Μετάβαση στο περιεχόμενο

Γαλαξίας της Ανδρομέδας

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
(Ανακατεύθυνση από Μεσιέ 31)

Συντεταγμένες: Sky map 00h 42m 44.3s, +41° 16′ 10″

Γαλαξίας της Ανδρομέδας
Παρατηρησιακά Δεδομένα (εποχή J2000)
ΑστερισμόςΑνδρομέδα
Ορθή Αναφορά00h 42m 44.3s[1]
Απόκλιση+41° 16′ 9″[1]
Μετατόπιση προς το ερυθρό−301 ± 1 km/s[2]
Απόσταση2,54 ± 0,06 Mly
(778 ± 17 kpc)[3][2][4][5][6]
Φαινόμενο μέγεθος (V)3,4[7][8]
Απόλυτο μέγεθος (V)−20,0[4]
Χαρακτηριστικά
Τύπος ΓαλαξίαSA(s)b[1]
Φαινόμενη διάμετρος (V)190′ × 60′[1]
Άλλες ονομασίες
M31, NGC 224, UGC 454, PGC 2557[1]
Δείτε επίσης: Γαλαξίες, Κατάλογος γαλαξιών

Ο Γαλαξίας της Ανδρομέδας (γνωστός και ως Μεσιέ 31) είναι σπειροειδής γαλαξίας στον αστερισμό Ανδρομέδα, στον οποίο οφείλει και το όνομά του. Κατέχει ένα αξιοσημείωτο ρεκόρ: είναι το πιο απομακρυσμένο αντικείμενο εύκολα ορατό με γυμνό μάτι, καθώς έχει φαινόμενο μέγεθος 3,4. Βρίσκεται σε απόσταση μόλις 2,5 εκατομμυρίων ετών φωτός και μαζί με τον Γαλαξία μας αποτελούν τους δύο μεγαλύτερους γαλαξίες της τοπικής ομάδας γαλαξιών. Αν και είναι μεγαλύτερος από τον Γαλαξία μας (ο οποίος είναι ο δεύτερος σε μέγεθος στην τοπική ομάδα γαλαξιών), πιθανότατα ο δικός μας περιέχει περισσότερη σκοτεινή ύλη και έχει μεγαλύτερη μάζα.[9] Νέες παρατηρήσεις δείχνουν ότι διαθέτει ένα τρισεκατομμύριο άστρα, δηλαδή 2,5 με 5 φορές περισσότερα από τον Γαλαξία μας.[10]

Αναφέρεται επισης και στο ομόνυμο τραγουδι του Θανάση Παπακωσταντίνου, "Ανδρομέδα", του οποίου οι στίχοι είναι εκπληκτικοί.

Ιστορικά στοιχεία και ονομασίες

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Καθώς ο γαλαξίας της Ανδρομέδας είναι ορατός με γυμνό μάτι, αναμενόμενο είναι να αναφέρεται πριν την πρώτη χρήση του τηλεσκοπίου στην Αστρονομία, το 1609 από τον Γαλιλαίο. Ακόμα και αναφορές από την αρχαιότητα θα έπρεπε να υπάρχουν. Ωστόσο αστρονόμοι όπως ο Ίππαρχος και ο Κλαύδιος Πτολεμαίος δεν κάνουν σχετική μνεία, πράγμα που οδήγησε μερικούς ερευνητές στην άποψη ότι η φαινομένη λαμπρότητά του μεταβάλλεται και συγκεκριμένα αυξάνεται με την πάροδο των αιώνων. Βέβαια, πέρα από το ότι δεν υπάρχουν άλλες ενδείξεις για κάτι τέτοιο, η μεταβλητότητα ενός γαλαξία όπως αυτός σε τόσο μικρή χρονική κλίμακα θεωρείται σήμερα απίθανη και από θεωρητική άποψη. Εξάλλου και αστρονόμοι των νεώτερων χρόνων όπως ο Τύχων (Τυχό Μπραχέ, 1546-1601), ο τελευταίος μεγάλος παρατηρητής του ουρανού χωρίς τηλεσκόπιο, δεν τον αναφέρουν. Η πρώτη βεβαιωμένη μνεία του Γαλαξία της Ανδρομέδας γίνεται από τον Πέρση συγγραφέα Abd al Rahman Abu al Husain, πιο γνωστό ως Αλ Σούφι (Al Sufi), σε ένα χάρτη του έτους 964.[11] Αργότερα ο ίδιος τον περιγράφει ως «Το Μικρό Σύννεφο». Αιώνες μετά εμφανίζεται σε ένα ολλανδικό χάρτη των άστρων που χρονολογείται περίπου στο έτος 1500, χωρίς κανένα ειδικό σχόλιο.[12]

Ο πρώτος που περιέγραψε τον γαλαξία της Ανδρομέδας με τη βοήθεια τηλεσκοπίου υπήρξε ο Βαυαρός αστρονόμος Σίμων Μάριος.[11] Συγκεκριμένα, στο έργο του De Mundo Joviali σημειώνει ότι τον παρατήρησε στις 15 Δεκεμβρίου 1612 και ότι έμοιαζε με «τη φλόγα ενός κεριού όπως φαίνεται τη νύκτα μέσα από κέρας» (εκείνη την εποχή φύλακες για τη νύκτα έβγαιναν περιπολίες στις μικρές πόλεις της Ευρώπης εφοδιασμένοι με φανούς, τις φλόγες των κεριών, των οποίων προστάτευαν παράθυρα καλυμμένα με λεπτότατη επίστρωση κέρατος). Η περιγραφή αυτή δίνει μια καλή ιδέα σχετικά με την εμφάνιση του Γαλαξία της Ανδρομέδας όταν παρατηρείται με μικρό τηλεσκόπιο, αν και άλλοι αστρονόμοι του 17ου αιώνα τον περιέγραψαν διαφορετικά.

Ο Σαρλ Μεσιέ πρόσθεσε στον κατάλογό του τον γαλαξία στις 3 Αυγούστου 1764. Καθώς δεν γνώριζε για τα γραπτά του Αλ Σουφί, σημείωσε ότι τον ανακάλυψε ο Σίμων Μάριος. Εντελώς ανεξάρτητα από τον Αλ Σουφί και το Μάριο, το αντικείμενο ανακαλύφθηκε από τον Giovanni Batista ακόμα Hodierna το 1654 και Ismail Bouillauda το 1661.

Η φωτογραφία του Μ31 από τον Ισαάκ Ρόμπερτς.

Ο Ισαάκ Ρόμπερτς ήταν ο πρώτος που φωτογράφησε το «νεφέλωμα της Ανδρομέδας» το 1887. Στη φωτογραφία φαίνεται η σπειροειδής δομή του γαλαξία. Όμως, ακολουθώντας την άποψη ότι είναι ένα ενδογαλαξιακό νεφέλωμα, πρότεινε ότι είναι ένα σύστημα σαν το Ηλιακό Σύστημα.[13]

Το τηλεσκόπιο απεκάλυψε τις αμυδρότερες περιφερειακές περιοχές του γαλαξία, μαζί με τις οποίες καλύπτει μια αρκετά μεγάλη περιοχή του ουρανού, σχεδόν 4 μοίρες ή οκταπλάσια του δίσκου της Σελήνης. Η γενική αντίληψη, όπως και για κάθε άλλο γαλαξία ως τις αρχές του 20ου αιώνα, ήταν εκείνη ενός νεφελώματος από αέρια και σκόνη, με διαστάσεις το πολύ μερικά έτη φωτός ή πολύ μικρότερες. Μέχρι και το 1900 ήταν πολύ διαδεδομένη η άποψη ότι πρόκειται για ένα «νέο και τεράστιο Ηλιακό Σύστημα κατά τη διαδικασία του σχηματισμού του», αν και από τα τέλη του περασμένου αιώνα η χρήση της φωτογραφίας είχε αποκαλύψει τη σπειροειδή δομή του. Την πίστη αυτή αντανακλά και η χρησιμοποίηση των ονομασιών «σπειροειδές νεφέλωμα» (γενικός όρος για τους σπειροειδείς γαλαξίες), «Μέγα Νεφέλωμα» και «Βασίλισσα των Νεφελωμάτων».

