Wikipedia

Andromedagalaksen

spiralgalakse, den største galaksen i den lokale galaksehopen og den nærmeste naboen til Melkeveien.

Andromedagalaksen er en spiralgalakse omtrent 780 kiloparsec (2 500 000 lysår; 2,4×1019 kilometer) fra jorden.[4] Galaksen går også under navnene Messier 31, M31 eller NGC 224, og omtales ofte som Den store andromedatåken i eldre tekster. Av de større galaksene er Andromedagalaksen den som ligger nærmest Melkeveien. Navnet kommer fra området på himmelen den befinner seg i – Andromeda, som ble oppkalt etter den mytologiske prinsessen Andromeda. Galaksen er den største galaksen i den lokale gruppen, som også inneholder Melkeveien, Triangelgalaksen og rundt 44 andre mindre galakser.

Andromedagalaksen
Observasjonsdata
Epoke J2000.0
StjernebildeAndromeda
Rektascensjon00t 42m 44.3s[1]
Deklinasjon+41° 16′ 9″[1]
Rødforskyvning−0.001001[A][1]
Radialhastighet−301 ± 1 km/s[2]
Avstand2,54 ± 0,11 Mly (779 ± 34 kpc)[2][3][4][5][6][B]
TypeSA(s)b[1]
Masse~1.5×1012[9]
Størrelse~220 kly (diameter)[10][11] ly
Antall stjerner1 billion (1012)[12]
Tilsynelatende dimensjoner (V)190′ × 60′[1]
Andre betegnelser
M31, NGC 224, UGC 454, PGC 2557, 2C 56 (kjernen),[1] 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
Andromedagalaksen på Commons

Andromedagalaksen er også den mest massive galaksen i den lokale gruppen.[9] Selv om tidligere funn antydet at Melkeveien inneholder mer mørk materie og kunne være den mest massive i grupperingen,[13] avslørte observasjoner gjort av Spitzer-teleskopet i 2006 at Andromeda inneholder en billion (1012) stjerner:[12] minst dobbelt så mange stjerner som estimatene på 200 – 400 milliarder stjerner for Melkeveien.[14]

Andromeda er estimert til å være 1,5×1012 solmasser,[9] mens massen til Melkeveien er estimert til å være 8,5×1011 solmasser. Til sammenligning anslo en studie fra 2009 at Melkeveien og M31 omtrent er like i masse,[15] mens en studie fra 2006 anslo at Melkeveien hadde omtrent 80 % av massen til Andromedagalaksen. Melkeveien og Andromeda forventes å kollidere med hverandre om ca. 3,75 milliarder år, hvor de muligens vil flettes sammen og danne en gigantisk elliptisk galakse[16] eller kanskje en stor skivegalakse.[17]

Med sin tilsynelatende størrelsesklasse på 3,4 er Andromedagalaksen en av de mest lyssterke av alle Messierobjektene,[18] og den er synlig for det blotte øye på månefrie nattehimler selv om man befinner seg i områder med moderat lysforurensning. Når man fotograferer gjennom et større teleskop, synes Andromeda å være mer enn seks ganger så bred som fullmånen, men det er kun den lyse sentralregionen som er synlig for det blotte øye eller når man bruker kikkerter eller mindre teleskop.

Observasjonshistorie

rediger
 
Den store Andromedatåken.
Isaac Roberts (1899)

Den persiske astronomen Abd al-Rahman al-Sufi skrev en linje om det kjedete stjernebildet i sin bok Boken om fiksstjerner rundt 964, hvor han beskrev Andromedagalaksen som en «liten sky».[19][20] Stjernekart fra denne perioden markerte den også som den lille skyen.[20] Den første beskrivelsen av Andromedagalaksen basert på teleskopisk observasjon ble gitt av den tyske astronomen Simon Marius 15. desember 1612.[21] Charles Messier katalogiserte Andromeda som M31 i 1764 og krediterte feilaktig Marius som oppdager, selv om den kan ses med det blotte øye. I 1785 bemerket astronomen William Herschel en svak rødaktig fargetone i kjerneregionen av M31. Han anslo at M31 var den nærmeste av alle de «store tåkene» og basert på fargen og størrelsesklassen til tåken, antok han feilaktig at den ikke lå lenger unna enn 2 000 ganger avstanden til Sirius.[22]

William Huggins observerte spekteret av M31 i 1864, og oppdaget at det avvek fra en gasståke.[23] Spektret av M31 viser et kontinuum av frekvenser, overlagt av mørke absorpsjonslinjer som benyttes ved identifisering av den kjemiske sammensetningen av et objekt. M31s spektrum er svært likt spektrum av mange individuelle stjerner, og av dette ble det utledet at M31 har et stjerneopphav. I 1885 ble det observert en supernova (kjent som S Andromedae) i M31, den første og så langt den eneste som er observert i denne galaksen. På den tiden var M31 ansett å være et nærliggende objekt, og dermed ble denne hendelsen antatt å være en mye mindre lyssterk hendelse kalt nova, og gitt navnet «Nova 1885».[24]

 
M31 over Very Large Telescope.[25]

De første bildene av M31 ble tatt i 1887 av Isaac Roberts fra hans private observatorium i Sussex i England. Den lange eksponeringstiden gjorde det mulig å se spiralstrukturen til galaksen for første gang.[26] På den tiden var imidlertid M31 fortsatt antatt å være en stjernetåke innenfor vår egen galakse, og Roberts trodde da feilaktig at M31 og lignende spiraltåker faktisk var solsystemer som ble dannet, sammen med gryende planeter.[27] I 1912 målte Vesto Slipher ved Lowell-observatoriet radialhastigheten til M31 sammenlignet med vårt solsystem ved bruk av spektroskopi. Resultatet ble den største radialhastigheten registrert på den tiden, med en hastighet på 300 kilometer per sekund (190 mi/s) i retning av solen.[28]

Øy-univers

rediger
 
M31s beliggenhet i stjernebildet Andromeda.

