YaChudo

Мессьє 32

Переглядів: 0. Оновлено 23.10.2026.

Мессьє 32
ВідкриттяЛе Жантіль 29 жовтня 1749
Розташування (епоха J2000.0)
Сузір'яАндромеда
Пряме піднесення00г 42х 41.8с[1]
Схилення+40° 51′ 55″[1]
Променева швидкість−206 ± 32 км/с
Відстань2490±80 (763±24 пк)
Видима зоряна величина (V)8,1[2][3]
Яскравість поверхні (specify)12,5
Характеристики
Габбл-типcE2[1]
ТипГалактика
Рисисупутник галактики M31
Позначення
PGC 2555, M 32, UGC 452, MCG 7-2-15, ZWG 535.16, IRAS00399+4035, ARAK 12, ARP 168

Мессьє 32 (M 32, NGC 221) — карликова еліптична галактика в сузір'ї Андромеди, найближчий супутник галактики Андромеди та найближча до нас еліптична галактика. Розташована на відстані 760 кпк від Чумацького Шляху, її діаметр становить 2,5 кпк, маса — (0,8—1,4) × 109 M☉. Абсолютна зоряна величина становить −16,5m. Належить до рідкісного підкласу — компактних еліптичних галактик.

Різні властивості M 32, такі як висока металічність для її світності та повна відсутність кулястих зоряних скупчень, вказують на те, що вона втратила значну частину своєї маси через припливну взаємодію з галактикою Андромеди, і від неї залишилася лише центральна частина. Зі свого боку, у галактики Андромеди через взаємодію з M 32 спотворена форма спіральних рукавів і викривлений диск.

Галактику M 32 відкрив Гійом Ле Жантіль 1742 року. У 1944 році Вальтер Бааде під час спостережень розділив її на окремі зорі й визначив, що вона перебуває на тій самій відстані, що й галактика Андромеди. M 32 має видиму зоряну величину 8,1m, тому її можна побачити навіть у бінокль.

Історія досліджень

Зображення 1807 року за малюнком Шарля Мессьє. M 32 розташована нижче від центра й підписана «Le Gentil 1749, plus belle, P.N. (Petite Nébuleuse)» (Ле Жантіль 1749, більш красива, мала туманність)[4]

Галактику M 32 відкрив Гійом Ле Жантіль 29 жовтня 1742 року. Пізніше Шарль Мессьє вніс її до свого каталогу під номером 32. Після цього, спостерігаючи галактику, Джон Гершель і Генріх Луї д'Арре також відзначали, що в центрі спостерігається ядро, яке виглядає як зоря 10-ї зоряної величини[5].

1926 року Едвін Габбл, розробляючи морфологічну класифікацію галактик, навів М 32 як один із чотирьох перших прикладів еліптичних галактик, приписавши їй тип E2, який збігається з її сучасною класифікацією[6]. 1944 року Вальтер Бааде зміг спостерігати окремі зорі в M 32, сусідній M 110 та в центральній частині самої галактики Андромеди[7]. Він виявив, що зорі в M 32 і M 110 належать лише до населення II та мають той самий блиск, що й зорі в галактиці Андромеди, а отже, перебувають на тій самій відстані[8].

M 32 унікальна тим, що є найближчою до нас еліптичною галактикою, тому її можна вивчати значно детальніше, ніж інші подібні об'єкти. Оскільки за своїми характеристиками M 32 подібна до великих еліптичних галактик, деякі висновки щодо M 32 можуть бути застосовними й до інших об'єктів цього класу[9].

Властивості

Основні характеристики

M 32 (NGC 221) — карликова еліптична галактика, найближчий супутник галактики Андромеди — відстань між ними в проєкції на картинну площину становить лише 5,3 кпк. M 32 віддалена на 760 кпк від Чумацького Шляху, що робить її найближчою до нас еліптичною галактикою[10][9][11]. Різні ознаки, наприклад відсутність міжзоряних хмар, які проєктуються на M 32, свідчать про те, що M 32 розташована перед диском галактики Андромеди, а не позаду нього[12].

Діаметр галактики, виміряний за ізофотою 25m на квадратну секунду дуги у фотометричній смузі B, становить 2,5 кпк[13]. Маса M 32 становить (0,8—1,4) × 109 M☉, з яких на нейтральний атомарний водень припадає менш ніж 1,5 × 106 M☉. Абсолютна зоряна величина галактики в смузі V становить −16,5m[14].