Εδώ θα πρέπει να αναφερθεί ότι το όνομα «Γαλαξίας της Ανδρομέδας» δεν συνιστά ένα μονοσήμαντο και ακριβή προσδιορισμό, επειδή απλούστατα στον αστερισμό «Ανδρομέδα» υπάρχουν και άλλοι γαλαξίες. Για το λόγο αυτό τα ουράνια σώματα αναφέρονται συνήθως με τον αριθμό τους σε κάποιο κατάλογο. Ο Γαλαξίας της Ανδρομέδας είναι γνωστός και ως M31 (το M υποδηλώνει τον κατάλογο του Messier) ή ως NGC 224 (το NGC υποδηλώνει το Νέο Γενικό Κατάλογο).[1] Ένας άλλος γαλαξίας στην Ανδρομέδα είναι ο M32 ή NGC 221, συνοδός του M31, που ανακαλύφθηκε το 1749 στη νότια πλευρά του Γαλαξία της Ανδρομέδας. Η σωστότερη κοινή ονομασία θα ήταν «Μέγας Γαλαξίας της Ανδρομέδας».

Απόσταση και μέγεθος

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο φιλόσοφος Εμμάνουελ Καντ είχε υποστηρίξει ήδη από το 1755 ότι μερικά «νεφελώματα» όπως ο M31 δεν πρέπει να θεωρούνται ως τμήματα του Γαλαξία μας, αλλά ως νησίδες του Σύμπαντος πολύ πιο μακρινές. Το συμπέρασμά του δεν βασιζόταν σε παρατηρήσεις, αλλά σε ορισμένες γενικές ορθολογιστικές αρχές που χαρακτηρίζουν τη φιλοσοφική του θεωρία. Κατά ιδιότυπο τρόπο ο Καντ, αντίθετα με το σύνολο σχεδόν των αστρονόμων της εποχής του, είχε δίκιο.

Η απόδειξη ήρθε από τον Έντγουιν Χαμπλ. Το μεγάλο τηλεσκόπιο του όρους Wilson (2,54 m) του επέτρεψε να ανακαλύψει 40 κηφείδες στις σπείρες του M31. Είναι γνωστό από τις μελέτες της H. Leavitt και του H. Shapley ότι η περίοδος μεταβολής της λαμπρότητας στους κηφείδες είναι ανάλογη της απόλυτης λαμπρότητάς τους. Επομένως αρκεί να χρονομετρηθεί η περίοδος ενός κηφείδη και να εκτιμηθεί το φαινόμενο μέγεθός του για να βρεθεί η απόστασή του από εμάς με βάση τη βαθμονόμηση περιόδου-απόλυτης λαμπρότητας. Σε μια δημοσίευσή του το 1929 με τίτλο «Ένα σπειροειδές νεφέλωμα ως ένα αστρικό σύστημα», που είχε ως αντικείμενο τον M31 και αποτελεί ορόσημο στην ιστορία της Αστρονομίας, ο Χαμπλ, εκτός από την παράθεση πολλών φωτογραφιών που έδειχναν χιλιάδες αμυδρούς ξεχωριστούς αστέρες στους σπειροειδείς βραχίονες, εκτίμησε την απόσταση του M31 σε 700 έως 900 χιλιάδες έτη φωτός.[14] Μετά από αυτό, το μέγεθος του τότε γνωστού Σύμπαντος αυξήθηκε κατά δέκα τουλάχιστον φορές! Και βέβαια άνοιξε ο δρόμος για να κατανοηθεί η αληθινή φύση και των πιο μακρινών γαλαξιών. Αλλά ακόμα και η τεράστια αυτή απόσταση αποδείχθηκε πολύ μικρότερη από την πραγματική. Μετά την ανακάλυψη του Walter Baade ότι οι κηφείδες των σφαιρωτών σμηνών, που είχαν χρησιμοποιηθεί για τη γενική βαθμονόμηση, ήταν 4 φορές αμυδρότεροι σε απόλυτο μέγεθος από τους κηφείδες ίσης περιόδου των σπειρών των γαλαξιών, τα πράγματα άλλαξαν. Ο Χαμπλ είχε υπολογίσει την απόσταση βασιζόμενος σε κηφείδες των σπειρών. Έτσι σήμερα δεχόμαστε ότι η απόσταση του Μέγα Γαλαξία της Ανδρομέδας από εμάς ανέρχεται σε 2,38 ως 2,66 εκατομμύρια έτη φωτός. Επειδή το Ηλιακό Σύστημα απέχει 30.000 έτη φωτός από το κέντρο του δικού μας Γαλαξία, η πραγματική απόσταση του Γαλαξία μας από τον M31 (από το κέντρο του ως το κέντρο του M31) είναι ελαφρά διαφορετική, υπολογιζόμενη με βάση τους παραπάνω αριθμούς μεταξύ 2,4 και 2,68 εκατομμυρίων ετών φωτός. To 2003 μία νέα μέτρηση με βάση τους κηφείδες έδειξε μία απόσταση 2,51 ± 0,13 εκατομμύρια έτη φωτός.[3][2]

Το μέγεθος του Μέγα Γαλαξία της Ανδρομέδας είναι εντυπωσιακό. Η διάμετρός του φθάνει τις 140.000 έτη φωτός, ενώ οι αμυδρότερες περιφέρειές του που έχουν ανιχνευθεί του προσδίδουν μια διάμετρο έως 180.000 έτη φωτός[15]. Οι διαστάσεις αυτές είναι λίγο μεγαλύτερες από τις αντίστοιχες του Γαλαξία μας. Μεγαλύτερη είναι επίσης η απόλυτη λαμπρότητα του M31: περίπου 2,7 φορές ως προς εκείνη του Γαλαξία[16]. Επειδή όμως ο δίσκος του M31 φαίνεται από τη Γη πλάγια, με την οπτική μας ευθεία να σχηματίζει γωνία 77,5 μοιρών με τον άξονα του M31, μας φωτίζει με το φως «μόλις» 26 δισεκατομμυρίων αστέρων μέσου μεγέθους (όπως ο Ήλιος),[16] παρά το γεγονός ότι ο αριθμός των αστέρων που περιέχει εκτιμάται σε ένα τρισεκατομμύριο έναντι 200 - 400 δισεκατομμυρίων άστρων του δικού μας Γαλαξία. Ο M31 έχει περίπου ίση μάζα με τον Γαλαξία μας, ορατή μάζα περίπου 185 δισεκατομμύρια ηλιακές μάζες και ολική μάζα 1,23 τρισεκατομμύρια ηλιακές μάζες,[17] αν και ο Γαλαξίας μας κατά κάποιες εκτιμήσεις μπορεί να φθάνει συνολικώς το 1,9 τρις.

Ο M31, ο Γαλαξίας μας, τα Νέφη του Μαγγελάνου και ο M32 ανήκουν στη λεγόμενη Τοπική Ομάδα γαλαξιών. Τα συστήματα αυτά συγκρατούνται μαζί καθώς το Σύμπαν διαστέλλεται. Στην πραγματικότητα ο M31 προσεγγίζει το Γαλαξία μας με ταχύτητα σχεδόν 120 χιλιομέτρων ανά δευτερόλεπτο, το παράδειγμα όμως του διαστημοπλοίου εξηγεί γιατί η προσέγγιση αυτή δεν θα μπορούσε να προκαλέσει παρατηρήσιμη μεταβολή μέσα στις λίγες χιλιάδες χρόνια από την εποχή του Ιππάρχου μέχρι τις ημέρες μας!

