxie augmente le linéairement dehors à 45.000 années-lumière, puis plus lentement au delà de ce rayon.

Les bras en spirale de l'Andromeda sont décrits par une série de régions du H II que Baade a décrites en tant que ressemblance du " ; perles sur un string" ;. Elles semblent être étroitement blessées, bien qu'elles plus largement soient espacées que dans notre galaxie. Les images rectifiées de la galaxie montrent une galaxie en spirale assez normale avec les bras enroulés vers le haut dans un sens horaire. Il y a deux bras de remorquage continus qui sont séparés entre eux de environ 13.000 années-lumière au minimum. Celles-ci peuvent être suivies à l'extérieur d'une distance d'approximativement 1.600 années-lumière du noyau. La cause le plus susceptible du modèle en spirale est vraisemblablement interaction avec le M32 . Ceci peut être vu par le déplacement des nuages neutres d'hydrogène de des étoiles.

En 1998, les images de l'observatoire infrarouge de l'espace de l'agence spatiale 'de européen de s ont démontré que la forme globale de la galaxie d'Andromeda peut transitioning dans une galaxie d'anneau de . Le gaz et la poussière dans l'Andromeda est généralement façonné en plusieurs anneaux de recouvrement, avec un anneau particulièrement en avant formé à un rayon de 32.000 années-lumière du noyau. Cet anneau est caché des images de lumière visible de la galaxie parce qu'il se compose principalement de poussière froide.

L'examen étroit de la région intérieure de l'Andromeda a montré un plus petit anneau de la poussière qui est censé avoir été provoqué par l'interaction avec M32 il y a plus de 200 millions d'ans. Les simulations prouvent que la galaxie plus petite a traversé le disque de l'Andromeda le long de l'axe polaire postérieur. Cette collision a dépouillé plus que la moitié de la masse du M32 plus petit et a créé les structures d'anneau dans l'Andromeda.

Les études du halo prolongé de M31 prouvent qu'il est rudement comparable à celui de la manière laiteuse, avec des étoiles dans le halo étant généralement " ; metal" ; - pauvres, et de plus en plus ainsi avec une plus grande distance. Cette évidence indique que les deux galaxies ont suivi les chemins évolutionnaires semblables. Ils sont susceptibles de s'être accrus et d'avoir assimilé environ 1-200 galaxies de la bas-masse pendant 12 milliards de dernières années. Les étoiles dans les halos prolongés de M31 et de la manière laiteuse peuvent prolonger presque ¹⁄₃ la distance séparant les deux galaxies.

Noyau

M31 est connu pour héberger un faisceau d'étoile dense et compact à son centre même. Dans un grand télescope il crée une impression visuelle d'une étoile incorporée dans les plus bombement environnant diffus. La luminosité du noyau est au-dessus des faisceaux globulaires les plus lumineux.

En le 1991 Tod R. Lauer a employé le WFPC , puis à bord du télescope spatial de Hubble de , au noyau intérieur de l'Andromeda d'image. Le noyau est double, se composant de deux concentrations séparées par 1.5 parsec la concentration plus lumineuse, indiquée comme P1, est compensé du centre de la galaxie. La concentration plus faible, P2, tombe au centre vrai de la galaxie et contient 10⁸ un trou noir du M_☉ .

Le Scott Tremaine a proposé l'explication suivante du double noyau : P1 est la projection d'un disque des étoiles dans une orbite excentrique autour du trou noir central. L'excentricité est telle que " d'étoiles ; linger" ; plus longtemps à l'apocenter orbital , créant une concentration des étoiles. P2 contient également un disque compact de chaud, Un-étoiles spectrales de la classe . Les Un-étoiles ne sont pas évidentes dans des filtres plus rouges, mais dans la lumière bleue et UV elles dominent le noyau, faisant sembler P2 plus en avant que P1.

Tandis qu'à la période initiale de sa découverte on le présumait que la partie plus lumineuse du double noyau était le reste d'une petite galaxie « cannibalisée » par Andromeda, ceci n'est plus considérée une explication viable. Un tel noyau aurait une vie excessivement courte à la rupture de marée par le trou noir central, ni il a son propre trou noir pour le stabiliser. Plus loin le bloc ne ressemble pas à un noyau galactique, ni y a il n'importe quelle évidence d'une fusion à de plus grands rayons dans le bombement.

Sources discrètes

Des sources multiples de rayon X ont été détectées dans la galaxie d'Andromeda, using des observations de l'observatoire orbital de MMX-Newton du de l'ESA de . Robin Barnard et autres a présumé que ce sont les étoiles neutron de trous noirs de candidat ou de , qui chauffent le gaz entrant aux millions de kelvins et émettent des rayons X. L'éventail des étoiles neutron est identique que les trous noirs présumés, mais peuvent être distingué par leurs masses.

Il y a approximativement 460 faisceaux globulaires liés à la galaxie d'Andromeda le plus massif de ces faisceaux, identifié car le Mayall II , surnommé le globulaire, a une plus grande luminosité que n'importe quel autre faisceau globulaire connu dans le groupe local de galaxies. Il contient plusieurs million d'étoiles, et est environ deux fois plus lumineux que le Omega centauri, le faisceau globulaire connu le plus lumineux de la manière laiteuse . Le globulaire (ou G1) a plusieurs populations stellaires et une structure trop massive pour un ordinaire globulaire. En conséquence, certains considèrent comme étant G1 le noyau de reste d'une galaxie de nain de qui a été consommée par M31 dans le passé éloigné. Le globulaire avec le plus grand éclat apparent est le G76 qui est situé dans la moitié orientale du bras south-west.

Satellites

voient également :

satellite des galaxies de l'Andromeda de Comme la manière laiteuse , la galaxie d'Andromeda a les galaxies satellites , se composant de 14 galaxies connues de nain de . Les galaxies satellites les plus connues et le plus aisément observées sont le M32 et le M110 .

Basé sur l'évidence courante, il s'avère que M32 a subi une rencontre étroite avec M31 (Andromeda) dans le passé. M32 a pu une fois avoir été une plus grande galaxie qui a eu son disque stellaire enlevé par M31, et a subi une hausse forte de formation d'étoile de la région de noyau, qui a duré jusqu'au passé récent de parent.

M110 semble également agir l'un sur l'autre avec M31, et les astronomes ont trouvé un jet des étoiles métal-riches dans le halo de M31 qui semble avoir été dépouillé de ces galaxies satellites. M110 contient une ruelle poussiéreuse, qui est un conseil pour la formation d'étoile récente ou continue. C'est peu commun dans les galaxies elliptiques , qui sont habituellement assez basses en poussière et gaz.

Dans le 2006 on l'a découvert que neuf de ces galaxies s'étendent le long d'un avion qui intersecte le noyau de la galaxie d'Andromeda, plutôt qu'étant aléatoirement produit. Ceci peut indiquer une origine commune pour les satellites. style=" de

Voir également

Galaxies de dans la fiction
Mayall II - le faisceau globulaire du plus grand dans la galaxie d'Andromeda et dans le groupe local
NGC 206 - le nuage d'étoile le plus lumineux dans la galaxie d'Andromeda
Liste de des objets plus malpropres
Nouveau catalogue général

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