Andromeda-sterrestelsel

Die Andromeda-sterrestelsel (ook bekend as onder meer Messier 31 en NGC 224) is 'n spiraalsterrestelsel sowat 2,5 miljoen ligjare van die Aarde af in die sterrebeeld Andromeda. Dit is die naaste spiraalsterrestelsel aan ons Melkweg, maar nie die naaste sterrestelsel nie. Dit kry sy naam van die gebied waarin dit voorkom, die Andromeda-sterrebeeld, wat genoem is na 'n prinses in die Griekse mitologie.

Andromeda is die grootste sterrestelsel van die Plaaslike Groep waarin ook die Melkweg en sowat 30 ander, kleiner sterrestelsels voorkom. Dit het egter nie die grootste massa nie, aangesien in onlangse studies bevind is die Melkweg het meer donker materie en is dalk die stelsel met die grootste massa in die Plaaslike Groep. Volgens waarnemings in 2006 deur die Spitzer-ruimteteleskoop bevat M31 sowat 1 biljoen (1012) sterre, minstens twee keer soveel as die Melkweg, wat na raming 200–400 miljard sterre het.

Die Andromeda-sterrestelsel se massa is na raming 7,1 × 1011 sonmassas. Andromeda en die Melkweg sal na verwagting binne 3,75 miljard jaar bots en saamsmelt om 'n enorme elliptiese sterrestelsel te vorm.

Met 'n sigbare helderheid van 3,4 mag is Andromeda een van die helderste Messier-voorwerpe en kan dit op maanlose nagte met die blote oog gesien word, selfs al is daar effense ligbesoedeling.

 Waarneming 
duimnael|M31 deur Isaac Roberts.
Die Persiese sterrekundige Abd al-Rahman al-Soefi het M31 in omstreeks 964 beskryf as 'n "klein wolk". Sterkaarte van dié tyd het dit dan ook Klein Wolk genoem. Die eerste beskrywing van die voorwerp wat gebaseer was op teleskopiese waarnemings, was op 15 Desember 1612 deur die Duitse sterrekundige Simon Marius. Charles Messier het M31 in 1764 in sy katalogus van komeetagtige voorwerpe opgeneem en Marius verkeerdelik as die ontdekker genoem omdat hy onbewus was van Al Soefi se vroeëre werk. In 1785 het William Herschel 'n dowwe rooierige skynsel in die gebied van die kern opgemerk. Hy het geglo dit is die naaste van die "groot newels" en na aanleiding van die kleur en helderheid het hy verkeerdelik geraai dat dit nie meer as 2 000 keer so ver as Sirius, die helderste ster in die naghemel, is nie.

William Huggins het in 1864 die spektrum van M31 waargeneem en gesien dit verskil van 'n gasnewel. Die spektra van M31 het deurlopende frekwensies getoon, met donker absorpsielyne wat gehelp het om die chemiese samestelling van die voorwerp te bepaal. Die spektrum van Andromeda het baie ooreengestem met dié van individuele sterre, en daar is afgelei dat M31 'n stellêre voorwerp is. In 1885 is 'n supernova (bekend as S Andromedae) in M31 gesien, die eerste en tot dusver enigste in dié sterrestelsel. In dié tyd is gereken M31 is 'n nabygeleë voorwerp, en daarom is gedink die ontploffing was 'n veel minder skouspelagtig verskynsel bekend as 'n nova. Dit is daarom "Nova 1885" genoem.

Die eerste foto's van Andromeda is in 1887 deur Isaac Roberts geneem uit sy private sterrewag in Sussex, Engeland. Danksy die lang beligtingstyd is die spiraalstruktuur van die voorwerp vir die eerste keer gesien. In dié tyd is egter steeds geglo die voorwerp is 'n newel in die Melkweg. Die radiale snelheid van die voorwerp ten opsigte van ons sonnestelsel is in 1912 gemeet deur Vesto Slipher by die Lowell-sterrewag in Arizona. Die resultaat was die grootste snelheid wat tot toe gemeet is: 300 km/s in die rigting van die Son.