Χαρακτηριστικά

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Από την παράθεση των αριθμών των διάφορων σωμάτων στον M31, όπως των πλανητικών νεφελωμάτων, σε σύγκριση με τους αντίστοιχους αριθμούς για το Γαλαξία μας, είναι φανερό ότι στον γειτονικό γαλαξία έχουν ανακαλυφθεί περισσότερα αντικείμενα από κάθε κατηγορία. Το γεγονός υποδηλώνει κάτι περισσότερο από την απλή διαπίστωση ότι ο Μ31 είναι λίγο μεγαλύτερος από τον δικό μας. Οι ανακαλύψεις στον M31 γίνονται ευκολότερα και μαζικά. Ο λόγος είναι ο εξής: Εκείνο που ισχύει για τον πυρήνα του M31, ισχύει και για το σύνολό του, δηλαδή ότι ενώ υπάρχουν προβλήματα στην παρατήρηση μεγάλων τμημάτων του Γαλαξία μας εξαιτίας της παρεμβολής νεφών αερίου ή σκόνης, το σύνολο σχεδόν του Μέγα Γαλαξία της Ανδρομέδας εμφανίζεται ακάλυπτο. Το φαινόμενο δεν είναι παράδοξο. Εξηγείται από τη σχετική θέση της Γης, η οποία βρίσκεται μέσα στο δίσκο του Γαλαξία μας και μάλιστα πολύ κοντά στο γαλαξιακό επίπεδο. Αντίθετα, βλέπουμε τον M31 από έξω, κάτι που συνιστά όπως αποδεικνύεται σημαντικό πλεονέκτημα, που αναιρεί το μειονέκτημα των πολύ μεγαλύτερων αποστάσεων των σωμάτων του M31.

Το ευνοϊκό αυτό δεδομένο συνδυάζεται με το γεγονός ότι ο M31 είναι ο εγγύτερος σπειροειδής γαλαξίας, για να καταστήσουν μαζί τον Μέγα Γαλαξία της Ανδρομέδας κυριολεκτικά πολύτιμο για την Αστρονομία. Η ομοιότητά του με το δικό μας, μάς βοηθά να γνωρίσουμε καλύτερα το Γαλαξία μας, ενώ ταυτόχρονα είναι εξίσου αναντικατάστατος ως πρότυπο όλων των σπειροειδών γαλαξιών του Σύμπαντος. Ο Μέγας Γαλαξίας της Ανδρομέδας έχει εμπλουτίσει τις γνώσεις μας κατά ένα μοναδικό τρόπο. Όμως η έρευνα δεν έχει σταματήσει. Στις επόμενες δεκαετίες ο M31 θα μας αποκαλύψει, χωρίς αμφιβολία, ακόμα περισσότερα.

Η δομή

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Ο γαλαξίας της Ανδρομέδας στην υπέρυθρη ακτινοβολία από το διαστημικό τηλεσκόπιο Σπίτζερ. Διακρίνεται καθαρά η σπειροειδής δομή και οι σχεδόν κυκλικοί βραχίονές του.
Ο γαλαξίας της Ανδρομέδας στην υπεριώδη ακτινοβολία

Από τους 30 γαλαξίες της Τοπικής Ομάδας, μόνο τρεις είναι σπειροειδείς: ο δικός μας, ο M31 και ο M33 (ή NGC 598). Από αυτούς, ο δικός μας και ο M31 είναι οι μεγαλύτεροι. Εξαιτίας του ότι ο M31 μας εμφανίζει πλάγια όψη, οι σπειροειδείς βραχίονες φαίνονται μόνο τμηματικά και για το λόγο αυτό η διάταξή τους δεν έχει ακόμα εξακριβωθεί. Υπάρχει αντιδικία μεταξύ δύο κυρίως απόψεων σχετικά με τη φορά με την οποία περιστρέφεται ο γαλαξίας:

Υδρογόνο και σκόνη
  • Η παλαιότερη από τις δύο απόψεις προέρχεται από τον Αμερικανό αστρονόμο Halton Arp, που υποστήριξε ότι ο Μέγας Γαλαξίας της Ανδρομέδας έχει δύο σπειροειδείς βραχίονες. Οι βραχίονες περιστρέφονται με τη φορά περιστροφής του Γαλαξία. Η άποψη αυτή υποστηρίζεται και από μια μελέτη με υπολογιστή που έκανε ο Gene Byrd του Πανεπιστημίου της Alabama την προηγούμενη δεκαετία.
  • Η νεώτερη άποψη είναι εκείνη του Αυστραλού αστρονόμου Agris Kalnajs του Αστεροσκοπείου του όρους Stromlo, και δέχεται την ύπαρξη μόνο ενός σπειροειδούς βραχίονα.[18] Η σπείρα αυτή περιστρέφεται με αντίθετη φορά από ό,τι ο γαλαξίας ή οι σπείρες του Arp. Ο Kalnajs θεώρησε επομένως ότι τα ελεύθερα άκρα των σπειρών δείχνουν προς την κατεύθυνση της περιστροφής του γαλαξιακού δίσκου. Κάτι τέτοιο είναι ίσως αντίθετο προς τη διαίσθησή μας για την περιστροφή, κι όμως έχει προταθεί και για άλλους γαλαξίες, χωρίς πάντως να έχει επιβεβαιωθεί για κανένα. Κατά τον αστρονόμο του όρους Stromlo, στην περίπτωση του Μέγα Γαλαξία της Ανδρομέδας η γειτονική παρουσία του M32 ίσως εξηγεί την αντίστροφη περιφορά των βραχιόνων. Αν η περίοδος περιστροφής του M31 συμπίπτει με την περίοδο τυχόν περιφοράς του M32 γύρω από τον πρώτο και μεγαλύτερο «Γαλαξία της Ανδρομέδας», ή αν αυτές οι δύο περίοδοι έχουν ένα κοινό διαιρέτη, τότε ένας βαρυτικός συντονισμός των δύο γαλαξιών είναι ίσως και η αιτία για την ύπαρξη σπειροειδούς βραχίονα με ανάδρομη περιστροφή.[18]

Μια ομάδα Γάλλων, Ελβετών και Ελλήνων αστρονόμων συμφώνησε, μετά την εξέταση στοιχείων για τη θέση πολλών σμηνών, με την άποψη της μιας σπείρας.[18] Όμως τα νέφη σκόνης δεν ταιριάζουν καλά σε καμιά σπειροειδή διάταξη. Το ζήτημα αποδεικνύει το πόσο ατελής είναι η κατανόηση των γαλαξιακών σπειρών γενικά.

Οι παρατηρήσεις της τελευταίας εικοσαετίας απέδειξαν ότι ο Μ31 και ο Γαλαξίας μας είναι στην πραγματικότητα ραβδωτοί σπειροειδείς γαλαξίες, απλώς οι ράβδοι τους δεν είναι εύκολα παρατηρήσιμοι. Έτσι ο Μ31 κατατάσσεται ως τύπου SΑBb στο σύστημα του Χαμπλ[19]. Ο Μέγας Γαλαξίας της Ανδρομέδας περιέχει, όπως όλοι οι σπειροειδείς γαλαξίες, ανοικτά αστρικά σμήνη και νέφη αερίου και σκόνης, που εντοπίζονται κυρίως μέσα στο δίσκο, καθώς και σφαιρωτά αστρικά σμήνη που σχηματίζουν μια άλω έξω από το γαλαξιακό επίπεδο. Βασιζόμενος σε παρατηρήσεις του M31, ο Baade ανακάλυψε το, θεμελιώδη σήμερα, διαχωρισμό των άστρων σε δύο πληθυσμούς. Ο Baade κατάλαβε ότι τα άστρα που κυριαρχούν στους πυρήνες των σπειροειδών γαλαξιών, στους ελλειπτικούς γαλαξίες και τα σφαιρωτά σμήνη, διαφέρουν από αυτά που κυριαρχούν στο δίσκο με τους σπειροειδείς βραχίονες και τα ανοικτά αστρικά σμήνη. Ονόμασε τα πρώτα «άστρα του πληθυσμού ΙΙ», ενώ τα δεύτερα «άστρα του πληθυσμού Ι»[20].

