Galaxia Andromeda

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Galaxia Andromeda
Galaxie spirală
Galaxia Andromeda (cu h-alfa) .jpg
Galaxia Andromeda
Descoperire
Descoperitor Abd al-Rahmān al-Sūfi
Data 905
Date observaționale
( epoca J2000.0 )
Constelaţie Andromeda
Ascensiunea dreaptă 00 h 42 m 44,3 s [1]
Declinaţie + 41 ° 16 ′ 9 ″ [1]
Distanţă 2,54 ± 0,06 milioane al [2] [3] [4] [5] [6]
( 779 000 ± 180 buc )
Magnitudine aparentă (V) +3,4 [1]
Dimensiunea aparentă (V) 190 '× 60' [1]
Tura roșie −301 ± 1 km / s [3]
Caracteristici fizice
Tip Galaxie spirală
Clasă SA (s) b [1]
Masa 1,23 × 10 12 M ⊙
Dimensiuni 220 000 al
( 67 500 buc )
Magnitudine absolută (V) −20,0 [4]
Caracteristici relevante Cel mai îndepărtat obiect vizibil cu ochiul liber
Alte denumiri
M 31, NGC 224, UGC 454, PGC 2557, 2C 56 (Core) [1] , LEDA 2557
Hartă de localizare
Galaxia Andromeda
Andromeda IAU.svg
Categoria galaxiilor spirale

Coordonate : Carta celeste 00 h 42 m 44,3 s , + 41 ° 16 ′ 09 ″

Galaxia Andromeda (uneori cunoscută și sub numele vechi Nebuloasă Mare Andromeda sau cu numele de catalog M 31 și NGC 224 ) este o galaxie spirală gigantică care se află la aproximativ 2,538 milioane de ani lumină de Pământ [4] în direcția constelației Andromeda , din care își ia numele. Este cea mai apropiată galaxie mare de a noastră, Calea Lactee ; este, de asemenea, vizibil cu ochiul liber și se numără printre cele mai îndepărtate obiecte vizibile fără ajutorul instrumentelor.

Galaxia Andromeda este cea mai mare din grupul local , un grup de galaxii care includ, de asemenea, Calea Lactee și Galaxia Triunghiului , plus alte cincizeci de galaxii minore, dintre care multe sunt sateliți ai celor mai mari.

Conform studiilor publicate în anii 2000 , derivate din observațiile telescopului spațial Spitzer , acesta ar conține aproximativ un miliard de stele (o mie de miliarde), un număr mult mai mare decât cel al Căii Lactee, estimat între 200 și 400 de miliarde de stele. [7] Cu toate acestea, există opinii contradictorii asupra masei : unele studii indică o valoare a masei pentru Calea Lactee egală cu 80% din cea a Andromedei, [3] în timp ce, potrivit altora, cele două galaxii au dimensiuni de masă similare. [8] [9] Cu toate acestea, unele studii sugerează că Calea Lactee conține mai multă materie întunecată și ar putea fi astfel cea cu cea mai mare masă. [10]

Cu o magnitudine aparentă de 3,4, galaxia Andromeda este unul dintre cele mai strălucitoare obiecte din catalogul lui Messier. [11]

Observare

Harta pentru a localiza galaxia Andromeda.

Galaxia Andromeda poate fi identificată foarte ușor: odată ce constelația căreia îi aparține și în special steaua Mirach (β Andromedae) a fost identificată, continuați în direcția nord-vest urmând alinierea stelelor μ Andromedae și ν Andromedae , în NE / Direcția SW, între Perseu și Pegas [12] , pentru a ajunge la identificarea unei pete în formă de fus, alungită în direcția nord-est-sud-vest; de asemenea, este posibil să-l observăm cu ochiul liber dacă cerul este în condiții optime și fără poluare luminoasă . Un binoclu 8 × 30 sau 10 × 50 nu prezintă mult mai multe detalii, dar vă permite să localizați satelitul M32 ; un telescop din Diafragma de 120–250 mm vă permite să observați că regiunea centrală este mai strălucitoare, deși nu semnificativ în comparație cu restul fusului, care se înclină ușor spre fundalul cerului, în special pe laturile de nord-est și sud-vest. Mărirea excesivă nu vă permite să aveți o imagine de ansamblu. [13]

Galaxia Andromeda poate fi observată din ambele emisfere terestre, deși declinația sa nordică favorizează foarte mult observatorii emisferei nordice; din regiunile boreale este extrem de ridicat pe cer în nopțile de toamnă, arătându-se chiar circumpolar din regiunile cele mai nordice și din centura temperată medie-înaltă, cum ar fi Europa central-nordică și Canada , în timp ce din emisfera sudică rămâne întotdeauna foarte scăzută , cu excepția zonelor apropiate de ecuator . Cu toate acestea, este vizibil din majoritatea zonelor locuite ale Pământului . [14] Cea mai bună perioadă pentru observarea sa pe cerul serii este între septembrie și martie; în emisfera nordică este unul dintre cele mai caracteristice obiecte ale cerului de toamnă.

