Andromeda Galaksisi -Andromeda Galaxy

Andromeda Galaksisi
Uydu galaksileri M32 ( galaktik çekirdeğin sol üzerinde merkez ) ve M110 (galaksinin altında merkez sol ) ile Andromeda Galaksisi
Gözlem verileri ( J2000 dönemi )
Telaffuz	/ æ n ˈ d r ɒ m ɪ d ə /
takımyıldız	Andromeda
sağ yükseliş	00 sa 42 dk 44,3 sn
sapma	+41° 16' 9"
kırmızıya kayma	z = −0.001004 (eksi işareti blueshift'i gösterir )
güneş radyal hızı	-301 ± 1 km/s
Mesafe	765  kpc (2.50  Milyar )
Görünen büyüklük  (V)	3.44
Mutlak büyüklük  (V)	-21.5
Özellikler
Tip	SA(lar)b
Yığın	(1,5 ± 0,5) × 10 12  M ☉
yıldız sayısı	~1 trilyon (10 12 )
Boyut	46,56  kpc (152  kly ) (çap; 25,0 mag/ arksn 2 B-bandı izofot)
Görünen boyut  (V)	3,167° × 1°
Diğer atamalar
M 31, NGC 224, UGC 454, PGC 2557, 2C 56 (Çekirdek), CGCG 535-17, MCG +07-02-016, IRAS 00400+4059, 2MASX J00424433+4116074, GC 116, h 50, Bode 3, Flamsteed 58, Hevelius 32, Ha 3.3, IRC +40013

Messier 31 , M31 veya NGC 224 olarak da bilinen Andromeda Gökadası (IPA: / æ n ˈ d r ɒ m ɪ d ə / ) ve orijinal olarak Andromeda Bulutsusu , yaklaşık 46,56 kiloparsek (152.000) çapında bir çubuklu sarmal gökadadır . ışıkyılı) Dünya'dan yaklaşık 2,5 milyon ışıkyılı (765 kiloparsek ) ve Samanyolu'na en yakın büyük galaksi . Galaksinin adı , Yunan mitolojisinde Perseus'un karısı olan prensesin adını taşıyan Andromeda takımyıldızının göründüğü Dünya göğü alanından gelmektedir .

Andromeda Galaksisinin viral kütlesi , 1 trilyon güneş kütlesinde (2,0 × 10 ⁴² kilogram ) Samanyolu'nunkiyle aynı büyüklüktedir  . Her iki galaksinin kütlesini kesin olarak tahmin etmek zordur, ancak uzun süredir Andromeda Galaksisinin Samanyolu Galaksisinden %25 ila %50 oranında daha büyük olduğu düşünülüyordu. Bu, Samanyolu'nun daha yüksek bir kütlesini tahmin eden 2019 tarihli bir çalışmanın ön raporlarıyla birlikte Andromeda Galaksisinin kütlesi hakkında daha düşük bir tahmine atıfta bulunan 2018 tarihli bir çalışma tarafından sorgulandı. Andromeda Galaksisi yaklaşık 46,56 kpc (152.000 ışıkyılı) çapa sahiptir ve  bu da onu  genişleme açısından Yerel Grup'un en büyük üyesi yapar .

Samanyolu ve Andromeda galaksilerinin yaklaşık 4-5 milyar yıl içinde çarpışması ve birleşerek potansiyel olarak dev bir eliptik galaksi veya büyük bir merceksi galaksi oluşturması bekleniyor . Görünen büyüklüğü 3,4 olan Andromeda Galaksisi, Messier nesnelerinin en parlakları arasındadır ve aysız gecelerde, orta düzeyde ışık kirliliğine sahip bölgelerden bakıldığında bile Dünya'dan çıplak gözle görülebilir .

gözlem geçmişi

Büyük Andromeda "Nebula" ( sol üstte M110 ), Isaac Roberts tarafından fotoğraflandığı şekliyle , 1899.

964 yılı civarında, İranlı astronom Abd al-Rahman al-Sufi , Andromeda Galaksisini resmi olarak tanımlayan ilk kişi oldu. Sabit Yıldızlar Kitabında bundan "puslu bir leke" veya "küçük bulut" olarak bahsetmiştir .

O dönemin yıldız çizelgeleri onu Küçük Bulut olarak etiketledi . 1612'de Alman astronom Simon Marius , teleskopik gözlemlere dayanarak Andromeda Galaksisinin erken bir tanımını yaptı. Pierre Louis Maupertuis , 1745'te bulanık noktanın bir ada evren olduğunu tahmin etti. 1764'te Charles Messier , Andromeda'yı M31 nesnesi olarak katalogladı ve çıplak gözle görülebilmesine rağmen yanlışlıkla Marius'u kaşif olarak gösterdi. 1785'te gökbilimci William Herschel , Andromeda'nın çekirdek bölgesinde soluk kırmızımsı bir renk tonu fark etti. Andromeda'nın tüm "büyük bulutsular " arasında en yakını olduğuna inandı ve bulutsunun rengine ve büyüklüğüne dayanarak, Sirius'tan 2.000 kat daha fazla veya kabaca 18.000  ışıkyılı (5,5  kpc ) fazla olmadığını yanlış bir şekilde tahmin etti. . 1850'de, Rosse'nin 3. Kontu William Parsons, Andromeda'nın sarmal yapısının ilk çizimini yaptı .

1864'te Sir William Huggins , Andromeda'nın spektrumunun gazlı bir bulutsudan farklı olduğunu kaydetti . Andromeda'nın spektrumları, bir nesnenin kimyasal bileşimini tanımlamaya yardımcı olan koyu soğurma çizgileriyle üst üste bindirilmiş bir frekans sürekliliği gösterir . Andromeda'nın tayfı, tek tek yıldızların tayflarına çok benzer ve bundan Andromeda'nın yıldız doğasına sahip olduğu sonucu çıkarıldı. 1885'te Andromeda'da bir süpernova ( S Andromedae olarak bilinir ) görüldü, bu galakside gözlemlenen ilk ve şimdiye kadar tek süpernova. O zamanlar "Nova 1885" olarak adlandırılıyordu - modern anlamda " nova " ile süpernova arasındaki fark henüz bilinmiyordu. Andromeda yakın bir nesne olarak kabul edildi ve "nova" nın sıradan novalardan çok daha parlak olduğu anlaşılmadı.