Το 1998, εικόνες του M31 που ελήφθησαν στο υπέρυθρο φως από την Ευρωπαϊκή Υπηρεσία Διαστήματος έχουν δείξει ότι το σχήμα του δίσκου μπορεί να αλλάξει σιγά-σιγά σε δαχτυλίδι. Ήδη, το αέριο και σκόνη στο εσωτερικό του δίσκου του Γαλαξία της Ανδρομέδας μοιάζει αρκετά δαχτυλίδια σε επικάλυψη. Αυτό το δαχτυλίδι, σε απόσταση 32.000 ετών φωτός από τον πυρήνα, δεν είναι ορατό στις φωτογραφίες στα μήκη κύματος του ορατού φωτός.[21]

Μελέτες σχετικά με την άλω του Γαλαξία της Ανδρομέδας δείχνουν ότι είναι πολύ παρόμοια με εκείνη στο Γαλαξία μας, με τα άστρα φτωχά σε μέταλλα, καθώς και ότι ο αριθμός τους μειώνεται με την απόσταση από τον πυρήνα. Ομοιότητα των δύο άλω των γαλαξιών γενικά δείχνουν ότι και οι δύο έχουν αναπτυχθεί με παρόμοιο τρόπο.[22]

Τα αστρικά σμήνη

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο Γαλαξίας μας περιλαμβάνει περί τα χίλια ανοικτά αστρικά σμήνη, ένα από τα οποία είναι και οι γνωστές Πλειάδες (η Πούλια). Στον M31 έχουν ανακαλυφθεί μέχρι σήμερα 403 ανοικτά σμήνη, όλα σχεδόν από τον Paul Hodge του Πανεπιστημίου της Washington με χρήση του τηλεσκοπίου των 4 μέτρων στην κορυφή Kitt Peak στην Αριζόνα. Τα περισσότερα ανοικτά σμήνη του M31 έχουν διαμέτρους που πλησιάζουν τα 60 έτη φωτός, περίπου τριπλάσιες από εκείνη των Πλειάδων αλλά τυπικές της πλειοψηφίας των ανοικτών σμηνών του Γαλαξία μας. Οι ηλικίες των άστρων τους ποικίλλουν, αλλά είναι τυπικές του πληθυσμού Ι, με μερικά σμήνη να εμφανίζουν ηλικία κάτω των 100 εκατομμυρίων ετών. Η εξέταση των ανοικτών σμηνών μπορεί να χρησιμεύσει στη μελέτη της πρόσφατης ιστορίας της δημιουργίας νέων αστέρων στο Γαλαξία. Αν δεχθούμε ότι τα άστρα ενός σμήνους έχουν την ίδια περίπου ηλικία, που μπορεί να βρεθεί με την ανάπτυξη της στατιστικής των φασματικών τύπων, τότε ο ρυθμός της αστρικής δημιουργίας είναι δυνατό να διακριβωθεί χωρικά και χρονικά. Ο Hodge έδειξε ότι ο ρυθμός αυτός παρουσίαζε κατά το παρελθόν μια ποικιλία στα διάφορα μέρη του δίσκου του M31. Πρόσφατα υπήρξε υπερβολικά μεγάλος σε απόσταση περίπου 30 χιλιάδων ετών φωτός από το κέντρο του γαλαξία.

Ως προς τα σφαιρωτά σμήνη, ο Γαλαξίας μας περιλαμβάνει στην άλω του περίπου διακόσια σφαιρωτά σμήνη, ενώ στον M31 ανήκουν περί τα 400 ως 460.[23] Τα σφαιρωτά σμήνη προσφέρονται για εκτιμήσεις της μάζας του M31 επειδή βρίσκονται σε μεγάλες αποστάσεις από το κέντρο του, οπότε είναι δυνατό να μετρηθεί η βαρυτική αλληλεπίδρασή τους με το σύνολο της μάζας του γαλαξία. Πάντως οι ταχύτητες και οι τροχιές τους δεν έχουν ακόμα προσδιορισθεί, και επομένως το ζήτημα της μάζας του M31 παραμένει ανοικτό. Η χωρική κατανομή των σφαιρωτών σμηνών στον M31 είναι παρόμοια με αυτή του Γαλαξία μας: Αν r είναι η απόσταση από το κέντρο του Μέγα Γαλαξία της Ανδρομέδας, τότε ο αριθμός των σμηνών παρουσιάζει ένα μέγιστο σε r = 23.000 έτη φωτός με αμελητέα παρουσία σε μικρότερα r, κατόπιν μειώνεται ως 1/r² και τέλος μειώνεται ταχύτατα μετά τις 82.000 έτη φωτός, με τα μακρινότερα σφαιρωτά σμήνη σε r = 140.000 έτη φωτός. Η κατανομή φωτεινότητας των σφαιρωτών σμηνών είναι επίσης σχεδόν η ίδια, αν και με μικρότερη διασπορά. Με την εξαίρεση λοιπόν του γεγονότος ότι ο M31 έχει σχεδόν τα διπλά σφαιρωτά σμήνη, το μέγεθός τους φαίνεται περίπου το ίδιο και στους δύο γαλαξίες. Το λαμπρότερο σφαιρωτό σμήνος του γαλαξία είναι το Mayall 2 και είναι επίσης το μεγαλύτερο στην τοπική ομάδα γαλαξιών[24].

Τα πράγματα αλλάζουν ως προς το φάσμα και τα χρώματα των φωτεινότερων σφαιρωτών σμηνών του M31. Τα πρώτα στάδια της ιστορίας του Μεγάλου Γαλαξία της Ανδρομέδας θα πρέπει να διέφεραν κατά αινιγματικό τρόπο από τα αντίστοιχα στάδια της ιστορίας του δικού μας Γαλαξία, καθώς αστρονόμοι έδειξαν χρησιμοποιώντας μοντέλα υπολογιστών ότι ο Μ31 είναι προϊόν συγχώνευσης δύο μικρότερων γαλαξιών[25]. Όλα τα σφαιρωτά σμήνη του Γαλαξία μας, ιδίως τα μακρινότερα, έχουν πολύ μικρή περιεκτικότητα σε βαρύτερα από το ήλιο στοιχεία (η «μεταλλικότητά» τους είναι μικρή), πράγμα αναμενόμενο για άστρα του πληθυσμού ΙΙ. Αντίθετα, τα σφαιρωτά σμήνη του M31 εμφανίζουν μεγάλη ποικιλία στις μεταλλικότητές τους. Ναι μεν υπάρχουν αρκετά σμήνη μικρής μεταλλικότητας, όμως στοιχεία από τη φωτομετρία και την ένταση των μεταλλικών γραμμών στα φάσματα δείχνουν και πολλά σμήνη με μέση ή και υψηλή μεταλλικότητα. Εννέα τέτοια σμήνη μελετήθηκαν από το Michael Tripicco του Πανεπιστημίου της Χαβάης στην περιοχή του κυανού-ιώδους φωτός. Βρέθηκε ότι το 80% αυτού του φωτός προέρχεται από νάνους, ενώ το φως αυτού του μήκους κύματος που εκπέμπουν τα πλουσιότερα σε μέταλλα σφαιρωτά σμήνη του δικού μας Γαλαξία προέρχεται κατά το ήμισυ από νάνους (όπως ο Ήλιος) και κατά το ήμισυ από γίγαντες αστέρες. Εξάλλου, οι φασματικές γραμμές της ρίζας κυάνιο (CN) είναι τόσο ισχυρές στα 9 σμήνη του M31, ώστε θα πρέπει τουλάχιστο αυτά να περιέχουν μεγάλους αριθμούς τόσο γιγάντων όσο και νάνων με περίπου κατά μία τάξη μεγέθους μεγαλύτερες συγκεντρώσεις CN από ό,τι ο ήλιος μας. Η κυριαρχία των θερμών νάνων - οι οποίοι έχουν κυανόλευκη απόχρωση - εξηγείται αν υποθέσουμε ότι τα μέσης και υψηλής μεταλλικότητας σμήνη του M31 είναι κατά πολύ νεώτερα των υψηλότερης μεταλλικότητας σμηνών (σφαιρωτών πάντα) του δικού μας Γαλαξία, όπως το M71. Η παραδοχή αυτή όμως δεν εξηγεί την περίσσεια CN.