Istoria observațiilor

Marea Nebuloasă Andromeda luată de Isaac Roberts .

Prima observație scrisă a galaxiei Andromeda datează din 964 și a fost condusă de astronomul persan Abd al-Rahmān al-Sūfi , [15] care a descris-o ca un „mic nor” în Cartea sa de stele fixe ; și alte hărți cerești , (printre care cele olandeze [16] ) datând din aceeași perioadă, o raportează cu definiția „Norului mic”. [15] Prima descriere a obiectului bazată pe observații telescopice a fost făcută de Simon Marius la 15 decembrie 1612 , [17] care l-a definit ca „lumina unei lumânări observate printr-un corn translucid”. [16] Charles Messier l-a inserat mai târziu în celebrul său catalog cu numărul 31 în anul 1764 , recunoscându -l în mod eronat pe Marius drept descoperitor, neștiind de cartea sufistă anterioară. În 1785 , astronomul William Herschel a observat un slab halou roșiatic în regiunea centrală a M31; el a crezut că este cea mai apropiată dintre toate „marile nebuloase” și, pe baza culorii și magnitudinii norului, a estimat (incorect) o distanță nu mai mare de 2.000 de ori față de Sirius . [18]

William Huggins în 1864 a observat spectrul M31 și a observat că acesta era diferit de cel al nebuloaselor gazoase; [19] spectrele lui M31 arătau un continuu de frecvențe , suprapus pe linii întunecate , foarte asemănător cu cel al stelelor unice: din aceasta a dedus că trebuie să fi fost un obiect stelar. În 1885 a fost observată o supernova în haloul M31, catalogat ca S Andromedae , primul și singurul observat până acum în galaxie; la vremea când M31 era considerat un obiect „apropiat”, se credea că este un eveniment mult mai puțin luminos, numit nova , deci era denumit „Nova 1885”.

Primele imagini fotografice ale galaxiei au fost realizate în 1887 de Isaac Roberts de la observatorul său privat din Sussex ; expunerea îndelungată a arătat, pentru prima dată, că M31 are o structură în spirală. Cu toate acestea, încă se credea că este o nebuloasă inclusă în galaxia noastră și Roberts a crezut din greșeală că este un nor spiral în care se formează sisteme similare sistemului nostru solar , în care norii satelit ar fi planete în formare. [20]

Viteza radială a lui M31 în raport cu sistemul solar a fost măsurată în 1912 de Vesto Slipher la Observatorul Lowell , utilizând un spectroscop ; rezultatul a fost cea mai mare viteză radială măsurată până atunci, de până la 300 km / s , apropiindu-se de Soare. [21]

Descoperirea naturii galaxiilor

În 1917 Heber Curtis a observat o nova în brațele lui M31; cercetând plăci fotografice, a descoperit încă 11; Curtis a scris că aceste noi au avut o magnitudine aparentă medie de 10, mai slabă decât cele observate în Calea Lactee. Drept urmare, el a plasat galaxia Andromeda la o distanță de 500 000 al , devenind astfel susținătorul teoriei așa-numitelor „universuri insulare”, potrivit cărora nebuloasele spirale nu sunt altceva decât seturi de gaze și stele similare Căii Lactee, independente una de alta. [22]

În 1920 a avut loc Marea Dezbatere între Harlow Shapley și Heber Curtis, în care au discutat despre natura Căii Lactee, „nebuloasele spirale” și dimensiunile Universului ; pentru a susține ipoteza că „Marea Nebuloasă Andromeda” a fost de fapt o galaxie independentă, Curtis a raportat și existența liniilor întunecate care amintesc de norii de praf tipici galaxiei noastre, precum și remarcabilul efect Doppler . În 1922 Ernst Öpik a prezentat o metodă astrofizică foarte simplă pentru a estima distanța M31, conform căreia s-a constatat că „norul” se află la 450 kpc (aproape 1,5 milioane de ani lumină) distanță. [23] Edwin Hubble a rezolvat dilema în 1925 , când pentru prima dată a identificat câteva variabile cefide în unele fotografii ale galaxiei create în Observatorul Mount Wilson , făcând astfel măsurarea distanței mult mai precisă; măsurătorile sale au demonstrat fără echivoc că M31 este o galaxie independentă situată la o distanță considerabilă de a noastră. [24]

Această galaxie joacă un rol important în studiile galactice, deoarece este cea mai apropiată galaxie spirală gigantică de la noi. În 1943 Walter Baade a rezolvat pentru prima dată câteva stele singure în regiunea centrală a galaxiei; pe baza observațiilor sale, el a reușit să distingă două populații distincte de stele în funcție de metalicitatea lor: el a numit grupul cel mai tânăr și cel mai apropiat de disc „ Tip I ” și pe cei mai în vârstă, de culoare roșie din umflatura „ Tip II ”. Acest sistem de clasificare a populațiilor stelare , deja remarcat anterior de Jan Oort , a fost extins ulterior la stelele Căii Lactee și, în general, la toate galaxiile cunoscute. [25] Baade a descoperit, de asemenea, că sunt prezente două tipuri de variabile cefeide, ceea ce a dus la dublarea distanței estimate de M31, precum și a galaxiilor din restul Universului.

