M 110 (галактика)

Степень сложности: 4 (из 5)

Минимальная апертура: 50 мм

Обозначение: NGC 205

Тип: Галактика

Класс: dSph Irr

Расстояние: 2.57 млн св. лет (см. M 31), 2.82 млн св. лет (PN, 2000)

Размер: 16 000 св. лет

Созвездие: Андромеда

Прямое восхождение: 0 ч 40,4 мин

Склонение: +41° 41'

Звёздная величина: 8,0ᵐ

Поверхностная яркость: 22,8ᵐ на квадратную угловую секунду

Видимый размер: 21,9'×11,0'

Первооткрыватель: Мессье, 1773 год

История

Галактика M 110 была открыта Шарлем Мессье 10 августа 1773 года, однако ему так и не пришло в голову включить её в свой каталог. Почти тридцать лет спустя после этого первого наблюдения он наконец опубликовал в журнале «Познание времени» (Connaissance des Temps) за 1801 год следующую заметку: «10 августа 1773 года при очень хорошем небе я изучал прекрасную туманность в поясе Андромеды (№ 31), используя свой ахроматический рефрактор с увеличением 68×, с целью сделать её зарисовку, подобную рисунку туманности Ориона. Я видел туманность, которую Лежантиль открыл 29 октября 1749 года (№ 32). Кроме того, я заметил новую, более слабую туманность, расположенную к северу от большой. Мне показалось невероятным, что эта слабая туманность оставалась незамеченной астрономами и мной самим с момента открытия большой туманности Симоном Мариусом в 1612 году, ведь эта маленькая соседка находится в том же поле зрения телескопа при наблюдении большой». В конечном итоге историк астрономии Кеннет Глин Джонс в 1966 году предложил сделать эту галактику последним дополнением к каталогу Мессье под номером 110.

Независимое открытие M 110 совершила Каролина Гершель 27 августа 1783 года. Её брат Уильям затем описал этот объект как «весьма значительную, широкую, довольно слабую, небольшую туманность. Она имеет тот же блеклый цвет, что и большая, и, без сомнения, находится по соседству с ней». Адмирал Смит в 1836 году охарактеризовал M 110 как «крупную, довольно слабую туманность овальной формы», а преподобный Уэбб писал: «Большая слабая овальная туманность, лучше всего видимая на малых увеличениях; при очень широком поле зрения она попадает в один кадр вместе с M 32 и M 31. Кажется, будто она искрится».

В описании Кёртиса, основанном на первых глубоких фотоснимках, упоминаются два пылевых пятна поглощения (см. ниже), а также «следы довольно нерегулярной спиральной структуры».

В 1932 году Хаббл обнаружил на своих фотоснимках восемь шаровых скоплений в M 110, а Вальтер Бааде в 1944 году стал первым, кому удалось разрешить эту галактику на отдельные звезды. Он работал на 2,5-метровом телескопе Хукера в обсерватории Маунт-Вилсон, и успеху его наблюдений способствовали два обстоятельства, связанных с войной: введение светомаскировки близлежащего Лос-Анджелеса и тот факт, что его американские коллеги были призваны в армию США, тогда как его самого, как немецкого иммигранта, призывать не стали, и он мог беспрепятственно пользоваться телескопом. Бааде заметил, что большинство солнц в M 110 и M 32 составляют красноватые звезды, что помогло ему разработать теорию двух различных звездных населений (I и II). Он же в 1951 году исследовал две темные туманности в M 110 и обнаружил в ядре галактики около десятка связанных с ними молодых ярких звезд, что явно противоречило массе окружающих их старых красноватых светил.

Астрофизика

M 110, как и M 32, является физическим спутником великой Галактики Андромеды (M 31) и находится примерно на том же расстоянии от нас — 2,5 миллиона световых лет. Она содержит около 10 миллиардов масс Солнца, что делает её крупнейшим спутником M 31. Тем не менее при диаметре всего 16 000 световых лет она остаётся карликом внутри нашей Местной группы галактик. Сидни ван ден Берг ввёл термин «сфероидальная галактика» для описания M 110, а также более слабых спутников Андромеды NGC 147 и NGC 185, в то время как Сэндидж классифицировал M 110 как галактику типа S0. Современная терминология определяет M 110 как карликовую сфероидальную галактику, в отличие от более ранних классификаций, где её относили к карликовым эллиптическим галактикам типа E5 или E6.

В 1973 году Ходж каталогизировал в M 110 в общей сложности двенадцать темных туманностей и описал её общую форму как эллиптическую, деформированную приливным взаимодействием с M 31. Корради и его коллеги (2005 год) обнаружили 75 планетарных туманностей в области M 110. После вычета тех, что принадлежат M 31, они пришли к выводу, что 35 планетарных туманностей относятся именно к M 110.