Υπάρχουν ενδείξεις ότι τα υψηλής μεταλλικότητας σφαιρωτά σμήνη του M31, και συγκεκριμένα όσα έχουν μεταλλικότητα άνω του 0,25 της ηλιακής, συναποτελούν ένα ταχέως περιστρεφόμενο δισκοειδές υποσύστημα με ταχύτητες μέχρι και 200 χιλιομέτρων/δευτερόλεπτο. Η ύπαρξη κινηματικών διαφορών με τα καθαυτό σμήνη της άλω, είναι ίσως το μόνο που μπορεί να εξηγήσει την ύπαρξη σφαιρωτών σμηνών υψηλής μεταλλικότητας ακόμα και σε θέσεις πολύ μακριά από το δίσκο του M31. Πράγματι, στη στατιστική των αστρικών πληθυσμών, διαφορετικές κινηματικές ιδιότητες υποδηλώνουν και διαφορετική ιστορία και προέλευση.

Στο γαλαξία της Ανδρομέδας ανακαλύφθηκε ένας νέος τύπος αστρικών σμηνών. Αυτά τα σμήνη περιέχουν εκατοντάδες χιλιάδες άστρα, ένας αριθμός συγκρίσιμος με αυτό των σφαιρωτών σμηνών. Η διαφορά τους είναι ότι αυτά τα σμήνη είναι πολύ μεγαλύτερα και πυκνά από τα σφαιρωτά σμήνη.[26]

Τα νέφη υδρογόνου

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η μεγαλύτερη σπουδαιότητα των νεφών υδρογόνου είναι το ότι αποτελούν τις περιοχές σχηματισμού νέων άστρων. Το γεγονός συνειδητοποιήθηκε από τον Baade κατά την παρατήρηση του δίσκου του M31, και συνέτεινε στη σύλληψη της έννοιας του νεανικού πληθυσμού Ι. Φωτογραφίζοντας με φίλτρα, ο Baade κατόρθωσε να εντοπίσει και να χαρτογραφήσει 688 νέφη αερίου στον M31. Τα νέφη ήταν συγκεντρωμένα στους σπειροειδείς βραχίονες, με πιο έκδηλη την παρουσία τους σε απόσταση 30.000 έως 40.000 ετών φωτός από το κέντρο του γαλαξία.[27] Με τη μελέτη της εκπομπής ραδιοκυμάτων σε μήκος κύματος 21 cm, έγινε δυνατή η ανίχνευση των αραιότερων και ψυχρότερων νεφών υδρογόνου, στα οποία το αέριο δεν είναι ιονισμένο. Η θεμελιώδης μελέτη της ακτινοβολίας των 21 cm στον Μ31 πραγματοποιήθηκε από τον Morton Roberts το 1966.[28] Αποκαλύφθηκε ότι η κατανομή του ουδέτερου υδρογόνου ήταν δακτυλιοειδής, με τη μέγιστη πυκνότητα σε απόσταση περίπου 40.000 ετών φωτός από το κέντρο.[27] Συνέπιπτε έτσι τόσο με τα φωτεινότερα μέρη των σπειρών, όσο και με την υψηλότερη συγκέντρωση των θερμών νεφών του Baade. Ωστόσο τα ψυχρά νέφη συνεχίζουν σε αποστάσεις μέχρι και 110.000 ετών φωτός, ενώ η κατανομή των θερμών νεφών σβήνει μετά τις 55.000 έτη φωτός[29]. Για πολλούς λόγους, η διάταξη αυτή είναι αρκετά συνηθισμένη στους μεγάλους σπειροειδείς γαλαξίες. Η μεγαλύτερη απόσταση από το κέντρο του M31 στην οποία έχει ανιχνευθεί ουδέτερο υδρογόνο είναι 120.000 έτη φωτός, στο νοτιοδυτικό άκρο. (Ο M31 απλώνεται στον ουρανό με το μεγάλο του άξονα κατά τη βορειοανατολική-νοτιοδυτική διεύθυνση.) Μια πρόσφατη, λεπτομερέστερη, μελέτη του ουδέτερου υδρογόνου στον M31 πραγματοποιήθηκε στην Ολλανδία από τον Estaban Bajaja, που βρήκε μια αντιστοιχία των θέσεων του υδρογόνου και των θέσεων της ορατής σκόνης, αλλά μόνο στο μισό γαλαξία: στο βορειοανατολικό τμήμα.

Η κίνηση των νεφών υδρογόνου αποκλίνει από μια αυστηρά κυκλική τροχιά. Τα άστρα του πληθυσμού ΙΙ, στον πυρήνα και τα σφαιρωτά σμήνη, έχουν εξαιτίας της παλαιότητάς τους, κάθετες ή πολύ ελλειπτικές τροχιές και γενικά ανώμαλες κινήσεις. Αντίθετα, τα νέφη αερίου, η σκόνη και οι αστέρες στον δίσκο, που ανήκουν στον πληθυσμό Ι, πιστεύεται ότι έχουν σχεδόν κυκλικές τροχιές, όπως οι πλανήτες περί τον Ήλιο. Τα νέα λοιπόν δεδομένα διαφωνούν με την επικρατούσα άποψη: Από τους τρεις βραχίονες που διακρίνονται στο υδρογόνο της βορειοανατολικής πλευράς, τμήματα του εσώτατου βραχίονα φαίνονται να καταρρέουν προς το κέντρο με ταχύτητα άνω των 100 χιλιομέτρων/δευτερόλεπτο, που προστίθεται στην περιφορά τους γύρω από το κέντρο. Η αιτία είναι άγνωστη. Προκαλείται η κατάρρευση αυτή από τη βαρυτική έλξη των μικρών συνοδών γαλαξιών του M31, όπως ο M32, ή μήπως κάποιο εκρηκτικό γεγονός απίστευτης σφοδρότητας είχε διαταράξει κατά το παρελθόν το τμήμα αυτό του γαλαξία; Οι κινήσεις του υδρογόνου μετρήθηκαν την περασμένη δεκαετία από μια γαλλική ομάδα υπό τον G. Courtes με τη βοήθεια του τηλεσκοπίου των 2 m στο Αστεροσκοπείο της Haute-Provence. Με βάση και τις μετρήσεις αυτές, που αφορούν το θερμό υδρογόνο, έχει διαμορφωθεί μια καθαρότερη εικόνα της περιστροφής του M31. Επιπλέον, οι τροχιακές ταχύτητες παρέχουν στοιχεία για την κατανομή της μάζας στο γαλαξία. Συγκεκριμένα οι ταχύτητες του υδρογόνου στα εξώτερα τμήματα του M31 υπαινίσσονται την ύπαρξη ενός τεράστιου περιβλήματος από σκοτεινή ύλη. Ύστερα από πρόσφατη έρευνα των Scott Chapman του California Institute of Technology και Rodrigo Ibat του Αστεροσκοπείου του Στρασβούργου, μετά από παρακολούθηση από τα τηλεσκόπια Keck και τον προσδιορισμό της ταχύτητας των άστρων της άλω του M31, ανακοίνωσε το 2005 ότι ένας μεγάλος αριθμός από αυτά τα αστέρια ανήκουν στην πραγματικότητα στον δίσκο του Γαλαξία της Ανδρομέδας.[30] Αυτό σημαίνει ότι ο δίσκος του γαλαξία μπορεί να έχει έως και τρεις φορές μεγαλύτερη διάμετρο (220 χιλιάδες έτη φωτός) από ό, τι είχε προηγουμένως εκτιμηθεί (από 70 έως 120.000 έτη φωτός).