Prima hartă cu unde radio a galaxiei Andromeda a fost finalizată în anii 1950 de John Evan Baldwin și asociații săi din Cambridge Radio Astronomy Group; nucleul galaxiei este numit 2C 56 în catalogul de radioastronomie 2C .

Caracteristici și biciclete

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Coliziunea dintre Andromeda și Calea Lactee .
Galaxia Andromeda, așa cum se vede sub razele ultraviolete ( GALEX ).

Galaxia Andromeda se apropie de Calea Lactee cu o viteză de aproximativ 400.000 km / h, prin urmare este una dintre puținele galaxii care prezintă o schimbare albastră ; dată fiind mișcarea Soarelui în interiorul galaxiei noastre, se deduce că cele două galaxii se apropie cu viteza de 100-140 km / s. [26] Cele două galaxii ar putea, astfel, să se ciocnească într-un timp estimat la 2,5 miliarde de ani: în acest caz, probabil, acestea se vor contopi dând naștere unei mari galaxii eliptice ; cu toate acestea, viteza tangențială a lui M31 în ceea ce privește Calea Lactee nu este bine cunoscută, creând astfel incertitudine cu privire la momentul în care se va produce coliziunea și la modul în care va proceda. [27] Ciocnirile de acest tip sunt frecvente în grupuri de galaxii.

După descoperirea unui al doilea tip de cefeide mai slabe în 1953, distanța până la galaxia Andromeda a fost dublată; în anii nouăzeci măsurătorile Hipparcos satelitului au fost folosite pentru a recalibra distanțele Cepheids, aducând astfel distanța galaxiei la valoarea provizorie de 2,9 milioane de ani lumina.

Estimări recente departe

Au fost utilizate patru tehnici distincte pentru a determina distanța până la galaxie.

În 2003 , utilizând fluctuațiile de lumină a suprafeței în infraroșu, revizuind valoarea perioadei-luminozitate și folosind o corecție de metalicitate de -0,2 mag dex -1 în (O / H), s-a obținut o distanță de 2,57 ± 0, 06 milioane de ani lumină (787 ± 18 kpc).

Folosind metoda variabilelor Cepheid, valoarea obținută în 2004 este de 2,51 ± 0,13 milioane de ani lumină (770 ± 40 kpc). [2] [3]

În 2005 a fost anunțată descoperirea unei stele binare eclipsante aparținând galaxiei Andromeda; acest sistem, catalogat ca M31VJ00443799 + 4129236 , este format din două stele albastre strălucitoare și fierbinți din clasa spectrală O și B. Studiind eclipsa stelelor, care are loc la fiecare 3,54969 zile, astronomii au putut măsura diametrul lor; cunoscând diametrul și temperaturile lor, a fost posibil să se obțină magnitudinea absolută a celor două stele, care în comparație cu magnitudinea aparentă a dat o valoare a distanței egală cu 2,52 ± 0,14 milioane de ani lumină (770 ± 40 kpc); de aceea această distanță poate fi luată ca valoare medie pentru galaxie. [4] Această valoare se potrivește perfect între valorile identificate anterior și este acceptată ca fiind extrem de precisă, indiferent de scala Cepheid-distance.

NGC 206 , cel mai strălucitor nor stelar din galaxia Andromeda.

Apropierea acestuia ne permite, de asemenea, să folosim estimări bazate pe giganți roșii ; folosind această tehnică, în 2005 s-a găsit o valoare de 2,56 ± 0,08 milioane de ani lumină (785 ± 25 kpc). [5]

Luând o medie a distanțelor obținute cu diferitele metode, se obține o estimare de 2,54 ± 0,06 milioane de ani lumină (778 ± 17 kpc); [28] pe baza distanțelor menționate, un diametru al galaxiei a fost estimat egal cu 141 000 ± 3 000 al . [29]

Masa

Estimările masei galaxiei Andromeda, inclusiv materia întunecată, dau o valoare de aprox 1,23 × 10 12 M ⊙ [30] , în timp ce cel al Căii Lactee ar fi de 1,9 × 10 12 : masa M31 ar fi, prin urmare, mai mică decât cea a Căii Lactee, în ciuda dimensiunilor sale mai mari; cu toate acestea, rata de inexactitate ar fi prea mare pentru a confirma această valoare. De fapt, M31 conține mult mai multe stele decât Calea Lactee și are un diametru considerabil mai mare.

În special, M31 ar avea mult mai multe stele comune decât Calea Lactee, iar strălucirea sa este de două ori mai mare decât a noastră; [31] cu toate acestea, rata de formare a stelelor pe Calea Lactee este mult mai mare: galaxia Andromeda produce stele pentru aproximativ o masă solară pe an, în timp ce în galaxia noastră se estimează că sunt produse 3-5 pe an. Rata supernovelor este, de asemenea, dublă față de M31. [32] Acest lucru sugerează că M31 a cunoscut o fază intensă de formare a stelelor în trecut, în timp ce Calea Lactee se află în mijlocul uneia dintre aceste faze; acest lucru ar putea însemna, de asemenea, că în viitor stelele Căii Lactee ar putea deveni numeroase așa cum s-a observat în M31.