I 1917 observerte den amerikanske astronomen Heber Curtis en nova i M31. Under en gjennomgang av de fotografiske opptakene, ble ytterligere 11 novaer oppdaget. Kurtis merket seg at disse novaene i gjennomsnitt var 10 størrelsesklasser svakere enn de som fant sted andre steder på himmelen. Som et resultat, kom han frem til en estimert avstand på 500 000 lysår (3,2×1010 AE). Han ble en talsmann for hypotesen om det såkalte «øy-universet», som fremhevet at spiraltåker var uavhengige galakser.[29]

I 1920 frant den store debatten mellom Harlow Shapley og Curtis sted, en debatt som omhandlet opphavet til Melkeveien, spiraltåker, og dimensjonene til universet. For å støtte sine påstander om at den store Andromedaskyen er en ekstern galakse, bemerket Curtis også tilstedeværelsen av mørke baner som ligner støvskyer i vår egen galakse, i tillegg til den betydelige Dopplerforskyvningen. I 1922 presenterte Ernst Öpik en metode for å estimere avstanden til M31 ved å bruke de målte hastighetene til stjernene. Resultatene han kom frem til plasserte Andromedagalaksen langt på utsiden av vår egen galakse, i en avstand av ca. 450 000 parsec (1 500 000 ly).[30] Edwin Hubble avsluttet denne debatten i 1925, da han identifiserte ekstragalaktiske kefeider for første gang på astronomiske bilder av M31. Disse bildene ble tatt ved bruk av det 2,5 m (98 ") store Hooker-teleskopet, og de gjorde det mulig å fastslå avstanden til den store Andromedatåken. Hubbles målinger viste tydelig at denne formasjonen ikke er en samling av gass og stjerner innenfor vår egen galakse, men en helt separat galakse beliggende i en betydelig avstand fra vår egen.[31]

Siden M31 er den nærmeste store galaksen – dog ikke den nærmeste galaksen – spiller den en viktig rolle i galaktiske studier. Walter Baade var i 1943 den første personen som identifisere stjerner i den sentrale regionen av Andromedagalaksen. Baade identifiserte to forskjellige populasjoner av stjerner basert på metallisitet. Han ga de unge stjernene med høye hastigheter kallenavnet Type I og de eldre, røde stjernene i bulen for Type II. Denne nomenklaturen ble senere også tilegnet stjerner innenfor vår egen galakse, Melkeveien, og ellers i andre galakser. Eksistensen av to ulike populasjoner hadde tidligere også blitt nevnt av Jan Oort.[32] Baade oppdaget også at der var to typer av Kefeide-variabler, noe som resulterte i en dobling av estimatene for avstanden til M31, samt for resten av universet.[33]

Hanbury Brown og Cyril Hazard var de første til å oppdage radiostråling fra Andromedagalaksen, da de brukte det 218 fot (66 m) store transitteleskopet ved Jodrell Bank Observatory. Oppdagelsen ble kunngjort i 1950.[34][35] Tidligere observasjoner ble gjort av radioastronomi-pioneren Grote Reber i 1940, men observasjonene var ikke av en art man kunne trekke konklusjoner av, og senere ble de funnet å være en størrelsesklasse for høye. De første radiokartene av galaksen ble utarbeidet på 1950-tallet av John Baldwin og samarbeidspartnere ved Cambridge Radio Astronomy Group.[36] Kjernen av Andromedagalaksen går under navnet 2C 56 i radioastronomiens katalog 2C. I 2009 kan den første planeten ha blitt oppdaget i Andromedagalaksen. Kandidaten ble oppdaget med en teknikk kalt mikrolinsing, som forårsakes av avbøyningen av lyset av et massivt objekt.[37]

Generelt

rediger
 
Andromedagalaksen.
Foto: Wide-field Infrared Survey Explorer

Den estimerte avstanden til Andromedagalaksen ble doblet i 1953 da det ble oppdaget at det finnes en annen, svakere type kefeider. På 1990-tallet brukte man Hipparcos-målinger av både røde kjempstjerner og røde klumpstjerner til å kalibrere kefeideavstander.[38][39]

Dannelse og historie

rediger

Ifølge en rapport fra 2010, ble M31 dannet som følge av en kollisjon mellom to mindre galakser for 5 – 9 milliarder år siden.[40] En annen publikasjon fra 2012[41] har tatt for seg M31s grunnleggende historie helt siden galaksen ble dannet. Ifølge denne ble Andromeda til for omtrent 10 milliarder år siden etter en sammenslåing av mange mindre protogalakser. Andromeda var også mindre enn den vi ser i dag.