Ο αστρικός θάνατος

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Το ότι οι αστέρες πεθαίνουν και στον Μ31 αποδεικνύεται από τα αντίστοιχα νεφελώματα: Οι Χόλαντ Φόρντ (Holland Ford) και Τζόρτζ Τζέικομπυ (George Jacoby) ανακάλυψαν 315 πλανητικά νεφελώματα στον M31.[31] Το πλήθος τους όμως υπολογίζεται ότι φθάνει στην πραγματικότητα τα 5.800, ενώ στο δικό μας Γαλαξία ο αριθμός των όσων έχουν ανακαλυφθεί είναι επίσης περίπου 300. Επειδή τα πλανητικά νεφελώματα σημαδεύουν αστρικούς θανάτους, είναι δυνατό να χαρτογραφήσουμε με τη βοήθειά τους τα μέρη εκείνα του γαλαξία όπου η φθορά του αστρικού πληθυσμού είναι εντονότερη. Στον πυρήνα του M31 πρέπει να δημιουργούνται κατά μέσο όρο 5 πλανητικά νεφελώματα ανά αιώνα. Οι μεγάλες ποσότητες αερίου που απελευθερώθηκαν έτσι (επειδή κάθε πλανητικό νεφέλωμα διαστέλλεται και αραιώνει συνεχώς, και τελικά τα αέρια του διαχέονται στο γαλαξία) σχημάτισαν με την πάροδο δισεκατομμυρίων ετών ένα δίσκο αερίου που περιφέρεται γύρω από τον πυρήνα. Ο κεντρικός αυτός δίσκος έχει ήδη ανιχνευθεί, και μάλιστα η μάζα του εμφανίζεται σχεδόν ίση με τη θεωρητικά αναμενόμενη.

Η άμεση παρατήρηση των λευκών νάνων του M31 είναι αδύνατη εξαιτίας της μικρής τους λαμπρότητας. Τα υπολείμματα όμως αυτά των θανάτων των άστρων μικρής μάζας μπορούν να εκδηλώσουν την παρουσία τους έμμεσα. Είναι γενικά παραδεκτό ότι οι αστρικές εκρήξεις τύπου νόβα («καινοφανείς αστέρες») παράγονται από διπλά συστήματα άστρων που περιλαμβάνουν ένα λευκό νάνο. Μέχρι σήμερα περισσότεροι από 200 καινοφανείς έχουν παρατηρηθεί στον M31, από τους οποίους οι πρώτοι 63 ανακαλύφθηκαν από τον ίδιο τον Χαμπλ με τη σύγκριση μιας διαδοχής φωτογραφιών (1923 και εξής) και χρησιμοποιήθηκαν ως μια επιπλέον απόδειξη για το απομεμακρυσμένο του M31. Επίσης, αυτή η διαδικασία παράγει ακτίνες Χ, οι οποίες έχουν ανιχνευθεί από διαστημικά τηλεσκόπια ακτίνων Χ[32]. Με παρόμοιο τρόπο ανιχνεύεται η παρουσία μελανών οπών.

Τα άστρα μεγάλης μάζας έχουν συχνά βίαιο θάνατο, μερικές φορές με τη μορφή ενός υπερκαινοφανούς (Σούπερ νόβα «supernova »). Επειδή τέτοια άστρα είναι λίγα, ένα τόσο βίαιο συμβάν λαμβάνει χώρα σε ένα σπειροειδή γαλαξία περίπου κάθε 30 ως 100 χρόνια. Στον M31 μόνο 1 έκρηξη υπερκαινοφανούς έχει παρατηρηθεί μέχρι σήμερα, συγκεκριμένα στα μέσα Αυγούστου 1885, πολύ κοντά στον πυρήνα - μόλις 16΄΄ νοτιοανατολικά του - και είναι γνωστή ως S Ανδρομέδας. Κατά τις πρώτες νύκτες ήταν σχεδόν ορατή με γυμνό μάτι, συναγωνιζόμενη σε λαμπρότητα όλο το γαλαξία, κάτι όχι ασυνήθιστο για ένα υπερκαινοφανή: έλαμπε με την ισχύ 1,6 δισεκατομμυρίου ήλιων! Στη συνέχεια ωστόσο το φως του εξασθένησε αρκετά γρήγορα και όταν παρατηρήθηκε για τελευταία φορά (1 Φεβρουαρίου 1886), είχε κατέλθει στο 16ο μέγεθος, είχε δηλαδή καταστεί 6.300 φορές αμυδρότερο...[33]

Ο πυρήνας

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Όπως και ο πυρήνας του δικού μας Γαλαξία, έτσι και εκείνος του M31 αποτελεί ένα πεπλατυσμένο σφαιροειδές με ακτίνα περίπου 10.000 ετών φωτός, που περιστρέφεται ισοτροπικώς αλλά όχι και ομογενώς. Η ταχύτητα περιστροφής είναι δηλαδή η ίδια προς όλες τις διευθύνσεις, αλλά έχουμε μια ποικιλία διαφορετικών ταχυτήτων, τόσο γραμμικών όσο και γωνιακών, σε διαφορετικές αποστάσεις από το κέντρο. Ενώ όμως ο πυρήνας του Γαλαξία μας κρύβεται από τη Γη από μια πυκνή νεφελωματώδη συσσώρευση ύλης, ο πυρήνας του M31 φαίνεται πολύ καλύτερα. Για το λόγο αυτό, θεωρείται ο καλύτερος υποψήφιος για να επιβεβαιώσει τη σύγχρονη πολυσυζητημένη υπόθεση σχετικά με την ύπαρξη μιας γιγαντιαίας μαύρης τρύπας στο κέντρο πολλών γαλαξιών, συμπεριλαμβανομένου και του δικού μας.

Η εικόνα του ΔΤΧ του πυρήνα του Γαλαξία της Ανδρομέδας. Η διπλή δομή είναι εμφανής.

Στις 9 Σεπτεμβρίου 1971 μια παρατήρηση του Stratoscope II, ενός τηλεσκοπίου 91 cm που υψώθηκε με τη βοήθεια αεροστάτου σε υψόμετρο 25 χιλιομέτρων, επέτρεψε τη μελέτη του πυρήνα του M31 με διακριτική ικανότητα 0,2΄΄ ή 2 περίπου ετών φωτός.[34] Η ανάλυση αποκάλυψε χωρίς αμφιβολία ότι ο M31 κρύβει ένα πολύ συμπαγές, καλώς διαχωρισμένο, κέντρο, με ελλειψοειδές σχήμα και διαστάσεις 11 Χ 17 ετών φωτός.[34] Το φαινόμενο μέγεθός του (το φως που στέλνει μέχρι τη Γη) υποδηλώνει απόλυτη λαμπρότητα 5,5 εκατομμύρια φορές μεγαλύτερη της ηλιακής, ενώ η μάζα του εκτιμάται σε 100 εκατομμύρια ηλιακές μάζες.[34] Οι παρατηρήσεις στο υπεριώδες και το υπέρυθρο επιβεβαιώνουν την παρουσία του. Η πυκνότητα των άστρων στον περιορισμένο αυτό χώρο φθάνει τα 50 ή 60 άστρα ανά κυβικό έτος φωτός. Οι κινήσεις εκεί είναι ταχύτατες: η γραμμική ταχύτητα περιστροφής σε απόσταση 11 ετών φωτός από τον άξονα είναι μεγαλύτερη των 100 χιλιομέτρων/δευτερόλεπτο, πέρα όμως από τα 11 έτη φωτός η διασπορά των ταχυτήτων είναι μεγάλη, ώστε μερικές φορές υπερβαίνουν τα 240 χιλιόμετρα/δευτερόλεπτο.[35] Η καλύτερη ερμηνεία των μετρήσεων αυτών παρέχεται από την υπόθεση της μαύρης τρύπας. Η συγκεκριμένη τρύπα έχει ίσως μάζα 70 ως 100 εκατομμύρια ηλιακές μάζες, οπότε ο ορίζοντας γεγονότων της (η «διάμετρός» της) θα έχει την ίδια τάξη μεγέθους με την τροχιά της Γης περί τον Ήλιο.[35]

To 1991 ο Tod R. Lauer χρησιμοποίησε την ευρυπεδιακή κάμερα του ΔΤΧ για να φωτογραφήσει τον ενδότερο πυρήνα του γαλαξία. Ο πυρήνας αποτελείται από δύο συγκεντρώσεις που βρίσκονται 1,5 παρσέκ μακριά το ένα από το άλλο. Η λαμπρότερη συγκέντρωση βρίσκεται εκτός κέντρου, ενώ η πιο αχνή βρίσκεται στο πραγματικό κέντρο του γαλαξία και περιέχει μία μαύρη τρύπα με μάζα 3-5x107 M☉[36].