Structura

Galaxia Andromeda văzută în infraroșu de telescopul spațial Spitzer .

Pe baza aspectului său în lumină vizibilă , galaxia Andromeda este clasificată ca SA (s) b în secvența Hubble ; [1] [33] cu toate acestea, datele din monitorizarea 2MASS arată că umflatura M31 are o structură ușor alungită, ceea ce implică faptul că ar putea fi o galaxie spirală cu bară cu axa barei dispuse aproape exact de-a lungul liniei noastre de vedere. [34]

În 2005, observațiile făcute cu telescopul Keck au arătat că filamentele slabe ale stelelor care se extind în afara galaxiei fac de fapt parte din discul principal; [35] Aceasta implică faptul că discul spiralat al galaxiei este de trei ori mai mare decât se credea anterior (diametrul estimat al galaxiei în prezent este de aproximativ 220.000 de ani lumină; anterior se credea că este între 70.000 și 120.000 de ani lumină).

Galaxia este înclinată la 77 ° față de linia de vedere a Pământului (un unghi de 90 ° corespunde unei vederi perfect tăiate). Analizele formei sale arată că discul are o urzeală pronunțată "S" și nu o formă plată; [36] o posibilă cauză a acestei urzeli ar putea fi influența gravitațională a galaxiilor satelite, precum și o influență îndepărtată a galaxiei triunghiulare , dar măsurătorile distanței și ale vitezei radiale pentru a confirma această ipoteză încă lipsesc.

Studiile spectroscopice au furnizat măsurători foarte detaliate ale curbei de rotație a M31 la diferite distanțe față de nucleu. În apropiere, la o distanță de 1300 de ani lumină, viteza de rotație atinge un vârf de 225 km / s ; ulterior scade la minimum 7000 de ani lumină distanță, unde ar putea ajunge la 50 km / s; mai departe, viteza crește din nou până la 33 000 de ani lumină distanță, unde atinge vârfuri de 250 km / s; la 80 000 de ani lumină de nucleu se stabilizează la 200 km / s. Aceste măsurători implică o masă concentrată de aprox 6 × 10 9 M ⊙ în regiunea nucleului; masa totală a galaxiei crește liniar la 45.000 de ani lumină, unde apoi începe să încetinească. [37]

Mai multe surse de raze X au fost, de asemenea, descoperite în galaxie prin observații din observatorul XMM-Newton din orbita ESA ; unii oameni de știință au speculat că acestea sunt posibile găuri negre sau stele de neutroni , care încălzesc gazul care se apropie la milioane de kelvini, provocând emisii de raze X. Spectrul stelelor de neutroni este același cu ipotezele găurilor negre, dar cele două ipoteze ar putea fi se distinge pe baza masei. [38]

Nucleu

Imagine Hubble care arată structura cu dublu nucleu a galaxiei Andromeda. NASA / ESA .

Galaxia Andromeda găzduiește în centrul său real un grup de stele foarte dens și compact; în telescoapele mari este posibil să se observe stelele scufundate în umflătura difuză din jur. Luminozitatea nucleului o depășește pe cea a celor mai strălucitoare grupări globulare.

În 1991 , studiind imaginile obținute cu telescopul spațial Hubble al regiunilor cele mai interioare ale nucleului, s-a descoperit că galaxia găzduiește un nucleu dublu, format din două concentrații separate de 1,5 parsec (aproximativ 5 ani lumină); cea mai strălucitoare concentrație, catalogată ca P1, este descentralizată în raport cu adevăratul centru galactic, în timp ce concentrația mai mică, P2, cade exact în centru și conține o gaură neagră de 10 8 M ☉ . Cea mai acreditată explicație este aceea conform căreia P1 este o proiecție a unui disc de stele pe o orbită excentrică în jurul găurii negre centrale; P2 conține, de asemenea, un disc compact de stele fierbinți din clasa A, care nu sunt evidente în filtrele roșii, în timp ce lumina albastră și ultravioletă domină nucleul, făcând P2 mai luminos decât P1 la aceste lungimi de undă . [39]

Inițial, s-a crezut că cea mai strălucitoare parte a nucleului dublu era rămășița unei vechi galaxii pitice „canibalizată” de M31 [40], dar în prezent această ipoteză nu mai este considerată o explicație plauzibilă: aceste nuclee ar fi avut de fapt o viață extrem de scurt datorită defectării prin maree a găurii negre centrale; de fapt, partea cea mai strălucitoare nu are găuri negre pentru a se putea stabiliza. Mai mult, densificarea secundară nu pare a fi un nucleu galactic și nu există, totuși, dovezi ale unei interacțiuni profunde între galaxii.