 Eiland-heelal 
duimnael|links|Die ligging van M31 in die Andromeda-sterrebeeld.
In 1917 het die Amerikaanse sterrekundige Heber Curtis 'n nova in M31 waargeneem. Op foto's het hy nog 11 novas ontdek. Hy het gesien hulle gemiddelde helderheid is sowat 10 mag dowwer as novas in ander dele van die lugruim. Hy het geraam dat M31 sowat 500 000 ligjare van die Aarde af is. Hy het 'n voorstander geword van die sogenaamde "eiland-heelalle"- hipotese, wat gelui het dat spiraalnewels eintlik onafhanklike sterrestelsels was.

In 1920 het die Groot Debat plaasgevind tussen Harlow Shapley en Curtis oor die aard van die Melkweg, spiraalnewels en die grootte van die heelal. Om sy punt te bewys dat M31 'n afsonderlike sterrestelsel was, het Curtis die voorkoms genoem van donker bane soortgelyk aan die stofwolke in die Melkweg, sowel as die aansienlike Doppler-verskuiwing. In 1922 het Ernst Öpik 'n eenvoudige astrofisiese metode voorgestel om die afstand van M31 te bepaal. Hy het geraam dat dit ver buite ons sterrestelsel lê, sowat 1,5 miljoen ligjare van hier. Edwin Hubble het die debat in 1925 beklink toe hy vir die eerste keer Cepheïede (helder veranderlike sterre) buite die sterrestelsel op astronomiese foto's van M31 ontdek het. Dit het hom in staat gestel om die afstand van M31 te bepaal. Hy het daarmee bewys dat die voorwerp nie 'n hoop sterre en gas in die Melkweg is nie, maar 'n afsonderlike sterrestelsel ver van ons eie af.

M31 speel 'n belangrike rol in die studie van sterrestelsels, aangesien dit die naaste spiraalstelsel is. In 1943 was Walter Baade die eerste persoon wat sterre in die sentrale gebied van M31 ontleed het. Hy het twee afsonderlike soorte  stergroepe onderskei volgens hul metaalinhoud. Hy het die jong, hoësnelheidsterre in die skyf Tipe I genoem, en die ouer, rooi sterre in die romp Tipe II. Dié benamings is daarna aanvaar vir sterre in die Melkweg en in ander dele van die heelal. Baade het ook ontdek daar is twee soorte Cepheïede, en dit het gelei tot 'n verdubbeling in die raming van M31 se afstand, sowel as die res van die heelal.

Radio-emissies van die Andromeda-sterrestelsel is in 1950 vir die eerste keer waargeneem, deur Hanbury Brown en Cyril Hazard by die Jodrell Bank-sterrewag in Manchester, Engeland. Die eerste radiokaarte van die sterrestelsel is in dieselfde jaar gemaak deur John Baldwin en ander.

In 2009 is die eerste planeet dalk in die sterrestelsel ontdek deur middel van gravitasielensmeting, die meting van 'n afwyking van lig wat deur 'n groot voorwerp veroorsaak word.

 Algemeen 
Die geraamde afstand van die Andromeda-sterrestelsel is in 1953 verdubbel toe ontdek is dat daar 'n ander, dowwer soort Cepheïede is, wat belangrik was in die bepaling van die afstand van strukture in die heelal.

 Evolusie 
Die Andromeda-sterrestelsel is tussen 5 miljard en 9 miljard jaar gelede gevorm nadat twee kleiner stelsels gebots het. Die geweldige botsing het die grootste deel van die metaalryke galaktiese halo en uitgespreide skyf gevorm. In dié tyd sou die mate van stervorming baie groot gewees het. Sowat 2 miljard tot 4 miljard jaar gelede het M31 en die Triangulum-sterrestelsel (M33) baie naby aan mekaar verbybeweeg. Dit het stervorming laat toeneem oor Andromeda se hele skyf – selfs van bolvormige sterreswerms – en die buitenste skyf versteur.

Hoewel stervorming in die laaste 2 miljard jaar plaasgevind het, was dit baie minder as voorheen. Daar was interaksies met satelliet-sterrestelsels soos M32, M110 of ander wat reeds verdwyn het wat strukture gevorm het soos Andromeda se Reuse-sterrestroom. In dié tyd het stervorming geweldig afgeneem en byna tot stilstand gekom, net om in onlangse tye weer toe te neem.

 Raming van die afstand 
duimnael|Die sterrestelsel in ultravioletlig deur Galex.
Met die Cepheïede-metode is in 2004 geraam dat Andromeda 2,51 ± 0,13 megaligjare of 770 ± 40 kiloparsek van die Aarde af is.