Різні властивості M 32 вказують на те, що вона втратила значну частину своєї маси через припливну взаємодію з галактикою Андромеди, і від неї залишилася лише центральна частина[11]. Хоча галактика є карликовою, її характеристики відповідають деяким масштабним співвідношенням для великих еліптичних галактик, таким як співвідношення Корменді, співвідношення Фабер — Джексона та іншим, тому M 32 можна вважати нормальною еліптичною галактикою, хоча й з невеликою світністю[9].

Структура

Центральне ядро M 32, в якому за допомогою телескопа Габбл видно окремі зорі

M 32 має невисоку світність, компактні розміри та високу поверхневу яскравість, тому її відносять до компактних еліптичних галактик — рідкісного підкласу карликових еліптичних галактик. Її морфологічний тип — cE2. M 32 є найближчим представником і прототипом класу компактних еліптичних галактик[9][15][16]. Профіль поверхневої яскравості M 32 загалом описується законом де Вокулера, тоді як у багатьох карликових сфероїдальних галактик Місцевої групи він є експоненційним[17].

У центрі M 32 спостерігається яскраве ядро, яке проявляється як відхилення профілю поверхневої яскравості від закону де Вокулера в бік вищої поверхневої яскравості. Показник кольору всередині ядра практично сталий. На кутовій відстані 10 секунд дуги, що відповідає 37 парсекам від центра, розташоване найпотужніше джерело рентгенівського випромінювання в галактиці — ймовірно, рентгенівська подвійна зоря[18].

Ядро, судячи з розподілу в ньому поверхневої яскравості, має центральну густину понад 107 M☉/пк3. Дисперсія швидкостей у центрі ядра становить 92 км/с, що вказує на наявність у ньому надмасивної чорної діри[19]: її масу оцінюють у 3 × 106 M☉[20]. Вона також є джерелом рентгенівського випромінювання з потужністю 1036 ерг/с. Це становить лише 3 × 10−9 від еддінгтонівської світності — один із найнижчих показників серед відомих надмасивних чорних дір[21].

Зоряне населення

Співвідношення між абсолютною зоряною величиною й металічністю галактик Місцевої групи. M 32 має значно вищу металічність, ніж очікується за її світності

Основне зоряне населення M 32 — старі зорі (8—10 мільярдів років) і зорі середнього віку (2—8 мільярдів років) з відносно високою металічністю −0,2; також у галактиці містяться зорі віком понад 10 мільярдів років із низькою металічністю, близько −1,6. Виходячи з частки змінних типу RR Ліри у зоряному населенні галактики, масова частка таких старих зір, бідних на важкі елементи, становить 1—4,5 % усієї маси зір[15]. Наявне також відносно молоде зоряне населення з високою концентрацією до центра, що складається із зір віком менш як 1 мільярд років і з високою металічністю, близько +0,1[22][23].

Середня металічність M 32 становить −0,25, що помітно вище, ніж в інших галактиках Місцевої групи з подібною світністю. Це також свідчить про те, що в минулому M 32 була значно масивнішою, але втратила частину своєї маси[14].

Зоряні скупчення

За спостережуваної світності M 32 можна очікувати, що в ній має бути 10—20 кулястих зоряних скупчень, однак жодного такого об'єкта в цій галактиці не виявлено. Вважають, що в минулому в галактиці було понад 20 кулястих скупчень, але через припливну взаємодію з галактикою Андромеди ці об'єкти частково були відірвані від M 32 разом із її зовнішніми частинами, а ті, що перебували поблизу центру M 32, через припливне тертя потрапили до її центру й утворили яскраве ядро M 32[24]. Розсіяних зоряних скупчень в галактиці не виявлено[8].

Міжзоряне середовище

Пил у галактиці практично відсутній[15]. Маса нейтрального атомарного водню в галактиці становить менш ніж 1,5 × 106 M☉, молекулярного водню — менш ніж 5 × 103 M☉. Найімовірніше, галактика втратила більшу частину свого газу, коли проходила через площину диска галактики Андромеди під дією напірного тиску[25].

У M 32 відомо щонайменше 27 планетарних туманностей[26]. Хмари міжзоряного газу відсутні, зореутворення в галактиці не відбувається[8].

