Galaksi Andromeda

Sejarah pemerhatian

Pemerhatian Galaksi Andromeda yang paling awal dalam 964 Masihi oleh ahli astronomi Persia, Abd al-Rahman al-Sufi (Azophi), yang menggambarkan sebagai "awan kecil" di Book of Fixed Stars. Carta bintang dalam masa itu mempunyainya dilabelkan sebagai Awan Kecil. Penggambaran pertama objek berdasarkan pemerhatian teleskop yang diberi oleh Simon Marius pada 1612. Charles Messier melabelkannya sebagai objek M31 pada 1764 dan secara salah, dihargakan Marius sebagai penemuan, tidak diketahui kerja Al Sufi yang awal. Pada 1785, ahli astronomi William Herschel mencatatkan warna merah dalam kawasan teras M31. Dia mempercayai ia adalah nebula besar terdekat dan, berdasarkan warna dan magnitud nebula, dia menjangkakan dengan salah bahawa ia adalah tidak lebih daripada 2,000 kali jarak Sirius.
William Huggins pada 1864 memerhatikan spektrum M31 dan mencatatkan ia berbeza daripada nebula gas. Spektra M31 menunjukkan continuum frekuensi, dengan baris gelap. Ini yang serupa dengan spektra bagi bintang-bintang. Dari ini, ia yang diinferenskan bahawa M31 mempunyai alam bintang.
Pada 1885, supernova (dikenali sebagai "S Andromedae") yang diperlihatkan di M31, menjadi pertama diperhatikan di galaksi itu. Dalam masa itu, sejak M31 yang dianggapkan sebagai objek "terdekat", ia diingati sebagai peristiwa tidak berkatian dipanggil nova, dan dinamakan Nova 1885 secara menurut.
Foto pertama M31 yang diambil pada 1887 oleh Isaac Roberts dari balai cerap swasta di Sussex. Eksposur panjang tempoh membenarkan struktur pilin galaksi dilihat kali pertama. Walaupun, dalam masa itu objek ini yang dipercayai adalah sebuah nebula di luar galaksi kita, dan Roberts mempercayai secara salah bahawa M31 dan nebula spiral serupa adalah sistem solar yang dibentuk, dengan satelit itu planet.
Halaju radial bagi objek ini dengan sistem suria yang diukur pada 1912 oleh Vesto Slipher di Balai Cerap Lowell, menggunakan spektroskopi. Kesimpulannya adalah halaju terbesar direkodkan pada masa itu, di 300 kilometres per second (186 miles/sec.), bergerak dalam arah Matahari.

Alam semesta pulau

Pada 1917, Heber Curtis telah memerhatikan nova di luar M31. Mencari rekod fotografi, 11 lagi nova yang ditemui. Curtis mencatatkan bahawa nova adalah di mutlak, 10 magnitud-magnitud kurang terang daripada yang berlaku di dalam galaksi kita. Sebagai akibat, dia boleh menjangkakan jaraka sebanyak 500,000 tahun cahaya. Dia menjadi proponen hipotesis "alam semesta pulau", yang dikatakan bahawa nebula pilin yang adalah sebenarnya galaksi.
Pada 1920 Debat Besar di antara Harlow Shapley dan Heber Curtis berlaku tentang Bima Sakti, nebula pilin, dan dimensi alam semesta. Untuk menyokong buktinya bahawa "Nebula Andromeda Besar" (M31) ialah galaksi luar, Curtis juga mencatatkan barisan gelap serupa dengan awan debu di dalam galaksi kita, dan shift Doppler yang bermakna. Edwin Hubble menghabiskan debat pada tahun 1925 apabila dia menemui Cepheid bintang pembolehubah luar galaksi pada pertama kali di foto astronomi M31. Ini yang dibuat dengan 2.5 meter teleskop pantulan, dan mereka membolehkan jarak Nebula Andromeda Besar dianggarkan. Ukurannya menunjukkan secara kesimpulan bahawa ciri bukan gugusan bintang dan gas di dalam galaksi kini, tetapi galaksi yang diletak jarak bermakna dari kita.
Galaksi memainkan peranan penting dalam pemerhatian galaksi, sejak ia adalah pilin (walaupun tidak galaksi terdekat). Pada 1943, Walter Baade merupakan orang pertama untuk menyelesaikan bintang di dalam kawasan pusat Galaksi Andromeda. Berdasarkan pemerhatiannya dia boleh memberi populasi bintang, menamakan bintang muda, halaju tinggi dalam cakera Jenis I dan bintang merah tua dalam pusat Jenis II. Ini yang diambil untuk bintang dalam Bima Sakti dan di luar (Kewujudan dua populasi yang dicatatkan awal oleh Jan Oort). Dr. Baade juga menemui bahawa dua jenis pembolehubah Cepheid, yang diakibatkan pengandaan anggaran jarak M31, dan seluruh Alam Semesta.
Peta radio Galaksi Andromeda yang dibuat pada 1950-an oleh John Baldwin dan penyumbang di Kumpulan Astronomi Radio Cambridge. Teras Galaksi Andromeda telah dipanggil 2C 56 di katalog astronomi radio 2C.

