Галактика Андромеды - Andromeda Galaxy

Галактика Андромеды
Галактика Андромеды (с h-альфа) .jpg
Галактика Андромеды с спутниковые галактики M32, (в центре слева над галактическое ядро ) и M110, (в центре слева под галактикой)
Данные наблюдений (J2000 эпоха )
Произношение/æпˈdрɒмɪdə/
СозвездиеАндромеда
Прямое восхождение00час 42м 44.3s[1]
Склонение+41° 16′ 9″[1]
Красное смещениег = -0,001001
(знак минус
указывает синее смещение)[1]
Лучевая скорость гелио−301 ± 1 км / с[2]
Расстояние2.54 ± 0.11 Млы
(778 ± 33 кпк )[2][3][4][5][6][а][оригинальное исследование? ]
Видимая величина  (V)3.44[7][8]
Абсолютная величина  (V)−21.5[b][4]
Характеристики
ТипSA (s) b[1]
Масса(1.5±0.5)×1012[9] M☉
Количество звезд~ 1 триллион (1012)[11]
Размер~220 кли (67 кпк ) (диаметр)[10]
Видимый размер  (V)3.167° × 1°[1]
Прочие обозначения
M 31, NGC 224, UGC 454, PGC 2557, 2C 56 (ядро),[1] CGCG 535-17, MCG +07-02-016, IRAS 00400+4059, 2MASX J00424433 + 4116074, GC 116, h 50, Bode 3, Flamsteed 58, Hevelius 32, Ha 3.3, IRC +40013

В Галактика Андромеды (IPA: /æпˈdрɒмɪdə/), также известный как Мессье 31, M31, или же NGC 224 и изначально Туманность Андромеды (см. ниже), является спиральная галактика с перемычкой примерно 2,5 миллиона световых лет (770 килопарсек ) с Земли и ближайшей к Млечный Путь.[4] Название галактики происходит от области земного неба, в которой она появляется. созвездие Андромеды, который назван в честь Эфиопская (или финикийская) принцесса кто был женой Персей в греческой мифологии.

В вириальная масса Галактики Андромеды имеет тот же порядок величины, что и Млечный Путь, на 1триллион солнечные массы (2.0×1042 килограммы ). Массу любой из галактик трудно оценить с какой-либо точностью, но долгое время считалось, что галактика Андромеды массивнее Млечного Пути на 25-50%. Это было поставлено под сомнение исследованием 2018 года, в котором приводится более низкая оценка массы Галактики Андромеды,[12] в сочетании с предварительными отчетами об исследовании 2019 года по оценке более высокой массы Млечного Пути.[13][14] Галактика Андромеды имеет диаметр около 220 000лы (67 кпк ), что делает его самым большим членом Местная группа в плане протяженности, если не массы.[нужна цитата ]

Количество звезд, содержащихся в Галактике Андромеды, оценивается в один триллион (1×1012), что примерно в два раза больше, чем для Млечного Пути.[15][нуждается в обновлении ]

Галактики Млечный Путь и Андромеда ожидается столкновение примерно через 4,5 миллиарда лет,[16][17] сливаясь, чтобы сформировать гигант эллиптическая галактика[18] или большой линзовидная галактика.[19]С кажущаяся величина 3,4 галактика Андромеды входит в число самых ярких из Объекты Мессье,[20] сделать его видимым для невооруженным глазом с Земли в безлунные ночи,[21] даже если смотреть из областей с умеренным световое загрязнение.

История наблюдений

Большая туманность Андромеды. Автор Исаак Робертс, 1899.

Примерно в 964 году Персидский астроном Абд аль-Рахман ас-Суфи был первым, кто описал галактику Андромеды. Он упомянул об этом в своем Книга неподвижных звезд как «туманный мазок».[22]

Звездные карты того периода назвал его Маленькое облако.[23] В 1612 году немецкий астроном Симон Мариус дал раннее описание Галактики Андромеды на основе телескопических наблюдений.[24] Пьер Луи Мопертюи в 1745 году предположил, что размытое пятно было островной вселенной.[25] В 1764 г. Шарль Мессье внесла Андромеду в каталог как объект M31 и ошибочно указала Мариуса как первооткрывателя, несмотря на то, что он был виден невооруженным глазом. В 1785 году астроном Уильям Гершель отметил слабый красноватый оттенок в центральной части Андромеды. Он считал Андромеду ближайшей из всех «великих» туманности ", и, основываясь на цвете и величине туманности, он ошибочно предположил, что расстояние до нее не более чем в 2000 раз превышает Сириус, или примерно 18 000лы (5.5 кпк ).[26] В 1850 г. Уильям Парсонс, третий граф Росс сделал первый рисунок Андромеды спиральная структура.

