Андромеда (галактика)
- Вижте пояснителната страница за други значения на Андромеда.
Андромеда | |
галактика | |
![]() Галактиката Андромеда във видимата част на светлината | |
Исторически бележки | |
---|---|
Дата | 964 г. |
Обозначения | M31, NGC 224, UGC454, PGC 2557 |
Наблюдателни данни (Епоха J2000) | |
Тип | Sb |
Ректасцензия (α) | 00ч 42м 44.3с |
Деклинация (δ) | +41° 16′ 9″ |
Червено отместване (z) | -301 ± 1 км/с |
Разстояние | 2.54 ± 0.06 млн. св.години |
Видима звездна величина (m) | 3.44 |
Ъглови размери | 190'x60' |
Съзвездие | Андромеда |
Андромеда в Общомедия |
Андромеда (M31 по каталога на Месие, NGC 224 по Нов общ каталог) е спирална галактика от тип S0, подобна на нашата галактика Млечен път и се състои от:
- спирални ръкави – млади звезди от Главната последователност, т.е. някъде преди средата на своя еволюционен път.
- ядро – предимно свръхгиганти и гиганти, т.е. звезди в края на своя еволюционен път.
Андромеда се намира на около 2,5 млн. светлинни години (или 780 килопарсека) от Земята в съзвездието Андромеда, от където произлиза и името ѝ (което на български не е официално зададено чрез Астрономическия календар на БАН). Тя е най-близката галактика до нашата. Тази галактика, заедно с Малкия и Големия Магеланов облак, са единствените галактики, които могат да се наблюдават с просто око като мъгляв обект.
През 2006 година с помощта на космическия телескоп Спицър става ясно, че в Андромеда има приблизително един трилион звезди, над два-три пъти повече от тези в Млечния път, която е с приблизително 200 – 400 милиарда. Андромеда, която се разпростира приблизително на 220 000 светлинни години, е най-голямата галактика от нашата локална група. Масата на галактиката е 1,5 x 1012 слънчеви маси, докато Млечният път е 8,5 x 1011 маси.
Наблюдения в миналото[редактиране | редактиране на кода]
Около 964 г. астрономът Абд ал-Рахман ал-Суфи е описал Андромеда в своята Книга на фиксираните звезди като „размазана мъглявина“. Звездните диаграми от този период са наименувани като Малък облак. През 1612 година германският астроном Саймън Мариус е дал ранно описание на галактиката, базирано на наблюдения с телескоп. Германският философ Емануел Кант през 1755 година в произведението си Универсална история и теорията за Рая обявява размазаното петно като островна галактика. През 1764 година Чарлс Месиер обявява обекта за М31 и неправилно обявява Мариус за откривател, въпреки факта, че галактиката е видима с просто око. В 1850 Уилиам Парсонс е видял и направил първите рисунки на спиралната структура на Андромеда.
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/51/Pic_iroberts1.jpg/220px-Pic_iroberts1.jpg)
През 1864 г. Уилям Хъгинс забелязва, че спектърът на Андромеда се различава от този на газовата мъглявина. Андромеда излъчва поредица от промяна на честотите, наслоени с тъмни линии, които помагат да се идентифицира химическият състав на обекта. Спектърът ѝ е много близо до спектъра на индивидуалните звезди. През 1885 супернова, известна като S Andromedae, е видяна в Андромеда, първата и засега единствената, наблюдавана в галактиката. По онова време Андромеда е била смятана за близък обект, така че явлението е сметнато за много по-малко ярко и е кръстена Nova „1885“.
През 1887 Исак Робертс е направил първите снимки на Андромеда, все още смятана за мъглявина от Млечния път. През 1912 Весто Слипхер е използвал спектроскопия, за да измери радиалната скорост на Андромеда – най-бързата измерена: 300 км/сек.
Островна вселена[редактиране | редактиране на кода]
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/b/b1/Andromeda_constellation_map_inv.png/220px-Andromeda_constellation_map_inv.png)
През 1920 година се провежда Големият дебат между Харлоу Шаплей и Къртис за естеството на Млечния път, спиралната мъглявина и размерите на Вселената. Теорията била, че Андромеда е галактика. Къртис също забелязал тъмни линии в Андромеда, които приличали на тези в нашата галактика, както и по-ранни наблюдения доказват наличието на Доплерово изместване. През 1922 Ернис Опик предложил метод, с който да направи приблизителна оценка на разстоянието до Андромеда чрез измерените звездни величини на други звезди в Андромеда. Изследванията му водят до заключението, че Андромеда е много по-далеч от нашата галактика – на разстояние от 450 000 парсека (1 500 000 св.г.). Едуин Хъбъл решил дебата през 1925, когато идентифицирал екстрагалактически Цефеидите за пръв път от астроснимки на Андромеда. Направени чрез 2,5-метров Хукър телескоп, той изчислил разстоянието до Голямата Андромедна мъглявина. Измерването му демонстративно потвърждава теорията, че Андромеда не е в нашата галактика, а напълно отделна галактика от Млечния път.
