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阅读 3734 次 历史版本 0个 创建者:和sky做邻居 (2011/7/6 13:48:09)  最新编辑:和sky做邻居 (2011/7/6 13:48:09)
M32
英文:M32
同义词条:NGC 221,NGC221
M32
           M32
  M32是梅西耶天体之一,在NGC天体中编号为NGC 221。它位于仙女座方向,在M31核心的南面,是一个小的、圆的非常密集的椭圆星系赤道坐标赤经00h42.7m,赤纬+40°52′,距离地球2900,000光年,视星等为8.1,视大小8×6角分。

  M32是最早被发现的椭圆星系,Le Gentil在1749年10月29日发现了它。梅西耶在绘制的仙女座“大星云”上,画出了M32,以及M110。Halton Arp将这个天体编入了他的奇异星系表中,编号为168。它是著名的仙女座星系M31的伴星系,是个矮星系。M32主要由昏暗的老年红色、黄色恒星组成,几乎没有尘埃和气体,所以也没有恒星形成迹象。不过,有迹象表明在不远的过去它还有少量恒星形成。

  一般认为M32是M31的伴星系,但最近有报告认为M32其实是个正常的星系而非通常认为的矮星系,它离我们的距离比上述数据大3倍(仅仅是碰巧与M31在视线方向重合),因此已经在本星系群外。

M32星系概况

M32星系的方位

  M32是仙女座星系(M31)的伴星系,小且明亮,因此也是本星系群的成员。观测仙女座大星系的同时,可以容易地找到它,因为它就在M31的中心区域正南方22角分处,与旋臂的外沿重合在一起。它看起来就像一个明显的圆形亮斑,在方位角150-330度的方向上略微伸长,可以容易地用小望远镜看到。它的椭率约为e2,也就是说它较短的直径,即短轴,即它椭圆形状的图像,沿我们视线方向的投影,约比它的长轴短0.2倍,即百分之20。
仙女座星系M31
      仙女座星系M31

  M32在我们看来,刚好重叠在更大的M31的旋臂之上。因此,它究竟是位于大星系盘的前面还是后面,引起了大家的兴趣。光谱分析没有发现任何吸收线的迹象,如果光线穿过M31星系盘的话,这些吸收线是应该出现的,这意味着M32比M31的相应部分更接近我们。

M32星系的质量

  M32是个质量仅为约30亿太阳质量的矮椭圆星系,真实直径约为8,000光年,与它那巨型旋涡状的邻居比起来简直微不足道。然而,值得惊奇的是,这样一个小星系,它的星系核居然与M31的核心不相上下,大约1亿个太阳质量,每立方秒差距500个太阳,绕着中心超大质量天体迅速运动着。正因如此,M32有时候也被归类为ce2型,而不是简单的e2型,例如ned数据库就是这样归类的。

M32星系的移动

  M32的径向速度(红移)被测定为203千米/秒(r. brent tully)或者205 +/- 8千米/秒(ned),正在接近日心系统,即向太阳系靠近;修正了银河的转动之后,M32与银河中心保持着相对静止的状态(即相对速度为0)。与M31相比,它接近我们的速度慢了100千米/秒,考虑到它们之间如此靠近,它正以这一速度沿径向方向接近M31。

M32星系的大小

  传统的星系演化模型很难解释M32的结构和恒星组成。最近的电脑模拟推测,M31强大的引力潮汐能把涡旋星系压缩为致密的椭圆星系。一旦像M32这样的小型涡旋星系落入M31的核心区附近,其外围旋臂和星晕将被全部剥离,而核心区域受影响相对较小,能保持原有形状。强大的引力潮汐使M32产生暴发式恒星形成(星暴现象),并成为我们当前观测到的外观。有证据表明M32有一个外部星盘。
 
M32彩图
            M32彩图
  按照它的恒星成份,星系核大小以及致密指数,M32看起来更像是一个大型椭圆星系。因此,很可能M32曾经比现在大得多,但在一次或数次与仙女座星系M31的近距离遭遇过程中,丢失了它外层的恒星,同时失去了它可能拥有的全部球状星团。这些恒星和球状星团被M31吸收,或吞并,现在成了其星系晕的一部分。M32在最近经历过与它的大型近邻之间的近距离遭遇,这一想法的提出是因为它在大星系的旋涡结构中造成,并且留下了明显的扰动。

M32星系中的恒星

  M32与典型的椭圆星系一样,主要由老年恒星构成,其中只有质量较小,本身亮度较暗的恒星才能存活至今;通常在这样的老年星族中(例如,在球状星团中),更大质量的的恒星在很久以前就应该结束了它们的活动,即核燃烧状态——现在已经变成了白矮星或是中子星。然而,这个星系的光谱和颜色(M32的整体光谱型为g3,色指数b-v = +0.75)表明,其中的恒星化学丰度与老年球状星团不同,后者通常缺少重元素。相反,似乎有一族富含重元素的恒星就像微量的污染一样,混杂在老年恒星之中,它们显然年轻得多,年龄只有20到30亿年。

M32星系中的星云

  在M32的恒星之间,只找到了一些行星状星云,没有星际介质团,没有气体云块,没有尘埃带,没有中性,也不存在任何疏散星团。显然,M32没有再形成新恒星的能力,但却是由老年恒星,混杂着一些中年恒星而组成的。根据对多色观测数据的研究,M32的恒星组成成份不像典型的矮星系,而是与大型的椭圆星系更相似,而它的大小则是典型的矮球状星系的大小。

M32星系中的新星

  M32中偶而会出现新星。最近一颗M32中的新星是1998年8月31日,在利克天文台( Lick Observatory )超新星搜索计划中被发现的,这项计划是由来自加州大学,由E.Halderson领导的天文学家小组主持的。这颗新星出现在星系中心以西28.5角秒,以南44.7"处,亮度达到16.5等。这个星系中还没有发现过超新星

M32与M110比较


  M32和另一个M31的明亮伴星系--M110,是离我们最近的明亮椭圆星系,因此也是被研究得最多的椭圆星系。1944年,沃尔特·巴德(Walter Baade)用威尔逊山天文台上的100英寸hooker望远镜首次解析出它们内部的恒星,同时他还分辨出M31核心处的恒星。巴德辨认出它们的恒星大部分都是老年的星族ii型恒星,与M31中的一样亮(因此它们的距离也一样),由此证实它们相当接近大旋涡星系。这两个矮星系之间也有明显不同:M32是一个典型的普通椭圆星系,致密,表面亮度高,而M110则更松散,表面亮度更低,而且展示出奇特的结构;现在,M110通常被划分为矮球状星系,而不是椭圆星系。不寻常的是,M32中没有球状星团(这又跟M110不同,它有8个球状星团)。
 

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