Den viktigste hendelsen i M31s historie er den sammenslåingen nevnt ovenfor som fant sted for 8 milliarder år siden. Denne voldsomme kollisjonen dannet det meste av den (metallrike) galaktiske haloen og den utvidete skiven, og i denne epoken var Andromedas stjernedannelse svært høy, på grensen til å bli en luminøs infrarød galakse i omtrent 100 millioner år. M31 og Triangelgalaksen (M33) hadde en svært nær passering av hverandre for 2 – 4 milliarder år siden. Denne hendelsen førte til massiv stjernedannelser langs Andromedagalaksens skive – til og med noen kulehoper – og forstyrret M33s ytre skive.

Selv om det har vært aktivitet i løpet av de siste to milliarder år, har denne vært langt lavere enn tidligere. I løpet av denne perioden falt dannelsen av nye stjerner i M31s skive så mye at den nesten stoppet opp, før den relativt nylig tok seg opp igjen. Der har vært vekselvirkninger med andre satellittgalakser, slik som M32, M110 eller andre som allerede har blitt absorbert av M31. Disse vekselvirkningene har dannet strukturer som Andromedas gigantiske stjernestrøm. En sammenslåing for omtrent 100 millioner år siden antas å være årsaken til den motroterende skiven av gass funnet i sentrum av M31, i tillegg til tilstedeværelsen av en relativt ung (100 millioner år gammel) stjernepopulasjon.

Nyere avstandsestimater

rediger

Minst fire forskjellige metoder har blitt brukt for å estimere avstander til Andromedagalaksen.

Ved bruk av infrarød surface brightness fluctuation (I-SBF) med justering for den nye periodeluminositetsverdien til Freedman m.fl. 2001 og en metallisitetkorreksjon på −0,2 mag dex-1 i (O/H), kom man i 2003 fram til et estimat på 2,57 ± 0,06 megalysår (788 ± 18 kpc).

 
Andromedagalaksen fotografert i ultrafiolett lys av GALEX.

Ved bruk av Kefeidevariabelmetoden kom man i 2004 fram til et estimat på 2,51 ± 0,13 Mly (770 ± 40 kpc).[2][3]

I 2005 annonserte Ignasi Ribas (CSIC, Catalonias institutt for romforskning (IEEC)) og kolleger oppdagelsen av en dobbeltstjerneformørkelse i Andromedagalaksen. Dobbeltstjernen, betegnet M31VJ00443799+4129236,[D] har to lyssterke og varme blå stjerner av type O og B. Ved å studere formørkelsen av stjernene, noe som inntreffer hver 3,54969 dag, kunne astronomene måle størrelsene. Ved å vite størrelsene og temperaturene til stjernene, kunne de også måle absolutt størrelsesklasse. Når de synlige og absolutte størrelsesklassene var kjent, kunne også avstanden til stjenen måles. Stjernene ligger ved en avstand på 2,52 ± 0,14 Mly (773 ± 43 kpc) og hele Andromedagalaksen ved omtrent 2,5 Mly (770 kpc).[4] Denne nye verdien stemmer godt overens med den tidligere, uavhengige Kefeide-baserte avstandsveerdien.

M31 er tilstrekkelig nære til at Tip of the Red Giant Branch-metoden (TRGB) også kan benyttes til å estimere avstander. Ved bruk av denne metoden kom man i 2005 frem til en avstand på 2,56 ± 0,08 Mly (785 ± 25 kpc)[5]

Tar man alle disse estimatene, får man et estimert gjennomsnitt på 2,54 ± 0,11 Mly (779 ± 34 kpc).[B] Fra dette er diameteren til det ytterste punktet av M31 estimert til å være 220 ± 3 kly (67 450 ± 920 pc). Ved å bruke trigonometri (vinkeldiameter), gir dette en tilsynelatende vinkel på 4,96° på himmelen.

Masse og luminositetestimater

rediger

Masse

rediger
 
Gigantisk halo rundt Andromedagalaksen.[42]

Masseestimater for Andromedagalaksens halo (inkludert mørk materie) gir en verdi på omtrent 1,5×1012 M☉.[9] (eller 1,5 billioner solmasser) sammenslignet med 8×1011 M☉ for Melkeveien. Dette motsier tidligere målinger, som indikerte at Melkeveien og Andromeda nesten har lik størrelse. Likevel har M31s kuleform faktisk høyre tetthet av stjerner enn Melkeveiens[10] og den galaktiske stjerneskiven er omtrent av dobbel størrelse sammenlignet med Melkeveiens.[10][11] Den totale stjernemassen til Andromeda er estimert til 1,1×1011 M☉,[43][44] eller opp mot 1,5×1011 M☉ ifølge andre estimater, med rundt 30 % av den massen i den sentrale galaktiske bulen, 56 % i skiven og de resterende 14 % i haloen.[45]

I tillegg inneholder M31s interstellare medium minimum 7,2×109 M☉[46] i form av nøytralt hydrogen, minst 3,4×108 M☉ som molekylært hydrogen (innenfor de innerste 10 kiloparsec) og 5,4×107 M☉ med støv.[47]