Brațe spiralate

Imagine infraroșie Spitzer a galaxiei Andromeda, 24 micrometri . (Credit: NASA / JPL - Caltech / K. Gordon University of Arizona )

Brațele spirale ale galaxiei Andromeda sunt marcate de o serie de regiuni H II pe care Baade le-a descris ca un rând de mărgele; par foarte frecvente, deși sunt mai separate și mai puțin frecvente decât în ​​galaxia noastră. [41] Imaginile rectificate ale galaxiei arată o galaxie spirală comună cu brațele înfășurate în sensul acelor de ceasornic; există brațe majore continue separate între ele de cel puțin 13 000 de ani lumină și pot fi urmate din exterior până la o distanță de aproximativ 1 600 de ani lumină de miez; acest lucru poate fi văzut prin deplasarea norilor neutri de hidrogen de pe stele. [42]

În 1998 , imaginile din Observatorul Spațiului Infraroșu al ESA au arătat că forma generală a galaxiei Andromeda ar putea fi o etapă de tranziție către o galaxie inelară ; gazul și praful galaxiei sunt de fapt distribuite în general în jurul unor structuri inelare, inclusiv una de proporții mari la o distanță de 32.000 de ani lumină de centru. [43] Acest inel este ascuns de lumina vizibilă, deoarece este alcătuit din pulberi reci.

Studii detaliate ale regiunilor interioare ale galaxiei arată un mic inel de praf despre care se crede că a fost cauzat de o interacțiune cu M32 din apropiere care a avut loc în urmă cu mai bine de 200 de milioane de ani; simulările arată că mica galaxie satelit a trecut prin discul M31 de-a lungul axei polare. Această coliziune a rupt jumătate din masa inițială a lui M32 și a creat structura inelară acum vizibilă în M31. [44]

Halo galactic

Mayall II , un mare grup globular imaginat de telescopul spațial Hubble.

Halo-ul galactic al M31 este comparabil cu cel al Căii Lactee, unde stelele halo-ului sunt în principal sărace în metal și sărăcia lor crește odată cu distanța; [45] acest lucru indică faptul că cele două galaxii au urmat un model evolutiv comun. Probabil au crescut prin asimilarea a aproximativ 100-200 de galaxii cu masă mică în ultimii 12 miliarde de ani; [46] stelele halo extins al galaxiei Andromeda și ale Căii Lactee ar putea ajunge să ocupe până la o treime din distanța care separă cele două galaxii.

Asociați cu M31 sunt aproximativ 460 de grupuri globulare ; [47] cel mai masiv dintre acestea, catalogat ca Mayall II și poreclit „ Globular One ”, are o luminozitate mai mare decât oricare alt grup globular cunoscut din grupul local de galaxii. [48] Mayall II conține câteva milioane de stele și este de două ori mai strălucitoare decât Omega Centauri , cel mai strălucitor grup globular cunoscut în Calea Lactee. De asemenea, conține unele populații stelare și o structură prea masivă pentru un cluster globular normal; din acest motiv, unii consideră că Mayall II este o rămășiță a nucleului unei galaxii pitice pe care M31 a smuls stelele exterioare din trecutul îndepărtat. [49] Cu toate acestea, globularul cu cea mai mare strălucire aparentă din perspectiva noastră este G76, care se află în jumătatea estică a brațului de sud-vest. [15]

În 2005 , astronomii au descoperit și un nou tip de grup de stele; particularitatea sa constă în faptul că conține sute de mii de stele, un număr similar cu cel observat în grupurile globulare, de care se disting deoarece sunt mult mai mari (până la câteva sute de ani lumină în diametru) și de sute de ori mai puțin dense. Distanța dintre stele este, de asemenea, mult mai mare în grupurile mari descoperite recent. [50]

Galaxii satelit

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: galaxiile satelite Andromeda .
M32 , cea mai cunoscută galaxie satelit din Andromeda, împreună cu galaxia triunghiulară sau M 33.

La fel ca Calea Lactee, Galaxia Andromeda are și un sistem de galaxii prin satelit , format din 14 galaxii pitice cunoscute; cele mai cunoscute și mai ușor de observat sunt M32 și M110 .

Pe baza dovezilor, se pare că M32 a suferit o întâlnire strânsă cu galaxia Andromeda în trecut: M32 ar fi putut fi de fapt o galaxie mai mare decât apare în prezent și discul său de stele ar fi fost smuls de M31, care presupunea că forma a distorsionat și a crescut rata de formare a stelelor în regiunile centrale, care s-a încheiat în trecutul relativ recent. [51]

M110 pare, de asemenea, să interacționeze cu M31, iar astronomii au descoperit în haloul acesteia din urmă un șuvoi de stele bogate în metale care par să fi fost dezbrăcate de ambele galaxii satelit. [52] M110 conține o bandă de praf, care ar putea indica un fenomen recent de formare a stelelor, care este neobișnuit pentru o galaxie pitică eliptică , care este de obicei aproape complet lipsită de gaz și praf.