В 1864 г. Сэр Уильям Хаггинс отметил, что спектр Андромеды отличается от газовой туманности.[27] Спектры Андромеды демонстрируют континуум из частоты, наложенный темным линии поглощения которые помогают определить химический состав объекта. Спектр Андромеды очень похож на спектры отдельных звезд, и из этого был сделан вывод, что Андромеда имеет звездную природу. В 1885 г. сверхновая звезда (известный как S Andromedae ) была замечена в Андромеде, первой и пока единственной наблюдаемой в этой галактике. В то время Андромеда считалась ближайшим объектом, поэтому причиной было гораздо менее яркое и не связанное с этим событие, называемое новая звезда, и был назван соответственно; «Новая 1885».[28]

В 1888 г. Исаак Робертс сделал одну из первых фотографий Андромеды, которую все еще считали туманностью в нашей галактике. Робертс принял Андромеду и подобные спиральные туманности за формирующиеся солнечные системы.[29][30]

В 1912 г. Весто Слайфер использовал спектроскопия измерить радиальная скорость Андромеды по отношению к нашему Солнечная система - самая большая скорость, когда-либо измеренная, 300 км / с (190 миль / с).[31]

Остров вселенная

Расположение галактики Андромеды (M31) в созвездии Андромеды.

В 1917 г. Хибер Кертис заметил новая звезда внутри Андромеды. При поиске фотографической записи было обнаружено еще 11 новых звезд. Кертис заметил, что в среднем этих новых было 10 звезд. величины слабее, чем те, что происходили где-нибудь в небе. В результате он смог получить оценку расстояния в 500000 св. Лет (3,2×1010 AU). Он стал сторонником так называемой гипотезы "островных вселенных", согласно которой спиральные туманности были фактически независимыми галактиками.[32]

Галактика Андромеды над Очень большой телескоп.[33] В Галактика Треугольник виден сверху.

В 1920 г. Великие дебаты между Харлоу Шепли и Кертиса касались природы Млечного Пути, спиральных туманностей и размеров вселенная. Чтобы поддержать свое утверждение о том, что Большая туманность Андромеды на самом деле является внешней галактикой, Кертис также отметил появление темных полос внутри Андромеды, которые напоминали пылевые облака в нашей собственной галактике, а также исторические наблюдения за значительными галактиками Андромеды. Доплеровский сдвиг. В 1922 г. Эрнст Эпик представили метод оценки расстояния до Андромеды по измеренным скоростям ее звезд. Его результат показал, что туманность Андромеды находится далеко за пределами нашей галактики на расстоянии около 450 кпк (1500 км).[34] Эдвин Хаббл разрешил спор в 1925 году, когда он определил внегалактические Цефеиды переменных звезд впервые на астрономических фотографиях Андромеды. Они были сделаны с использованием 2,5-метрового (8 футов 2 дюйма) Телескоп Хукера, и они позволили определить расстояние до Большой туманности Андромеды. Его измерения убедительно продемонстрировали, что эта особенность не была скоплением звезд и газа в нашей галактике, а была совершенно отдельной галактикой, расположенной на значительном расстоянии от Млечного Пути.[35]

В 1943 г. Вальтер Бааде был первым человеком, который разрешил звезды в центральной части Галактики Андромеды. Бааде идентифицировал две различные популяции звезд на основе их металличность, назвав молодые высокоскоростные звезды в диске Типом I, а старые красные звезды в балджу - Типом II. Впоследствии эта номенклатура была принята для звезд в Млечном Пути и в других местах. (Существование двух разных популяций было отмечено ранее Ян Оорт.)[36] Бааде также обнаружил, что существует два типа переменных звезд-цефеид, что привело к удвоению оценки расстояния до Андромеды, а также до остальной части Вселенной.[37]

В 1950 году радиоизлучение Галактики Андромеды было обнаружено Хэнбери Браун и Кирилл Азард в Обсерватория Джодрелл Бэнк.[38][39] Первый радиокарты галактики были созданы в 1950-х годах Джон Болдуин и сотрудники Кембриджская радиоастрономическая группа.[40] Ядро Галактики Андромеды называлось 2C 56. 2C каталог радиоастрономии. В 2009 году первая планета могла быть обнаружена в Галактике Андромеды. Это было обнаружено с помощью метода, называемого микролинзирование, что вызвано отклонением света массивным объектом.[41]

Наблюдения линейно поляризованного радиоизлучения с Вестерборкский радиотелескоп синтеза, то 100-метровый телескоп Эффельсберга, а Очень большой массив выявили упорядоченные магнитные поля, расположенные вдоль «кольца 10 кпк» из газа и звездообразования.[42] Общее магнитное поле имеет напряженность около 0,5 нТл, из которых 0,3 нТл являются упорядоченными.

