Андромеда (галактика)

от Уикипедия, свободната енциклопедия
Направо към навигацията Направо към търсенето
Емблема за пояснителна страница Вижте пояснителната страница за други значения на Андромеда.

Андромеда
галактика
Andromeda Galaxy (with h-alpha).jpg
Галактиката Андромеда във видимата част на светлината
Исторически бележки
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 (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:

Андромеда се намира на около 2,5 млн. светлинни години (или 780 кило парсека) 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 наблюдава с просто око като мъгляв обект.

През 2006 година Spitzer Space Telescope е открил, че в Андромеда има приблизително един трилион звезди, повече от два пъти от тези на Млечния път, която е с приблизително 200 – 400 милиарда. Андромеда, която се разпростира приблизително на 220 000 светлинни години е най-голямата галактика сред 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 астрономът Абд ал-Рахман ал-Суфи е описал Андромеда в книгата си Книгата 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.

Pic iroberts1.jpg

През 1864 г. Уилям Хюгинс 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 индентифицира химическия 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 за сега 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 Млечният път. През 1912 Весто Слипхер е използвал спектроскопия да измери радиалната скорост на Андромеда – най-бързата измерена: 300 км/сек.

Островна вселена[редактиране | редактиране на кода]

Andromeda constellation map inv.png

През 1920 година се провежда Големият дебат между Харлоу Шаплей и Куртис за естеството на Млечния път, спиралната мъглявина и размерите на вселената. Теорията била, че Андромеда е галактика. Куртис 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 ly). 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 решил разстоянието до Голямата Андромедна мъглявина да е намерено. Измерването му демонстративно потвърждава теорията, че Андромеда не е в нашата галактика, а напълно отделна галактика от Млечния път.

През 1943, Уолтър Бааде е бил 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 изпъкнали звезди в Тип 2. Тази номенклатура е била приета после за звездите в Млечния път и другаде. (Наличието на два различни типа звезди е забелязано и по-рано от Джан Оорт). Бааде открил и че има два типа Цефеидни променливи звезди, което увеличава предполагаемото тогава разстояние до Андромеда.

През 1950, радио емисия от Андромеда е открита от Ханбъри Браун и Курил Хазард в Обсерваторията на Джодрел Банк. Първите радио карти на галактиката са направени през петдесетте години на миналия век от Джон Балдуин и екип от Астрономическата радио група на Кембридж. Ядрото на Андромеда е наречено 2C 56 в 2C радио астрономическия 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]

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 прото-галактики. Този сблъсък е образувал у повечето галактики (богати на метал) галактически ореол и ограничен диск. По време на тази епоха, звездообразуването е било много високо, 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 опреди 100 милиона години – се смята за причината за въртящия се наобратно диск във 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 да бъде 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, използвайи TRGB метод, разстоянието е намерено да е 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 от тук получаваме, че Андромеда е на 220 ± 3 kly (67,450 ± 920 pc). Тригонометрично Андромеда (ъгловия ѝ диаметър) е еквивалентен на 4.96° ъгъл в небето.

Измерване на маса и яркост[редактиране | редактиране на кода]

Маса[редактиране | редактиране на кода]

Andromeda Galaxy in Ultraviolet.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 Млечният 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 Млечният път, а галактическия 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, средно вътрешните звезди са около 7.2×109 M☉,а под формата на неутрален водород поне 3.4×108 M и 5.4×107 M космически прах.

Hubble Finds Giant Halo Around the Andromeda Galaxy.jpg

Андромеда е заградена от голям и масивен ореол от нагорещен газ които е достатъчен да побере половината от масата на звездите в галактиката. Почти невидимия ореол се разпростира на около милион светлинни години от галактиката и достига половината разстояние до Млечния път. Симулациите предполагат ореолът да се е образувал, когато се е образувала и галактиката. Ореолът съдържа елементи по-тежки от водород и хелий, формирани от Супернови. Супернови 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-силно от нашата. Поради това, че галактиката има висок наклон видяна 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.

Звездо-образуването в Млечния път е по-високо от това в Андромеда. За една година в Млечният 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 „Синият облак“ (галактики с активно звездообразуване) до „червената последователност“ – галактики без звездообразуване. Звездо-образуването в галактиките от "Зелените ливади " се намалява докато свърши звездообразуващия 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 Млечният път.

Структура[редактиране | редактиране на кода]

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 220 000 звездни години (67 000 парсека). Преди това са смятали че диаметърът ѝ е 70 000 до 120 000 светлинни години (21 000 до 37 000 парсека).

Изчислено е, че галактиката е на 77° наклон спрямо Земята (при 90° би се виждала директно едната ѝ страна). Анализите на формата на галактиката показват, че галактиката е по-скоро с s-овидна 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.

Спектроскопски изследвания доказват с прецизни измервания скоростта на въртене на Андромеда като функция на разстоянието до центъра ѝ. Скоростта на въртене е максимум 225 километра в секунда на разстояние от 1 300 светлинни години (82 000 000 AU) от центъра и минимум с 50 км / сек. на разстояние от 7000 светлинни години (440 000 000 AU) от центъра. По нататък скоростта на въртене при 330 000 светлинни години (2.1x109 AU) където достига връхната си точка от 250 км/сек. Скоростта по нататък намалява и на разстояние от центъра 800 000 светлинни години (5.1 x 109) е 200 км/сек. 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.

Бележки[редактиране | редактиране на кода]

Ръкави (N – песичат главната ос от север S – пресичат главната ос от юг) Растояние от центъра (N/S) Растояние 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 малк 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]

Бъдещето на Андромеда[редактиране | редактиране на кода]

Учените смятат че след около 2 – 2,5 милиарда години Андромеда ще се сблъска с нашата галактика Млечния път, и ще се образува една по-голяма галактика.

Бележки[редактиране | редактиране на кода]

  1. ^ 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.
  2. ^ Jump up to:a b Blue absolute magnitude of −20.89 – Color index of 0.63 = −21.52
  3. Jump up^ J00443799+4129236 is at celestial coordinates R.A. 00h 44m 37.99s, Dec. +41° 29′ 23.6″.
  4. Jump up^ Blue absolute magnitude of −21.58 (see reference) – Color index of 0.63 = absolute visual magnitude of −22.21

Линкове[редактиране | редактиране на кода]

Wikimedia Commons has media related to Andromeda Galaxy.

Външни препратки[редактиране | редактиране на кода]