メシエ 32

メシエ32
矮小衛星銀河メシエ32（中央）
観測データ（J2000 エポック）
星座	アンドロメダ
赤経	00時間42分41.8秒[1]
偏角	+40° 51′ 55″ [1]
赤方偏移	−200 ± 6 km / s [1]
距離	2.49 ± 0.08 百万光年(763 ± 24 kpc ) [2] [3] [4] [a]
見かけの等級 （V）	8.08 [5] [6]
特徴
タイプ	cE2 [1]
見かけの大きさ （V）	8.7フィート×6.5フィート[1]
注目すべき機能	アンドロメダ銀河の衛星銀河
その他の指定
M 32、NGC 221、[1] UGC 452、[1] PGC 2555、[1] Arp 168、[1] LEDA 2555

メシエ 32 ( M32またはNGC 221としても知られる) は、太陽系から約 265 万光年 (81 万パーセク) 離れた、アンドロメダ座 に位置する矮小な「早期型」銀河である。M32 はアンドロメダ銀河(M31)の衛星銀河であり、 1749 年に ギヨーム・ル・ジャンティによって発見された。

この銀河は、比較的珍しいコンパクト楕円銀河 (cE) の原型です。恒星の半分は、有効半径(内核) 330 光年 (100 パーセク) 内に集中しています。^{[7] [8]} 中心恒星カスプの密度は急激に増加し、HST によって分解された最小のサブ半径で 3×10 7 (つまり、3000 万) M ☉ pc −3 (つまり、1 パーセクの 3 乗あたり) を超えます。[ 9 ^]この中心_星団の^半光^半径は約 6 パーセク (20 光年) です。^[10] より一般的な楕円銀河と同様に、M32 には主に古い暗い赤色と黄色の恒星が含まれており、塵やガスはほとんどなく、したがって現在星形成は行われていません。^[11]ただし、比較的最近に星形成があった兆候は見られます。^[12]

M32の構造と恒星の含有量は、従来の銀河形成モデルでは説明が困難です。理論的議論^[13]といくつかのシミュレーションは、M31の 強い潮汐力によって渦巻銀河またはレンズ状銀河がコンパクトな楕円銀河に変化するシナリオを示唆しています。小さな円盤銀河がM31の中心部に落ち込むと、その外層の多くが剥がれます。小さな銀河の中央の膨らみはそれほど影響を受けず、その形態を保持します。重力による潮汐力の影響により、ガスが内側に押し込まれ、小さな銀河の中心部でスターバーストが引き起こされ、今日観測されているM32の高密度が生じている可能性があります。^[14] M32にはかすかな外円盤があるという証拠があり、^[15] そのため、典型的な楕円銀河ではありません。

最近のシミュレーションでは、約8億年前にM32が中心から外れて衝突したことが、M31のディスクの 現在の歪みの原因であることがわかった。 ^[16] しかし、この特徴は最初の軌道通過時にのみ発生するのに対し、潮汐によって通常の矮星がM32に変化するには多くの軌道が必要である。M32の周辺で観測された色と恒星集団は、M31の恒星ハローと一致しておらず、^[17] M32の潮汐損失がその原因ではないことを示している。これらの状況を総合すると、M32はすでにコンパクトな状態で始まり、ほとんどの恒星を保持していた可能性がある。少なくとも1つの同様のcE銀河が、それを打ち負かす巨大な伴星なしで孤立して発見されている。^[18]

もう一つの仮説は、M32は実際にはかつての渦巻銀河M32pの最大の残骸であり、当時は局部銀河群で3番目に大きい銀河であったというものである。^[19]このシミュレーションによれば、M31（アンドロメダ）とM32pは約20億年前に合体しており、現在のM31恒星ハローの異常な構成と、M32の構造と内容の両方を説明できる可能性がある。^[20]

M32までの距離を測定するために、少なくとも2つの技術が使われてきました。赤外線表面輝度変動距離測定技術は、渦巻き銀河のバルジの外観の粒状性に基づいて、その距離を推定します。この技術を使用して測定されたM32までの距離は、246 ± 0.09百万光年（755 ± 28 kpc）です。^[2]しかし、M32は十分近いため、赤色巨星枝の先端（TRGB）法を使用してその距離を推定することができます。この技術を使用してM32まで推定された距離は、251 ± 0.13百万光年（770 ± 40 kpc）です。^{[3] [4]} いくつかの追加の理由により、M32はM31の後ろではなく前景にあると考えられています。その恒星と惑星状星雲は、前景のガスや塵によって隠されたり赤くなったりして見えません。^{[21] [22] M32の星によるM31の} 重力マイクロレンズ効果は、2000年11月末に1回観測された（ピークは2000年12月2日）。^[23]

M32には超大質量ブラックホールがあり、その質量は太陽の150万倍から500万倍と推定されている。^{[24] [25] [26] [27] [28] [29]中心部にある微弱な電波・X線源（現在は}Sgr A* に倣ってM32*と名付けられている）は、ブラックホールへのガスの集積によるものと考えられている。 ^{[30] [31]}

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• アンドロメダの衛星銀河のリスト
• 銀河の一覧

ウィキメディア・コモンズには、メシエ32に関連するメディアがあります。

• 「StarDate: M32 ファクトシート」
• 「SEDS: 楕円銀河 M32」
• メリフィールド、マイケル。「M32 – 矮小楕円銀河」。ディープ スカイ ビデオ。ブレイディ ハラン。
• WikiSkyのメシエ 32 : DSS2、SDSS、GALEX、IRAS、水素α、X 線、天体写真、天空図、記事と画像