메시에 32

Messier 32
메시에 32
M32 Francione inverted.jpg
왜소 위성 은하 메시에 32
관측 데이터(J2000 epoch)
별자리안드로메다
우측 상승00h 42m 41.8s[1]
탈위임+40° 51′ 55″[1]
레드시프트-200 ± 6km/s[1]
거리2.49 ± 0.08만 광년(763 ± 24 kpc)[2][3][4][a]
겉보기 크기 (V)8.08[5][6]
특성.
유형cE2[1]
겉보기 크기 (V)8′.7 × 6′.5[1]
주목할 만한 특징위성 은하
안드로메다 은하
기타 지정
M 32, NGC 221,[1] UGC 452,[1] PGC 2555,[1] Arp 168,[1] LEDA 2555

메시에 32(M32, NGC 221)는 태양계로부터 약 265만 광년(81만 pc) 떨어진 왜성 '초기형' 은하로, 안드로메다 별자리에 나타난다. M32는 안드로메다 은하(M31)의 위성 은하로 1749년 기욤 르 겐틸이 발견했다. 그것의 실제 크기는 대략 이다. 지역 은하 중심에서 태양 반경의 3⁄4는, 6,300–6,700 광년(1,900–2,100 pc)으로, 상당히 멀리 떨어져 있다.[7]

은하는 상대적으로 희귀한 소형 타원형(cE)급의 원형이다. 항성의 절반은 330광년(100pc)의 유효 반지름(핵심 내부) 내에 집중된다.[8][9] 중심 항성 첨부의 밀도는 가파르게 증가하여 HST로 해결된 최소 하위 반지름에서 3×107(즉, 3000만)pc−3(파섹 큐브당) pc를 초과하며,[10] 이 중심 항성 클러스터의 반광반경은 약 6파섹(20 ly)이다.[11] 보다 일반적인 타원 은하와 마찬가지로 M32는 대부분 먼지나 가스가 거의 없고 결과적으로 현재의 별 형성이 없는 오래된 희미한 적색 및 황색 별을 포함하고 있다.[12] 그러나 그것은 비교적 최근의 과거에 별 형성의 암시를 보여준다.[13]

이 안드로메다 은하 이미지에서 메시에 32는 중앙의 왼쪽에 있다.
메시에 31(오른쪽 위) 바로 외곽에서 나타날 수 있는 메시에 32. 근처에 있는 메시에 33(하단 왼쪽)도 사진에 찍혀 있다.

오리진스

M32의 구조와 별의 함량은 전통적인 은하 형성 모델로는 설명하기 어렵다. 이론적 주장과[14] 일부 시뮬레이션은 M31의 강한 조수가 나선은하나 렌티컬 은하를 콤팩트한 타원형으로 변화시킬 수 있는 시나리오를 제시한다. 작은 원반 은하가 M31의 중심부에 떨어지면서 외층의 상당 부분이 벗겨질 것이다. 작은 은하의 중심 돌출부는 훨씬 덜 영향을 받고 형태학을 유지한다. 중력 조석효과도 가스를 안쪽으로 몰아 작은 은하 중심부에 별 폭발을 일으켜 오늘날 관측된 M32의 높은 밀도를 초래할 수 있다.[15] M32에는 희미한 외부 원반이 있다는 증거가 있으며,[16] 이와 같이 전형적인 타원형 은하가 아니다.

새로운 시뮬레이션에서는 약 8억년 전 M32에 의한 오프센터 영향이 M31 디스크의 현재 워프(warp)를 설명한다는 것을 발견했다.[17] 그러나 이 특성은 첫 번째 궤도 통과 중에만 발생하는 반면, 조수가 정상 왜성을 M32로 변환하는 데는 많은 궤도가 필요하다. M32 외곽의 관측된 색상과 별의 개체수는 M31의 별빛 후광과 일치하지 않아 M32로 인한 조석 손실은 그들의 원천이 아님을 보여준다.[18] 이러한 상황들을 종합하면 M32는 이미 콤팩트한 상태에서 시작되었고, 자신의 별 대부분을 보유하고 있다는 것을 암시할 수 있다. 적어도 하나의 유사한 cE 은하가 그것을 파괴할 어떤 거대한 동반자도 없이 고립된 채 발견되었다.[19]

또 다른 가설은 M32가 사실 이전의 나선 은하 M32p의 가장 큰 잔해라는 것인데, 이것은 당시 로컬 그룹의 세 번째로 큰 멤버였다.[20] 이 시뮬레이션에 따르면 약 20억년 전 M31(안드로메다)과 M32p가 합병했는데, 이는 현재의 M31 별광 후광의 특이한 구성과 M32의 구조와 내용 모두를 설명할 수 있다.[21]

거리 측정

M32까지의 거리를 측정하기 위해 적어도 두 가지 기법이 사용되었다. 적외선 표면 밝기 변동 거리 측정 기법은 나선은하의 돌출부 외관의 곡물성을 바탕으로 나선은하까지의 거리를 추정한다. 이 기법을 사용하여 M32까지 측정한 거리는 246 ± 0.09만 광년(755 ± 28 kpc)이다.[2] 그러나 M32는 적색 거목(TRGB) 방법의 끝이 그 거리를 추정하는 데 사용될 수 있을 정도로 충분히 가깝다. 이 기법을 사용한 M32까지의 추정 거리는 251 ± 0.13만 광년(770 ± 40 kpc)이다.[3][4] 몇 가지 추가적인 이유로 M32는 뒤에 있는 것이 아니라 M31의 전경에 있는 것으로 생각된다. 그것의 별과 행성상 성운은 전경에 있는 가스나 먼지에 의해 가려지거나 붉어지는 것처럼 보이지 않는다.[22][23] M32에서 별에 의한 M31의 중력 마이크로렌징이 한 사건에서[clarification needed] 관찰되었다[when?].[24]

블랙홀

M32는 초거대 블랙홀을 포함하고 있다. 그것의 질량은 150만에서 500만개의 태양 질량 사이에 있는 것으로 추정되었다.[25][26][27][28][29][30] 중앙에 위치한 희미한 라디오와 X선 소스(현재는 Sgr A*와 유사하게 M32*로 명명됨)는 블랙홀에 가스가 유입되기 때문이다.[31][32]

참고 항목

참조

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외부 링크

좌표: Sky map 00h 42m 41.8s, 40° 51′ 55″