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梅西耶32

M32（也称为梅西耶32和NGC 221）是位于仙女座，距离大约265万光年远的一个矮“早期型”星系。它在1749年被纪晓姆·勒让提发现，是仙女座星系（M31）的卫星星系之一。测量M32最宽处的直径，相当于6,500 ±200光年[7]。

M 32
矮椭圆星系M32
观测资料（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 公里/秒[1]
距离2.49 ± 0.08 million light-years (763 ± 24 kpc)[2][3][4][a]
视星等 (V)8.08[5][6]
特征
类型cE2[1]
角直径 (V)8′.7 × 6′.5[1]
其他仙女座星系
的卫星星系
其他名称
M 32、NGC 221[1]、UGC 452[1]、PGC 2555,[1] Arp 168[1]、LEDA 2555
参见：星系、星系列表

这个星系异常的致密，是罕见的紧凑型椭圆星系（cE）的原型。一半的恒星集中在只有100秒差距的有效半径内[8][9] 中央恒星尖的密度急遽增加，在哈伯太空望远镜解析的最小半径内，超过3×107 M⊙ pc−3[10]，中心星团的半光度半径约为6秒差距[11]。 如同一般的椭圆星系，M32包含的大部分是较老、黯淡的红和黄色恒星，几乎没有尘埃或气体，因此现在没有恒星形成的迹象[12]。然而在最近的过去，它确实显示了恒星形成的迹象 [13]。

在这张仙女座星系的影像中，梅西耶32位于中心左侧。

起源

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M32的结构和恒星含量很难用传统的星系形成模型来解释。 理论论据[14] 和一些模拟表明，M31强大的潮汐场可以将螺旋星系或透镜星系转化为紧凑的椭圆星系。当一个小型的盘状星系落入M31的中心部分时，其外层的大部分将被剥离。这个小星系的中央隆起（核球）受到的影响会小得多，并得以保留它的形态。潮汐的引力效应也可以将气体向内驱动，在这个小星系的核心引发恒星爆发性的增长，导致今天观测到的M32有著高密度[15]。有证据表明M32外围有微弱的盘面[16]，而这不是典型椭圆星系该有的。

较新的模拟发现，M31盘面离开中心的结构扭曲，可以用大约8亿年前M32的碰撞来解释 [17]。 然而，此一特征只发生在第一次的轨道穿越其间，但是潮汐要将一个正常的矮星系转成现在的M32，需要多次的轨道穿越。观测到的M32周边的颜色和恒星数量也与M31的恒星晕不符[18]，说明M32的潮汐损失不是其来源。 综合来看，这些情况可能表明M32本来就是紧凑的状态，并且保留它自己的大部分恒星。 至少有一个类似的cE星系被发现是孤立的，没有受到任何大质量的伴星系打击或剥削[19]。

另一个假说是M32的前身是本星系群的第三大星系，前螺旋星系M32p（英语：M32p），而M32是它最大的残馀体[20]。根据此一模拟，M31（仙女座星系）和M32p在大约20亿年前合并。这样既可以解释现在的M31恒星晕的异常组成，也可以解释M32的结构和含量[21]。

密西根大学（University of Michigan，UM）最近一项新模型更表明，过去仙女座星系对本星系群中排名第三大的星系 M32p 也“看不顺眼”，并终在 20 亿年前吞噬掉它。曾经第三大的星系 M32p 被仙女座星系吞噬后并没有完全消失，而是留下致密核心，也就是神秘异常的 M32。据论文，仙女座星系大约在 50 亿年前开始吞并 M32p 星系，经历 30 亿年乱斗后，M32p 以惨败告终。[22]

距离量测

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至少有两种技术可以用来量测到M32的距离。以红外表面亮度起伏的距离测量技术是根据螺旋星系隆起的核球来估计到该星系的距离的测量方法。使用这种技术测量的M32距离是246± 9万光年（755±28Kpc）[2]。然而，M32的距离足够接近，可以用红巨星支尖（TRGB，tip of the red giant branch）的方法来估计它的距离。使用这种技术估计的M32距离为251 ± 13万光年（770 ± 40 kpc）[3][4]。 出于其他几个原因，M32被认为是在M31的前景，而不是在后面。它的恒星和行星状星云看起来并没有被前景中的气体或尘埃遮住或变红[23][24]。 在一次事件中，M32的微重力透镜观测到M31中的一颗恒星[25]。

黑洞

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M32拥有一个超大质量黑洞。据估计，它的质量在150万到500万太阳质量之间[26][27][28][29][30][31]。 位于中心位置的微弱电波和X射线源（现在参考Sgr A*，命名为M32*）被认为是气体吸积到黑洞的辐射[32][33]。

相关条目

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参考资料

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外部链接

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