Общий

Расчетное расстояние между галактикой Андромеды и нашей галактикой было удвоено в 1953 году, когда было обнаружено, что существует другой, более тусклый тип галактики. Цефеида переменная звезда. В 1990-х годах измерения как стандартных красные гиганты а также красный комок звезды из Hipparcos спутниковые измерения использовались для калибровки расстояний до цефеид.[43][44]

Становление и история

Галактика Андромеды глазами НАСА с Широкопольный инфракрасный обозреватель.

Галактика Андромеды образовалась примерно 10 миллиардов лет назад в результате столкновения и последующего слияния более мелких протогалактики.[45]

Это сильное столкновение сформировало большую часть галактики (богатой металлами) галактическое гало и расширенный диск. В эту эпоху его скорость звездообразование был бы очень высоко, чтобы стать светящаяся инфракрасная галактика примерно 100 миллионов лет. Андромеда и Галактика Треугольник прошел очень близкий путь 2–4 миллиарда лет назад. Это событие привело к высокой скорости звездообразования на диске Галактики Андромеды - даже в некоторых шаровых скоплениях - и нарушило внешний диск M33.

Считается, что за последние 2 миллиарда лет звездообразование по всему диску Андромеды уменьшилось до состояния, близкого к бездействию. Были взаимодействия с галактиками-спутниками, такими как M32, M110 и другими, которые уже были поглощены галактикой Андромеды. Эти взаимодействия сформировали такие структуры, как Гигантский звездный поток Андромеды. Считается, что галактическое слияние примерно 100 миллионов лет назад привело к вращающемуся в противоположных направлениях газу в центре Андромеды, а также за присутствие там относительно молодого (100 миллионов лет) звездного населения.[45]

Оценка расстояния

Для оценки расстояний от Земли до Галактики Андромеды использовались по крайней мере четыре различных метода. В 2003 году с помощью инфракрасного колебания поверхностной яркости (I-SBF) с поправкой на новое значение периодической светимости и поправку на металличность −0,2 mag dex−1 в (O / H), оценка 2,57 ± 0,06 млн. световых лет (1.625×1011 ± 3.8×109 астрономические единицы ) был выведен. Метод переменных цефеид 2004 года оценил расстояние в 2,51 ± 0,13 миллиона световых лет (770 ± 40 кпк).[2][3] В 2005 году затмение двойная звезда был открыт в галактике Андромеды. Двоичный[c] две горячие голубые звезды типы О и Б. Изучая затмения звезд, астрономы смогли измерить их размеры. Зная размеры и температуру звезд, они смогли измерить их абсолютная величина. Когда визуальный и известны абсолютные звездные величины, расстояние до звезды можно вычислить. Звезды лежат на расстоянии 2,52×10^6 ± 0.14×10^6 лы (1.594×1011 ± 8.9×109 А.е.) и всей Галактики Андромеды примерно в 2,5×10^6 лы (1,6×1011 AU).[4] Это новое значение отлично согласуется с предыдущим независимым значением расстояния на основе цефеид. В TRGB Метод также использовался в 2005 году, давая расстояние 2,56×10^6 ± 0.08×10^6 лы (1,619×1011 ± 5.1×109 AU).[5] Усредненные вместе эти оценки расстояния дают значение 2,54×10^6 ± 0.11×10^6 лы (1.606×1011 ± 7.0×109 AU).[а] Отсюда диаметр Андромеды в самом широком месте оценивается в 220 ± 3 км (67 450 ± 920 пк).[оригинальное исследование? ] Применение тригонометрия (угловой диаметр ), это эквивалентно очевидному 4.96° угол в небе.

Оценка массы

Галактика Андромеды на фото ультрафиолетовый свет от GALEX (2003).
Иллюстрация, показывающая размер каждой галактики и расстояние между двумя галактиками в масштабе.
Гигантское гало вокруг галактики Андромеды.[46]

До 2018 г. оценки массы гало Галактики Андромеды (включая темная материя ) дала значение примерно 1,5×1012 M☉,[15] по сравнению с 8×1011 M☉ для Млечного Пути. Это противоречило более ранним измерениям, которые, казалось, указывали на то, что Галактика Андромеды и Млечный Путь почти равны по массе. В 2018 году по результатам радио было восстановлено равенство масс: примерно 8×1011 M☉[47][48][49][50]В 2006 году галактика Андромеды сфероид было определено, что звездная плотность выше, чем у Млечного Пути,[51] а ее галактический звездный диск был примерно в два раза больше диаметра Млечного Пути.[10] Общая масса Галактики Андромеды оценивается в 8×1011 M☉[47] и 1.1×1012 M☉.[52][53] Звездная масса M31 10-15×1010 M☉, с 30% этой массы в центральном выпуклость, 56% в диск, а остальные 14% в звездный ореол.[54] Результаты радиоизлучения (масса аналогична галактике Млечный Путь) следует рассматривать как наиболее вероятные по состоянию на 2018 год, хотя очевидно, что этот вопрос все еще активно исследуется рядом исследовательских групп по всему миру.

