M 32

Расстояние между M 32 и галактикой Андромеды в проекции на картинную плоскость составляет 5,3 килопарсека. M 32 удалена на 770 килопарсеков от Млечного Пути^[10], что делает её ближайшей к планете Земля эллиптической галактикой^[9][13][14]. Различные признаки, например, отсутствие межзвёздных облаков, которые проецируются на галактики, говорят о том, что M 32 находится перед диском галактики Андромеды, а не за ним^[15].

Диаметр галактики, измеренный по изофоте 25^m на квадратную секунду дуги в фотометрической полосе B, составляет 2,5 килопарсека^[16]. Масса M 32 составляет ∼10⁹ M_⊙^[8], из этой массы на нейтральный атомарный водород приходится менее 1,5⋅10⁶ M_⊙. Абсолютная звёздная величина галактики в полосе V составляет −16,5^m[7].

Разные свойства M 32 указывают на то, что она потеряла значительную часть своей массы из-за приливных взаимодействий с галактикой Андромеды, и что от неё осталась только центральная часть^[14]. Хотя галактика является карликовой, её характеристики соответствуют некоторым масштабным соотношениям, присущим крупным эллиптическим галактикам, таким как соотношение Корменди, соотношение Фабер — Джексона и другим. Поэтому M 32 принято считать нормальной эллиптической галактикой, хотя и с небольшой светимостью^[17].

M 32 имеет невысокую светимость, компактные размеры и высокую поверхностную яркость, поэтому её относят к компактным эллиптическим галактикам — редкому подклассу карликовых эллиптических галактик. Её морфологический тип — cE2. M 32 также является ближайшим представителем и прототипом класса компактных эллиптических галактик^[17][4][18].

Профиль поверхностной яркости M 32 в целом описывается законом де Вокулёра, в то время как у многочисленных карликовых сфероидальных галактик в Местной группе он является экспоненциальным^[19][20].

В центре M 32 наблюдается яркое ядро, которое, в частности, проявляется как отклонение профиля поверхностной яркости от закона де Вокулёра в сторону более высокой поверхностной яркости. Показатель цвета внутри ядра практически постоянен. На угловом расстоянии в 10 секунд дуги, соответствующем 37 парсекам от центра, находится самый мощный источник рентгеновского излучения в галактике — по-видимому, рентгеновская двойная^[21].

Ядро, судя по распределению в нём поверхностной яркости, имеет центральную плотность более 10⁷ M_⊙/пк³. Дисперсия скоростей в центре ядра составляет 92 км/с, что указывает на наличие в нём сверхмассивной чёрной дыры: её масса оценивается в (3,0 ± 0,5)⋅10⁶ M_⊙^[22]. Она также является рентгеновским источником с мощностью излучения в 10³⁶ эрг/с. Эта величина составляет лишь 3⋅10⁻⁹ от эддингтоновской светимости — одного из наиболее низких показателей для известных сверхмассивных чёрных дыр^[23].

Основное звёздное население M 32 — старые звёзды (8-10 миллиардов лет) и звёзды среднего возраста (2-8 миллиардов лет) с относительно высокой металличностью −0,2${\displaystyle {\begin{smallmatrix}\left[{\ce {Fe}}/{\ce {H}}\right]\end{smallmatrix}}}$; также в галактике содержатся звёзды старше 10 миллиардов лет с низкой металличностью около −1,6${\displaystyle {\begin{smallmatrix}\left[{\ce {Fe}}/{\ce {H}}\right]\end{smallmatrix}}}$. Исходя из доли переменных типа RR Лиры в звёздном населении галактики, доля по массе таких старых, бедных тяжёлыми элементами звёзд составляет 1-4,5 % всей массы звёзд^[24]. Присутствует и относительно молодое звёздное население с высокой концентрацией к центру, состоящее из звёзд моложе 1 миллиарда лет с высокой металличностью, около +0,1${\displaystyle {\begin{smallmatrix}\left[{\ce {Fe}}/{\ce {H}}\right]\end{smallmatrix}}}$^[25][26].

Средняя металличность M 32 составляет −0,25${\displaystyle {\begin{smallmatrix}\left[{\ce {Fe}}/{\ce {H}}\right]\end{smallmatrix}}}$, что заметно выше, чем у других галактик Местной группы со сравнимой светимостью. Это также свидетельствует в пользу того, что в прошлом M 32 была заметно крупнее, но потеряла часть своей массы^[7][25].

При наблюдаемой светимости M 32 можно ожидать, что в ней должно находиться 10-20 шаровых звёздных скоплений, однако ни один такой объект в этой галактике не был обнаружен. Считается, что в прошлом в M 32 было более 20 шаровых скоплений, но из-за приливных взаимодействий с галактикой Андромеды эти объекты частично были оторваны от M 32 вместе с её внешними частями, а те, которые находились вблизи центра M 32, из-за приливного трения попали в её центр и образовали яркое ядро^[27]. Рассеянные звёздные скопления в галактике не наблюдаются^[28].

Межзвёздная пыль в галактике практически отсутствует^[29]. Масса нейтрального атомарного водорода в галактике составляет менее 1,5⋅10⁶ M_⊙, молекулярного водорода — менее 5⋅10³ M_⊙. По всей видимости, галактика лишилась большей части своего газа под воздействием лобового давления, когда проходила через плоскость диска галактики Андромеды^[30].

В M 32 известно как минимум 27 планетарных туманностей^[31]. Облака межзвёздного газа отсутствуют, звёзды в галактике не образуются^[28].

В галактике присутствуют переменные типа RR Лиры. Эти звёзды равномерно распределены в M 32, их средняя металличность значительно ниже, чем у остального звёздного населения и составляет (−1,42 ± 0,2) ${\displaystyle {\begin{smallmatrix}\left[{\ce {Fe}}/{\ce {H}}\right]\end{smallmatrix}}}$^[32]. Также известно, что около 60 % ярких звёзд асимптотической ветви гигантов являются долгопериодическими переменными^[33].

В M 32 периодически вспыхивают новые звёзды: например, наблюдались вспышки в 1998, 2004 и 2006 годах, а частота вспышек оценивается приблизительно как 2 в год^[34]. Вспышек сверхновых за всю историю наблюдений в галактике не зафиксировано^[3]. Согласно расчётам, сверхновые типа Ia в галактике вспыхивают раз в 10⁴-10⁵ лет^[35].

M 32 является спутником галактики Андромеды, а значит, также состоит в Местной группе галактик. Радиус орбиты M 32 вокруг галактики Андромеды оценивается в 12 килопарсеков, один оборот по ней занимает 800 миллионов лет, а сама орбита является ретроградной^[36]. Последнее означает, что M 32 не образовалась вместе с галактикой Андромеды, а была захвачена гравитацией последней^[37].

Взаимодействие этих галактик заметно повлияло на каждую из них. Из-за приливных взаимодействий M 32 лишилась значительной части своей массы, в пользу чего свидетельствуют различные особенности M 32. Для галактики Андромеды это взаимодействие привело к искажению формы спиральных рукавов и к искривлению диска^[38]. Столкновение этих галактик, возможно, произошло 2 миллиарда лет назад и в таком случае вызвало вспышку звездообразования в галактике Андромеды в это же время^[39]. Неизвестно, какой именно галактикой была M 32 в прошлом, до того, как лишилась внешних частей: это могла быть как нормальная эллиптическая галактика относительно небольшой светимости, так и спиральная галактика раннего типа, от которой остался лишь балдж^[17].