Единственными различимыми структурами в этой галактике являются два тёмных пятна вблизи её центра. Эти пылевые облака довольно нетипичны для эллиптической или сфероидальной карликовой галактики, которая обычно теряет большую часть своего межзвездного газа и пыли во время сближений с главной галактикой. Именно это произошло с M 110, где нормальное звездообразование прекратилось около 500 миллионов лет назад. Однако недавнее близкое прохождение, должно быть, спровоцировало вспышку формирования молодых B-звезд (сейчас их возраст составляет от 10 до 20 миллионов лет) в радиусе 40" от центра. Некоторые из этих звезд уже превратились в красные гиганты, а близлежащие пылевые облака, похоже, подпитываются за счет коллективной потери массы этими молодыми светилами. Тем не менее подавляющее большинство звезд в M 110 — это старые желтоватые солнца. Среди них были обнаружены и каталогизированы 30 переменных типа RR Лиры, хорошо известных по шаровым скоплениям.

Оставшийся в M 110 межзвездный газ имеет плотность примерно в одну десятую от нормальной плотности газа в галактиках и вращается в сторону, противоположную направлению вращения звезд, что, вероятно, является еще одним следствием последнего сближения с M 31. Кроме того, снимки с очень глубокой экспозицией демонстрируют слабый световой мост между M 31 и M 110. Этот звездный поток длиной 1° берет начало в северо-западном квадранте M 31 и распознается по тому, что составляющие его звезды имеют характеристики населения M 110 (старые, красноватые), а не M 31. Макконахи и соавторы (2004 год) нашли дополнительные наблюдательные доказательства того, что эта структура представляет собой прямую связь между двумя галактиками в виде звездного потока.

M 110 обладает более чем дюжиной шаровых скоплений ярче 18,5 звездной величины. Самым ярким является G 73 с видимым блеском 14.9. Следующим идет G 11, которое удалено более чем на 1°, но подтверждено как член системы M 110. Принадлежность к галактике остается под вопросом для скоплений G 9, G 51 и G 53 — судя по всему, это более молодые объекты, физически не связанные с M 110.

По состоянию на 2005 год в M 110 было зафиксировано пять новых звезд, и все, кроме одной, наблюдались в последние годы. Цвикки обнаружил первую в 1957 году в 7' к северу от ядра. В 1997 году Пекинский проект по поиску сверхновых обнаружил новую звезду 18-й величины в 7' к юго-западу от ядра. Поисковая программа Ликской обсерватории увенчалась успехом 15 августа 1999 года, зафиксировав вспышку новой с блеском 17.5 в 4' к северу от центра галактики. В 2002 и 2004 годах в M 110 были найдены еще две новые звезды 17-й величины. Кроме того, Шара и Нил оценивают среднегодовую частоту вспышек новых в этой галактике как две звезды в год.

Наблюдение

При хороших условиях M 110 видна даже в бинокль 10×50 — слабо, но вполне отчетливо. В телескоп она предстает бесструктурным овальным пятном (позиционный угол составляет 165°). Вопреки тому, как галактика выглядит на фотографиях, яркого ядра при визуальных наблюдениях в небольшие инструменты не заметно. Звездообразное ядро, окруженное более яркой и вытянутой центральной областью, становится видимым только в апертуру от 14 дюймов. В такой же инструмент можно смутно различить и темные пылевые структуры. Прямо к северу от центра, на большой оси галактики, лежит слабая звезда. Сама галактика достигает визуального размера 16'×8', тогда как на фотографиях можно зафиксировать протяженность до 26'×16'. Южный конец этого эллипса и свечение M 31 в пространстве разделены всего 6'. Очень темной и прозрачной ночью в горах при использовании окуляра с большим выходным зрачком можно уловить и слабый световой мост между обеими галактиками.

Шаровое скопление G 73 выглядит как звездообразный объект уже в телескопы с апертурой от 8 дюймов. Что касается более слабых шаровых скоплений, то сообщалось лишь об успешном обнаружении G 63 в 20-дюймовый инструмент. В 14-дюймовый телескоп в 15' к югу от ядра M 110 можно заметить скопление G 58, однако этот объект физически принадлежит к системе M 31, а не самой M 110.

Библиографическая ссылка: Stoyan R. et al. Atlas of the Messier Objects: Highlights of the Deep Sky. — Cambridge: Cambridge University Press, 2008. — P. 353-355

© Ночное небо | любительская астрономия (перевод с английского, 2026)