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in M31's disk. However this feature only occurs during the first orbital passage, whereas it takes many orbits for tides to transform a normal dwarf into M32. The observed colours and stellar populations of M32's outskirts do not match the stellar halo of M31, indicating that tidal losses from M32
1450:
Paulin-Henriksson, S.; Baillon, P.; Bouquet, A.; Carr, B. J.; Creze, M.; Evans, N. W.; Giraud-Heraud, Y.; Gould, A.; Hewett, P.; Kaplan, J.; Kerins, E.; Lastennet, E.; Le Du, Y.; Melchior, A.-L.; Smartt, S. J.; Valls-Gabaud, D.; Point-Agape
Collaboration (2002). "A Candidate M31/M32 Intergalactic
315:
into a compact elliptical. As a small disk galaxy falls into the central parts of M31, much of its outer layers will be stripped away. The central bulge of the small galaxy is much less affected and retains its morphology. Gravitational tidal effects may also drive gas inward and trigger a star
1590:
Joseph, C. L.; Merritt, D.; Olling, R.; Valluri, M.; Bender, R.; Bower, G.; Danks, A.; Gull, T.; Hutchings, J.; Kaiser, M. E.; Maran, S.; Weistrop, D.; Woodgate, B.; Malumuth, E.; Nelson, C.; Plait, P.; Lindler, D. (2001). "The
Nuclear Dynamics of M32. I. Data and Stellar Kinematics".
475:
Jensen, Joseph B.; Tonry, John L.; Barris, Brian J.; Thompson, Rodger I.; Liu, Michael C.; Rieke, Marcia J.; Ajhar, Edward A.; Blakeslee, John P. (2003). "Measuring
Distances and Probing the Unresolved Stellar Populations of Galaxies Using Infrared Surface Brightness Fluctuations".
335:, which was then the third largest member of the Local Group. According to this simulation, M31 (Andromeda) and M32p merged about two billion years ago, which could explain both the unusual makeup of the current M31 stellar halo, and the structure and content of M32.
356:(TRGB) method may be used to estimate its distance. The estimated distance to M32 using this technique is 2.51 ± 0.13 million light-years (770 ± 40 kpc). For several additional reasons, M32 is thought to be in the foreground of M31, rather than behind. Its stars and
328:
are not their source. Taken together, these circumstances may suggest that M32 already began in its compact state, and has retained most of its own stars. At least one similar cE galaxy has been discovered in isolation, without any massive companion to thresh it.
347:
distance measurement technique estimates distances to spiral galaxies based on the graininess of the appearance of their bulges. The distance measured to M32 using this technique is 2.46 ± 0.09 million light-years (755 ± 28
1882:
Yang, Yang; Li, Zhiyuan; Sjouwerman, Loránt O.; Wang, Q. Daniel; Gu, Qiusheng; Kraft, Ralph P.; Yuan, Feng (2015). "Detection of a
Compact Nuclear Radio Source in the Local Group Elliptical Galaxy M32".
316:
burst in the core of the small galaxy, resulting in the high density of M32 observed today. There is evidence that M32 has a faint outer disk, and as such is not a typical elliptical galaxy.
2432:
808:
Lauer, T. R.; Faber, S. M.; Currie, D. G.; Ewald, S. P.; Groth, E. J.; Hester, J. J.; Holtzman, J. A.; Light, R. M.; O'Neil Jr, E. J.; Shaya, E. J.; Westphal, J. A. (1992).
1772:
1652:
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384:. Its mass has been estimated to lie between 1.5 and 5 million solar masses. A centrally located faint radio and X-ray source (now named M32* in analogy to
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5135:
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2032:
580:
Karachentsev, I. D.; Kashibadze, O. G. (2006). "Masses of the local group and of the M81 group estimated from distortions in the local velocity field".
4439:
2462:
2138:
2061:
1150:
Choi, P. I.; Guhathakurta, P.; Johnston, K. V. (2002). "Tidal
Interaction of M32 and NGC 205 with M31: Surface Photometry and Numerical Simulations".
406:
1291:
D’Souza, Richard; Bell, Eric F. (2018-07-23). "The
Andromeda galaxy's most important merger about 2 billion years ago as M32's likely progenitor".
2425:
1646:
Verolme, E. K.; Cappellari, M.; Copin, Y.; van der Marel, R. P.; Bacon, R.; Bureau, M.; Davies, R. L.; Miller, B. M.; de Zeeuw, P. T. (2002).
878:
262:(inner core) of 330 light-years (100 pc). Densities in the central stellar cusp increase steeply, exceeding 3×10 (that is, 30 million)
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2192:
655:
Armando, Gil de Paz; Boissier; Madore; Seibert; Boselli; et al. (2007). "The GALEX Ultraviolet Atlas of Nearby
Galaxies".
2457:
2025:
344:
2126:
1711:; Emsellem, E. (2004). "Difficulties with Recovering the Masses of Supermassive Black Holes from Stellar Kinematical Data".
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The galaxy is a prototype of the relatively rare compact elliptical (cE) class. Half the stars concentrate within an
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279:, M32 contains mostly older faint red and yellow stars with practically no dust or gas and consequently no current
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275:, and the half-light radius of this central star cluster is around 6 parsecs (20 ly). Like more ordinary
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of M31 by a star in M32 was observed at the end of
November 2000 in one event (with peak on 2 December 2000).
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1354:"Planetary nebulae in local group galaxies. VI – an observational determination that M32 is in front of M31"
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Ho, Luis C.; Terashima, Yuichi; Ulvestad, James S. (2003). "Detection of the "Active" Nucleus of M32".
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Graham, A. W. (2002). "Evidence for an Outer Disk in the
Prototype Compact Elliptical Galaxy M32".
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Black Hole in M32: Canada–France–Hawaii
Telescope Spectroscopy with FWHM = 0.47" Resolution"
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1648:"A SAURON study of M32: measuring the intrinsic flattening and the central black hole mass"
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Dierickx, M.; Blecha, L.; Loeb, A. (2014). "Signatures of the M31–M32 Galactic Collision".
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models. Theoretical arguments and some simulations suggest a scenario in which the strong
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Another hypothesis is that M32 is in fact the largest remnant of a former spiral galaxy,
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Faber, S. M. (1973). "Tidal Origin of Elliptical Galaxies of High Surface Brightness".
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Karachentsev, I. D.; Karachentseva, V. E.; Hutchmeier, W. K.; Makarov, D. I. (2004).
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Quantifying the coexistence of massive black holes and dense nuclear star clusters
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van Dokkum, P. G.; Franx, M. (1995). "Dust in the Cores of Early-Type Galaxies".
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At least two techniques have been used to measure distances to M32. The infrared
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The structure and stellar content of M32 are difficult to explain by traditional
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In this image of the Andromeda Galaxy, Messier 32 is to the left of the center.
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Tonry, J. L. (1984). "Evidence for a central mass concentration in M32".
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around 800 million years ago explains the present-day
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Dwarf elliptical galaxy in the constellation Andromeda
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407:List of Andromeda's satellite galaxies
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2119:may be read as "within" or "part of".
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