Studier publisert i 2015, utført med Hubble-teleskopet, har avdekket en stor og massiv halo med varm gass som omgir M31. Denne haloen er estimert å inneholde masse tilsvarende halvparten av stjernene i Andromedagalaksen. Pr. 7. mai 2015 er denne haloen omtrent seks ganger større og 1 000 ganger mer massiv enn tidligere målinger tilsa. Den nesten usynlige haloen strekker seg omtrent en million lysår fra vertsgalaksen, halvveis mot vår egen galakse. Simuleringer antyder at haloen ble dannet på samme tid som Andromedagalaksen. Haloen er beriket med grunnstoffer tyngre enn hydrogen og helium, dannet fra en supernova, og egenskapene er de forventede for en galakse som ligger i den grønne dal av farge-størrelsesklasse-diagrammet (se under). Supernovaen brøt ut i Andromedas stjernefylte skive og slynget disse tyngre grunnstoffene ut i rommet. I løpet av Andromedas levetid har nesten halvparten av de tyngre grunnstoffene produsert av stjernene blitt slynget ut i rommet, langt forbi stjerneskivens diameter på 200 000 lysår.[48][49][50][51]

Luminositet

rediger

M31 synes å ha betydelig mer vanlige stjerner enn Melkeveien, hvor eldre stjerner eldre enn 7×109 år dominerer,[45] og den estimerte lysstyrken til M31, ~2,6×1010 L☉, er omtrent 25 % høyere enn for vår egen galakse.[52] Galaksen har imidlertid en høy inklinasjon sett fra jorden, og det interstellare støvet absorberer en ukjent mengde lys, så det er vanskelig å estimere den nøyaktige lysstyrken. Andre forfattere har gitt andre verdier for lysstyrken til Andromeda, inkludert forslag om at den er den nest lyseste galaksen innenfor en radius på 10 Mpc (33 Mly) fra Melkeveien (Sombrerogalaksen er den lyseste[3] med en absolutt størrelsesklasse på −22,21[E]).

De nyeste estimatene (fra 2010, utført ved hjelp av Spitzer-teleskopet) antyder en absolutt størrelsesklasse (i blått) på -20,89 (det med en fargeindeks på +0,63 oversatt til en absolutt visuell størrelsesklasse på -21,52,[C] sammenlignet med -20,9 for Melkeveien), og en total luminositet på 3,64×1010 L☉ i den bølgelengden.[53]

Frekvensen av stjernedannelse i Melkeveien er mye høyere, der M31 bare produserer om lag én solmasse pr. år sammenlignet med 3 – 5 solmasser for Melkeveien. Frekvensen av supernovaer i Melkeveien er også det dobbelte av M31.[54] Dette tyder på at M31 en gang i tiden hadde en fase med høy stjernedannelse, men at den nå befinner seg i en relativt stillestående fase, samtidig som Melkeveien gjennomgår en mer aktiv fase av stjernedannelse.[52] Hvis dette fortsetter, kan lysstyrken til Melkeveien etter hvert overgå Andromedas lysstyrke.

Nyere studier viser at Andromedagalaksen, akkurat som Melkeveien, ligger i det som i galaksers farge–størrelsesklasse–diagram er kjent som den grønne dal – en region av galakser som er i overgang fra den blå skyen (galakser som aktivt danner nye stjerner) til den røde sekvens (galakser som ikke danner stjerner). Aktiviteten av stjernedannelser i den grønne dal avtar etter hvert som galaksene går tomme for gass i det interstellare materie. I simulerte galakser med tilsvarende egenskaper, vil stjernedannelsen typisk opphøre innen fem milliarder år fra nå, da også hensyntatt den forventede, kortvarige økningen på grunn av kollisjonen mellom Andromeda og Melkeveien.[55]

Struktur

rediger
 
Andromedagalaksen sett i infrarødt av Spitzer-teleskopet, et av NASAs fire Great Space Observatories.
Foto: NASA
 
Bilde av Andromedagalaksen tatt av Spitzer-teleskopet i infrarødt, 24 mikrometer.
Foto: NASA/JPL-Caltech/K. Gordon, University of Arizona
Swift-video av Andromedagalaksen.
Foto: NASA

Basert på hvordan galaksen ser ut i synlig lys, klassifiseres Andromedagalaksen som en SA(s)b-galakse i de Vaucouleurs–Sandage utvidete klassifiseringssystem for spiralgalakser.[1] Data fra 2MASS-målinger viste imidlertid at bulen til M31 hadde en bokslignende form, noe som indikerer at galaksen faktisk er en stavspiralgalakse som Melkeveien.[56] Staven til Andromedagalaksen kan ses omtrent direkte langs den lange aksen.[56]

I 2005 brukte astronomer Keck-teleskoper for å vise at de spinkle dryssene av stjerner som strekker seg utover fra galaksen faktisk er en del av selve hovedskiven.[10][11] Dette betyr at sprialskiven med stjerner i M31 er tre ganger større i diameter enn tidligere anslått, og det beviser at det finnes en stor, utvidet stjerneskive som gjør galaksen over 220 000 lysår (67 000 parsec) i diameter. Tidligere estimater av Andromedas størrelse gikk fra 70 000–120 000 lysår (21 000–37 000 parsec) på tvers.

Galaksens inklinasjon er estimert til 77° i forhold til jorden, der en vinkel på 90° ville være å ha sett den rett fra siden. Analyser av tverrsnittsformen til galaksen viser at den ser ut som en markant, forvrengt S-form snarere enn en flat skive.[57] En mulig årsak til en slik form kan være gravitasjonell vekselvirkning med satellittgalakser nær M31. Galaksen M33 kan være årsaken til noe forvrengning i M31s armer, men mer nøyaktige avstander og radialhastigheter er nødvendig for å kunne fastslå dette.