În 2006 s-a descoperit că nouă dintre galaxiile satelit se află de-a lungul unui plan care intersectează miezul galaxiei Andromeda, mai degrabă decât să fie distribuite aleatoriu, așa cum s-ar putea aștepta în cazul interacțiunilor independente; acest lucru ar putea însemna că galaxiile satelite au o origine mareică comună. [53]

Galaxiile satelit ale M31 au fost descoperite înainte de 1900
Nume Tip Distanţă
de la Soare
( 10⁶︎ până la )		 Magnitudine Descoperitor An
descoperire
M32 cE2 2,65 ± 0,10 +9,0 Guillaume Le Gentil 1749
M110 E5 pec 2,69 ± 0,09 +8,9 Charles Messier 1773
NGC 185 dSph / dE3 2,08 ± 0,15 +10,1 William Herschel 1787
NGC 147 dSph / dE5 2,67 ± 0,18 +10,5 John Herschel 1829

Notă

  1. ^ a b c d e f g Baza de date extragalactică NASA / IPAC , în Rezultate pentru Messier 31 . Adus la 1 noiembrie 2006 .
  2. ^ a b ID Karachentsev, VE Karachentseva, WK Hutchmeier, DI Makarov, A Catalog of Neighboring Galaxies , în Astronomical Journal , vol. 127, 2004, pp. 2031–2068, DOI : 10.1086 / 382905 .
  3. ^ a b c d Karachentsev, ID; Kashibadze, OG, Masele grupului local și ale grupului M81 estimate din distorsiuni în câmpul de viteză locală , în Astrophysics , vol. 49, nr. 1, 2006, pp. 3–18, DOI : 10.1007 / s10511-006-0002-6 .
  4. ^ a b c d I. Ribas, C. Jordi, F. Vilardell, EL Fitzpatrick, RW Hilditch, F. Edward, First Determination of the Distance and Fundamental Properties of a Eclipsing Binary in Andromeda Galaxy , in Astrophysical Journal , vol. 635, 2005, pp. L37 - L40, DOI : 10.1086 / 499161 .
  5. ^ a b McConnachie, AW; Irwin, MJ; Ferguson, AMN; Ibata, RA; Lewis, GF; Tanvir, N., Distanțe și metalicități pentru 17 galaxii de grup local , în Notificări lunare ale Royal Astronomical Society , vol. 356, nr. 4, 2005, pp. 979–997, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2004.08514.x .
  6. ^ Jensen, Joseph B.; Tonry, John L.; Barris, Brian J; Thompson, Rodger I.; Liu, Michael C.; Rieke, Marcia J; Ajhar, Edward A.; Blakeslee, John P., Măsurarea distanțelor și sondarea populațiilor stelare nerezolvate de galaxii folosind fluctuațiile de luminozitate a suprafeței în infraroșu , în Astrophysical Journal , vol. 583, nr. 2, februarie 2003, pp. 712–726, DOI : 10.1086 / 345430 .
  7. ^ Kelly Young, galaxia Andromeda găzduiește un trilion de stele . Newscientist.com , NewScientist, 6 iunie 2006. Adus 6 august 2006 .
  8. ^ Milky Way a Swifter Spinner, More Massive, New Measurements Show , în Comunicatul de presă nr. CfA: 2009-03 Pentru lansare: luni, 5 ianuarie 2009 01:00:00 PM EST .
  9. ^ (EN) R. Prajwal Kafle, Sanjib Sharma și colab., The Need for Speed: Escape viteza și măsurători dinamice ale masei galaxiei Andromeda , în ArXiv.org, 11 ianuarie 2018, DOI : 10.1093 / MNRAS / sty082 .
  10. ^ Materia întunecată iese din frig , BBC News, 5 februarie 2006. Accesat la 24 mai 2006 .
  11. ^ Frommert, H.; Kronberg, C., Messier Object Data, sortate după Magnitudinea vizuală aparentă , la seds.lpl.arizona.edu , SEDS, 22 august 2007. Accesat la 27 august 2007 (arhivat din original la 12 iulie 2007) .
  12. ^ M31, Galaxia Andromeda , pe guide.supereva.it . Adus pe 7 septembrie 2010 .
  13. ^ Federico Manzini, New Orion - Catalogul lui Messier , 2000.
  14. ^ O declinație de 41 ° N este egală cu o distanță unghiulară față de polul ceresc nordic de 49 °; il che equivale a dire che a nord del 49°N l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a sud del 49°S l'oggetto non sorge mai.
  15. ^ a b c George Robert Kepple, Glen W. Sanner, The Night Sky Observer's Guide, Volume 1 , Willmann-Bell, Inc., 1998, p. 18, ISBN 0-943396-58-1 .
  16. ^ a b LA GALASSIA DI ANDROMEDA , su racine.ra.it . URL consultato il 30 agosto 2010 .
  17. ^ Norman Davidson, Astronomy and the imagination: a new approach to man's experience of the stars , Routledge Kegan & Paul, 1985, p. 203, ISBN 0-7102-0371-3 .
  18. ^ W. Herschel, On the Construction of the Heavens , in Philosophical Transactions of the Royal Society of London , vol. 75, 1785, pp. 213–266, DOI : 10.1098/rstl.1785.0012 .
  19. ^ William Huggins, On the Spectra of Some of the Nebulae , in Philosophical Transactions of the Royal Society of London , vol. 154, 1864, pp. 437–444, DOI : 10.1098/rstl.1864.0013 .
  20. ^ Isaac Roberts, A Selection of Photographs of Stars, Star-clusters and Nebulae, Vol. II , London, The Universal Press, 1899.
  21. ^ VM Slipher, The Radial Velocity of the Andromeda Nebula , in Lowell Observatory Bulletin , vol. 1, 1913, pp. 2.56–2.57.
  22. ^ Heber D. Curtis, Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory , in Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 100, gennaio 1988, p. 6, DOI : 10.1086/132128 .
  23. ^ Ernst Öpik, An estimate of the distance of the Andromeda Nebula , in Astrophysical Journal , vol. 55, 1922, pp. 406–410, DOI : 10.1086/142680 .
  24. ^ EP Hubble, A spiral nebula as a stellar system, Messier 31 , in Astrophysical JournalEngl , vol. 69, 1929, pp. 103–158, DOI : 10.1086/143167 .
  25. ^ W. Baade, The Resolution of Messier 32, NGC 205, and the Central Region of the Andromeda Nebula , in Astrophysical Journal , vol. 100, 1944, p. 137, DOI : 10.1086/144650 .
  26. ^ Tariq Malik, Crash Course: Simulating the Fate of Our Milky Way , su space.com . URL consultato il 28 settembre 2006 .
