М110Степень сложности: 4(5)
Минимальная апертура: 50 мм.
Обозначение: NGC 205
Тип: Галактика
Класс: dSph Irr
Расстояние: 2.57 млн с.л. (see M 31)
2.82 млн с.л. (PN, 2000)
Размер: 16 000 с.л.
Созвездие: Андромеда
Прямое восхождение: 0h 40.4min
Склонение: +41° 41'
Звёздная величина: 8,0
Поверхностная яркость: 22.8 mag/arcsec2
Видимый диаметр: 21,9'х11,0'
Первооткрыватель: Мессье, 1773
История M110 была открыта Шарлем Мессье 10 августа 1773 года, но ему и в голову не пришло включить её в свой каталог. Почти через тридцать лет после своего первого наблюдения он наконец опубликовал следующую заметку в «Connaissances des Temps», 1801 года: «10 августа 1773 года, я изучал прекрасную туманность в поясе Андромеды (№31) под очень хорошим небом, используя мой ахроматический рефрактор с увеличением 68х, чтобы получить рисунок, подобный рисунку туманности в Орионе. Я видел туманность, которую Лежантиль открыл 29 октября 1749 года (№ 32). Кроме того, я увидел новый, более слабый объект, расположенный к северу от большой туманности. Мне казалось невероятным, что слабая туманность не была замечена астрономами и мной со времени открытия большой туманности Симоном Мариусом в 1612 году, так как маленькая туманность находится в том же поле зрения телескопа, когда мы наблюдаем большую туманность.» Наконец, именно Кеннет Глин Джонс в 1966 году, предложил сделать эту галактику последним дополнением к каталогу Мессье, под номером 110.
Независимое открытие M110, было сделано Каролиной Гершель 27 августа 1783 года. Её брат Уильям затем описал объект как: «Довольно протяжная, широкая, слабосветящаяся туманность. Она имеет то же тусклое свечение, что и большая и несомненно находится по соседству с ней.» Адмирал Смит охарактеризовал М110 в 1836 году как «большую бледноватую туманность овальной формы», а преподобный Уэбб писал: «Большая бледная овальная туманность, лучше всего видна с небольшим увеличением, очень большое поле зрения включает её с М32 и М31. Кажется искрящейся.»
В описании Кёртиса, основанном на первых фотографиях с длительной выдержкой, упоминаются два пятна поглощения (см. ниже), а также «следы довольно неравномерной спиральной структуры».
В 1932 году, Хаббл обнаружил восемь шаровых скоплений на своих фотографиях М110, а Вальтер Бааде был первым, кому в 1944 году удалось разрешить эту галактику на отдельные звезды. Он работал на 2,5 метровом телескопе Хокера на горе Маунт-Вилсон и два связанных с войной обстоятельства фактически помогли ему: приказ по установке светомаскировочного режима близлежащего Лос-Анджелеса и то, что его коллеги были призваны американской армией, в то время как он, немецкий иммигрант, не был включён в призывные листы и мог продолжать работы на телескопе. Бааде заметил, что звёзды красных оттенков составляют большую часть в M110 и M32, что помогло ему разработать теорию двух разных звёздных популяций, I и II. Именно он в 1951 году изучил две тёмные туманности в M32 и обнаружил дюжину связанных с ними молодых ярких звёзд в ядре галактики, что явно расходится с массой старых красных звёзд вокруг них.
Астрофизика М110, как и М32, является физическим спутником большой галактики Андромеды М31, и находится примерно на том же расстоянии в 2,5 миллиона световых лет. Она содержит около 10 миллиардов солнечных масс, что делает его самым большим спутником М31. Однако, имея диаметр всего 16 000 световых лет, она всё ещё является карликом в пределах нашей локальной группы галактик. Сидни ван ден Берг придумал выражение «сфероидальная галактика» для M110, а также для более слабых спутников M31 NGC 147 и NGC 185, а Сэндедж даже классифицировал M110 как галактику типа S0. Современная терминология классифицирует M110 как сфероидальную карликовую галактику, в отличие от более ранних описаний: эллиптический карлик типа E5 или E6.