1888'de Isaac Roberts , hala galaksimizde bir bulutsu olduğu düşünülen Andromeda'nın ilk fotoğraflarından birini çekti. Roberts, Andromeda ve benzeri "spiral bulutsuları" oluşan yıldız sistemleri olarak yanlış anladı .

1912'de Vesto Slipher , Güneş Sistemine göre Andromeda'nın radyal hızını ölçmek için spektroskopiyi kullandı ; bu , 300 km/s (190 mil/s) ile şimdiye kadar ölçülen en yüksek hızdır.

ada evren

Andromeda Galaksisinin (M31) Andromeda takımyıldızındaki konumu.

1755 gibi erken bir tarihte Alman filozof Immanuel Kant , Evrensel Doğa Tarihi ve Göklerin Teorisi adlı kitabında Samanyolu'nun birçok gökadadan yalnızca biri olduğu hipotezini öne sürdü . Samanyolu gibi bir yapının yukarıdan bakıldığında dairesel bir bulutsu, belirli bir açıdan bakıldığında ise eliptik bir bulutsu gibi görüneceğini savunarak, o dönemde başka türlü açıklanamayan Andromeda gibi gözlemlenen eliptik bulutsuların gerçekten de galaksiler olduğu sonucuna vardı. Samanyolu'na benzer.

1917'de Heber Curtis , Andromeda'da bir nova gözlemledi . Fotoğraf kayıtları aranırken 11 nova daha keşfedildi. Curtis, bu novaların gökyüzünün başka yerlerinde meydana gelenlerden ortalama olarak 10 kadir daha sönük olduğunu fark etti. Sonuç olarak, 500.000 ışıkyılılık (3,2 × 10 ¹⁰  AU) bir mesafe tahmini elde edebildi. Sarmal bulutsuların aslında bağımsız galaksiler olduğunu savunan sözde "ada evrenler" hipotezinin savunucusu oldu .

Çok Büyük Teleskop'un sol üst kısmına yakın Andromeda Gökadası . Üstte Üçgen Galaksisi görülüyor.

1920'de Harlow Shapley ve Curtis arasında Samanyolu'nun doğası, sarmal bulutsular ve evrenin boyutları hakkında Büyük Tartışma gerçekleşti . Curtis, Büyük Andromeda Bulutsusu'nun aslında bir dış gökada olduğu iddiasını desteklemek için, Andromeda içinde kendi gökadamızdaki toz bulutlarına benzeyen karanlık şeritlerin görünümünün yanı sıra Andromeda Gökadasının önemli Doppler kaymasına ilişkin tarihsel gözlemlere de dikkat çekti . 1922'de Ernst Öpik , yıldızlarının ölçülen hızlarını kullanarak Andromeda'nın mesafesini tahmin etmek için bir yöntem sundu. Elde ettiği sonuç, Andromeda Bulutsusu'nu galaksimizin çok dışına, yaklaşık 450 kpc (1.500 kly) uzaklıkta yerleştirdi. Edwin Hubble , 1925'te Andromeda'nın astronomik fotoğraflarında galaksi dışı Cepheid değişken yıldızlarını ilk kez tanımladığında tartışmayı sonlandırdı . Bunlar 100 inçlik (2,5 m) Hooker teleskopu kullanılarak yapıldı ve Büyük Andromeda Bulutsusu'nun mesafesinin belirlenmesini sağladılar. Ölçümü, bu özelliğin kendi galaksimizdeki bir yıldız ve gaz kümesi olmadığını, Samanyolu'ndan önemli bir uzaklıkta bulunan tamamen ayrı bir galaksi olduğunu kesin olarak gösterdi.

1943'te Walter Baade , Andromeda Galaksisinin merkez bölgesindeki yıldızları çözümleyen ilk kişiydi. Baade, metalikliklerine göre iki farklı yıldız popülasyonu tanımladı ve diskteki genç, yüksek hızlı yıldızları Tip I ve şişkinlikteki daha yaşlı, kırmızı yıldızları Tip II olarak adlandırdı. Bu terminoloji daha sonra Samanyolu'ndaki ve başka yerlerdeki yıldızlar için benimsendi. (İki ayrı popülasyonun varlığı daha önce Jan Oort tarafından not edilmişti .) Baade ayrıca, Andromeda'ya ve evrenin geri kalanına olan mesafe tahmininin iki katına çıkmasına neden olan iki tür Cepheid değişken yıldızı olduğunu keşfetti.

1950'de Andromeda Galaksisinden gelen radyo emisyonu, Jodrell Bank Gözlemevinde Hanbury Brown ve Cyril Hazard tarafından tespit edildi . Galaksinin ilk radyo haritaları , 1950'lerde John Baldwin ve Cambridge Radyo Astronomi Grubu'ndaki işbirlikçileri tarafından yapılmıştır . Andromeda Galaksisinin çekirdeği, 2C radyo astronomi kataloğunda 2C 56 olarak adlandırılır. 2009 yılında Andromeda Galaksisinde ilk gezegen keşfedilmiş olabilir. Bu, ışığın büyük bir nesne tarafından saptırılmasından kaynaklanan mikromercekleme adı verilen bir teknik kullanılarak tespit edildi .

Westerbork Sentez Radyo Teleskobu , Effelsberg 100 m Radyo Teleskobu ve Çok Büyük Dizi ile doğrusal polarize radyo emisyonu gözlemleri, gaz ve yıldız oluşumunun "10 kpc halkası" boyunca hizalanmış düzenli manyetik alanları ortaya çıkardı. Toplam manyetik alan yaklaşık 0,5 nT'lik bir güce sahiptir ve bunun 0,3 nT'si sıralıdır.

Genel

Andromeda Galaksisinin bizim galaksimize olan tahmini uzaklığı, 1953'te başka, daha sönük bir Cepheid değişken yıldızı olduğu keşfedildiğinde iki katına çıktı . 1990'larda, Sefeid mesafelerini kalibre etmek için Hipparcos uydu ölçümlerinden hem standart kırmızı devlerin hem de kırmızı küme yıldızlarının ölçümleri kullanıldı.