Spektroskopiske studier har gitt detaljerte målinger av rotasjonshastigheten til M31 ved ulike radier fra kjernen. I nærheten av kjernen når rotasjonshastigheten topper på 225 km/s ved en radius på 1 300 ly, mens den faller til et minimum ved 7 000 ly hvor rotasjonshastigheten kan være så lav som 50 km/s. Deretter stiger hastigehten jevnt utover til en radius på 33 000 ly hvor den når en topp på 250 km/s. Etter det avtar hastigheten sakte til rundt 200 km/s 80 000 ly unna kjernen. Hastighetsmålingene antyder en konsentrert masse på 6×109 M☉ i galaksekjernen. Totalmassen til galaksen øker lineært ut til 45 000 ly, deretter noe saktere utenfor den radiusen.[58]

Spiralarmene til M31 inneholder en rekke H II-regioner, først studert i detalj av Walter Baade og beskrevet av ham som «perler på en snor». Hans studie viser to spiralarmer som fremstår som tett sammenbundne, selv om de er har mer rom i seg enn i vår galakse.[59] Hans beskrivelse av spiralstrukturen, der hver arm krysser hovedaksen til M31, er som følger:[60][61]

Baades spiralarmer for M31
Armer (N=krysser M31s hovedakse i nord, S=krysser M31s hovedakse i sør) Avstand fra senter (bueminutter) (N*/S*) Avstand fra sentrum (kpc) (N*/S*) Merknader
N1/S1 3,4/1,7 0,7/0,4 Støvarm uten OB-forbindelser av H II-regioner.
N2/S2 8,0/10,0 1,7/2,1 Støvarmer med noe OB-forbindelser.
N3/S3 25/30 5,3/6,3 Som for N2/S2, men med noen H II-regioner også.
N4/S4 50/47 11/9,9 Stort antall OB-forbindelser, H II-regioner og lite støv.
N5/S5 70/66 15/14 Som for N4/S4, men mye svakere.
N6/S6 91/95 19/20 Løse OB-forbindelser. Ikke synlig støv.
N7/S7 110/116 23/24 Som for N6/S6, men svakere og vanskelig å se.

Kjernen

rediger
 
HST-bilde av Andromedagalaksens kjerne, som viser en mulig dobbeltstruktur.
Foto: NASA/ESA

Det er kjent at M31 innehar en tett og kompakt stjernehop i sentrum. I et større teleskop ser det ut som en stjerne omgitt av en mer diffus bul. Lysstyrken til kjernen overstiger de fleste luminøse kulehopene.[trenger referanse]

 
Chandra X-ray-bilde av sentrum av M31. En rekke røntgenkilder, sannsynlig røntgenstjerner, med Andromedas sentralregion som gulaktige dotter. Den blå kilden i sentrum ligger ved posisjonen for det supermassive sorte hullet.

I 1991 brukte Tod R. Lauer WFPC, som da var ombord på Hubble-teleskopet, til å fotografere M31s indre kjerne. Kjernen består av to konsentrasjoner 1,5 pc (4,9 ly) unna hverandre. Den lyseste konsentrasjonen, betegnet P1, er forskjøvet fra sentrum av galaksen. Den svakere konsentrasjonen, P2, ligger ved det sanne sentrum av galaksen og inneholder et sort hull målt til å være 3 – 5×107 M☉ i 1993,[62] og til 1,1 – 2,3×108 M☉ i 2005.[63] Hastighetsdispersjonen til materialet rundt den er målt til å være ≈ 160 km/s.[64]

Scott Tremaine har foreslått at den observerte doble kjernen kan forklares dersom P1 er projeksjonen av en stjerneskive i en eksentrisk bane rundt et sort hull.[65] Eksentrisiteten er slik at stjerner «henger» ved banens aposenter og danner en konsentrasjon av stjerner. P2 inneholder også en kompakt skive av varme stjerner av spektralklasse A. Disse stjernene (A-stjerner) er ikke synlige med røde filtre, men med blått og ultrafiolett lys dominerer de kjernen og gjør at P2 fremstår som mer prominent enn P1.[66]

Ved tidspunktet for oppdagelsen ble det fremlagt en hypotese om at den lyseste delen av den doble kjernen var en rest etter en mindre galakse som var blitt «spist opp» av M31.[67] Denne hypotesen anses ikke lenger som en gyldig forklaring, hovedsakelig på grunn av at en slik kjerne ville hatt en svært kort levetid på grunn av tidevannskreftene fra det sentrale sorte hullet. Dette kunne ha vært mulig hvis P1 hadde hatt et eget sort hull for å stabilisere, men fordelingen av stjerner i P1 antyder ikke at det finnes noe sort hull i sentrum.[65]

Satellitter

rediger

Utdypende artikkel: Liste over Andromedas satellittgalakser

Akkurat som Melkeveien har Andromeda satellittgalakser, bestående av 14 kjente dverggalakser. De mest kjente, og de letteste å observere, er de elliptiske galaksene M32 og M110. Basert på nåværende kunnskap, ser det ut til at M32 hadde et nærmøte med M31 (Andromeda) en gang i fortiden. Den kan en gang ha vært en større galakse som fikk stjerneskiven fjernet av M31, og deretter fikk en markant økning i stjernedannelse i kjerneregionen, helt fram til relativt nylig fortid.[68]