In 2005 het 'n groep sterrekundiges die ontdekking van 'n verduisterende dubbelster in die Andromeda-sterrestelsel aangekondig. Die ster, met die naam M31VJ00443799+4129236, het twee helder blou sterre van tipes O en B. Deur die sterre se verduisterings te bestudeer, wat elke 3,54969 dae plaasvind, was sterrekundiges in staat om hul groottes te meet. Deur die grootte en temperatuur van die sterre te weet, was hulle in staat om hul absolute magnitude te meet. As die sigbare en die absolute magnitude bekend is, kan die afstand van 'n ster gemeet word. Die sterre lê 2,52 ± 0,14 megaligjare (770 ± 43 kiloparsek) van hier en die hele Andromeda-sterrestelsel 2,5 megaligjare (770 kiloparsek). Dit stem ooreen met die vorige, onafhanklike Cepheïede-gebaseerde waarde.

Die gemiddelde waarde van dié twee metodes asook twee ander metodes om afstand te meet, is 2,54 ± 0,06 megaligjare (780 ± 18 kiloparsek). Gebaseer op dié afstand, word M31 se deursnee op sy breedste punt geraam op 141 ± 3 kiloligjare (43,000 ± 920 parsek).

 Massa en helderheid 
Ramings van die sterrestelsel se massa (insluitende donker materie), gee 'n waarde van sowat 1,23 × 1012 M☉ (of 1,2 biljoen sonmassas), in teenstelling met 1,9 × 1012 M☉ vir die Melkweg. M31 kan dus 'n kleiner massa as ons sterrestelsel hê, maar die ruimte vir foute is nog te groot om vir seker te weet.

Dit lyk egter of M31 baie meer sterre as die Melkweg het en sy geraamde helderheid van ~2,6 × 1010 keer dié van die Son is sowat 25% hoër as die Melkweg s'n. Die tempo van stervorming is baie hoër in die Melkweg, met 'n toename van 3-5 sonmassas per jaar vergeleke met 1 sonmassa van M31. Die supernovas in die Melkweg is ook twee keer soveel as in M31. Dit lyk dus of M31 in dié stadium in 'n rustoestand is terwyl die Melkweg in 'n aktiewer stervormende fase is. Teen dié tempo kan die Melkweg M31 eindelik verbysteek wat helderheid betref.

 Struktuur 
duimnael|links|Andromeda in infrarooi deur die Spitzer-ruimteteleskoop van Nasa.
duimnael|links|'n Galex-foto van M31. Die bane blou-wit wat die sterrestelsel se ringe verteenwoordig, is streke met warm, jong, massiewe sterre. Donker blou-grys bane verteenwoordig streke waar stervorming in newelagtige toestande plaasvind. In sigbare lig lyk Andromeda se ringe meer soos spiraalarms. Die ultraviolet foto wys dat die arms meer soos ringe lyk.
Na aanleiding van sy voorkoms in sigbare lig word Andromeda geklassifiseer as 'n SA(s)b-stelsel in die De Vaucouleurs-Sandage-klassifikasiestelsel van spiraalsterrestelsels. Data van die 2MASS-opname wys egter dat die romp van die stelsel 'n boksvormige voorkoms het, wat daarop dui dat dit eintlik 'n staafspiraalstelsel is soos die Melkweg, met Andromeda se staaf wat van die Aarde af feitlik direk met sy lang as langs gesien word.

In 2005 het sterrekundiges die Keck-teleskope gebruik om te wys dat die dun sprinkeling van sterre wat van M31 af  uitwaarts strek, eintlik deel van die sterrestelsel se hoofskyf is. Dit beteken die deursnee van M31 se spiraalskyf is drie keer so groot as wat voorheen geraam is. Die nuwe raming is sowat 220 000 ligjare (67 000 parsek) teenoor die vorige raming van 70 000 tot 120 000 ligjare (21 000 tot 37 000 parsek).

Die sterrestelsel lê teen 'n hoek van sowat 77° met die Aarde (teen 'n hoek van 90° sou ons dit reg van die kant af gesien het). Dit lyk of die stelsel 'n S-vorm het eerder as dié van 'n plat skyf. 'n Moontlike rede daarvoor is 'n swaartekrag-interaksie met ander nabygeleë sterrestelsels. Die stelsel M33 kan verantwoordelik wees vir 'n deel van die buiging in Andromeda se arms.