Oluşum ve tarih

NASA'nın Geniş Alan Kızılötesi Araştırma Kaşifi tarafından görüldüğü şekliyle Andromeda Galaksisi .

Andromeda Galaksisi, kabaca 10 milyar yıl önce daha küçük protogalaksilerin çarpışması ve müteakip birleşmesinden oluştu .

Bu şiddetli çarpışma, galaksinin (metal açısından zengin) galaktik halesinin ve geniş diskinin çoğunu oluşturdu . Bu çağda, yıldız oluşum hızı, kabaca 100 milyon yıl boyunca parlak bir kızılötesi gökada olma noktasına kadar çok yüksek olurdu . Andromeda ve Üçgen Galaksisi (M33) 2-4 milyar yıl önce çok yakın bir geçişe sahipti. Bu olay, Andromeda Gökadası'nın diski boyunca yüksek oranda yıldız oluşumu -hatta bazı küresel kümeler- üretti ve M33'ün dış diskini bozdu.

Son 2 milyar yılda, Andromeda'nın diski boyunca yıldız oluşumunun neredeyse hareketsizlik noktasına kadar azaldığı düşünülüyor. M32 , M110 gibi uydu galaksilerle veya Andromeda Galaksisi tarafından zaten emilmiş olan diğerleri ile etkileşimler olmuştur. Bu etkileşimler, Andromeda'nın Dev Yıldız Akıntısı gibi yapılar oluşturdu . Yaklaşık 100 milyon yıl önceki bir galaktik birleşmenin, Andromeda'nın merkezinde bulunan ters yönde dönen bir gaz diskinin yanı sıra orada nispeten genç (100 milyon yaşında) bir yıldız popülasyonunun varlığından sorumlu olduğuna inanılıyor.

Mesafe tahmini

Dünya'dan Andromeda Galaksisine olan mesafeleri tahmin etmek için en az dört farklı teknik kullanılmıştır. 2003'te, kızılötesi yüzey parlaklık dalgalanmaları (I-SBF) kullanılarak ve yeni periyot-parlaklık değeri ve -0,2 mag dex ^-1 in (O/H) metaliklik düzeltmesi için ayarlanarak , tahmini 2,57 ± 0,06 milyon ışık- yıl (1.625 × 10 ¹¹  ± 3.8 × 10 ⁹ astronomik birim ) türetildi. 2004 Sefeid değişken yöntemi, mesafenin 2,51 ± 0,13 milyon ışıkyılı (770 ± 40 kpc) olduğunu tahmin etti. 2005 yılında, Andromeda Galaksisi'nde örtülen bir ikili yıldız keşfedildi. İkili, O ve B tipi iki sıcak mavi yıldızdır. Gökbilimciler, yıldızların tutulmalarını inceleyerek boyutlarını ölçebildiler. Yıldızların boyutlarını ve sıcaklıklarını bilerek, mutlak büyüklüklerini ölçebildiler . Görsel ve mutlak büyüklükler bilindiğinde, yıldıza olan mesafe hesaplanabilir. Yıldızlar 2,52 × 10 ⁶  ± 0,14 × 10 ⁶  ıy (1,594 × 10 ¹¹  ± 8,9 × 10 ⁹  AU) uzaklıkta ve tüm Andromeda Gökadası yaklaşık 2,5 × 10 ⁶  ıyı (1,6 × 10 ¹¹  AU) uzaklıkta yer alır. Bu yeni değer, önceki bağımsız Cepheid tabanlı mesafe değeriyle mükemmel bir uyum içindedir. TRGB yöntemi 2005 yılında da kullanıldı ve 2,56 × 10 ⁶  ± 0,08 × 10 ⁶  ıy (1,619 × 10 ¹¹  ± 5,1 × 10 ⁹  AU) mesafe verdi. Birlikte ortalaması alındığında, bu mesafe tahminleri 2,54 × 10 ⁶  ± 0,11 × 10 ⁶  ışık (1,606 × 10 ¹¹  ± 7,0 × 10 ⁹  AU) değerini verir. ^^^^^^^

Toplu tahminler

Andromeda Galaksisi , GALEX (2003) tarafından ultraviyole olarak resmedilmiştir.

Ölçeklendirmek için her bir galaksinin boyutunu ve iki galaksi arasındaki mesafeyi gösteren çizim.

Andromeda Galaksisinin etrafındaki dev hale.

2018 yılına kadar, Andromeda Gökadası'nın halesi ( karanlık madde dahil ) için kütle tahminleri yaklaşık olarak 1,5 × 10¹²  M _☉ , 8 × 10 Samanyolu için ¹¹ M _{☉ .} Bu, Andromeda Galaksisi ve Samanyolu'nun kütle olarak neredeyse eşit olduğunu gösteren önceki ölçümlerle çelişiyordu.

2018 yılında kütle eşitliği radyo sonuçlarıyla yaklaşık 8 × 10 olarak yeniden kuruldu.¹¹  _Ay ☉ . 2006 yılında, Andromeda Galaksisinin küresel küresinin Samanyolu'nunkinden daha yüksek bir yıldız yoğunluğuna sahip olduğu belirlendi ve galaktik yıldız diskinin çapının Samanyolu'nunkinin yaklaşık iki katı olduğu tahmin edildi. Andromeda Galaksisinin toplam kütlesinin 8 × 10arasında olduğu tahmin ediliyor.¹¹  M _☉ ve 1,1 × 10¹²  _Ay ☉ . M31'in yıldız kütlesi 10–15 × 10¹⁰  M _☉ , bu kütlenin %30'u merkezi çıkıntıda , %56'sı diskte ve geri kalan %14'ü yıldız halesindedir . Radyo sonuçları (Samanyolu Galaksisine benzer kütle), 2018 itibariyle en olası olarak alınmalıdır, ancak bu konu dünya çapında bir dizi araştırma grubu tarafından hala aktif bir şekilde araştırılmaktadır.

2019 itibariyle, kaçış hızına ve dinamik kütle ölçümlerine dayalı mevcut hesaplamalar, Andromeda Galaksisini 0,8 × 10 olarak gösteriyor. Samanyolu'nun yeni kütlesinin yalnızca yarısı olan ¹² M _{☉ , 2019'da 1,5} × 10¹²  _Ay ☉ .