По состоянию на 2019 год текущие расчеты, основанные на измерениях космической скорости и динамической массы, оценивают Галактику Андромеды на уровне 0,8.×1012 M☉,[55] что составляет лишь половину новой массы Млечного Пути, рассчитанной в 2019 году и составляющей 1,5×1012 M☉.[56][57][58]

Помимо звезд, галактика Андромеды межзвездная среда содержит не менее 7,2×109 M☉[59] в виде нейтральный водород, не менее 3,4×108 M☉ как молекулярный водород (в пределах ее внутренних 10 килопарсек) и 5,4×107 M☉ из пыль.[60]

Галактика Андромеды окружена массивным ореолом горячего газа, который, по оценкам, содержит половину массы звезд в галактике. Почти невидимое гало простирается примерно на миллион световых лет от своей галактики, на полпути к нашей галактике Млечный Путь. Моделирование галактик показывает, что гало образовалось одновременно с Галактикой Андромеды. Гало обогащено элементами тяжелее водорода и гелия, образованными из сверхновые и его свойства такие же, как и для галактики, расположенной в "зеленой долине" Диаграмма цвет – величина галактики (видеть ниже ). Сверхновые вспыхивают в заполненном звездами диске Галактики Андромеды и выбрасывают эти более тяжелые элементы в космос. За время существования Галактики Андромеды почти половина тяжелых элементов, образованных ее звездами, была выброшена далеко за пределы звездного диска диаметром 200 000 световых лет.[61][62][63][64]

Оценки светимости

По сравнению с Млечным путем в Галактике Андромеды преобладают более старые звезды с возрастом> 7 лет.×109 годы.[54][требуется разъяснение ] По оценкам яркость Галактики Андромеды, ~ 2.6×1010 L☉, примерно на 25% выше, чем у нашей галактики.[65] Однако у галактики высокий склонность как видно с Земли и ее межзвездная пыль поглощает неизвестное количество света, поэтому трудно оценить его фактическую яркость, и другие авторы дали другие значения светимости Галактики Андромеды (некоторые авторы даже предполагают, что это вторая по яркости галактика в радиусе 10 мега-парсек Млечного Пути после Сомбреро Галактика,[66] с абсолютной величиной около -22,21.[d] или близко[67]).

Оценка сделана с помощью Космический телескоп Спитцера опубликовано в 2010 г. абсолютная величина (синим цветом) от −20,89 (что с индекс цвета +0,63 соответствует абсолютной визуальной величине −21,52,[b] по сравнению с -20,9 для Млечного Пути), а общая светимость в этом длина волны из 3,64×1010 L☉.[68]

Скорость звездообразования в Млечном Пути намного выше: Галактика Андромеды производит только около одной солнечной массы в год по сравнению с 3-5 массами Солнца для Млечного Пути. Скорость новые в Млечном Пути также вдвое больше, чем в Галактике Андромеды.[69] Это говорит о том, что последняя когда-то пережила большую фазу звездообразования, но сейчас находится в относительном состоянии покоя, тогда как Млечный Путь переживает более активное звездообразование.[65] Если это продолжится, светимость Млечного Пути может в конечном итоге превысить яркость Галактики Андромеды.

Согласно последним исследованиям, Галактика Андромеды находится в том, что в Диаграмма цвет – величина галактики известна как «зеленая долина», область, населенная галактиками, такими как Млечный Путь, в переходе от «синего облака» (галактики, активно образующие новые звезды) к «красной последовательности» (галактики, в которых отсутствует звездообразование). Активность звездообразования в галактиках зеленой долины замедляется, поскольку в межзвездной среде заканчивается звездообразующий газ. Ожидается, что в смоделированных галактиках со свойствами, подобными Галактике Андромеды, звездообразование прекратится в течение примерно пяти миллиардов лет с настоящего момента, даже с учетом ожидаемого краткосрочного увеличения скорости звездообразования из-за столкновения Галактики Андромеды и Млечный Путь.[70]

