梅西耶天体目录/M32
| 梅西耶 32 | |
|---|---|
 矮椭圆星系 M32 | |
| 观测数据 (w:J2000 历元) | |
| 星座 | 仙女座 |
| 赤经 | 00h 42m 41.8s[1] |
| 赤纬 | +40° 51′ 55″[1] |
| 红移 | -200 ± 6 km/s[1] |
| 距离 | 2.49 ± 0.08 百万光年 (763 ± 24 秒差距)[2][3][4]a |
| 类型 | cE2[1] |
| 视直径 (V) | 8′.7 × 6′.5[1] |
| 视星等 (V) | 9.0[1] |
| 显著特征 | w:卫星星系 of the w:仙女座星系 |
| 其他名称 | |
| M 32, NGC 221,[1] UGC 452,[1] PGC 2555,[1] Arp 168[1], LEDA 2555 | |
梅西耶 32（也称为NGC 221和w:勒让蒂）是距离约265 万 w:光年 的w:矮椭圆星系，位于w:星座 仙女座。M32 是著名的w:仙女座星系（M31）的w:卫星星系，由w:勒让蒂在w:1749 年发现。M32 最宽处的直径仅为 6.5 ± 0.2 千光年[5]。与大多数w:椭圆星系一样，M32 主要包含较老的暗淡的红色和黄色恒星，几乎没有尘埃或气体，因此没有当前的w:恒星形成。[6] 然而，它确实显示出在相对较近的过去恒星形成的迹象。
M32 的结构和恒星含量很难用传统的w:星系形成模型来解释。最近的模拟表明了一种新的场景，其中 M31 的强大潮汐场可以将w:螺旋星系转化为致密的椭圆星系。当一个小的螺旋星系落入 M31 的中心部分时，较小的螺旋星系的大部分外层被剥离。星系的中心隆起受到的影响要小得多，并且保留了其形态。潮汐效应触发了核心的大规模恒星爆发，导致了我们今天观察到的 M32 的高密度。[7] 还有证据表明 M32 具有一个外部盘。[8]
距离测量
至少有两种技术被用来测量到 M32 的距离。红外w:表面亮度波动距离测量技术根据螺旋星系隆起外观的颗粒度来估计到这些星系的距离。使用这种技术测量到 M32 的距离为 2.46 ± 0.09 百万光年 (755 ± 28 秒差距)。[2] 然而，M32 足够近，可以使用w:红巨星分支顶端 (TRGB) 方法来估计其距离。使用这种技术估计到 M32 的距离为 2.51 ± 0.13 百万光年 (770 ± 40 秒差距)。[3][4] 这些距离测量的平均值给出 2.49 ± 0.08 百万光年 (763 ± 24 秒差距) 的距离估计。b
最近的一篇论文认为，M32 实际上可能是一个正常的（非矮星系）星系，实际上距离我们三倍远，位于w:本星系群之外。[9]
注释
参考文献
- ↑ 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). "从局部速度场畸变估算的本星系群和M81星系团质量". 天体物理学. 49 (1): 3–18. doi:10.1007/s10511-006-0002-6.
{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link) - ↑ 直径 = 距离 × sin(直径角) = 6.5 ± 0.2 千秒差距直径
- ↑ Kepple, George Robert (1998). 夜空观测指南，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 的一种新的形成模型：一个被剥离的早期螺旋星系？". 天体物理学杂志. 557: L39. doi:10.1086/323075.
{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link) - ↑ Graham, A. W. (2002). "典型紧凑椭圆星系 M32 外盘存在的证据". 天体物理学杂志快报. 568: L13. doi:10.1086/340274.
- ↑ Young, K. S. 等人。 (2008), M32 作为 M31 的紧凑矮星系卫星而不是更遥远的正常星系的证据的批判性回顾