Andromeda Galaksisinin yıldızlararası ortamı , yıldızlara ek olarak en az 7,2 × 10⁹  M _☉ nötr hidrojen formunda, en az 3,4 × 10⁸  M _☉ moleküler hidrojen olarak (en içteki 10 kiloparsek içinde) ve 5,4 × 10⁷  M _☉ toz . _

Andromeda Galaksisi, galaksideki yıldızların kütlesinin yarısını içerdiği tahmin edilen devasa bir sıcak gaz halesi ile çevrilidir. Neredeyse görünmez hale, bulunduğu galaksiden Samanyolu Galaksimizin yarısına kadar yaklaşık bir milyon ışıkyılı uzanır. Galaksi simülasyonları, halenin Andromeda Galaksisi ile aynı zamanda oluştuğunu gösteriyor. Halo, süpernovalardan oluşan hidrojen ve helyumdan daha ağır elementler açısından zengindir ve özellikleri, Galaksinin renk-büyüklük diyagramının "yeşil vadisinde" yer alan bir galaksi için beklenen özelliklerdir (aşağıya bakın ). Andromeda Galaksisinin yıldızlarla dolu diskinde süpernovalar patlar ve bu ağır elementleri uzaya fırlatır. Andromeda Galaksisinin ömrü boyunca, yıldızları tarafından yapılan ağır elementlerin neredeyse yarısı, galaksinin 200.000 ışıkyılı çapındaki yıldız diskinin çok ötesine fırlatıldı.

parlaklık tahminleri

Samanyolu ile karşılaştırıldığında, Andromeda Galaksisi ağırlıklı olarak 7 × 10 yaşından büyük yıldızlara sahip görünüyor.⁹ yıl Andromeda Galaksisinin tahmini parlaklığı , ~2,6 × 10¹⁰  L _☉ , kendi galaksimizden yaklaşık %25 daha yüksektir. Bununla birlikte, galaksinin Dünya'dan görüldüğü gibiyüksek bir eğimi vardır ve yıldızlararası tozu bilinmeyen miktarda ışığı emer, bu nedenle gerçek parlaklığını tahmin etmek zordur ve diğer yazarlar Andromeda Galaksisinin parlaklığı için başka değerler vermiştir (hatta bazı yazarlarSamanyolu'nun 10 megaparsek yarıçapı içinde , Sombrero Galaksisinden sonra, -22.21 civarında veya yakın bir mutlak büyüklüğe sahip ikinci en parlak galaksi olduğunu öne sürüyoruz).

2010'da yayınlanan Spitzer Uzay Teleskobu'nun yardımıyla yapılan bir tahmin , -20,89'luk (mavi renkte) mutlak bir büyüklük önermektedir (bu, +0,63'lük bir renk indeksi ile -21,52'lik bir mutlak görsel kadir anlamına gelir, bu değer -20,9'dur. Samanyolu) ve bu dalga boyunda toplam parlaklık 3,64 × 10¹⁰  litre _☉ .

Samanyolu'ndaki yıldız oluşum oranı çok daha yüksektir, Andromeda Galaksisi Samanyolu için 3-5 güneş kütlesine kıyasla yılda yalnızca yaklaşık bir güneş kütlesi üretir. Samanyolu'ndaki nova oranı da Andromeda Galaksisinin iki katıdır. Bu, Samanyolu'nun bir zamanlar büyük bir yıldız oluşumu aşaması yaşadığını, ancak şimdi göreli bir durgunluk durumunda olduğunu, Samanyolu'nun ise daha aktif yıldız oluşumu yaşadığını gösteriyor. Bu devam ederse, Samanyolu'nun parlaklığı sonunda Andromeda Galaksisininkini geçebilir.

Son araştırmalara göre, Andromeda Galaksisi, Galaksinin renk-büyüklük diyagramında "yeşil vadi" olarak bilinen, "mavi bulut"tan (galaksiler aktif olarak yeni yıldızlar oluşturan galaksiler) geçiş halindeki Samanyolu gibi galaksilerin yaşadığı bir bölgede yer alır. ) "kırmızı diziye" (yıldız oluşumu olmayan galaksiler). Yeşil vadi galaksilerindeki yıldız oluşumu aktivitesi, yıldızlararası ortamda yıldız oluşturan gaz tükendikçe yavaşlıyor. Andromeda Galaksisine benzer özelliklere sahip simüle galaksilerde, Andromeda Galaksisi ile Samanyolu Galaksisi arasındaki çarpışma nedeniyle yıldız oluşum hızında beklenen kısa vadeli artışı hesaba katarak bile, yıldız oluşumunun yaklaşık beş milyar yıl içinde sönmesi bekleniyor. Yol.

Yapı

Andromeda Galaksisi ( aşağıda M110 ), NASA'nın dört Büyük Uzay Gözlemevi'nden biri olan Spitzer Uzay Teleskobu tarafından kızılötesi olarak görülüyor .

Andromeda Galaksisinin Spitzer tarafından kızılötesi olarak çekilmiş görüntüsü, 24 mikrometre (Kredi: NASA / JPL – Caltech /Karl D. Gordon, University of Arizona ).

Andromeda Galaksisinin Galaxy Evolution Explorer görüntüsü. Galaksinin çarpıcı halkalarını oluşturan mavi-beyaz şeritler, sıcak, genç ve büyük kütleli yıldızları barındıran mahallelerdir. Koyu mavi-gri soğuk toz şeritleri, yoğun bulutlu kozalarda şu anda yıldız oluşumunun gerçekleştiği bölgeleri izleyerek bu parlak halkaların karşısında net bir şekilde ortaya çıkıyor. Görünür ışıkta gözlemlendiklerinde, Andromeda Galaksisinin halkaları daha çok sarmal kollara benziyor. Ultraviyole görüntü, bu kolların daha önce NASA'nın Spitzer Uzay Teleskobu ile kızılötesi dalga boylarında gözlemlenen halka benzeri yapıya daha yakından benzediğini gösteriyor . İkincisini kullanan gökbilimciler, bu halkaları galaksinin 200 milyon yıldan daha uzun bir süre önce komşusu M32 ile doğrudan çarpışmaya karıştığının kanıtı olarak yorumladılar.