M110 synes også å vekselvirke med M31, og i haloen til M31 har astronomer funnet en strøm av metallrike stjerner som synes å ha blitt strippet fra disse satellittgalaksene.[69] M110 innehar en støvete bane, som kan indikere nylig eller pågående stjernedannelse.[70]

I 2006 ble det oppdaget at ni av disse galaksene ligger langs et plan som skjærer gjennom kjernen av Andromedagalaksen, og ikke tilfeldig plassert slik som man kunne forvente av uavhengige vekselvirkninger. Dette kan indikere at disse satellittene har et felles opphav.[71]

Fremtidig kollisjon med Melkeveien

rediger

Utdypende artikkel: Andromeda–Melkeveien-kollisjon

Andromedagalaksen nærmer seg Melkeveien med omtrent 110 kilometer per sekund (68 mi/s).[72] Målinger viser at galaksen beveger seg med 300 kilometer per sekund (190 mi/s)[1] i forhold til vår egen sol, siden solen beveger med 225 kilometer per sekund (140 mi/s) rundt sentrum av vår galakse. Dette gjør at Andromeda er en av de få blåforskjøvede galaksene vi ser. Andromedas tangentielle hastighet i forhold til Melkeveien er relativt mye mindre enn hastigheten mot Melkeveien, og det forventes derfor at disse galaksene vil kollidere med hverandre omtrent 4 milliarder år fra nå. Et sannsynlig utfall av en slik kollisjon er at galaksene slås sammen og danner en gigantisk elliptisk galakse[73] eller kanskje også en stor skivegalakse.[17] Slike hendelser er vanlige blant galakser i galaksegrupperinger. Skjebnen til jorden og solsystemet ved en slik kollisjon er ikke kjent. Før galaksene slår seg sammen, er det en liten sjanse for at solsystemet «kastes» ut av Melkeveien eller blir en del av M31.[74]

Se også

rediger
 Portal:Astronomi

Fotnoter og litteraturhenvisninger

rediger

Fotnoter

rediger
Type nummerering
  1. ^ Minustegn indikerer blåforskyvning
  2. ^ a b gjennomsnittlig(787 ± 18, 770 ± 40, 772 ± 44, 783 ± 25) = ((787 + 770 + 772 + 783) / 4) ± (182 + 402 + 442 + 252)0.5 / 2 = 778 ± 33.
  3. ^ a b Blå absolutt størrelsesklasse på −20.89 – fargeindeks på 0.63 = −21.52
  4. ^ J00443799+4129236 er ved himmelkoordinater RA 00t 44m 37.99s, Dek +41° 29′ 23.6″.
  5. ^ Blå absolutt størrelsesklasse på −21,58 (se referanse) – Fargeindeks på 0,63 = absolutt synlig størrelsesklasse på −22,21

Litteraturhenvisninger

rediger
  1. ^ a b c d e f g h NASA & IPAC
  2. ^ a b c Karachentsev & Kashibadze 2006, s. 3 – 18
  3. ^ a b c Karachentsev m.fl. 2004, s. 2031 – 2068
  4. ^ a b c d Ribas m.fl. 2005, s. L37 – L40
  5. ^ a b McConnachie m.fl. 2005, s. 979 – 997
  6. ^ Jensen m.fl. 2003, s. 712 – 726
  7. ^ SIMBAD
  8. ^ Armando m.fl. 2007, s. 185 – 255
  9. ^ a b c d Peñarrubia m.fl. 2014, s. 2204 – 2022
  10. ^ a b c d Chapman m.fl. 2006, s. 255
  11. ^ a b c Caltech Media Relations 2006
  12. ^ a b Young 2006
  13. ^ Amos 2006
  14. ^ Frommert & Kronberg 2005
  15. ^ Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics 2009
  16. ^ NASA 2012
  17. ^ a b Ueda 2014
  18. ^ Frommert & Kronberg 2007
  19. ^ Henbest & Couper 1994, s. 31
  20. ^ a b Kepple & Sanner 1998, s. 18
  21. ^ Davidson 1985, s. 203
  22. ^ Herschel 1785, s. 213 – 266
  23. ^ Huggins & Miller 1864, s. 437 – 444
  24. ^ Backhouse 1888, s. 108
  25. ^ Tafreshi 2013
  26. ^ Roberts 1899
  27. ^ SEEDS
  28. ^ Slipher 1913, s. 56 – 57
  29. ^ Curtis 1988, s. 6
  30. ^ Öpik 1922, s. 406 – 410
  31. ^ Hubble 1929, s. 103 – 158
  32. ^ Baade 1944, s. 137
  33. ^ Gribbin 2001, s. 151
  34. ^ Brown & Hazard 1950, s. 901
  35. ^ Brown & Hazard 1951, s. 357
  36. ^ van der Kruit & Allen 1976, s. 417 – 445
  37. ^ Ingrosso m.fl. 2009, s. 219 – 228
  38. ^ Holland 1998, s. 1916 – 1920
  39. ^ Stanek & Garnavich 1998, s. 131 – 141
  40. ^ Moskvitch 2010
  41. ^ Davidge m.fl. 2012, s. 74
  42. ^ Spacetelescope.org
  43. ^ Barmby m.fl. 2006, s. L45 – L49
  44. ^ Barmby m.fl. 2007, s. L61 – L61
  45. ^ a b Tamm m.fl. 2012
  46. ^ Braun m.fl. 2009, s. 937 – 953
  47. ^ Draine m.fl. 2014
  48. ^ HubbleSite
  49. ^ Gebhard 2007
  50. ^ Lehner, Howk & Wakker 2014
  51. ^ Jenner 2007
  52. ^ a b van den Bergh 1999, s. 273 – 318
  53. ^ Tempel, Tamm & Tenjes 2010, s. A91
  54. ^ Liller & Mayer 1987, s. 606 – 609
  55. ^ Mutch, Croton & Pole 2011
  56. ^ a b Beaton m.fl. 2006, s. L91
  57. ^ UC Santa Cruz 2001
  58. ^ Rubin & Ford 1970, s. 379
  59. ^ Arp 1964, s. 1045
  60. ^ van den Bergh 1991, s. 1053 – 1068 (1062)
  61. ^ Hodge 1966, s. 92
  62. ^ Lauer m.fl. 1993, s. 1436 – 1447, 1710 – 1712
  63. ^ Bender m.fl. 2005, s. 280 – 300
  64. ^ Gebhardt m.fl. 2000, s. L13 – L16
  65. ^ a b Tremaine 1995, s. 628 – 633
  66. ^ Hubble News Desk 1993
  67. ^ Schewe & Stein 1993
  68. ^ Bekki m.fl. 2001, s. L39 – L42
  69. ^ Ibata m.fl. 2001, s. 49 – 52
  70. ^ Young 2000, s. 2460 – 2470
  71. ^ Koch & Grebel 2006, s. 1405 – 1415
  72. ^ Cowen 2012
  73. ^ Cox & Loeb 2008, s. 461 – 474
  74. ^ Cain 2007