Змінні зорі

У галактиці є змінні типу RR Ліри. Ці зорі рівномірно розподілені в M 32, їхня середня металічність значно нижча, ніж у решти зоряного населення, і становить −1,4[15]. Також відомо, що близько 60 % яскравих зір асимптотичної гілки гігантів є довгоперіодичними змінними[23].

В M 32 періодично спалахують нові зорі: зокрема, спалахи спостерігали у 1998, 2004 та 2006 роках, а їхню частоту оцінюють як приблизно 2 на рік[27]. Спалахів наднових за всю історію спостережень у галактиці не зафіксовано[5]. Згідно з розрахунками, наднові типу Ia в галактиці спалахують раз на 104—105 років[28].

Взаємодія з іншими галактиками та еволюція

Галактика Андромеди із супутниками: M 32 (ліворуч у центрі) та M 110 (унизу праворуч)

M 32 є супутником галактики Андромеди, а отже, також належить до Місцевої групи галактик. Радіус орбіти M 32 навколо галактики Андромеди оцінюють у 12 кпк, один оберт нею триває 800 мільйонів років, а сама орбіта є ретроградною, тобто протилежною за напрямком до обертання самої галактики Андромеди. Це означає, що M 32 не утворилася разом із галактикою Андромеди, а була захоплена її гравітацією[29].

Взаємодія цих галактик помітно вплинула на кожну з них. Через припливну взаємодію M 32 втратила значну частину своєї маси[17][30], про що свідчать різні її особливості. Для галактики Андромеди ця взаємодія призвела до викривлення форми спіральних рукавів та диска[17]. Зіткнення цих галактик, імовірно, відбулося 2 мільярди років тому і в той час спричинило спалах зореутворення в галактиці Андромеди[31]. Невідомо, якою саме галактикою M 32 була в минулому, до того як втратила свої зовнішні частини: це могла бути як звичайна еліптична галактика відносно невеликої світності, так і спіральна галактика раннього типу, від якої залишився лише балдж[9].

Спостереження

Галактика Андромеди (M 31) із супутниками в сузір'ї Андромеди

M 32 має повний кутовий розмір 8,7×6,5 мінут і видиму зоряну величину 8,1m[5]. Спостерігається в сузір'ї Андромеди, найкращий місяць для її спостережень — листопад[32].

Серед супутників галактики Андромеди M 32 спостерігати найлегше: її можна побачити вже в бінокль 8×30 — тоді вона виглядає як розмита зоря, так само як і під час спостереження в телескоп із невеликим збільшенням. При використанні телескопа з діаметром об'єктива 350 мм M 32 видно як овальну пляму розміром 4×3 мінути, велика вісь якої спрямована з півночі на південь. У M 32 стає помітним яскраве ядро, що виглядає як зоря. Оскільки M 32 розташована на яскравому тлі галактики Андромеди, її видимий розмір важко оцінити на око. Якщо спостерігати в телескоп з діаметром об'єктива 500 мм, то за 6,3 мінути на північний схід від M 32 можна помітити кулясте зоряне скупчення в галактиці Андромеди — G 156, яке виглядає як точкове джерело світла зоряної величини 15,6[5].

