Путешествие по вселенной: Галактика Андромеды
Галактика Андромеды, любительский снимок.
Галактика Андромеды (также известная как Туманность Андромеды, M 31, NGC 224) — спиральная галактика в созвездии Андромеды. Её диаметр составляет около 47 килопарсек, что больше диаметра Млечного Пути, и она содержит в 2,5–5 раз больше звёзд — порядка триллиона. Расстояние до неё — около 800 килопарсек (2,6 млн световых лет), делая её ближайшей крупной галактикой и крупнейшей в Местной группе. Масса Андромеды примерно равна массе Млечного Пути или немного меньше, с учётом тёмной материи.
Галактика Андромеды на ночном небе. Автор фото: Игорь Семенский.
По классификации Хаббла она относится к типу Sb: имеет сферическую подсистему (балдж и гало) и диск с заметными спиральными рукавами. Диск содержит более половины звёздной массы, имеет искривлённую форму и кольцо радиусом 10 килопарсек с областями звездообразования. Бар не наблюдается напрямую, но признаки указывают на его наличие. В центре — двойное ядро, а на периферии — структуры от приливных взаимодействий.
Звёздное население Андромеды в среднем старше, чем в Млечном Пути, с низким темпом звездообразования (0,35–0,4 солнечной массы в год, или 20–30% от Млечного Пути). Известно около 400 шаровых скоплений (в 2–3 раза больше, чем у нас), включая массивные молодые, не имеющие аналогов. Также обнаружены более 35 тысяч переменных звёзд (цефеиды, RR Лиры и др.), одна сверхновая (S Андромеды) и около 50 новых звёзд ежегодно. Есть кандидат в экзопланеты (PA-99-N2b).
Галактика имеет более 20 спутников, в основном карликовые сфероидальные; ярчайшие — M 32 и M 110, возможно, включая Галактику Треугольника.
Андромеда и Млечный Путь сближаются; столкновение и слияние ожидаются через 4 млрд лет.
Самое раннее упоминание — 964 год н.э. В 1923 году Эдвин Хаббл доказал, что это отдельная галактика. Видимая величина +3,44m, угловой диаметр в 6 раз больше Луны, видна невооружённым глазом. Часто фигурирует в научной фантастике.
Эволюционная история отличается от Млечного Пути. Модель 2018 года предполагает столкновение с крупной спиральной галактикой (масса ~40% от Млечного Пути) около 2 млрд лет назад, вызвавшее вспышку звездообразования, утолщение диска и формирование массивного гало. Это объясняет богатое металлами гало и молодые структуры. M 32 может быть остатком слияния, но вопрос дискуссионный.
Масса в пределах 30 килопарсек — 3×10¹¹ солнечных масс (звёзды — 10¹¹). Общая масса с гало — 0,8–1,5×10¹². Абсолютная величина в полосе V — −21,2m. Плоскость наклонена на 12,5° к лучу зрения.
Диск искривлён, с экспоненциальным распределением яркости; окраины голубее и моложе. Спиральные рукава выделяются пылью внутри и областями H II снаружи. Толщина диска — около 5000 световых лет, преимущественно толстый.
Балдж сплюснут (отношение осей 0,6), гало — 0,55. Гало массивнее, чем у Млечного Пути (до 20 млрд звёзд), с высоким содержанием металлов и потоками от слияний.
Ядро двойное: яркая область P1 и тусклая P2 (возможно, с чёрной дырой ~5×10⁷ солнечных масс). Светимость в 60 раз выше среднего шарового скопления.
Приливные структуры (например, Гигантский звёздный поток) простираются до 100 килопарсек, от взаимодействия со спутниками.
Звёздное население: в центре — старые металличные звёзды (11–13 млрд лет); в диске — моложе (3–4 млрд лет). Гало имеет градиент металличности.
Шаровые скопления разнообразны: молодые (100–500 млн лет), средние (5 млрд) и старые (10–12 млрд). Некоторые — промежуточные между скоплениями и карликовыми галактиками.
Межзвёздная среда: атомарный водород (~4×10⁹ солнечных масс), пыль (~5×10⁷), более 3900 областей H II, остатки сверхновых, планетарные туманности (~8000). Газ сосредоточен в диске и рукавах.
Спутники образуют подгруппу Андромеды; взаимодействия вызывают потоки и деформации, как у M 32.