Met spektroskopiese studies is gedetailleerde metings gekry van die rotasiesnelhede van M31 op verskillende afstande van die kern af. Naby die kern neem die snelheid toe tot 225 km/s op 'n afstand van 1 300 ligjare, en neem daarna af tot 'n minimum van 50 km/s by 7 000 ligjare. Daarna neem die snelheid weer geleidelik toe tot sowat 250 km/s by 33 000 ligjare. Hierna neem die snelheid stadig af, tot sowat 200 km/s by 80 000 ligjare. Hierdie snelhede impliseer 'n gekonsentreerde massa van sowat 6 x 109 M☉ in die kern. Die totale massa van M31 neem reglynig toe tot by 45 000 ligjare, en stadiger van daar af.

Die spiraalarms van die sterrestelsel word belyn met 'n groep H II-gebiede wat volgens Baade lyk soos "krale aan 'n string". Foto's van M31 wys 'n redelik gewone spiraalsterrestelsel met die arms kloksgewys gedraai. Daar is twee aaneenlopende stringe arms sowat 13 000 ligjare van mekaar. Hulle kan uitwaarts gevolg word van 'n afstand van sowat 1 600 ligjare van die kern af. Die grootste moontlike oorsaak van die spirale is 'n interaksie met die sterrestelsel M32. Dit kan gesien word in die verskuiwing van die neutrale waterstofwolke van die sterre.

In 1998 het foto's van die Europese Ruimteagentskap gewys dat die vorm van M31 dalk besig is om te verander in dié van 'n ringsterrestelsel. Die gas en stof in M31 vorm verskeie oorvleuelende ringe, met 'n besonder prominente ring by 'n radius van 32 000 ligjare van die kern af. Dié ring kan nie op foto's van sigbare lig gesien word nie.

Nadere bestudering van die binneste streek van M31 het 'n kleiner stofring gewys wat waarskynlik veroorsaak is deur 'n interaksie met M32 meer as 200 miljoen jaar gelede. Simulasies toon dat die kleiner stelsel deur die skyf van die groter stelsel beweeg het en in die proses die helfte van sy massa verloor het. Dié verlore massa het die ringstrukture in M31 gevorm.

Studies van M31 se halo wys dat dit min of meer ooreenstem met die Melkweg s'n. Die sterre in die halo is hoofsaaklik arm aan metale en nog armer hoe verder van die kern af. Dit dui daarop dat M31 en die Melkweg min meer soortgelyke evolusies beleef het. Hulle het in die laaste 12 miljoen jaar waarskynlik 1-200 kleiner sterrestelsels opgeneem en met hulle saamgesmelt. Die sterre in M31 en die Melkweg se halo's kan soveel as 'n derde van die gebied beslaan wat die twee stelsels skei.

 Kern 
duimnael|250px|'n Foto van Andromeda se kern wys 'n moontlike dubbele struktuur. (Bron: Nasa/ESA)
Dit is bekend dat M31 'n kompakte sterreswerm in sy kern het. Deur 'n groot teleskoop lyk dit soos 'n ster binne-in die dowwer omringende romp. Die kern is helderder as die helderste bekende bolvormige sterreswerms.

In 1991 het Tod R. Lauer 'n foto van M31 se kern geneem deur die Hubble-ruimteteleskoop. Die kern bestaan uit twee konsentrasies 4,9 ligjare van mekaar af. Die helderste konsentrasie, wat P1 genoem is, is 'n ent van die middel af, terwyl die dowwer een, P2, reg in die middel is en 'n swartkolk bevat van sowat 3–5 × 107 M☉ (soos gemeet in 1993) of 1,1–2,3 × 108 M☉ (2005).

Aanvanklik is gemeen P1 is die oorblyfsel van 'n klein sterrestelsel wat deur M31 "verorber" is, maar dié idee is laat vaar omdat so 'n kern 'n baie kort leeftyd sou gehad het weens die gety-versteuring deur die swartkolk in die middel. Hoewel die idee wel meriete het as P1 sy eie swartkolk gehad het wat hom stabiliseer, is daar geen bewyse vir so 'n swartkolk nie.