В 1973 году, Ходж каталогизировал в общей сложности двенадцать темных туманностей в М110 и описал её форму как эллиптическую, деформированную приливным взаимодействием с М31. Корради и его коллеги (2005) обнаружили 75 планетарных туманностей в окрестностях М110. После вычета принадлежащих к М31, они пришли к выводу, что 35 принадлежат М110.
Единственные узнаваемые структуры в этой галактике - это два тёмных пятна около её центра. Эти пылевые облака довольно нетипичны для эллиптической или сфероидальной карликовой галактики, которая потеряла большую часть своего межзвездного газа и пыли во время столкновений с доминирующей галактикой, как и M110, в которой нормальное звездообразование прекратилось около 500 миллионов лет назад. Однако недавнее близкое прохождение, должно быть, вызвало образование молодых звёзд класса B, которым сейчас от 10 до 20 миллионов лет, в радиусе 40" от центра. Некоторые из этих звёзд уже превратились в красных гигантов и соседние пылевые облака, похоже, подпитываются коллективной потерей массы этих молодых звёзд. Однако, подавляющее большинство звёзд в М110 - это старые желтоватые звёзды, похожие на Солнце. Среди них были найдены и каталогизированы 30 переменных типа RR Лиры, хорошо известные по шаровым скоплениям.
Оставшийся межзвёздный газ в M110 имеет примерно одну десятую от нормальной плотности газа в галактике и вращается против направления вращения звёзд, что, вероятно, является ещё одним следствием последнего сближения с M31. Кроме того, очень длительные экспозиции демонстрируют слабый световой мост между М31 и М110. Этот звездный поток длиной в 1° начинается в северо-западном квадранте М31, и его можно узнать по старым, красноватого оттенка звёздам, характерным для М110. МакКоначи и др. (2004) нашли дополнительные наблюдательные доказательства того, что звёздный мост связывает две галактики между собой.
М110 обладает более десятка шаровых скоплений ярче 18,5 m.. Самым ярким является G 73 с видимой яркостью 14,9 m.. Далее идёт G 11, который находится на расстоянии более 1°, но является подтвержденным членом M110. Не определена принадлежность для G 9, G 51 и G 53, которые кажутся более молодыми объектами, физически не связанными с M110.
По состоянию на 2005 год, в М110 наблюдалось пять сверхновых, все, кроме одной, в последние годы. Цвикки нашел её в 1957 году, в 7' к северу от ядра. В 1997 году, Пекинский поисковый проект сверхновых обнаружил ещё одну 18-ой звёздной величины в 7' юго-западнее от ядра. Ликская программа поиска, успешно открыла 15 августа 1999 года сверхновую магнитудой 17,5, расположенную в 4' к северу от центра галактики. В 2002 и 2004 годах, в М110 были обнаружены ещё две сверхновые 17-ой звёздной величины. Кроме того, Шара и Нейл оценивают периодичность появления новых для этой галактики - два раза в год.
Наблюдения В хороших условиях M110 видна даже в бинокль 10х50, как тусклый, но отчетливый объект. В телескоп она выглядит как бесструктурное овальное пятно (позиционный угол 165°). В отличие от фотоизображений, визуально не видно яркого ядра. При апертуре 350-миллиметров, становится видимым звездообразное ядро, окруженное более яркой и вытянутой центральной областью. Темные структуры плохо видны с этой апертурой. Слабая звезда лежит к северу от центра на главной оси галактики, которая достигает визуального размера 16'х8'. Фотографически может быть зафиксирована протяженность 26'х16'. Южный край эллипса и свет М31 тогда разделены всего на 6'. В очень ясную ночь в горах, с большим выходным зрачком, можно увидеть световой мост между двумя галактиками.
Шаровое скопление G 73 выглядит как звездообразный объект с апертурой всего лишь 200 миллиметров. Из более тусклых шаровых скоплений сообщалось только о наблюдении G 63 с помощью 500 миллиметрового телескопа. С 350-миллиметровой апертурой, G 58 можно увидеть в 15' к южнее ядра M110, но этот объект принадлежит M31.
1. Возможные шаровые скопления в M110
2. М110. Спутник М31 имеет тёмные, поглощающие облака вблизи центра. Джеральд Риман, Михаэль Ягер.
3. Негатив М110 с обозначением объектов.