През 1943 г. Уолтър Бааде е първият човек, разгледал звезди във вътрешната част на Андромеда. Бааде идентифицирал две различни групи звезди на база на техния състав, наричайки ги млади, високоскоростни звезди в диск Тип 1 и другите, червени звезди от Тип 2 в галактичното ядро. Тази номенклатура била приета по-късно и за звездите в Млечния път и другаде. (Наличието на два различни типа звезди е забелязано и по-рано от Ян Оорт). Бааде открил, че има и два типа Цефеидни променливи звезди, което увеличава предполагаемото тогава разстояние до Андромеда.
През 1950 г. радиоемисия от Андромеда е открита от Ханбъри Браун и Курил Хазард в Обсерваторията на Джодрел Банк. Първите радиокарти на галактиката са направени през петдесетте години на ХХ век от Джон Балдуин и екип от Астрономическата радиогрупа на Кембридж. Ядрото на Андромеда е наречено 2C 56 в 2C радиоастрономическия каталог. През 2009 е открита първата планета в Андромеда. Била е намерена чрез отразената светлина от масивен обект.
Основното за галактиката[редактиране | редактиране на кода]
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/0/0e/WISE-_Andromeda.jpg/220px-WISE-_Andromeda.jpg)
Образуване и история[редактиране | редактиране на кода]
Андромеда се е образувала преди около 10 милиарда години от сблъсък и по-нататъшно сливане на по-малки протогалактики. Този сблъсък е образувал у повечето галактики (богати на метал) галактически ореол и ограничен диск. По време на тази епоха звездообразуването е било много интензивно, до момента, в който се е превърнало в светлинна инфрачервена галактика за грубо 100 милиона години. Андромеда и Триъгълната галактика са били много близко преди 2 – 4 милиарда години. Поради това е имало по-голямо звездообразуване в диска на Андромеда.
През последните два милиарда години звездообразуването в галактическия диск на Андромеда е стигнало почти до неактивност. Имало е взаимодействие със сателитни галактики, като М32, М110 и други, вече погълнати от Андромеда галактики. Тези взаимодействия са образували структури като Огромния звезден поток на Андромеда. Галактическото сливане – грубо отпреди 100 милиона години – се смята за причината за въртящия се наобратно диск в центъра на галактиката, също както и наличието на млади звезди (на 100 милиона години).
Изчисление на разстоянието[редактиране | редактиране на кода]
Поне четири метода са прилагани, за да се открие разстоянието от Земята до галактиката Андромеда.
През 2003, като са използвани инфрачервени колебания в яркостта (I-SBF), се преминава към нови периодични стойности на яркостта от -0.2 mag dex−1 в порядъка от 2.57 – 0.06 милиона светлинни години (1.625 x 1011 ± 3.8×109 AU).
През 2004, използвайки Променлив Цефеиден метод, разстоянието е измерено 2.51±0.13 милиона светлинни години (770 ± 40 kpc).
През 2005 е открита двойна затъмняваща звезда в Андромеда. Системата е съставена от две горещи сини звезди от тип О и Б. Чрез изучаването на еклиптиките на звездите, астрономите са могли да измерят размерите им. Знаейки температурата и големината на звездите, те са успели да измерят абсолютната им величина. Когато видимата и абсолютната им величина са налични, разстоянието може да бъде изчислено. Звездите са на разстояние от 2.52 x 106 ± 0.14×106 ly (1.594×1011 ± 8.9×109 AU), а цялата галактика е от порядъка на 2.5×106 ly (1.6×1011 AU). Тази нова стойност съвпада със стойността на базираната на Цефеидите стойност.
През 2005, използвайки TRGB метод, разстоянието е намерено 2.56×106 ± 0.08×106 ly (1.619×1011 ± 5.1×109 AU).
Заедно тези теоретични разстояния дават стойността: 2.54×106 ± 0.11×106 ly (1.606×1011 ± 7.0×109 AU). И оттук получаваме, че Андромеда е на разстояние 220 ± 3 kly (67 450 ± 920 pc). Тригонометрично Андромеда (ъгловият ѝ диаметър) е еквивалентен на 4,96° ъгъл в небето.