Andromeda Gökadası, görünür ışıktaki görünümüne bağlı olarak , sarmal gökadaların de Vaucouleurs–Sandage genişletilmiş sınıflandırma sisteminde bir SA(s)b gökadası olarak sınıflandırılır. Bununla birlikte, 2MASS araştırmasından ve Spitzer Uzay Teleskobu'ndan alınan kızılötesi veriler , Andromeda'nın aslında Samanyolu gibi çubuklu bir sarmal gökada olduğunu ve Andromeda'nın çubuk ana ekseninin disk ana ekseninden saat yönünün tersine 55 derece yönlenmiş olduğunu gösterdi.

Astronomide bir galaksinin boyutunu belirlemede kullanılan çeşitli yöntemler vardır ve her yöntem diğerine göre farklı sonuçlar verebilmektedir. En yaygın olarak kullanılan D ₂₅ standardıdır - B bandındaki bir galaksinin fotometrik parlaklığının (445 nm ışık dalga boyu, görünür spektrumun mavi kısmında ) 25 mag/arcsec2'ye ulaştığı ^izofot . Parlak Galaksilerin Üçüncü Referans Kataloğu (RC3), 1991'de Andromeda için bu standardı kullandı ve 2,5 milyon ışıkyılı uzaklıkta 46,56 kiloparsek (152.000 ışıkyılı) izofotal çap verdi. 1981'den önceki bir tahmin, Andromeda için 54 kiloparsek (176.000 ışıkyılı) bir çap verdi.

Keck teleskopları tarafından 2005 yılında yapılan bir araştırma , galaksiden dışarı doğru uzanan ince bir yıldız serpintisinin veya galaktik halenin varlığını gösteriyor . Bu haledeki yıldızlar, Andromeda'nın ana galaktik diskindekilerden farklı davranırlar; burada daha düzenli yörüngelere ve 200 km/s'lik sabit hızlara sahip ana diskteki yıldızların aksine oldukça dağınık yörünge hareketleri gösterirler. Bu dağınık hale, Andromeda'nın 67.45 kiloparsek (220.000 ışıkyılı) çapındaki ana diskinden dışarıya doğru uzanıyor.

Galaksi, Dünya'ya göre tahmini olarak 77° eğimlidir (burada 90°'lik bir açı tam kenardan olacaktır). Galaksinin enine kesit şeklinin analizi, sadece düz bir diskten ziyade, belirgin, S şeklinde bir bükülme gösteriyor gibi görünüyor. Böyle bir bükülmenin olası bir nedeni, Andromeda Galaksisi yakınlarındaki uydu galaksilerle yerçekimi etkileşimi olabilir. Galaxy M33 , Andromeda'nın kollarındaki bir miktar sapmadan sorumlu olabilir, ancak daha kesin mesafeler ve radyal hızlar gerekli.

Spektroskopik çalışmalar , çekirdekten radyal mesafenin bir fonksiyonu olarak Andromeda Galaksisinin dönme hızının ayrıntılı ölçümlerini sağlamıştır . Dönme hızı, çekirdekten 1.300 ıy'da (82.000.000 AU) maksimum 225 km/s (140 mi/s)  değerine sahiptir  ve minimum değeri muhtemelen 7.000 ıy'da 50 km/s (31 mi/s) kadar düşüktür. çekirdekten ly (440.000.000 AU). Daha ileride, dönme hızı 33.000 ıy (2.1 × 10 ⁹ AU) yarıçapına yükselir ve  burada 250 km/s (160 mi/s)'lik bir zirveye ulaşır. Hızlar, bu mesafenin ötesinde yavaşça düşerek 80.000 ıy'da (5,1 × 10 ⁹  AU) yaklaşık 200 km/s'ye (120 mi/s) düşer. Bu hız ölçümleri, yaklaşık 6 × 106'lık bir konsantre kütle anlamına gelir.⁹  M _☉ çekirdekte ._ Galaksinin toplam kütlesi doğrusal olarak 45.000 ışıkyılıya (2,8 × 10 ⁹  AU) yükselir, ardından bu yarıçapın ötesinde daha yavaş artar.

Andromeda Galaksisinin sarmal kolları , ilk olarak Walter Baade tarafından ayrıntılı olarak incelenen ve onun tarafından "ipteki boncuklara" benzediği açıklanan bir dizi HII bölgesi tarafından özetlenmiştir. Çalışmaları, galaksimizde olduğundan daha geniş aralıklı olmalarına rağmen sıkıca sarılmış gibi görünen iki sarmal kol gösteriyor. Her bir kolun Andromeda Galaksisinin ana eksenini geçtiği sarmal yapıya ilişkin açıklamaları şu şekildedir ^{§pp1062 §pp92} :

Andromeda Galaksisi yandan bakıldığında yakından görüldüğü için sarmal yapısını incelemek zordur. Galaksinin düzeltilmiş görüntüleri, birbirinden minimum yaklaşık 13.000  ıy (820.000.000  AU ) ile ayrılan ve kabaca 1.600 ıy ( 100.000.000 AU) çekirdekten. Tek bir sarmal kol veya uzun, filamentli ve kalın sarmal kollardan oluşan bir topaklanma modeli gibi alternatif sarmal yapılar önerilmiştir .

Spiral modeldeki bozulmaların en olası nedeninin gökada uyduları M32 ve M110 ile etkileşim olduğu düşünülmektedir . Bu, nötr hidrojen bulutlarının yıldızlardan yer değiştirmesiyle görülebilir .

1998'de Avrupa Uzay Ajansı'nın Kızılötesi Uzay Gözlemevi'nden alınan görüntüler , Andromeda Galaksisinin genel formunun bir halka galaksiye dönüşmekte olabileceğini gösterdi . Galaksi içindeki gaz ve toz, genellikle, bazı astronomlar tarafından ateş çemberi olarak adlandırılan, çekirdekten 32.000 ıy (9.8 kpc) bir yarıçapta oluşan, özellikle belirgin bir halka ile birkaç örtüşen halka halinde oluşturulur . Bu halka, öncelikle soğuk tozdan oluştuğu ve Andromeda Gökadasında meydana gelen yıldız oluşumunun çoğu burada yoğunlaştığı için, gökadanın görünür ışık görüntülerinden gizlenmiştir.