Litteratur

rediger

Trykt litteratur

rediger
  • Armando, G.P.; Boissier, Samuel; Madore, Barry F.; Seibert, Mark; Joe, Young H.; Boselli, Alessandro; Wyder, Ted K.; Thilker, David; Bianchi, Luciana; Rey, Soo‐Chang; Rich, R. Michael; Barlow, Tom A.; Conrow, Tim; Forster, Karl; Friedman, Peter G.; Martin, D. Christopher; Morrissey, Patrick; Neff, Susan G.; Schiminovich, David; Small, Todd; Donas, Jose; Heckman, Timothy M.; Lee, Young‐Wook; Milliard, Bruno; Szalay, Alex S.; Yi, Sukyoung (2007). «The GALEX Ultraviolet Atlas of Nearby Galaxies». The Astrophysical Journal (på engelsk). 173 (2): 185 – 255. Bibcode:2007ApJS..173..185G. arXiv:astro-ph/0606440  . doi:10.1086/516636. 
  • Barmby, P.; Ashby, M.L.N.; Bianchi, L.; Engelbracht, C.W.; Gehrz, R.D.; Gordon, K.D.; Hinz, J.L.; Huchra, J.P.; Humphreys, R.M.; Pahre, M.A.; Pérez-González, P.G.; Polomski, E.F.; Rieke, G.H.; Thilker, D.A.; Willner, S.P.; Woodward, C.E. (2006). «Dusty Waves on a Starry Sea: The Mid-Infrared View of M31». The Astrophysical Journal (på engelsk). 650 (1): L45-L49. Bibcode:2006ApJ...650L..45B. arXiv:astro-ph/0608593  . doi:10.1086/508626. 
  • Barmby, P.; Ashby, M.L.N.; Bianchi, L.; Engelbracht, C.W.; Gehrz, R.D.; Gordon, K.D.; Hinz, J.L.; Huchra, J.P.; Humphreys, R.M.; Pahre, M.A.; Pérez-González, P.G.; Polomski, E.F.; Rieke, G.H.; Thilker, D.A.; Willner, S.P.; Woodward, C.E. (2007). «Erratum: Dusty Waves on a Starry Sea: The Mid-Infrared View of M31». The Astrophysical Journal (på engelsk). 655 (1): L61-L61. Bibcode:2007ApJ...655L..61B. doi:10.1086/511682. 
  • Barnard, R.; Kolb, U.; Osborne, J. P. (2005). «Timing the bright X-ray population of the core of M31 with XMM-Newton» (på engelsk). arXiv:astro-ph/0508284  . 
  • Bender, Ralf; Kormendy, John; Bower, Gary; Green, Richard; Thomas, Jens; Danks, Anthony C.; Gull, Theodore; Hutchings, J.B.; Joseph, C.L.; Kaiser, M.E.; Lauer, Tod R.; Nelson, Charles H.; Richstone, Douglas; Weistrop, Donna; Woodgate, Bruce (2005). «HST STIS Spectroscopy of the Triple Nucleus of M31: Two Nested Disks in Keplerian Rotation around a Supermassive Black Hole». The Astrophysical Journal (på engelsk). 631 (1): 280 – 300. Bibcode:2005ApJ...631..280B. arXiv:astro-ph/0509839  . doi:10.1086/432434. 
  • Braun, R.; Thilker, D.A.; Walterbos, R.A.M.; Corbelli, E. (2009). «A Wide-Field High-Resolution H I Mosaic of Messier 31. I. Opaque Atomic Gas and Star Formation Rate Density». The Astrophysical Journal (på engelsk). 695 (2): 937 – 953. Bibcode:2009ApJ...695..937B. arXiv:0901.4154  . doi:10.1088/0004-637X/695/2/937. 
  • Chapman, S.C.; Ibata, R.; Lewis, G.F.; Ferguson, A.M.N.; Irwin, M.; McConnachie, A.; Tanvir, N. (2006). «A kinematically selected, metal-poor spheroid in the outskirts of M31». The Astrophysical Journal (på engelsk). 653 (1): 255. Bibcode:2006ApJ...653..255C. arXiv:astro-ph/0602604  . doi:10.1086/508599. 
  • Davidson, Norman (1985). Astronomy and the imagination: a new approach to man's experience of the stars (på engelsk). Routledge Kegan & Paul. ISBN 978-0-7102-0371-7. 
  • Draine, B. T.; Aniano, G.; Krause, Oliver; Groves, Brent; Sandstrom, Karin; Braun, Robert; Leroy, Adam; Klaas, Ulrich; Linz, Hendrik; Rix, Hans-Walter; Schinnerer, Eva; Schmiedeke, Anika; Walter, Fabian (2014). «Andromeda's Dust». The Astrophysical Journal. 780 (2). Bibcode:2014ApJ...780..172D. arXiv:1306.2304  . doi:10.1088/0004-637X/780/2/172. 