  27. ^ The Sky At Night : The Grand Collision , 5 novembre 2007.
  28. ^ Media di (787 ± 18, 770 ± 40, 772 ± 44, 783 ± 25) = ((787 + 770 + 772 + 783) / 4) ± ((18 2 + 40 2 + 44 2 + 25 2 ) 0,5 / 4) = 778 ± 17
  29. ^ Distanza × tan (diametro_angolare = 190′) = 141 ± 3 000 anni luce di diametro .
  30. ^ NW Evans & MI Wilkinson, The mass of the Andromeda galaxy , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 316, n. 4, 2000, pp. 929–942, DOI : 10.1046/j.1365-8711.2000.03645.x .
  31. ^ Sir Patrick Moore, Oxford Astronomy Encyclopedia , New York, Oxford University Press, 2002, ISBN 0-19-521833-7 .
  32. ^ W. Liller, B. Mayer, The Rate of Nova Production in the Galaxy , in Publications Astronomical Society of the Pacific , vol. 99, luglio 1987, pp. 606–609, DOI : 10.1086/132021 .
  33. ^ SA(s)b significa: galassia a spirale priva di barra ( SA ), senza strutture ad anello ( s ) e con bracci moderatamente avvolti attorno al nucleo ( b )
  34. ^ RL Beaton, E. Athanassoula, SR Majewski, P. Guhathakurta, MF Skrutskie, RJ Patterson, M. Bureau, Unveiling the Boxy Bulge and Bar of the Andromeda Spiral Galaxy , in Astrophysical Journal Letters , vol. 658, 2006, pp. L91, DOI : 10.1086/514333 .
  35. ^ SC Chapman, R. Ibata, GF Lewis, AMN Ferguson, M. Irwin, A. McConnachie, N. Tanvir, A kinematically selected, metal-poor spheroid in the outskirts of M31 , in Astrophysical Journal , vol. 653, 2006, p. 255, DOI : 10.1086/508599 . e la Press Release, Andromeda's Stellar Halo Shows Galaxy's Origin to Be Similar to That of Milky Way , CalTech Media Relations, 27 febbraio 2006. URL consultato il 24 maggio 2006 (archiviato dall' url originale il 9 maggio 2006) .
  36. ^ Astronomers Find Evidence of an Extreme Warp in the Stellar Disk of the Andromeda Galaxy , UC Santa Cruz, 9 gennaio 2001. URL consultato il 24 maggio 2006 (archiviato dall' url originale il 19 maggio 2006) .
  37. ^ VC Rubin, WKJ Ford, Rotation of the Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission , in Astrophysical Journal , vol. 159, 1970, p. 379, DOI : 10.1086/150317 .
  38. ^ R., Barnard; U. Kolb; JP Osborne, Timing the bright X-ray population of the core of M31 with XMM-Newton , in A&A , agosto 2005.
  39. ^ Hubble Space Telescope Finds a Double Nucleus in the Andromeda Galaxy , Hubble news desk STScI-1993-18, 20 luglio 1993. URL consultato il 26 maggio 2006 .
  40. ^ Physics News Update Number 138 - The Andromeda Galaxy has a double nucleus , su aip.org . URL consultato il 26 maggio 2006 (archiviato dall' url originale il 15 agosto 2009) .
  41. ^ H. Arp, Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission , in Astrophysical Journal , vol. 139, 1964, p. 1045, DOI : 10.1086/147844 .
  42. ^ R. Braun, The distribution and kinematics of neutral gas, HI region in M31 , in Astrophysical Journal , 372, part 1, 1991, pp. 54–66, DOI : 10.1086/169954 .
  43. ^ ISO unveils the hidden rings of Andromeda , Esa Science News, 14 ottobre 1998. URL consultato il 24 maggio 2006 (archiviato dall' url originale il 28 agosto 1999) .
  44. ^ Busted! Astronomers Nab Culprit in Galactic Hit-and-Run , Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, O18 ottobre, 2006. URL consultato il 18 ottobre 2006 .
  45. ^ JS Kalirai, KM Gilbert, P. Guhathakurta, SR Majewski, JC Ostheimer, RM Rich, MC Cooper, DB Reitzel, RJ Patterson, The Metal-Poor Halo of the Andromeda Spiral Galaxy (M31) , in Astrophysical Journal , vol. 648, 2006, p. 389, DOI : 10.1086/505697 .
  46. ^ JS Bullock and KV Johnston, Tracing Galaxy Formation with Stellar Halos I: Methods , in Astrophysical Journal , vol. 635, n. 2, 2005, pp. 931–949, DOI : 10.1086/497422 .
  47. ^ P. Barmby, JP Huchra, M31 Globular Clusters in the Hubble Space Telescope Archive. I. Cluster Detection and Completeness , in Astronomical Journal , vol. 122, 2001, pp. 2458–2468, DOI : 10.1086/323457 . URL consultato il 23 maggio 2009 (archiviato dall' url originale il 24 agosto 2011) .
  48. ^ Hubble Spies Globular Cluster in Neighboring Galaxy , Hubble news desk STSci-1996-11, 24 aprile 1996. URL consultato il 26 maggio 2006 .
  49. ^ G. Meylan, A. Sarajedini, P. Jablonka, SG Djorgovski, T. Bridges, RM Rich, G1 in M31 - Giant Globular Cluster or Core of a Dwarf Elliptical Galaxy? , in Astronomical Journal , vol. 122, 2001, pp. 830–841, DOI : 10.1086/321166 .
  50. ^ AP Huxor, NR Tanvir, MJ Irwin, R. Ibata, A new population of extended, luminous, star clusters in the halo of M31 , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 360, 2005, pp. 993–1006, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x .
  51. ^ K. Bekki, WJ Couch, MJ Drinkwater, MD Gregg, A New Formation Model for M32: A Threshed Early-type Spiral? , in Astrophysical Journal , vol. 557, n. 1, 2001, pp. L39–L42, DOI : 10.1086/323075 .
  52. ^ R. Ibata, M. Irwin, G. Lewis, AM Ferguson, N. Tanvir, A giant stream of metal-rich stars in the halo of the galaxy M31 , in Nature , vol. 412, n. 6842, 5 luglio 2001, pp. 49–52, DOI : 10.1038/35083506 .
  53. ^ A. Koch and EK Grebel, The Anisotropic Distribution of M 31 Satellite Galaxies: A Polar Great Plane of Early-Type Companions , in Astronomical Journal , vol. 131, n. 3, 2006, pp. 1405–1415, DOI : 10.1086/499534 .