Daha sonra Spitzer Uzay Teleskobu yardımıyla yapılan çalışmalar , Andromeda Galaksisinin kızılötesindeki sarmal yapısının, merkezi bir çubuktan çıkan ve yukarıda belirtilen büyük halkanın ötesine geçen iki sarmal koldan oluştuğunu gösterdi. Ancak bu kollar sürekli olmayıp parçalı bir yapıya sahiptir.

Aynı teleskopla Andromeda Galaksisinin iç bölgesinin yakından incelenmesi, 200 milyon yıldan daha uzun bir süre önce M32 ile etkileşimden kaynaklandığına inanılan daha küçük bir toz halkası da gösterdi. Simülasyonlar, daha küçük galaksinin Andromeda Galaksisinin diskinden Andromeda Galaksinin kutup ekseni boyunca geçtiğini gösteriyor. Bu çarpışma, daha küçük olan M32'nin kütlesinin yarısından fazlasını sıyırdı ve Andromeda'daki halka yapılarını yarattı. Messier 31'in gazında uzun süredir bilinen büyük halka benzeri özelliğin, barycenter'dan dengelenmiş bu yeni keşfedilen iç halka benzeri yapıyla birlikte bir arada bulunması, uydu ile neredeyse kafa kafaya çarpışmayı düşündürdü. Cartwheel karşılaşmasının daha hafif bir versiyonu olan M32 .

Andromeda Galaksisinin geniş halesi üzerine yapılan araştırmalar, bunun kabaca Samanyolu'nunkiyle karşılaştırılabilir olduğunu, haledeki yıldızların genellikle " metal açısından fakir " olduğunu ve daha uzak mesafelerle giderek daha fazla olduğunu gösteriyor. Bu kanıt, iki galaksinin benzer evrimsel yollar izlediğini gösteriyor. Son 12 milyar yılda yaklaşık 100-200 düşük kütleli gökadayı bir araya toplamış ve özümsemiş olmaları muhtemeldir. Andromeda Galaksisi ve Samanyolu'nun geniş halelerindeki yıldızlar, iki galaksi arasındaki mesafenin yaklaşık üçte birini uzatabilir.

çekirdek

Olası ikili yapıyı gösteren Andromeda Gökadası çekirdeğinin Hubble görüntüsü. NASA / ESA  fotoğrafı.

Sanatçının Andromeda Galaksisinin çekirdeği konsepti, süper kütleli bir kara deliği çevreleyen genç, mavi yıldızlardan oluşan bir diskin görüntüsünü gösteriyor. NASA / ESA  fotoğrafı.

Andromeda Galaksisinin tam merkezinde yoğun ve kompakt bir yıldız kümesi barındırdığı bilinmektedir. Büyük bir teleskopta, çevredeki daha dağınık çıkıntıya gömülü bir yıldızın görsel izlenimini yaratır. 1991'de Andromeda Galaksisinin iç çekirdeğini görüntülemek için Hubble Uzay Teleskobu kullanıldı. Çekirdek, 1.5 pc (4.9  ly ) ile ayrılan iki konsantrasyondan oluşur  . P1 olarak adlandırılan daha parlak konsantrasyon, galaksinin merkezinden kaydırılmıştır. Daha sönük konsantrasyon P2, galaksinin gerçek merkezine düşer ve 1993'te 3–5 × 10 ⁷ M _☉ ve 2005'te 1,1–2,3 × 10 ⁸ M _{☉ olarak ölçülen bir} kara delik içerir . Malzemenin hız dağılımı çevresinde ≈ 160 km/s (100  mi/s ) olarak ölçülür  .

Andromeda Galaksisinin merkezinin Chandra X-ışını teleskop görüntüsü. Galaksinin merkezi bölgesindeki bir dizi X-ışını kaynağı, muhtemelen X-ışını ikili yıldızları, sarımsı noktalar olarak görünür. Merkezdeki mavi kaynak, süper kütleli kara deliğin konumunda .

Gözlemlenen çift çekirdeğin, P1'in merkezi karadelik etrafında eksantrik bir yörüngede bulunan bir yıldız diskinin izdüşümü olmasıyla açıklanabileceği öne sürülmüştür . Eksantriklik öyledir ki, yıldızlar yörünge apocenter'da oyalanarak bir yıldız konsantrasyonu yaratır. P2 ayrıca sıcak, spektral A sınıfı yıldızlardan oluşan bir kompakt disk içerir . A yıldızları daha kırmızı filtrelerde belirgin değildir, ancak mavi ve ultraviyole ışıkta çekirdeğe hakim olurlar ve P2'nin P1'den daha belirgin görünmesine neden olurlar.

Keşfedildiği ilk zamanlarda, çift çekirdeğin daha parlak kısmının Andromeda Galaksisi tarafından "yamyamlaştırılan" küçük bir galaksinin kalıntısı olduğu varsayılmış olsa da, bu artık geçerli bir açıklama olarak kabul edilmiyor, çünkü büyük ölçüde böyle bir çekirdek merkezi kara delik tarafından gelgit bozulması nedeniyle son derece kısa bir ömür . P1'in onu stabilize edecek kendi kara deliği olsaydı bu kısmen çözülebilirken, P1'deki yıldızların dağılımı, merkezinde bir kara delik olduğunu göstermez.

Ayrık kaynaklar

Yüksek enerjili X-ışını ve ultraviyole ışıkta Andromeda Galaksisi (5 Ocak 2016'da yayınlandı).

Görünüşe göre, 1968'in sonlarında Andromeda Galaksisinden hiçbir X-ışınları tespit edilmemişti. 20 Ekim 1970'teki bir balon uçuşu, Andromeda Galaksisinden tespit edilebilir sert X-ışınları için bir üst sınır belirledi. Swift BAT tüm gökyüzü araştırması, galaksi merkezinden 6 yay saniyesi uzakta bulunan bir bölgeden gelen sert X-ışınlarını başarıyla tespit etti. 25 keV'nin üzerindeki emisyonun daha sonra 3XMM J004232.1+411314 adlı tek bir kaynaktan kaynaklandığı bulundu ve kompakt bir nesnenin (bir nötron yıldızı veya bir kara delik) bir yıldızdan madde topladığı bir ikili sistem olarak tanımlandı.