Измерване на маса и яркост[редактиране | редактиране на кода]
Маса[редактиране | редактиране на кода]
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/ff/Andromeda_galaxy.jpg/220px-Andromeda_galaxy.jpg)
Масата на Андромеда (включително и тъмната материя) е със стойност 1.5×1012 M☉ (или 1,5 трилиона слънчеви маси), сравнено с 8×1011 M☉ – масата на Млечния път. По-ранните измервания са стигали до извода, че двете галактики са почти с една и съща маса. Дори така, Андромеда има по-висока звездна плътност от Млечния път, а галактическият звезден диск се разпростира на два пъти по-голямо разстояние. Общо звездната маса на Андромеда е между 1.1×1011 M☉ и 1.5×1011 M☉, 30% от тази маса са в централната част, 56% в диска и 14 % в ореола.
В заключение, вътрешните звезди са средно около 7.2×109 M☉, а под формата на неутрален водород поне 3.4×108 M☉ и 5.4×107 M☉ космически прах.
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/c5/Hubble_Finds_Giant_Halo_Around_the_Andromeda_Galaxy.jpg/220px-Hubble_Finds_Giant_Halo_Around_the_Andromeda_Galaxy.jpg)
Андромеда е заградена от голям и масивен ореол от нагорещен газ, който е достатъчен да побере половината от масата на звездите в галактиката. Почти невидимият ореол се разпростира на около милион светлинни години от галактиката и достига половината разстояние до Млечния път. Симулациите предполагат, че ореолът се е образувал, когато се е образувала и галактиката. Ореолът съдържа елементи, по-тежки от водород и хелий, формирани от свръхнови. Свръхнови избухват в диска на Андромеда и разпространяват по-тежки елементи във Вселената. За повече от половината живот на галактиката, почти половината от тежките елементи, създадени при тези звездни избухвания, са се разпространили много далеч от галактиката.
Яркост[редактиране | редактиране на кода]
Сравнена с нашата галактика, Андромеда има по-стари звезди - от порядъка на 7x109 години. Яркостта на галактиката е около ~2.6×1010 L☉, което е с около 25% по-силна от нашата. Поради това, че галактиката има висок наклон, гледана от Земята, и звездният ѝ прах поглъща огромно количество светлина, е трудно да се определи истинската яркост на галактиката, затова много автори са давали различни стойности на яркостта ѝ.
Измерване, направено с Spitzer Space Telescope през 2010, е дало данни, че абсолютната стойност (в син цвят) е -20,98 и обща яркост от 3.64×1010 L☉.
Звездообразуването в Млечния път е по-високо от това в Андромеда. За една година в Млечния път се образуват 3 – 5 слънчеви маси, а в Андромеда само една. Избухването на Свръхнови при нас е два пъти повече от това в Андромеда и ако това продължава, след време ще задминем Андромеда по яркост.
Според скорошни изследвания, Андромеда се намира в „Зелените ливади“ на галактиките – област от галактики като Млечния път, трансформирали се от „Синия облак“ (галактики с активно звездообразуване) до „червената последователност“ – галактики без звездообразуване. Звездообразуването в галактиките от „Зелените ливади“ се понижаава, докато свърши звездообразуващият газ във вътрешния им кръг. Смята се, че това ще стане с Андромеда след пет милиарда години, въпреки че звездообразуването ще се засили при сблъсъка ѝ с Млечния път.
Структура[редактиране | редактиране на кода]
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/a5/Andromeda_galaxy_Ssc2005-20a1.jpg/220px-Andromeda_galaxy_Ssc2005-20a1.jpg)
На база на видимата ѝ светлина, галактиката е класифицирана от Морфологичната класификация на галактики като спирална галактика. Информация от 2MASS показва, че тя е ивичеста спирална галактика с ивици, ориентирани по оста ѝ.
През 2005 астрономи, използвали телескопи Keck открили, че незначителните искри около галактиката идват от самия ѝ диск. Това значи, че диаметърът на галактиката е три пъти по-голям от предишните изчисления. Това доказва, че има обширен звезден диск, заради който диаметърът на галактиката е 220 хил. звездни години (67 хил. парсека). Преди това се смятало, че диаметърът ѝ е 70 до 120 хил. светлинни години (21 до 37 хил. парсека).
Изчислено е, че галактиката е с наклон 77° спрямо Земята (при 90° би се виждала директно едната ѝ страна). Анализите на формата на галактиката показват, че галактиката е по-скоро с s-образна основа вместо просто плосък диск. Такава основа се получава поради взаимодействието ѝ със сателитните ѝ галактики. Галактика M33 може би е отговорна за някои от особеностите в спиралните ръкави на галактиката.
С прецизни измервания, спектроскопски изследвания доказват скоростта на въртене на Андромеда като функция на разстоянието до центъра ѝ. Скоростта на въртене е максимум 225 километра в секунда на разстояние от 1300 светлинни години (82 млн. AU) от центъра и минимум с 50 км/с на разстояние от 7000 светлинни години (440 млн. AU) от центъра. По-нататък скоростта на въртене при 330 хил. светлинни години (2.1x109 AU), където достига връхната си точка от 250 км/с. Скоростта по-нататък намалява и на разстояние 800 хил. светлинни години (5.1 x 109) от центъра е 200 км/с. Тези скорости показват, че там има натрупване на маса от порядъка на 6x109 M☉ в ядрата.
