梅西耶天體目錄/M32
| 梅西耶 32 | |
|---|---|
 矮橢圓星系 M32 | |
| 觀測資料 (w:J2000 曆元) | |
| 星座 | 仙女座 |
| 赤經 | 00h 42m 41.8s[1] |
| 赤緯 | +40° 51′ 55″[1] |
| 紅移 | -200 ± 6 km/s[1] |
| 距離 | 2.49 ± 0.08 百萬光年 (763 ± 24 秒差距)[2][3][4]a |
| 型別 | cE2[1] |
| 視直徑 (V) | 8′.7 × 6′.5[1] |
| 視星等 (V) | 9.0[1] |
| 顯著特徵 | w:衛星星系 of the w:仙女座星系 |
| 其他名稱 | |
| M 32, NGC 221,[1] UGC 452,[1] PGC 2555,[1] Arp 168[1], LEDA 2555 | |
梅西耶 32（也稱為NGC 221和w:勒讓蒂）是距離約265 萬 w:光年 的w:矮橢圓星系，位於w:星座 仙女座。M32 是著名的w:仙女座星系（M31）的w:衛星星系，由w:勒讓蒂在w:1749 年發現。M32 最寬處的直徑僅為 6.5 ± 0.2 千光年[5]。與大多數w:橢圓星系一樣，M32 主要包含較老的暗淡的紅色和黃色恆星，幾乎沒有塵埃或氣體，因此沒有當前的w:恆星形成。[6] 然而，它確實顯示出在相對較近的過去恆星形成的跡象。
M32 的結構和恆星含量很難用傳統的w:星系形成模型來解釋。最近的模擬表明了一種新的場景，其中 M31 的強大潮汐場可以將w:螺旋星系轉化為緻密的橢圓星系。當一個小的螺旋星系落入 M31 的中心部分時，較小的螺旋星系的大部分外層被剝離。星系的中心隆起受到的影響要小得多，並且保留了其形態。潮汐效應觸發了核心的大規模恆星爆發，導致了我們今天觀察到的 M32 的高密度。[7] 還有證據表明 M32 具有一個外部盤。[8]
距離測量
至少有兩種技術被用來測量到 M32 的距離。紅外w:表面亮度波動距離測量技術根據螺旋星系隆起外觀的顆粒度來估計到這些星系的距離。使用這種技術測量到 M32 的距離為 2.46 ± 0.09 百萬光年 (755 ± 28 秒差距)。[2] 然而，M32 足夠近，可以使用w:紅巨星分支頂端 (TRGB) 方法來估計其距離。使用這種技術估計到 M32 的距離為 2.51 ± 0.13 百萬光年 (770 ± 40 秒差距)。[3][4] 這些距離測量的平均值給出 2.49 ± 0.08 百萬光年 (763 ± 24 秒差距) 的距離估計。b
最近的一篇論文認為，M32 實際上可能是一個正常的（非矮星系）星系，實際上距離我們三倍遠，位於w:本星系群之外。[9]
註釋
參考文獻
- ↑ a b c d e f g h i j "NASA/IPAC Extragalactic Database". Results for NGC 221. Retrieved 2006-11-29.
- ↑ a b Jensen, Joseph B.; Tonry, John L.; Barris, Brian J.; Thompson, Rodger I.; Liu, Michael C.; Rieke, Marcia J.; Ajhar, Edward A.; Blakeslee, John P. (2003). "Measuring Distances and Probing the Unresolved Stellar Populations of Galaxies Using Infrared Surface Brightness Fluctuations". Astrophysical Journal. 583 (2): 712–726. doi:10.1086/345430.
{{cite journal}}: Unknown parameter|month=ignored (help)CS1 maint: multiple names: authors list (link) - ↑ a b I. D. Karachentsev, V. E. Karachentseva, W. K. Hutchmeier, D. I. Makarov (2004). "A Catalog of Neighboring Galaxies". Astronomical Journal. 127: 2031–2068. doi:10.1086/382905.
{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link) - ↑ a b Karachentsev, I. D.; Kashibadze, O. G. (2006). "從區域性速度場畸變估算的本星系群和M81星系團質量". 天體物理學. 49 (1): 3–18. doi:10.1007/s10511-006-0002-6.
{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link) - ↑ 直徑 = 距離 × sin(直徑角) = 6.5 ± 0.2 千秒差距直徑
- ↑ Kepple, George Robert (1998). 夜空觀測指南，卷1. Willmann-Bell, Inc. p. 17. ISBN 0-943396-58-1.
{{cite book}}: Unknown parameter|coauthors=ignored (|author=suggested) (help) - ↑ Bekki, Kenji; Couch, Warrick J.; Drinkwater, Michael J.; Gregg, Michael D. (2001). "M32 的一種新的形成模型：一個被剝離的早期螺旋星系？". 天體物理學雜誌. 557: L39. doi:10.1086/323075.
{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link) - ↑ Graham, A. W. (2002). "典型緊湊橢圓星系 M32 外盤存在的證據". 天體物理學雜誌快報. 568: L13. doi:10.1086/340274.
- ↑ Young, K. S. 等人。 (2008), M32 作為 M31 的緊湊矮星系衛星而不是更遙遠的正常星系的證據的批判性回顧