O zamandan beri, Avrupa Uzay Ajansı'nın (ESA) yörüngedeki XMM-Newton gözlemevinden alınan gözlemler kullanılarak Andromeda Galaksisinde birden fazla X-ışını kaynağı tespit edildi . Robin Barnard ve ark. bunların gelen gazı milyonlarca kelvine kadar ısıtan ve X-ışınları yayan aday kara delikler veya nötron yıldızları olduğu varsayılmıştır. Nötron yıldızları ve kara delikler esas olarak kütleleri ölçülerek ayırt edilebilir. NuSTAR uzay misyonunun bir gözlem kampanyası , galakside bu türden 40 nesne tanımladı. 2012 yılında, Andromeda Galaksisinde daha küçük bir karadelikten yayılan bir radyo patlaması olan bir mikrokuasar tespit edildi. Progenitör kara delik galaktik merkezin yakınında bulunur ve yaklaşık 10 M _{☉'ye sahiptir} . Avrupa Uzay Ajansı'nın XMM -Newton sondası tarafından toplanan veriler aracılığıyla keşfedildi ve ardından NASA'nın Swift Gama-Ray Burst Mission ve Chandra X-Ray Gözlemevi , Çok Büyük Dizi ve Çok Uzun Temel Dizisi tarafından gözlemlendi . Mikrokuasar, Andromeda Galaksisi içinde ve Samanyolu Galaksisi dışında ilk gözlemlenendi.

küresel kümeler

Andromeda Galaksisindeki yıldız kümeleri.

Andromeda Galaksisi ile ilişkili yaklaşık 460 küresel küme vardır. Mayall II olarak tanımlanan ve Küresel Bir olarak adlandırılan bu kümelerin en büyük kütlesi, Yerel Gökada Grubu'ndaki bilinen diğer tüm küresel kümelerden daha büyük bir parlaklığa sahiptir . Birkaç milyon yıldız içerir ve Samanyolu'ndaki bilinen en parlak küresel küme olan Omega Centauri'nin yaklaşık iki katı kadar parlaktır. Küresel Bir (veya G1), birkaç yıldız popülasyonuna ve sıradan bir küresel için çok büyük bir yapıya sahiptir. Sonuç olarak, bazıları G1'in uzak geçmişte Andromeda tarafından tüketilen bir cüce galaksinin kalan çekirdeği olduğunu düşünüyor. En büyük görünen parlaklığa sahip küresel, güneybatı kolunun doğu yarısında yer alan G76'dır. 037-B327 olarak adlandırılan ve 2006'da Andromeda Gökadası'nın yıldızlararası tozu tarafından yoğun bir şekilde kızardığı keşfedilen başka bir büyük küresel kümenin, G1'den daha büyük ve Yerel Grup'un en büyük kümesi olduğu düşünülüyordu; bununla birlikte, diğer çalışmalar, aslında G1'e benzer özellikler gösterdiğini göstermiştir.

Nispeten düşük bir yaş dağılımı gösteren Samanyolu'nun küresel kümelerinin aksine, Andromeda Gökadası'nın küresel kümeleri çok daha geniş bir yaş aralığına sahiptir: galaksinin kendisi kadar eski sistemlerden birkaç yüz milyon yıl arasındaki daha genç sistemlere kadar. beş milyar yıl.

2005 yılında gökbilimciler Andromeda Galaksisinde tamamen yeni bir tür yıldız kümesi keşfettiler. Yeni bulunan kümeler, küresel kümelerde bulunabilen benzer sayıda yıldız olan yüzbinlerce yıldız içerir. Onları küresel kümelerden ayıran şey, çok daha büyük -birkaç yüz ışıkyılı çapında- ve yüzlerce kat daha az yoğun olmalarıdır. Bu nedenle, yeni keşfedilen genişletilmiş kümelerde yıldızlar arasındaki mesafeler çok daha fazladır.

Andromeda Galaksisindeki en büyük küresel küme olan B023-G078, muhtemelen yaklaşık 100.000 güneş kütlesine sahip merkezi bir ara karadeliğe sahiptir.

Yakın ve uydu galaksiler

Messier 32, merkezin solunda, Messier 110, merkezin sağ alt tarafındadır.

Samanyolu gibi, Andromeda Galaksisi de bilinen 20'den fazla cüce galaksiden oluşan uydu galaksilere sahiptir . Andromeda Gökadasının cüce gökada popülasyonu Samanyolu'nunkine çok benzer, ancak gökadaların sayısı çok daha fazladır. En iyi bilinen ve en kolay gözlemlenen uydu gökadalar M32 ve M110'dur . Mevcut kanıtlara göre, M32'nin geçmişte Andromeda Galaksisi ile yakın bir karşılaşma yaşadığı görülüyor. M32, bir zamanlar yıldız diski M31 tarafından çıkarılan daha büyük bir gökada olabilir ve çekirdek bölgesinde nispeten yakın geçmişe kadar süren keskin bir yıldız oluşumu artışına maruz kalmış olabilir.

M110 ayrıca Andromeda Galaksisi ile etkileşime giriyor gibi görünüyor ve gökbilimciler, Andromeda Galaksisinin halesinde bu uydu galaksilerden sıyrılmış gibi görünen metal açısından zengin yıldızlardan oluşan bir akış buldular. M110, yeni veya devam eden yıldız oluşumunu gösterebilecek tozlu bir şerit içerir. M32'nin de genç bir yıldız popülasyonu var.

Triangulum Galaksisi , Andromeda'dan 750.000 ışıkyılı uzaklıkta bulunan cüce olmayan bir galaksidir . Andromeda'nın uydusu olup olmadığı şu anda bilinmiyor.

2006 yılında, dokuz uydu galaksinin Andromeda Galaksisinin çekirdeğini kesen bir düzlemde yer aldığı keşfedildi; bağımsız etkileşimlerden bekleneceği gibi rastgele düzenlenmezler. Bu, uydular için ortak bir gelgit kaynağına işaret edebilir.