  • Fujimoto, M.; Hayakawa, S.; Kato, T. (1969). «Correlation between the Densities of X-Ray Sources and Interstellar Gas». Astrophysics and Space Science (på engelsk). 4 (1): 64 – 83. Bibcode:1969Ap&SS...4...64F. doi:10.1007/BF00651263. 
  • Herschel, W. (1785). «On the Construction of the Heavens». Philosophical Transactions of the Royal Society of London (på engelsk). 75 (0): 213 – 266. doi:10.1098/rstl.1785.0012. 
  • Huggins, W.; Miller, W.A. (1864). «On the Spectra of Some of the Nebulae». Philosophical Transactions of the Royal Society of London (på engelsk). 154 (0): 437 – 444. Bibcode:1864RSPT..154..437H. doi:10.1098/rstl.1864.0013. 
  • Ibata, R.; Irwin, Michael; Lewis, Geraint; Ferguson, Annette M.N.; Tanvir, Nial (2001). «A giant stream of metal-rich stars in the halo of the galaxy M31». Nature (på engelsk). 412 (6842): 49 – 52. PMID 11452300. doi:10.1038/35083506. 
  • Jensen, J.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». The Astrophysical Journal (på engelsk). 583 (2): 712 – 726. Bibcode:2003ApJ...583..712J. arXiv:astro-ph/0210129  . doi:10.1086/345430. 
  • Karachentsev, I.D.; Kashibadze, O.G. (2006). «Masses of the local group and of the M81 group estimated from distortions in the local velocity field». Astrophysics (på engelsk). 49 (1). Bibcode:2006Ap.....49....3K. doi:10.1007/s10511-006-0002-6. 
  • Karachentsev, I.D.; Karachentseva, Valentina E.; Huchtmeier, Walter K.; Makarov, Dmitry I. (2004). «A Catalog of Neighboring Galaxies». Astronomical Journal (på engelsk). 127 (4): 2031 – 2068. Bibcode:2004AJ....127.2031K. doi:10.1086/382905. 
  • Kepple, G.R.; Sanner, G.W. (1998). The Night Sky Observer's Guide (på engelsk). Vol. 1. Willmann-Bell. ISBN 978-0-943396-58-3. 
  • Lauer, T.R.; Faber, S.M.; Groth, E.J.; Shaya, E.J.; Campbell, B.; Code, A.; Currie, D.G.; Baum, W.A.; Ewald, S.P. (1993). «Planetary camera observations of the double nucleus of M31». Astronomical Journal (på engelsk). 106 (4): 1436 – 1447, 1710 – 1712. Bibcode:1993AJ....106.1436L. doi:10.1086/116737. 
  • Liller, W.; Mayer, B. (1987). «The Rate of Nova Production in the Galaxy». Publications of the Astronomical Society of the Pacific (på engelsk). 99: 606 – 609. Bibcode:1987PASP...99..606L. doi:10.1086/132021. 
  • Peñarrubia, Jorge; Ma, Yin-Zhe; Walker, Matthew G.;McConnachie, Alan. «A dynamical model of the local cosmic expansion». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (på engelsk). 433 (3): 2204 – 2022. Bibcode:2014MNRAS.443.2204P. arXiv:1405.0306  . doi:10.1093/mnras/stu879. 
  • Roberts, I. (1899). A Selection of Photographs of Stars, Star-clusters and Nebulae (på engelsk). II. London: Universal Press. 
  • Slipher, V.M. (1913). «The Radial Velocity of the Andromeda Nebula». Lowell Observatory Bulletin (på engelsk). 1: 56 – 57. Bibcode:1913LowOB...1b..56S. 

Litteratur på nett

rediger
  • Frommert, H.; Kronberg, C. (25. august 2005). «The Milky Way Galaxy» (på engelsk). SEDS. Arkivert fra originalen 12. mai 2007. Besøkt 9. mai 2007. 

Eksterne lenker

rediger


Hentet fra «https://no.wikipedia.org/w/index.php?title=Andromedagalaksen&oldid=23456974»