Maklumat am

Galaksi Andromeda yang mendekati Matahari di 300 kilometer per saat, supaya ia ialah galaksi yang biru shifted. Diberi pengerakkan Sistem Suria inside the Milky Way, one finds that the Andromeda Galaxy and the Milky Way are approaching one another at a speed of 100 to 140 kilometers per second (62–87 miles/sec.). Hentaman yang dijangkakan untuk berlaku di sekira-kira 2.5 bilion tahun. Dalam kes itu, galaksi akan bergabung untuk membentukkan satu galaksi elliptical. Walaupun, pengerakkan tangen Andromeda dengan Bima Sakti yang sahaja dikenal faktor dua, yang menurunkan kebarangkalian tentang butiran apabila hentaman ini berlaku dan bagaimana ia akan terus. Peristiwa-peristiwa yang banyak berlaku di antara galaksi di kumpulan galaksi.
Jarak Galaksi Andromeda diukur yang diganda pada 1953 apabila terdapat jenis Cepheid. Pada 1990-an, ukuran satelit Hipparcos telah digunakan untuk mengukur jarak Cepheid. Nilai betul memberikan Galaksi Andromeda jarak kira-kira 2.9 juta tahun cahaya. Malangnya, semua Cepheids diletak jauh dari Hipparcos boleh ukur, dan nilai Hipparcos yang diukur bagi Cepheid tidak digunakan.

Anggaran jarak baru

Terdapat sekurang-kurangnya empat teknik berbeza yang digunakan untuk mengukur jarak ke M31.
Pada 2003, menggunakan fluctuation keterangan permukaan (I-SBF) dan mengubahsuaikan untuk nilai tempoh-keterangan baru Freedman et al. 2001 dan menggunakan pembetulan logam -0.2 mag dex⁻¹ di (O/H), anggaran 2.57 ± 0.06 Mly (787 ± 18 kpc) yang didapatkan.
Menggunakan cara pembolehubah Cepheid, angarran 2.51 ± 0.13 Mly (770 ± 40 kpc) yang dicapai pada 2004.
Pada 2005, kumpulan ahli-ahli astronomi terdiri daripada Ignasi Ribas (CSIC, IEEC) dan kawan-kawan mengumumkan penemuan bintang eclipsing binary di Galaksi Andromeda. Bintang binary, dilabelkan M31VJ00443799+4129236, mempunyai dua bintang biru jenis O dan B. Dengan memerhatikan gerhana bintang, yang berlaku setiap 3.54969 hari, ahli-ahli astronomi boleh ukur saiz. Diketahui saiz dan suhu bintang-bintang mereka boleh mengukur magnitud mutlak bintang-bintang. Apabila magnitud visual dan mutlak yang dikenali, jarak bintang boleh diukur. Bintang-bintang diletak di jarak 2.52 ± 0.14 Mly (770 ± 40 kpc) dan seluruh Galaksi Andromeda di kira-kira 2.5 Mly. Nilai baru di dalam persetujuan benar dengan nilai jarak berdasarkan Cepheid sebelumnya.
Andromeda yang paling terdekat cara Tip of the Red Giant Branch (TRGB) mungkin juga digunakan untuk menganggarkan jaraknya. Jarak M31 dianggarkan digunakan cara ini pada 2005 mendapat 2.56 ± 0.08 Mly (785 ± 25 kpc).
Semua ukuran jarak memberikan anggaran jarak 2.54 ± 0.06 Mly (778 ± 17 kpc). Berdasarkan jarak di atas, diameter M31 yang dianggarkan sebanyak 141 ± 3 kly.