Структура

Галактика Андромеды в инфракрасный посредством Космический телескоп Спитцера, один из НАСА четыре Великие космические обсерватории.
Изображение галактики Андромеды, сделанное Спитцером в инфракрасном диапазоне, 24 микрометры (Кредит:НАСА /JPL –Калтех / Карл Д. Гордон, Университет Аризоны ).
А Быстрый Экскурсия по галактике Андромеды.
А Исследователь эволюции галактики изображение Галактики Андромеды. Сине-белые полосы, составляющие поразительные кольца галактики, - это районы, в которых находятся горячие, молодые и массивные звезды. Темно-сине-серые полосы более холодной пыли резко выделяются на фоне этих ярких колец, отслеживая области, где в настоящее время происходит звездообразование в плотных облачных коконах. При наблюдении в видимом свете кольца Галактики Андромеды больше похожи на спиральные рукава. Ультрафиолетовое изображение показывает, что эти рукава больше напоминают кольцевую структуру, ранее наблюдаемую в инфракрасных длинах волн с помощью НАСА. Космический телескоп Спитцера. Астрономы, использовавшие последние, интерпретировали эти кольца как свидетельство того, что галактика была вовлечена в прямое столкновение со своим соседом, M32, более 200 миллионов лет назад.

По внешнему виду в видимом свете галактика Андромеды классифицируется как галактика SA (s) b в Расширенная классификационная система де Вокулёр – Сэндидж спиральных галактик.[1] Однако инфракрасные данные от 2МАССА опрос и из Космический телескоп Спитцера показал, что Андромеда на самом деле спиральная галактика с перемычкой, как и Млечный Путь, с большой осью стержня Андромеды, ориентированной на 55 градусов против часовой стрелки от большой оси диска.[71]

В 2005 году астрономы использовали Телескопы Keck чтобы показать, что тонкая россыпь звезд, выходящая за пределы галактики, на самом деле является частью самого главного диска.[10] Это означает, что спиральный диск звезд в Галактике Андромеды в три раза больше в диаметре, чем предполагалось ранее. Это свидетельствует о том, что существует огромный протяженный звездный диск, в котором галактика насчитывает более 220 000 человек. световых лет (67 килопарсек ) в диаметре. Ранее оценки размеров Галактики Андромеды составляли от 70 000 до 120 000 световых лет (от 21 до 37 кпк) в поперечнике.

Галактика наклонена относительно Земли примерно на 77 ° (при этом угол в 90 ° будет смотреться прямо сбоку). Анализ формы поперечного сечения галактики, похоже, демонстрирует ярко выраженную S-образную деформацию, а не просто плоский диск.[72] Возможной причиной такого перекоса могло быть гравитационное взаимодействие со спутниками галактик вблизи Галактики Андромеды. Галактика M33 может быть ответственным за некоторую деформацию в руках Андромеды, хотя требуются более точные расстояния и лучевые скорости.

Спектроскопические исследования предоставили подробные измерения скорость вращения Галактики Андромеды как функция радиального расстояния от сердечника. Скорость вращения имеет максимальное значение 225 км / с (140 миль / с) при 1300 м / с.лы (82,000,000 Австралия ) от ядра, и его минимум, возможно, составляет всего 50 км / с (31 миль / с) на расстоянии 7000 св. лет (440000000 а.е.) от ядра. Далее скорость вращения увеличивается до радиуса 33000 св. Лет (2,1×109 AU), где он достигает пика 250 км / с (160 миль / с). За пределами этого расстояния скорости медленно снижаются, падая примерно до 200 км / с (120 миль / с) на скорости 80000 св. Лет (5,1×109 AU). Эти измерения скорости предполагают концентрированную массу около 6×109 M☉ в ядро. Общая масса галактики увеличивается линейно до 45000 св. лет (2,8×109 AU), затем медленнее за пределами этого радиуса.[73]

В спиральные рукава Галактики Андромеды выделены серией HII регионы, впервые подробно изученный Вальтер Бааде и описывается им как напоминающие «бусы на нитке». Его исследования показывают два спиральных рукава, которые кажутся сильно намотанными, хотя они расположены более широко, чем в нашей галактике.[74] Его описания спиральной структуры, когда каждое плечо пересекает большую ось Галактики Андромеды, следующие.[75]§Pp1062[76]§Pp92:

Спиральные рукава М31 Бааде
Руки (N = пересечь большую ось M31 на севере, S = пересечь большую ось M31 на юге)Расстояние от центра (угловые минуты ) (N * / S *)Расстояние от центра (кпк) (N * / S *)Примечания
N1 / S13.4/1.70.7/0.4Пылевое оружие без Ассоциации акушерства из HII регионы.
N2 / S28.0/10.01.7/2.1Пыль оружия с некоторыми ассоциациями OB.
N3 / S325/305.3/6.3По N2 / S2, но с некоторыми регионами HII.
N4 / S450/4711/9.9Большое количество ассоциаций OB, регионов HII и мало пыли.
N5 / S570/6615/14То же, что и N4 / S4, но намного слабее.
N6 / S691/9519/20Свободные ассоциации с акушерством. Пыли не видно.
N7 / S7110/11623/24То же, что и N6 / S6, но более тускло и незаметно.