Ομάδα γαλαξιών

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο γαλαξίας της Ανδρομέδας βρίσκεται στην τοπική ομάδα γαλαξιών και είναι ένας από τους δύο μεγαλύτερους γαλαξίες του σμήνους, μαζί τον Γαλαξία και έχει την δικιά του υποομάδα. Το σύστημα αυτό αποτελείται από 14 γαλαξίες-δορυφόρους, εκ των οποίων οι πιο γνωστοί είναι οι Μεσιέ 32 και Μεσιέ 110, οι οποίοι φαίνεται ότι πρόσφατα αλληλεπίδρασαν με το Μ31.[37]

Επίσης σε αυτή την υποομάδα ανήκει και ο τρίτος σπειροειδής γαλαξίας της τοπικής ομάδας, ο γαλαξίας του Τριγώνου. Στοιχεία δείχνουν ότι οι δύο αυτοί σπειροειδείς γαλαξίες αλληλεπίδρασαν στο παρελθόν.[38] Το 2012 ανακοινώθηκε ότι ανάμεσα στον γαλαξία της Ανδρομέδας και του Τριγώνου υπάρχει μια γέφυρα υδρογόνου. Η ανακάλυψη ήταν προϊόν έρευνας των δομών της τοπικής γαλαξιακής ομάδας, που έδειξε ότι υπάρχουν άγνωστες δομές μεταξύ των γαλαξιών, πιθανών γεφυρών υδρογόνου, αλλά τα ευρήματα δεν ήταν σαφή. Η παρουσία της γέφυρας επιβεβαιώθηκε από ερευνητές του Εθνικού Παρατηρητηρίου Ραδιοαστρονομίας των ΗΠΑ, οι οποίοι χρησιμοποίησαν το Green Bank Telescope, ένα από τα μεγαλύτερα ραδιοτηλεσκόπια στη Γη.[39] Η γέφυρα υδρογόνου εκτείνεται σε απόσταση μέχρι 120 κιλοπαρσέκ από τον γαλαξία της Ανδρομέδας, περίπου το μέσο της απόστασης έως τον γαλαξία του Τριγώνου.[40]

Δορυφόροι του γαλαξία της Ανδρομέδας
Όνομα Τύπος γαλαξία Απόσταση
(σε εκατ. ly) 		μέγεθος Έτος
ανακάλυψης
M32 dE2 2,48 +9,2 1749
M110 dE6 2,69 +9,4 1773
NGC 185 dE5 2,01 +11 1787
NGC 147 dE5 2,2 +12 1829
Ανδρομέδα I dE3 2,43 +13,2 1970
Ανδρομέδα ΙΙ dE0 2,13 +13 1970
Ανδρομέδα III dE2 2,44 +10,3 1970
Ανδρομέδα IV dIm? 1972
Ανδρομέδα V dSph 2,52 +15,4 1998
Ανδρομέδα VI dSph 2,55 +14,5 1998
Ανδρομέδα VII dSph 2,49 1998
Ανδρομέδα VIII dSph 2,7 +9,1 2003
Ανδρομέδα IX dSph 2,5 +16,2 2004
Ανδρομέδα X dSph 2,9 +16,2 2005

Μέλλον

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Μετρήσεις δείχνουν ότι ο γαλαξίας της Ανδρομέδας πλησιάζει τον Γαλαξία μας με ταχύτητα 300 χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο[41] και μπορεί να συγκρουστεί μαζί του σε 3 ως 5 δις χρόνια.[42] Αν συγκρουστούν, πιστεύεται ότι ο Ήλιος αλλά και άλλοι αστέρες μάλλον δεν θα συγκρουστούν με αστέρες της Ανδρομέδας, αλλά οι δύο γαλαξίες θα σχηματίσουν έναν ενιαίο ελλειπτικού σχήματος γαλαξία.[43] Η διαδικασία της ένωσης αυτής εκτιμάται ότι θα διαρκέσει 1 δις χρόνια.