Примітки

  1. ↑ а б в г NASA/IPAC Extragalactic Database. Results for NGC 221. Архів оригіналу за 11 серпня 2011. Процитовано 29 листопада 2006.
  2. ↑ SIMBAD-M32. SIMBAD Astronomical Database. Архів оригіналу за 25 червня 2013. Процитовано 29 листопада 2009.
  3. ↑ Armando, Gil de Paz; Boissier; Madore; Seibert; Boselli; et al. (2007). The GALEX Ultraviolet Atlas of Nearby Galaxies. Astrophysical Journal Supplement. 173 (2): 185—255. arXiv:astro-ph/0606440. doi:10.1086/516636.
  4. ↑ Charles Messier: Memoirs of the Institute, Vol. 8, pp. 206-213. 28 лютого 2005.
  5. ↑ а б в г Stoyan et al., 2008, p. 152.
  6. ↑ 2016 та Кудря, Вавилова, с. 86.
  7. ↑ 2016 та Кудря, Вавилова, с. 25.
  8. ↑ а б в Frommert H., Kronberg C. Messier 32. www.messier.seds.org. Архів оригіналу за 5 вересня 2022. Процитовано 3 вересня 2022.
  9. ↑ а б в г д Monachesi A., Trager S. C., Lauer T. R., Freedman W., Dressler A. The Deepest Hubble Space Telescope Color-Magnitude Diagram of M32. Evidence for Intermediate-age Populations // The Astrophysical Journal. — 2011-01-01. — Т. 727. — С. 55. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1088/0004-637X/727/1/55.
  10. ↑ Darling D. M32. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 28 серпня 2022. Процитовано 28 серпня 2022.
  11. ↑ а б van den Bergh, 2000, pp. 163, 168—169.
  12. ↑ Dierickx M., Blecha L., Loeb A. Signatures of the M31-M32 Galactic Collision // The Astrophysical Journal. — 2014-06-01. — Т. 788. — С. L38. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1088/2041-8205/788/2/L38.
  13. ↑ Results for object MESSIER 032 (M 32). ned.ipac.caltech.edu. Архів оригіналу за 28 серпня 2022. Процитовано 28 серпня 2022.
  14. ↑ а б van den Bergh, 2000, p. 168.
  15. ↑ а б в г Sarajedini A., Yang S.-C., Monachesi A., Lauer T. R., Trager S. C. An ancient metal-poor population in M32, and halo satellite accretion in M31, identified by RR Lyrae stars // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2012-09-01. — Т. 425. — С. 1459–1472. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21609.x.
  16. ↑ Howley K. M., Guhathakurta P., van der Marel R., Geha M., Kalirai J. Internal Stellar Kinematics of M32 from the SPLASH Survey: Dark Halo Constraints // The Astrophysical Journal. — 2013-03-01. — Т. 765. — С. 65. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1088/0004-637X/765/1/65.
  17. ↑ а б в van den Bergh, 2000, p. 163.
  18. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 164—165.
  19. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 163—165.
  20. ↑ Compact Core of Galaxy M32. NASA. 17 серпня 2025.
  21. ↑ Peng S., Li Z., Sjouwerman L. O., Yang Y., Xie F. Resolving the Nuclear Radio Emission from M32 with the Very Large Array // The Astrophysical Journal. — 2020-05-01. — Т. 894. — С. 61. — ISSN 0004-637X. — doi:10.3847/1538-4357/ab855d.
  22. ↑ Monachesi A., Trager S. C., Lauer T. R., Hidalgo S. L., Freedman W. The Star Formation History of M32 // The Astrophysical Journal. — 2012-01-01. — Т. 745. — С. 97. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1088/0004-637X/745/1/97.
  23. ↑ а б Jones O. C., Nally C., Sharp M. J., McDonald I., Boyer M. L. Infrared variable stars in the compact elliptical galaxy M32 // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2021-06-01. — Т. 504. — С. 565–575. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/stab923.
  24. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 168—169.
  25. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 164, 168.
  26. ↑ van den Bergh, 2000, p. 167.
  27. ↑ Neill J. D., Shara M. M. A Possible High Nova Rate for Two Local Group Dwarf Galaxies: M32 and NGC 205 // The Astronomical Journal. — 2005-04-01. — Т. 129. — С. 1873–1885. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1086/428482.
  28. ↑ Welch G. A., Sage L. J. The Interstellar Medium of M32 // The Astrophysical Journal. — 2001-08-01. — Т. 557. — С. 671–680. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/322266.
  29. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 163—164.
  30. ↑ Галактика Андромеди демонструє ознаки жорстких зіткнень минулого Володимир —. Portaltele. 2 березня 2025.
  31. ↑ D’Souza R., Bell E. F. The Andromeda galaxy’s most important merger about 2 billion years ago as M32’s likely progenitor : [англ.] // Nature Astronomy. — 2018-09. — Vol. 2, no. 9. — С. 737–743. — ISSN 2397-3366. — doi:10.1038/s41550-018-0533-x.
  32. ↑ Garner R. (6 жовтня 2017). Messier 32. NASA. Архів оригіналу за 1 серпня 2022. Процитовано 28 серпня 2022.

Література

Посилання



◄ NGC 217 | NGC 218 | NGC 219 | NGC 220 | NGC 221 | NGC 222 | NGC 223 | NGC 224 | NGC 225 ►

Координати: Карта зоряного неба 00г 42м 41.8с, +40° 51′ 55″

Ця сторінка належить до добрих статей української Вікіпедії.

Джерело: стаття у Вікіпедії та історія редагувань (автори).