Поскольку галактика Андромеды видна с ребра, ее спиральное строение сложно изучить. Выпрямленные изображения галактики, кажется, показывают довольно нормальную спиральную галактику с двумя непрерывными отходящими рукавами, которые отделены друг от друга минимум на 13000лы (820,000,000 Австралия ), за которым можно проследить наружу с расстояния примерно 1600 световых лет (100000000 а.е.) от ядра. Были предложены альтернативные спиральные конструкции, такие как одно спиральное плечо.[77] или хлопьевидный[78] узор из длинных, нитевидных и толстых спиральных рукавов.[1][79]

Наиболее вероятной причиной искажения спирального узора считается взаимодействие со спутниками галактик. M32 и M110.[80] Это видно по смещению облака нейтрального водорода от звезд.[81]

В 1998 г. изображения с Европейское космическое агентство с Инфракрасная космическая обсерватория продемонстрировали, что общая форма Галактики Андромеды может переходить в кольцо галактика. Газ и пыль внутри галактики обычно образуют несколько перекрывающихся колец, причем особенно заметное кольцо формируется на радиусе 32000 св. Лет (9,8 кпк) от ядра.[82] прозванный некоторыми астрономами огненное кольцо.[83] Это кольцо скрыто от изображений галактики в видимом свете, потому что оно состоит в основном из холодной пыли, и большая часть звездообразования, происходящего в Галактике Андромеды, сосредоточена там.[84]

Дальнейшие исследования с помощью Космический телескоп Спитцера показали, как спиральная структура галактики Андромеды в инфракрасном диапазоне кажется состоящей из двух спиральных рукавов, которые выходят из центральной перемычки и продолжаются за пределами большого кольца, упомянутого выше. Эти руки, однако, не являются непрерывными и имеют сегментированную структуру.[80]

Тщательное изучение внутренней области Галактики Андромеды с помощью того же телескопа также показало меньшее пылевое кольцо, которое, как полагают, было вызвано взаимодействием с M32 более 200 миллионов лет назад. Моделирование показывает, что меньшая галактика прошла через диск Галактики Андромеды вдоль полярной оси последней. Это столкновение лишило меньшую M32 более половины массы и создало кольцевые структуры в Андромеде.[85]Это сосуществование давно известной крупной кольцевой особенности в газе Мессье 31 вместе с этой недавно обнаруженной внутренней кольцевой структурой, смещенной от барицентр, что предполагало почти лобовое столкновение со спутником M32, более мягкой версией Встреча с колесом телеги.[86]

Исследования протяженного гало Галактики Андромеды показывают, что оно примерно сопоставимо с гало Млечного Пути, причем звезды в гало обычно "бедный металлом ", и тем более с увеличением расстояния.[51] Это свидетельство указывает на то, что две галактики прошли схожий эволюционный путь. Вероятно, они аккрецировали и ассимилировали около 100–200 галактик с малой массой за последние 12 миллиардов лет.[87] Звезды в протяженных гало Галактики Андромеды и Млечного Пути могут простираться почти на треть расстояния, разделяющего две галактики.

Ядро

Изображение ядра галактики Андромеды, полученное телескопом Хаббла, показывает возможную двойную структуру. НАСА /ЕКА Фото.
Художественная концепция ядра Галактики Андромеды, показывающая вид на диск молодых голубых звезд, окружающих сверхмассивную черную дыру. НАСА /ЕКА Фото.

Известно, что в самом центре Галактики Андромеды находится плотное и компактное звездное скопление. В большой телескоп он создает визуальное впечатление звезды, заключенной в более рассеянную окружающую выпуклость. В 1991 г. Космический телескоп Хаббла был использован для изображения внутреннего ядра Галактики Андромеды. Ядро состоит из двух концентраций, разделенных 1,5ПК (4.9 лы ). Более яркая концентрация, обозначенная как P1, смещена от центра галактики. Более тусклая концентрация P2 приходится на истинный центр галактики и содержит черная дыра измерено при 3–5 × 107 M☉ в 1993 г.[88] и 1,1–2,3 × 108 M☉ в 2005 году.[89] В дисперсия скоростей материала вокруг него составляет ≈ 160км / с (99 миль / с ).[90]

Рентгеновский телескоп Chandra изображение центра Галактики Андромеды. Ряд источников рентгеновского излучения, вероятно, рентгеновские двойные звезды, в центральной области галактики выглядят как желтоватые точки. Синий источник в центре находится в позиции огромная черная дыра.

