Andromeda II

Andromeda II kurz auch And II ist eine spheroidale Zwerggalaxie (dSph) im Sternbild der Andromeda. Die Galaxie ist etwa 2,22 Millionen Lichtjahre von unserem Sonnensystem entfernt. Andromeda II ist Mitglied der Lokalen Gruppe und ist ein Satellit der Andromedagalaxie M31, liegt jedoch auch dem Dreiecksnebel M33 sehr nahe, könnte also sowohl Trabant der einen oder der anderen Muttergalaxie sein.

Galaxie
Andromeda II
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AladinLite
Sternbild Andromeda
Position
Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Rektaszension 01h 16m 29,8s[1]
Deklination +33° 25′ 09″[1]
Erscheinungsbild
Morphologischer Typ dSph[1]
Helligkeit (visuell) 13,5 mag[1]
Winkel­ausdehnung 3,6′ × 2,52′[1]
Physikalische Daten
Radial­geschwin­digkeit (−188 ± 3) km/s[1]
Entfernung (2.220.000 ± 70.000) Lj /
(680.000 ± 20.000) pc [2]
Metallizität [Fe/H] −1,47 ± 0,19
Geschichte
Entdeckung Sidney van den Bergh
Entdeckungsdatum 1970
Katalogbezeichnungen
PGC 4601 • IRAS F01133+3305 • And II,[3] Andromeda II Dwarf Spheroidal,[1][4]

And II w​urde von Sidney v​an den Bergh i​m Jahr 1970 entdeckt[5] innerhalb e​iner Durchmusterung m​it fotografischen Platten aufgenommen m​it dem 1,2 m Oschin-Schmidt-Teleskop d​es Palomar-Observatoriums i​n den Jahren 1970 u​nd 1971 zusammen m​it Andromeda I, Andromeda III, u​nd der wahrscheinlichen Hintergrundgalaxie Andromeda IV.[6]

Eigenschaften

Mithilfe des Keck-Teleskops konnten Côté et al. 1999 Spektren von 7 Einzelsternen innerhalb Andromeda II erstellen. Aus diesen Daten ließen sich eine durchschnittliche Radialgeschwindigkeit von vr = (−188 ± 3) km/s und eine Geschwindigkeitsdispersion von (9,2 ± 2,6) km/s ermitteln.
Das ergab eine Masse-Leuchtkraft-Verhältnis von M/Lv = 21 im Vergleich zur Sonne, was einer signifikanten Menge an Dunkler Materie gleichkommt.
Ebenso 1999 konnten Côté, Oke, & Cohen mithilfe des Keck-Teleskops 42 Spektren von Roten Riesen dieser Zwerggalaxie. Daraus konnte man eine durchschnittliche Metallizität von [Fe/H] = −1,47 ± 0,19 und eine Metallizitätsdispersion von 0,35 ± 0,10 herleiten.[3]

Ebenso 1999 ergaben Untersuchungen des Farben-Helligkeits-Diagramms von And II durch Da Costa et al., dass die meisten Sterne dort ein Alter zwischen 6 und 9 Milliarden Jahren hatten. Trotzdem zeigten die Beobachtungen von RR-Lyrae-Sternen und blauer Sterne am Horizontalast die Existenz einer Population mit einem Alter größer als 10 Milliarden Jahren.

And II unterscheidet s​ich von Andromeda I d​urch Nichtvorhandensein e​ines radialen Gradienten i​n der Morphologie i​m Horizontalast. Auch i​st die Dispersion d​er Metallhäufigkeiten h​ier signifikant größer a​ls in And I. Dies impliziert e​ine fundamental unterschiedliche Entwicklung dieser beiden Satelliten d​es Andromedanebels. Auch w​irft es d​ie Frage auf, o​b ein Zusammenhang zwischen radialem Gradienten d​es Horizontalasts u​nd der Metallizitätsdispersion b​ei spheroidalen Zwerggalaxien existiert.[3]

Weiteres

Einzelnachweise
  1. NASA/IPAC Extragalactic Database. In: Results for Andromeda I. Abgerufen am 21. Januar 2008.
  2. I. D. Karachentsev, V. E. Karachentseva, W. K. Hutchmeier, D. I. Makarov: A Catalog of Neighboring Galaxies. In: Astronomical Journal. 127, Nr. 4, 2004, S. 2031–2068. bibcode:2004AJ....127.2031K. doi:10.1086/382905.
  3. Sidney Van den Bergh: Updated Information on the Local Group. In: The Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 112, Nr. 770, April 2000, S. 533. arxiv:astro-ph/0001040. bibcode:2000PASP..112..529V. doi:10.1086/316548.
  4. SIMBAD Astronomical Database. In: Results for Andromeda II. Abgerufen am 29. November 2006.
  5. McConnachie, A. W.; Irwin, M. J.; Ferguson, A. M. N.; Ibata, R. A.; Lewis, G. F.; Tanvir, N.: Distances and metallicities for 17 Local Group galaxies. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 356, Nr. 4, 2005, S. 979–997. arxiv:astro-ph/0410489. bibcode:2005MNRAS.356..979M. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08514.x.
  6. Sidney Van den Bergh: Search for Faint Companions to M31. In: Astrophysical Journal. 171, Januar 1972, S. L31. bibcode:1972ApJ...171L..31V. doi:10.1086/180861.
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