Anggaran jisim

Anggaran jisim untuk halo Andromeda (termasuklah jirim gelap) memberikan nilai kira-kira 1.23×10¹² M☉ (atau 1.2 juta juta jisim suria) berbanding dengan 1.9×10¹² M☉ bagi Bima Sakti. Oleh itu, M31 mungkin kurang berat daripada galaksi kita, walaupun julat ralat terlalu besar untuk mengatakan dengan betul. M31 mengandungi lebih lagi bintang daripada galaksi kita dan saiz lebih besar.
M31 mempunyai banyak bintang sama daripada Bima Sakti, anggaran keterangan adalah dua kali kecerahan galaksi kita. Walaupun kadar pembentukan bintang dalam Bima Sakti adalah tertinggi, dengan M31 sahaja menghasilkan satu jisim suria per tahun berbanding ke 3–5 jisim suria bagi Bima Sakti. Kadaran nova di dalam Bima Sakti adalah juga dua kali daripada M31. Ini cadangkan bahawa M31 yang menikmati fasa pembentukan bintang dalam masa lalu, manakala Bima Sakti di dalam tengah fasa pembentuk bintang sekarang. Ini boleh bermakna bahawa di masa depan, nombor bintang di Bima Sakti akan mencapai nombor diperhatikan di M31.

Struktur

Berdasarkan cahaya kelihatan dalam cahaya boleh nampak, galaksi Andromeda dikelaskan sebagai galaksi SA(s)b dalam sistem pengelasan de Vaucouleurs-Sandage galaksi pilin. Walaupun, data dari 2MASS menunjukkan pada pusat M31 mempunyai kelihatan seperti kotak, yang menginferenskan bahawa galaksi itu adalah galaksi berpalang dengan palang dilihat dengan paksi panjang.
Pada 2005, ahli astronomi menggunakan teleskop Keck untuk menunjukkan bintang-bintang dari galaksi ialah bahagian cakera utama. Ini bermakna bahawa cakera pilin bintang di Andromeda adalah tiga kali besar dalam diameter daripada dijangkakan sebelumnya. Ini menimbulkan bukti bahawa terdapat cakera bintang yang mendirikan galaksi lebih 220,000 tahun cahaya di diameter. Sebelumnya, anggaran saiz Andromeda dijulatkan daripada 70,000 ke 120,000 tahun cahaya lebar.
Galaksi dicondongkan sebanyak 77° dengan Bumi (di mana sudut 90° boleh dilihat). Analisis bentuk galaksi menunjukkan warp berbentuk S, bukan cakera. Punca barangkali ialah warp adalah interaksi graviti dengan galaksi satelit di dekat M31. Ia juga harus dicatatkan bahawa galaksi M33 adalah warp dalam lengan M31, walaupun lagi jarak dan halaju radial yang diperlukan.
Pemerhatian spektroskopi membekalkan ukuran halaju putaran galaksi ini dari teras. Dalam teras, halaju putaran mencapai 225 kilometer per saat dalam jejari 1,300 tahun cahaya, kemudian menurun minimum di 7,000 tahun cahaya halaju putaran mungkin rendah 50 kilometer per saat. Halaju menaik lagi ke jejari 33,000 tahun cahaya, di mana ia mencapai maksimum 250 kilometer per saat. Halaju-halaju dengan perlahan jauhi jarak, menuruni ke 200 kilometer per saat di 80,000 tahun cahaya. Ukuran halaju menjelaskan jisim pekat 6×10⁹ M☉ di dalam nukleus. Jumlah jisim galaksi meningkatkan secara linear ke 45,000 tahun cahaya, kemudian lebih dengan perlahan jauh dari jejari.
Lengan pilin Andromeda yang dilukiskan oleh kawasan H II yang Baade digambarkan sebagai serupa dengan "beads on a string". Mereka wujud sebagai didarah, walaupun mereka diasingkan daripada di dalam galaksi kita. Imej galaksi dibetulkan menunjukkan galaksi pilin normal dengan lengan dalam arah jam. Terdapat dua lengan yang diasingkan dari satu sama lain ke minimum 13,000 tahun cahaya. Ini boleh diikuti dari jarak sebanyak 1,600 tahun cahaya dari teras. Punca yang barangkali corak pilin ialah interaksi dengan M32. Ini boleh ditunjukkan oleh sesaran awan hidrogen neutral dari bintang.
Pada tahun 1998, imej daripada Balai Pemerhatian Angkasa Inframerah Agensi Angkasa Eropah menunjukkan bahawa bentuk galaksi Andromeda bertukar kepada galaksi gelang. Gas dan debu dalam Andromeda yang dibentuk ke geland, dengan gelang dibentuk dengan jejari 32,000 tahun cahaya dari teras. Gelang ini tersembunyi dari imej cahaya boleh nampak galaksi kerana ia terdiri utamanya daripada debu sejuk.
Penyiasatan kawasan dalaman Andromeda menunjukkan lingkaran debu yang diakibatkan interaksi dengan M32 lebih daripada 200 juta tahun dahulu. Simulasi menunjukkan galaksi kecil bergerak melalui cakera Andromeda dalam paksi kutub. Langgaran memecahkan lebih daripada jisim M32 dan membentuk struktur lingkaran di Andromeda.
Pemerhatian halo M31 menunjukkan bahawa ia adalah berbeza Bima Sakti, dengan bintang di dalam halo adalah kurang "logam", dan jaraknya besar. Bukti ini menunjukkan dua galaksi dalam jalan evolusi yang serupa. Mereka adalah digabungkan banyak 1–200 galaksi kurang jisim semasa 12 bilion tahun lalu. Bintang dalam halo M31 dan Bima Sakti mungkin membesarkan satu pertiga jarak mengasingkan dua galaksi.