Было высказано предположение, что наблюдаемое двойное ядро ​​можно объяснить, если P1 - это проекция звездного диска в эксцентрическая орбита вокруг центральной черной дыры.[91] Эксцентриситет таков, что звезды задерживаются на орбите. апоцентр, создавая скопление звезд. P2 также содержит компакт-диск горячего, спектральный класс Звезды. Звезды A не видны в более красных фильтрах, но в синем и ультрафиолетовом свете они доминируют над ядром, в результате чего P2 выглядит более заметным, чем P1.[92]

Хотя на начальном этапе открытия предполагалось, что более яркая часть двойного ядра является остатком небольшой галактики, «съеденной» Галактикой Андромеды,[93] это больше не считается жизнеспособным объяснением, в основном потому, что такое ядро ​​будет иметь чрезвычайно короткое время жизни из-за приливные нарушения центральной черной дырой.Хотя это можно было бы частично решить, если бы у P1 была своя собственная черная дыра, чтобы стабилизировать его, распределение звезд в P1 не предполагает наличия черной дыры в его центре.[91]

Дискретные источники

Галактика Андромеды в высокоэнергетическом рентгеновском и ультрафиолетовом свете (опубликовано 5 января 2016 г.).

По-видимому, к концу 1968 г. Рентгеновские лучи был обнаружен из галактики Андромеды.[94] Полет на воздушном шаре 20 октября 1970 года установил верхний предел обнаруживаемых жестких рентгеновских лучей от Галактики Андромеды.[95] В Быстрый Обследование всего неба BAT успешно обнаружило жесткие рентгеновские лучи, исходящие из области, расположенной в 6 угловых секундах от центра галактики. Позже выяснилось, что излучение выше 25 кэВ происходит от одного источника, названного 3XMM J004232.1 + 411314, и идентифицирована как двоичная система, в которой компактный объект (a нейтронная звезда или черная дыра) накапливает материю от звезды.[96]

С тех пор в Галактике Андромеды было обнаружено множество источников рентгеновского излучения с использованием наблюдений из Европейское космическое агентство (ESA) XMM-Ньютон орбитальная обсерватория. Робин Барнард и другие. предположили, что это кандидаты в черные дыры или нейтронные звезды, которые нагревают поступающий газ до миллионов кельвины и испускающие рентгеновские лучи. Нейтронные звезды и черные дыры можно отличить, главным образом, путем измерения их масс.[97] Наблюдательная кампания NuSTAR космическая миссия идентифицировала 40 подобных объектов в галактике.[98]В 2012 г. микроквазар в Галактике Андромеды был обнаружен радиовсплеск, исходящий от меньшей черной дыры. Черная дыра-прародитель расположена недалеко от центра Галактики и насчитывает около 10 M☉. Это было обнаружено с помощью данных, собранных Европейское космическое агентство с XMM-Ньютон зонд и впоследствии наблюдался НАСА с Миссия Swift Gamma-Ray Burst и Рентгеновская обсерватория Чандра, то Очень большой массив, а Очень длинный массив базовых линий. Микроквазар был первым наблюдаемым в галактике Андромеды и первым за пределами галактики Млечный Путь.[99]

Шаровые скопления

Звездные скопления в галактике Андромеды.[100]

Насчитывается примерно 460 шаровые скопления связанных с галактикой Андромеды.[101] Самый массивный из этих кластеров, обозначенный как Mayall II по прозвищу Шаровидное скопление имеет большую светимость, чем любое другое известное шаровое скопление в Местная группа галактик.[102] Он состоит из нескольких миллионов звезд и примерно в два раза ярче, чем Омега Центавра, самое яркое из известных шаровых скоплений в Млечном Пути. Globular One (или G1) имеет несколько звездных популяций и структуру, слишком массивную для обычного шарообразного. В результате некоторые считают G1 остаточным ядром карликовая галактика это было поглощено Андромедой в далеком прошлом.[103] Шаровик с наибольшей видимой яркостью G76 который расположен в восточной половине юго-западного рукава.[23]Еще одно массивное шаровое скопление, названное 037-B327, обнаруженное в 2006 году, сильно покраснело от галактики Андромеды. межзвездная пыль, считалось более массивным, чем G1 и крупнейшим кластером Местной группы;[104] однако другие исследования показали, что он действительно похож по свойствам на G1.[105]

В отличие от шаровых скоплений Млечного Пути, которые демонстрируют относительно низкую дисперсию возраста, шаровые скопления Галактики Андромеды имеют гораздо больший диапазон возрастов: от систем столь же старых, как сама галактика, до гораздо более молодых систем с возрастом от нескольких сотен миллионов лет. до пяти миллиардов лет.[106]

В 2005 году астрономы обнаружили в Галактике Андромеды совершенно новый тип звездных скоплений. Недавно обнаруженные скопления содержат сотни тысяч звезд, такое же количество звезд, которые можно найти в шаровых скоплениях. От шаровых скоплений их отличает то, что они намного больше - несколько сотен световых лет в поперечнике и в сотни раз менее плотные. Поэтому расстояния между звездами намного больше в пределах недавно обнаруженных протяженных скоплений.[107]

Спутники

Основная статья: Галактики-спутники Андромеды
Мессье 32 находится слева от центра, Мессье 110 - внизу справа от центра.