PA-99-N2 olayı ve galaksideki olası ötegezegen

DESI Kaplamalı Andromeda Galaksisi.

PA-99-N2, 1999'da Andromeda Galaksisinde tespit edilen bir mikromercekleme olayıydı. Bunun açıklamalarından biri, kütlesi Güneş'inkinin 0,02 ila 3,6 katı olan bir yıldızın kırmızı bir devin kütleçekimsel merceklenmesidir. yıldız muhtemelen bir gezegen tarafından yörüngededir. Bu olası ötegezegen, Jüpiter'in kütlesinin 6,34 katı bir kütleye sahip olacaktır. Sonunda onaylanırsa, şimdiye kadar bulunan ilk galaksi dışı gezegen olacaktı . Ancak olaydaki anormallikler daha sonra bulundu.

Samanyolu ile Çarpışma

Andromeda Galaksisi Samanyolu'na saniyede yaklaşık 110 kilometre (68 mil) hızla yaklaşıyor. Güneş galaksinin merkezi etrafında yaklaşık 225 km/s (140 mi/s) hızla dönerken, Güneş'e göre yaklaşık 300 km/s (190 mi/s) hızla yaklaştığı ölçülmüştür. Bu, Andromeda Gökadasını gözlemlenebilir maviye kaymış yaklaşık 100 gökadadan biri yapar. Andromeda Gökadası'nın Samanyolu'na göre teğetsel veya yanal hızı, yaklaşan hızından nispeten çok daha küçüktür ve bu nedenle yaklaşık 2,5-4 milyar yıl içinde doğrudan Samanyolu ile çarpışması beklenmektedir. Çarpışmanın olası bir sonucu, galaksilerin birleşerek dev bir eliptik galaksi veya hatta belki de büyük bir disk galaksi oluşturacak olmasıdır . Bu tür olaylar galaksi gruplarındaki galaksiler arasında sık görülür . Bir çarpışma durumunda Dünya'nın ve Güneş Sisteminin kaderi şu anda bilinmiyor. Galaksiler birleşmeden önce, Güneş Sisteminin Samanyolu'ndan çıkarılması veya Andromeda Galaksisine katılması için küçük bir şans var.

amatör gözlem

Dünya'dan gözlemlendiği şekliyle Ay ve Andromeda Galaksisinin boyutlarını gösteren üst üste bindirilmiş resim. Galaksi çok parlak olmadığı için boyutu belli olmuyor.

Çoğu görüntüleme koşulunda, Andromeda Galaksisi çıplak gözle görülebilen en uzak nesnelerden biridir ( M33 ve M81 çok karanlık gökyüzü altında görülebilir ). Galaksi genellikle Cassiopeia ve Pegasus takımyıldızlarına göre gökyüzünde bulunur . Andromeda en iyi Kuzey Yarımküre'de sonbahar gecelerinde yüksekten geçtiğinde görülür, en yüksek noktasına Ekim ayının gece yarısı civarında ve birbirini izleyen her ay iki saat önce ulaşır. Akşamın erken saatlerinde, eylülde doğuda yükselir ve şubatta batıda batar. Güney Yarımküre'den Andromeda Galaksisi, en iyi şekilde mümkün olduğu kadar kuzeyden bakıldığında, Ekim ve Aralık ayları arasında görülebilir. Dürbün , gökadanın bazı büyük yapılarını ve en parlak iki uydu gökadasını , M32 ve M110'u ortaya çıkarabilir . Amatör bir teleskop , Andromeda'nın diskini, en parlak küresel kümelerinden bazılarını, karanlık toz şeritlerini ve büyük yıldız bulutu NGC 206'yı ortaya çıkarabilir .

Ayrıca bakınız

• Messier nesnelerinin listesi
• galaksilerin listesi
• Yeni Genel Katalog

notlar

Referanslar

Dış bağlantılar

• WikiSky'de Andromeda Gökadası : DSS2 , SDSS , GALEX , IRAS , Hidrojen α , X-Ray , Astrofoto , Gökyüzü Haritası , Makaleler ve resimler
• StarDate: M31 Bilgi Sayfası
• Messier 31, SEDS Messier sayfaları
• Günün Astronomi Resmi
  • M31'de Dev Küresel Küme 1998 17 Ekim.
  • M31: Andromeda Galaksisi 2004 18 Temmuz.
  • Andromeda Adası Evren 2005 22 Aralık.
  • Andromeda Adası Evren 2010 9 Ocak.
  • WISE Kızılötesi Andromeda 2010 19 Şubat
• M31 ve merkezi Nükleer Spirali
• Amatör fotoğrafçılık – M31
• Curdridge Gözlemevi'ndeki M31'deki Küresel Kümeler
• Andromeda'ya ilk doğrudan mesafe - Astronomy dergisi makalesi
• SolStation.com'da Andromeda Galaksisi
• The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, & Spaceflight'ta Andromeda Galaksisi
• M31, Andromeda Gökadası NightSkyInfo.com'da
• Than, Ker (23 Ocak 2006). "Garip Düzen: Andromeda'nın Uydu Gökadalarının Hepsi Sıralanmış" . Uzay.com.
• Hubble, Kara Deliğin Etrafında Gizemli Mavi Yıldız Diski Buldu Hubble gözlemleri (20 Eylül 2005), Andromeda çekirdeğindeki kara deliğin kütlesinin 140 milyon güneş kütlesi olduğunu ortaya koydu.
• M31 (Görünen) Novae Sayfası (IAU)
• Çok dalga boylu kompozit
• Andromeda Projesi (kalabalık kaynaklı)
• Gri, Meghan; Szymanek, Nik ; Merrifield, Michael. "M31 – Andromeda Galaksisi" . Derin Gökyüzü Videoları . Brady Haran .
• Takımyıldız Kılavuzunda Andromeda Gökadası (M31)
• APOD – 2013 1 Ağustos (M31'in açısal boyutunun dolunay ile karşılaştırılması)
• Hubble'ın Andromeda Galaksisinin Yüksek Çözünürlüklü Panoramik Görüntüsü
• Creative Commons Astrophotography M31 Andromeda görüntü indirme ve işleme kılavuzu