Bibliografia

Libri

  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 1996.
  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • W. Owen, et al, Atlante illustrato dell'Universo , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • J. Lindstrom, Stelle, galassie e misteri cosmici , Trieste, Editoriale Scienza, 2006, ISBN 88-7307-326-3 .
  • ( EN ) Stephen James O'Meara, Deep Sky Companions: The Messier Objects , Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-521-55332-6 .
  • ( EN ) Robert Burnham, Jr, Burnham's Celestial Handbook: Volume Two , New York, Dover Publications, Inc., 1978.
  • ( EN ) Chaisson, McMillan, Astronomy Today , 6ª ed., Englewood Cliffs, Prentice-Hall, Inc., 1993, ISBN 0-13-240085-5 .
  • ( EN ) Thomas T. Arny,Explorations: An Introduction to Astronomy , 2ª ed., Boston, McGraw-Hill, 2000, ISBN 0-8151-0292-5 .

Carte celesti

  • Toshimi Taki, Taki's 8.5 Magnitude Star Atlas , su geocities.jp , 2005. URL consultato il 7 novembre 2010 (archiviato dall' url originale il 5 novembre 2018) . - Atlante celeste liberamente scaricabile in formato PDF.
  • Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume I - The Northern Hemisphere to -6° , Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-14-X .
  • Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 - Second Edition , Cambridge, USA, Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-933346-90-5 .
  • Tirion, The Cambridge Star Atlas 2000.0 , 3ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 2001, ISBN 0-521-80084-6 .

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

Orion Nebula - Hubble 2006 mosaic 18000.jpg New General Catalogue : NGC 222 • NGC 223 • NGC 224 • NGC 225 • NGC 226
Controllo di autorità VIAF ( EN ) 239579487 · LCCN ( EN ) sh85004924 · GND ( DE ) 4287149-9 · NDL ( EN , JA ) 01189497
Oggetti del profondo cielo Portale Oggetti del profondo cielo : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di oggetti non stellari
Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Galassia_di_Andromeda&oldid=120538498 "