Παραπομπές

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 «NASA/IPAC Extragalactic Database». Results for Messier 31. Ανακτήθηκε στις 1 Νοεμβρίου 2006. 
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 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 49 (1): 3-18. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2006Ap.....49....3K. 
  3. ↑ 3,0 3,1 I.D. Karachentsev, V.E. Karachentseva, W.K. Hutchmeier, D.I. Makarov (2004). «A Catalog of Neighboring Galaxies». Astronomical Journal 127: 2031–2068. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004AJ....127.2031K. 
  4. ↑ 4,0 4,1 I. Ribas, C. Jordi, F. Vilardell, E.L. Fitzpatrick, R.W. Hilditch, F. Edward (2005). «First Determination of the Distance and Fundamental Properties of an Eclipsing Binary in the Andromeda Galaxy». Astrophysical Journal 635: L37-L40. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...635L..37R. 
  5. ↑ McConnachie, A.W.; Irwin, M.J.; Ferguson, A.M.N.; Ibata, R.A.; Lewis, G.F.; Tanvir, N. (2005). «Distances and metallicities for 17 Local Group galaxies». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 356 (4): 979-997. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2005MNRAS.356..979M. 
  6. ↑ Jensen, Joseph B.; Tonry, John L.; Barris, Brian J.; Thompson, Rodger I.; Liu, Michael C.; Rieke, Marcia J.; Ajhar, Edward A.; Blakeslee, John P. (February 2003). «Measuring Distances and Probing the Unresolved Stellar Populations of Galaxies Using Infrared Surface Brightness Fluctuations». Astrophysical Journal 583 (2): 712-726. http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...583..712J. 
  7. ↑ «SIMBAD-M31». SIMBAD Astronomical Database. Ανακτήθηκε στις 29 Νοεμβρίου 2009. 
  8. ↑ Armando, Gil de Paz; Boissier; Madore; Seibert; Boselli; et al. (2007). «The GALEX Ultraviolet Atlas of Nearby Galaxies». Astrophysical Journal (ApJS) 173: 185–255. doi:10.1086/516636. http://arxiv.org/abs/astro-ph/0606440. Ανακτήθηκε στις 2009-11-29. 
  9. ↑ «Dark matter comes out of the cold». BBC News. February 5, 2006. http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/4679220.stm. Ανακτήθηκε στις 2006-05-24. 
  10. ↑ Young, Kelly (6 Ιουνίου 2006). «Andromeda galaxy hosts a trillion stars». NewScientist. Ανακτήθηκε στις 8 Ιουνίου 2006. 
  11. ↑ 11,0 11,1 George Robert Kepple· Glen W. Sanner (1998). The Night Sky Observer's Guide, Volume 1. Willmann-Bell, Inc. σελ. 18. ISBN 0-943396-58-1. 
  12. ↑ Richard Hickley Allen, Star Names, Their Lore and Meaning, Dover Publication, Nowy Jork, 1963.
  13. ↑ Isaac Roberts, A Selection of Photographs of Stars, Star-clusters and Nebulae, cz. II. London: The Universal Press.
  14. ↑ [[Έντουιν Χαμπλ |E.P. Hubble]] (1929). «A spiral nebula as a stellar system, Messier 31». APJ 69. doi:10.1086/143167. Bibcode: 1929ApJ....69..103H. http://adsabs.harvard.edu/abs/1929ApJ....69..103H. 
  15. ↑ S. C. Chapman, R. Ibata, G. F. Lewis, A.M.N. Ferguson, M. Irwin, A. McConnachie, N. Tanvir (2006). «A kinematically selected, metal-poor spheroid in the outskirts of M31». Astrophysical Journal 653: 255. doi:10.1086/508599. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?astro-ph/0602604.  Also see the press release, CalTech Media Relations (February 27, 2006). Andromeda's Stellar Halo Shows Galaxy's Origin to Be Similar to That of Milky Way. Δελτίο τύπου. Ανακτήθηκε στις 2006-05-24. «Αρχειοθετημένο αντίγραφο». Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 9 Μαΐου 2006. Ανακτήθηκε στις 26 Ιουλίου 2010. CS1 maint: Unfit url (link)
  16. ↑ 16,0 16,1 van den Bergh, Sidney (1999). «The local group of galaxies». The Astronomy and Astrophysics Review 9 (3–4): 273–318. doi:10.1007/s001590050019. 
  17. ↑ N. W. Evans & M. I. Wilkinson (2000). «The mass of the Andromeda galaxy». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 316 (4): 929–942. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03645.x. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?2000MNRAS.316..929E. 
  18. ↑ 18,0 18,1 18,2 Athanassoula, E (1978). «The spiral structure of M31». Structure and properties of nearby galaxies: Proceedings of the Symposium: 163-7. Bibcode: 1978IAUS...77..163A. http://adsabs.harvard.edu/full/1978IAUS...77..163A. 
  19. ↑ R.L. Beaton, E. Athanassoula, S.R. Majewski, P. Guhathakurta, M.F. Skrutskie, R.J. Patterson, M. Bureau (2006). «Unveiling the Boxy Bulge and Bar of the Andromeda Spiral Galaxy». Astrophysical Journal Letters 658: L91. doi:10.1086/514333. http://adsabs.harvard.edu/abs/2006astro.ph..5239B. 
  20. ↑ W. Baade (1944). «The Resolution of Messier 32, NGC 205, and the Central Region of the Andromeda Nebula». Astrophysical Journal 100: 137. doi:10.1086/144650. http://adsabs.harvard.edu/abs/1944ApJ...100..137B. 
  21. ↑ Esa Science News, ISO unveils the hidden rings of Andromeda Αρχειοθετήθηκε 1999-08-28 at Archive.is. 1998.
  22. ↑ J. S. Kalirai, K. M. Gilbert, P. Guhathakurta, S. R. Majewski, J. C. Ostheimer, R. M. Rich, M. C. Cooper, D. B. Reitzel, R. J. Patterson, The Metal-Poor Halo of the Andromeda Spiral Galaxy (M31), Astrophysical Journal. 2006.
  23. ↑ P. Barmby; J.P. Huchra (2001). «M31 Globular Clusters in the Hubble Space Telescope Archive. I. Cluster Detection and Completeness». Astronomical Journal 122: 2458–2468. doi:10.1086/323457. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2011-08-24. https://www.webcitation.org/61B1IikUD?url=http://iopscience.iop.org/1538-3881/122/5/2458/fulltext. Ανακτήθηκε στις 2010-07-26. 
  24. ↑ Hubble news desk STSci-1996-11 (1996-04-24). Hubble Spies Globular Cluster in Neighboring Galaxy. Δελτίο τύπου. Ανακτήθηκε στις 2006-05-26.
  25. ↑ «BBC: Andromeda 'born in a collision'». Ανακτήθηκε στις 26 Ιουνίου 2011. 
  26. ↑ Huxor, A. P.; et al. (2005). «A new population of extended, luminous, star clusters in the halo of M31». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 36 (3): 993–1006. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x. Bibcode: 2005MNRAS.360.1007H. 
  27. ↑ 27,0 27,1 Esa Science News (October 14, 1998). ISO unveils the hidden rings of Andromeda. Δελτίο τύπου. Ανακτήθηκε στις 2006-05-24. Αρχειοθετήθηκε 1999-08-28 at Archive.is «Αρχειοθετημένο αντίγραφο». Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 28 Αυγούστου 1999. Ανακτήθηκε στις 26 Ιουλίου 2010. 
  28. ↑ Roberts, Morton S. (1966). «A High-Resolution 21-CM Hydrogen-Line Survey of the Andromeda Nebula». Astrophysical Journal 144. doi:10.1086/148645. Bibcode: 1966ApJ...144..639R. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1966ApJ...144..639R. 
  29. ↑ Nieten, Ch.; Neininger, N.; Guélin, M.; Ungerechts, H.; Lucas, R.; Berkhuijsen, E. M.; Beck, R.; Wielebinski, R (2006). «Molecular gas in the Andromeda galaxy». A&A 453 (2). doi:10.1051/0004-6361:20035672. Bibcode: 2006A&A...453..459N. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?2006A%26A...453..459N. 
  30. ↑ S. C. Chapman, R. Ibata, G. F. Lewis, A. M. N. Ferguson, M. Irwin, A. McConnachie, N. Tanvir, A kinematically selected, metal-poor spheroid in the outskirts of M31, Astrophysical Journal.
  31. ↑ Ford, H. C.; Jacoby, G. H.. «Planetary nebulae in Local-Group galaxies. VIII. A catalog of planetary nebulae in the Andromeda galaxy.». ApJS 38. doi:10.1086/190560. Bibcode: 1978ApJS...38..351F. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1978ApJS...38..351F. Ανακτήθηκε στις 26-07-10. 
  32. ↑ BBC News:Birth and death within Andromeda, ανακτήθηκε: 26 Ιουνίου 2011
  33. ↑ Backhouse, T. W. (1888). «nebula in Andromeda and Nova, 1885». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 48: 108. Bibcode: 1888MNRAS..48..108B. http://adsabs.harvard.edu//abs/1888MNRAS..48..108B. Ανακτήθηκε στις 2009-07-27. 
  34. ↑ 34,0 34,1 34,2 Light, E. S.; Danielson, R. E.; Schwarzschild, M. (Δεκέμβριος 1974). «The nucleus of M31» (pdf). ApJ 194: 257-263. doi:"10.1086/153241". Bibcode: 1974ApJ...194..257L. http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1974ApJ...194..257L&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf. 
  35. ↑ 35,0 35,1 Kormendy, J. (Φεβρουάριος 1988). «Evidence for a supermassive black hole in the nucleus of M31». ApJ 325: 128-141. ISSN 0004-637X. Bibcode: 1988ApJ...325..128K. http://adsabs.harvard.edu/full/1988ApJ...325..128K. 
  36. ↑ Lauer, T. R. et al. (1993). «Planetary camera observations of the double nucleus of M31». Astronomical Journal 106 (4): 1436–1447, 1710–1712. doi:10.1086/116737. 
  37. ↑ K. Bekki, W.J. Couch, M.J. Drinkwater, M.D. Gregg (2001). «A New Formation Model for M32: A Threshed Early-type Spiral?». Astrophysical Journal 557 (1): L39–L42. doi:10.1086/323075. http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...557L..39B. 
  38. ↑ «The remnants of galaxy formation from a panoramic survey of the region around M31». Nature 461: 66-69. Σεπτέμβριος 2009. doi:10.1038/nature08327. http://www.nature.com/nature/journal/v461/n7260/full/nature08327.html. 
  39. ↑ Θ. Λαΐνας (31 Μαΐου 2012) Γέφυρα υδρογόνου ενώνει δύο γαλαξίες Το Βήμα. Ανακτήθηκε την 1 Ιουνίου 2012
  40. ↑ Lockman, Felix J.; Free, Nicole L.; Shields, Joseph C. (2012-07-09). «THE NEUTRAL HYDROGEN BRIDGE BETWEEN M31 AND M33» (στα αγγλικά). The Astronomical Journal 144 (2): 52. doi:10.1088/0004-6256/144/2/52. ISSN 0004-6256. https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/144/2/52. 
  41. ↑ Karachentsev, Igor D.; Karachentseva, Valentina E.; Huchtmeier, Walter K.; Makarov, Dmitry I. (2004-04). «A Catalog of Neighboring Galaxies» (στα αγγλικά). The Astronomical Journal 127 (4): 2031–2068. doi:10.1086/382905. ISSN 0004-6256. https://iopscience.iop.org/article/10.1086/382905. 
  42. ↑ «The Grand Collision». The Sky At Night. November 5, 2007. 
  43. ↑ Cox, T. J.; Loeb, A. (2008). «The collision between the Milky Way and Andromeda». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386 (1): 461–474. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13048.x. Bibcode: 2008MNRAS.tmp..333C. 

Εξωτερικοί σύνδεσμοι

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]


Ανακτήθηκε από "https://el.wikipedia.org/w/index.php?title=Γαλαξίας_της_Ανδρομέδας&oldid=10869661"