 X-straalbronne 
duimnael|250px|'n Foto van die middel van M31. 'n Paar X-straalbronne, waarskynlik X-straal-dubbelsterre, in M31 se sentrale gebied lyk soos gelerige kolle. Die blou kol in die middel is waar die supermassiewe swartkolk is.
In laat 1968 is X-strale waargeneem vanuit Andromeda. Verskeie bronne is sedertdien in die stelsel waargeneem. Bestudering daarvan dui daarop dat dit swartkolke of neutronsterre is wat inkomende gas tot miljoene kelvin verhit en X-strale uitstraal.

Daar is sowat 460 bolvormige sterreswerms in Andromeda. Die een met die grootste massa, Mayall II of G1, is helderder as enige ander bekende bolvormige swerm in die Lokale Groep sterrestelsels. Dit bevat verskeie miljoene sterre en is twee keer helderder as Omega Centauri, die helderste bekende swerm in die Melkweg. G1 se struktuur is egter te groot dat dit 'n gewone bolvormige sterrestelsel kan wees. Daarom beskou sommige sterrekundiges dit as die oorblywende kern van 'n dwergsterrestelsel wat in die onlangse verlede deur M31 opgeneem is.

Anders as die bolvormige sterreswerms van die Melkweg waarvan die ouderdom nie baie verskil nie, is die ouderdomsverskille van Andromeda se swerms baie groter: van stelsels so oud as Andromeda self tot baie jonger stelsels, met ouderdomme wat wissel tussen 'n paar honderd miljoen jaar tot 5 miljard jaar.

In 2005 het sterrekundiges 'n heel nuwe soort sterreswerm in M31 ontdek. Hulle bevat honderdduisende sterre nes bolvormige swerms. Wat hulle egter onderskei, is dat hulle baie groter is – verskeie honderde ligjare in deursnee – en honderde kere minder dig.

 Satelliete 
Nes die Melkweg, het Andromeda verskeie satelliet-sterrestelsels – sover bekend 14 dwergstelsels. Die bekendstes en mees bestudeerdes is M32 en M110. Onlangse getuienis wys daarop dat M32 in die verlede na aan Andromeda verbybeweeg het. Dit kon aanvanklik 'n groter stelsel gewees het waarvan die sterskyf deur Andromeda opgeneem is.

Dit lyk ook of daar 'n interaksie tussen M110 en Andromeda is. Sterrekundiges het in laasgenoemde se halo 'n stroom metaalryke sterre gevind wat lyk of dit van hierdie satelliet-stelsels weggeruk is.

In 2006 is ontdek dat nege van die satelliete op 'n vlak lê wat Andromeda se kern kruis, eerder as dat hulle lukraak versprei is soos wat verwag sou word. Dit kan daarop dui dat hulle 'n gemeenskaplike gety-oorsprong het.

 Toekomstige botsing met die Melkweg 
Die Andromeda-sterrestelsel beweeg teen sowat 100 tot 140 km/s (400 ligjare elke miljoen jaar) in die rigting van die Melkweg. Die twee stelsels sal dus na verwagting in sowat 4,5 miljard jaar bots. 'n Waarskynlike resultaat van die botsing sal wees dat die twee stelsels saamsmelt om 'n reusagtige elliptiese sterrestelsel te vorm. Sulke botsings vind gereeld plaas tussen sterrestelsels in 'n sterrestelselgroep. Dit is onbekend wat met die Aarde of ons sonnestelsel sal gebeur in so 'n botsing. As die twee stelsels nie saamsmelt nie, is daar 'n klein kans dat die sonnestelsel uit die Melkweg gewerp en in Andromeda opgeneem kan word.

 Verwysings 

 Eksterne skakels 
 SEDS: Messier 31
 StarDate: M31-feite 
 Simbad-data oor M31
 M31 en sy sentrale kernspiraal
 Bolvormige sterreswerms in M31 by die Curdridge-sterrewag
 Andromeda-sterrestelsel by SolStation.com
 M31 by NightSkyInfo.com

 15px Hierdie artikel is vertaal uit die Engelse Wikipedia

Kategorie:Andromeda (sterrebeeld)

30031
Kategorie:NGC-voorwerpe
Kategorie:Plaaslike Groep