Nukleus

M31 mempunyai gugusan bintang yang tumpat dalam pusatnya. Dalam teleskop besar, ia membentuk bintang diletak dalam pusat yang membaurkan. Keterangan nukleus yang melebihi gugusan globular yang terang sekali.
Pada 1991 Tod R. Lauer menggunakan WFPC, kemudian di atas Teleskop Angkasa Hubble, untuk mengambil imej nukelus dalaman Andromeda. Nukelus adalah dua, terdiri dua kepekatan diasingkan dalam 1.5 parsek. Kepekatan terang, dinamakan sebagai P1, adalah diasingkan dari pusat galaksi. Kepekatan kurang cerah, P2, jatuh di pusat benar galaksi dan mengandungi lubang hitam 10⁸ M☉.
Scott Tremaine telah mencadangkan penjelasan nukleus dua, P1 adalah cakera bintang di dalam eccentricity orbit di sekeliling lubang hitam tengah. Eccentricity itu ialah bahawa bintang tinggal secara panjang di apopusat orbit, membentuk kepekatan bintang. P2 juga mengandungi cakera padat bintang A kelas spektrum yang panas. Bintang A tidak dicari dalam penapis merah, tetapi dalam cahaya biru dan ultraungu mereka meliputi nukleus, mengakibatkan P2 untuk menjadikan lebih daripada P1.
Semasa masa asal penemuan ia yang dihipotesiskan bahawa bahagian terang nukleus dua adalah sebahagian daripada galaksi kecil 'dimakan' oleh Andromeda, ini bukan penjelasan benar. Nukleus seperti itu mempunyai kehidupan singkat oleh lubang hitam tengah, tidak mempunyai lubang hitam untuk menjadikannya stabil. Tambahan pula, clump tidak serupa dengan nukleus galaksi, terdapat bukti pengabung di dalam pusat.

Punca diskret

Punca-punca sinaran-X berganda yang telah dikesan di dalam Galaksi Andromeda, menggunakan pemerhatian dari balai cerap XMM-Newton ESA. Dr. Robin Barnard et al menghipotesiskan bahawa ini adalah lubang hitam calon atau bintang neutron, yang memanaskan gas ke juta kelvin dan mengeluarkan sinaran-X. Spektrum bintang neutron adalah sama dengan lubang hitam dihipotesiskan, tetapi dibezakan mengikut jisim-jisim.
Terdapat sebanyak 460 gugusan globular dalam Galaksi Andromeda. Gugusan yang paling berat, dikenali sebagai Mayall II, dinamakan Globular One, mempunyai keterangan yang paling besar daripada gugusan globular di kumpulan tempatan galaksi-galaksi. Ia mengandungi juta bintang, dan dua kali keterangan Omega Centauri, gugusan bintang globular yang paling terang di dalam Bima Sakti. Globular One (atau G1) mempunyai populasi bintang dan struktur terlalu berat untuk globular yang biasa. Akibatnya, G1 adalah teras daripada galaksi kerdil yang dimakan oleh M31 di dalam masa yang terlalu. Globular dengan keterangan ketara besar ialah G76 yang diletak di suku timur lengan barat daya.
Pada tahun 2005, ahli-ahli astronomi menemui jenis gugusan bintang baru di M31. Jenis gugusan bintang baru mengandungi ratus ribu bintang-bintang, nombor serupa yang boleh dicari di gugusan globular. Apa membezakan mereka dari gugusan globular ialah bahawa mereka adalah lebih besar - ratus tahun cahaya lebar - dan ratus kali kurang tumpat. Jarak-jarak bintang adalah, oleh itu, lebih besar daripada gugusan yang baru ditemui.