# NGC 221
Messier 32 veya NGC 221, Andromeda takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 2,5 MIy uzaklıkta bulunan bir cüce eliptik gökadadır. Guillaume Le Gentil tarafından 23 Ocak 1874 tarihinde keşfedildi. Halton Arp tarafından görüntülenmiş ve Arp 168 olarak "Dağınık karşı kuyruklara sahip gökadalar" kategorisi altında Tuhaf Gökadalar Atlası'na dahil edilmiştir. Meşhur Andromeda Gökadası'nın bir uydusudur.
Gökada, nispeten nadir bulunan kompakt eliptik (cE) gökada sınıfının bir prototipidir. Yıldızlarının yarısı sadece 100 parseklik bir etkin yarıçap içinde yoğunlaşmaktadır. Merkezi yıldızlardaki yoğunluk, Hubble Uzay Teleskobu tarafından çözülen en küçük yarıçapta 3 Mpc'yi aşarak inanılmaz bir biçimde artar ve bu merkezi yıldız kümesinin loş (yarı-ışık) yarıçapı 6 parsek civarındadır. Daha sıradan eliptik gökadalar gibi M32'de neredeyse hiç toz veya gaz içermeyen ve dolayısıyla halihazırda yıldız oluşumuna sahip olmayan çoğunlukla yaşlı, soluk kırmızı ve sarı yıldızları içerir. Bununla birlikte, nispeten yakın bir geçmişte yıldız oluşumunun ipuçlarını da göstermektedir.
M32, Yerel Grup içindeki Andromeda altgrubu üyesidir.


## Kökeni.
M32'nin yapısını ve yıldız içeriğini geleneksel gökada oluşumu modelleriyle açıklamak zordur. Teorik iddialar ve bazı simülasyonlar M31'in güçlü kütleçekim alanının sarmal veya merceksi bir gökadayı, kompakt eliptik bir yapıya dönüştürebileceğini gösteren bir senaryoyu önerir. Küçük bir diske sahip bir gökada, M31'in orta kısımlarına düştüğü zaman dış katmanlarının çoğu sıyrılmış olacaktır. Küçük gökadanın merkezi şişkinliği ise bu durumdan çok daha az etkilenir ve şeklini korur. Yerçekimsel gelgit etkileri, aynı zamanda gazı içeri doğru itebilir ve küçük gökadanın çekirdeğinde bir yıldız patlamasını tetikleyerek bugün gözlemlenen yüksek M32 yoğunluğuna neden olmuş olabilir. M32'nin soluk bir dış diske sahip olduğuna dair kanıtlar vardır ve bu nedenle tipik bir eliptik gökada değildir.
Yeni simülasyonlar M32'nin 800 milyon yıl önceki merkez dışı etkisinin, M31 diskindeki günümüzdeki kaymaya sebep olabileceğini açıkça ortaya koymaktadır. Ancak bu özellik yalnızca ilk yörünge geçişi sırasında ortaya çıkar, halbuki gelgitlerin normal bir cüceyi M32'ye dönüştürmesi için birçok yörünge geçişi gerekir. Gözlemlenen renkler ve M32 civarındaki yıldız popülasyonları, M31'in yıldız halesiyle uyuşmuyor. Bu da M32'den gelen gelgit kayıplarının kaynağı olmadığını gösterir. Bütün bunlar birlikte ele alındığında, M32'nin halihazırda kompakt durumda meydana geldiği ve kendi yıldızlarının çoğunu koruduğu öne sürülebilir.
Diğer bir hipotez, M32'nin daha önce Yerel Grup'un üçüncü büyük üyesi olan eski bir sarmal gökada M32p'nin en büyük kalıntısı olduğu yönündedir. Bu simülasyona göre, M31 (Andromeda) ve M32p yaklaşık iki milyar yıl önce birleşti. Bu hipotez, mevcut M31 yıldız halesinin olağandışı karakterini ve M32'nin yapısı ile içeriğini açıklayabilir.


## Kara delik.
M32, kütlesinin 1,5 ile 5 milyon güneş kütlesi arasında olduğu tahmin edilen bir süper kütleli kara delik içerir. Merkezinde bulunan soluk bir radyo ve X-ışını kaynağı (Sgr A* 'ya benzer şekilde M32* olarak adlandırılır) kara delik üzerindeki gaz birikimine bağlanır.