Спиралните ръкави на галактика Андромеда са класифицирани като H II региони; първи ги е изучавал Уалтър Бааде и ги описва като „мъниста на конец“. Изследванията му показват два спирални ръкава, които са ясно обединени, въпреки че са по-раздалечени от тези на нашата галактика. Той описва спиралната структура като всеки ръкав пресича главната ос на галактиката.
Ръкави (N – пресичат главната ос от север S – пресичат главната ос от юг) | Разстояние от центъра (N/S) | Разстояние от центъра (kpc)(N/S) | Бележки |
---|---|---|---|
N1/S1 | 3.4/1.7 | 0.7/0.4 | Ръкави от прах без ОВ |
N2/S2 | 8.0/10.0 | 1.7/2.1 | Ръкави от прах с малко ОВ |
N3/S3 | 25/30 | 5.3/6.3 | Ръкави от прах с малко ОВ и малко HII региони |
N4/S4 | 50/47 | 11/9.9 | Много ОВ,HII региони и малко прах |
N5/S5 | 70/66 | 15/14 | Много ОВ,HII региони и малко прах, но по-слабо от N4/S4 |
N6/S6 | 91/95 | 19/20 | Малко ОВ и без прах |
N7/S7 | 110/116 | 23/24 | Малко ОВ и без прах |
Галерия[редактиране | редактиране на кода]
- Снимки на галактиката Андромеда
Бъдещето на Андромеда[редактиране | редактиране на кода]
Тъй като центровете на Млечния път и Андромеда се приближават със скорост 120 км/с, астрофизиците смятат, че след около 4 – 4,5 милиарда години Андромеда ще се сблъска с нашата галактика Млечния път и ще се образува единна, по-масивна галактика. Пряк сблъсък на звезди и планети не се очаква поради огромните разстояния между тях, т.е. те просто ще се разминат в пространството, но е напълно вероятно, чрез взаимното гравитационно въздействие отделни звездни системи, в частност нашата Слънчева система, да бъдат изхвърлени от сегашното си положение.
Вижте също[редактиране | редактиране на кода]
Бележки[редактиране | редактиране на кода]
- ^ Jump up to:a b average(787 ± 18, 770 ± 40, 772 ± 44, 783 ± 25) = ((787 + 770 + 772 + 783) / 4) ± (182 + 402 + 442 + 252)0.5 / 2 = 778 ± 33.
- ^ Jump up to:a b Blue absolute magnitude of −20.89 – Color index of 0.63 = −21.52
- Jump up^ J00443799+4129236 is at celestial coordinates R.A. 00h 44m 37.99s, Dec. +41° 29′ 23.6″.
- Jump up^ Blue absolute magnitude of −21.58 (see reference) – Color index of 0.63 = absolute visual magnitude of −22.21
Външни препратки[редактиране | редактиране на кода]
- The Andromeda Galaxy on WikiSky: DSS2, SDSS, GALEX, IRAS, Hydrogen α, X-Ray, Astrophoto, Sky Map, Articles and images
- StarDate: M31 Fact Sheet
- Simbad data on M31
- Messier 31, SEDS Messier pages
- Astronomy Picture of the Day
- A Giant Globular Cluster in M31 1998 October 17.
- M31: The Andromeda Galaxy 2004 July 18.
- Andromeda Island Universe 2005 December 22.
- Andromeda Island Universe 2010 January 9.
- WISE Infrared Andromeda 2010 February 19
- M31 and its central Nuclear Spiral
- Amateur photography – M31
- Globular Clusters in M31 at The Curdridge Observatory
- First direct distance to Andromeda − Astronomy magazine article
- Andromeda Galaxy at SolStation.com
- Andromeda Galaxy at The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, & Spaceflight
- M31, the Andromeda Galaxy at NightSkyInfo.com
- Hubble Finds Mysterious Disk of Blue Stars Around Black Hole Hubble observations (September 20, 2005) put the mass of the Andromeda core black hole at 140 million solar masses
- M31 (Apparent) Novae Page (IAU)
- Multi-wavelength composite
- Andromeda Project (crowd-source)
- Andromeda Galaxy (M31) at Constellation Guide
- APOD – 2013 August 1 (M31's angular size compared with full Moon)
- Hubble's High-Definition Panoramic View of the Andromeda Galaxy
- NationalGeographic.com video of the Hubble High-Definition Panoramic View of the Andromeda Galaxy Архив на оригинала от 2017-10-08 в Wayback Machine.
- Информация за галактиката Андромеда, bgastronomy.com
|