Как и Млечный Путь, галактика Андромеды спутниковые галактики, состоящий из более 20 известных карликовые галактики. Самые известные и наиболее легко наблюдаемые галактики-спутники: M32 и M110. Судя по имеющимся данным, M32 в прошлом близко сталкивалась с галактикой Андромеды. M32, возможно, когда-то была более крупной галактикой, звездный диск которой был удален M31, и претерпела резкое увеличение звездообразование в центральном регионе, которое длилось до относительно недавнего прошлого.[108]

M110, похоже, также взаимодействует с галактикой Андромеды, и астрономы обнаружили в гало последней поток богатых металлами звезд, которые, похоже, были отделены от этих галактик-спутников.[109] M110 действительно имеет пыльную полосу, которая может указывать на недавнее или продолжающееся звездообразование.[110] У M32 также есть молодое звездное население.[111]

В 2006 году было обнаружено, что девять галактик-спутников лежат в плоскости, пересекающей ядро ​​Галактики Андромеды; они не расположены случайным образом, как можно было бы ожидать от независимых взаимодействий. Это может указывать на общее приливное происхождение спутников.[112]

Событие PA-99-N2 и возможная экзопланета в галактике

Основная статья: ПА-99-Н2

PA-99-N2 был событием микролинзирования, обнаруженным в галактике Андромеды в 1999 году. Одним из объяснений этого является гравитационное линзирование красного гиганта звездой с массой от 0,02 до 3,6 раз больше массы Солнца, что предполагает, что звезда, вероятно, вращается вокруг планеты. Эта возможная экзопланета имела бы массу в 6,34 раза больше, чем Юпитер. Если это будет окончательно подтверждено, это будет первый найденный внегалактическая планета. Однако позже аномалии в этом событии были обнаружены.[113]

Столкновение с Млечным путем

Основная статья: Столкновение Андромеды и Млечного Пути

Галактика Андромеды приближается к Млечному Пути со скоростью около 110 километров в секунду (68 миль в секунду).[114] Было измерено приближение относительно Солнца на скорости около 300 км / с (190 миль / с).[1] поскольку Солнце вращается вокруг центра галактики со скоростью примерно 225 км / с (140 миль / с). Это делает галактику Андромеды одной из примерно 100 наблюдаемых. голубоватый галактики.[115] Тангенциальная или боковая скорость Галактики Андромеды относительно Млечного Пути относительно намного меньше, чем скорость приближения, и поэтому ожидается, что она столкнется непосредственно с Млечным путем примерно через 4 миллиарда лет. Вероятный исход столкновения состоит в том, что галактики сольются сформировать гигант эллиптическая галактика[116] или, возможно, даже большой диск галактика.[19] Такие события часты среди галактик в группы галактик. Судьба земной шар и Солнечная система В случае столкновения на данный момент неизвестно. Перед слиянием галактик существует небольшая вероятность того, что Солнечная система может быть выброшена из Млечного Пути или присоединится к Галактике Андромеды.[117]

Любительское наблюдение

Галактика Андромеды - самый далекий объект и единственная спиральная галактика за пределами Млечного Пути, которую можно увидеть с помощью невооруженным глазом.[118][119][120] Галактика обычно расположена на небе по отношению к созвездиям. Кассиопея и Пегас. Андромеду лучше всего увидеть осенними ночами в Северное полушарие когда он проходит высоко над головой, достигая своего высшая точка около полуночи в октябре и на два часа позже каждого следующего месяца. Ранним вечером он поднимается на востоке в сентябре и заходит на западе в феврале.[121] От Южное полушарие Галактика Андромеды видна с октября по декабрь, и ее лучше всего рассматривать как можно дальше на север. Бинокль может выявить некоторые более крупные структуры галактики и два ее самых ярких спутниковые галактики, M32 и M110.[122] An любительский телескоп может показать диск Андромеды, некоторые из ее ярчайших шаровых скоплений, темные пылевые полосы и большое звездное облако. NGC 206.[123][124]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ а б среднее (787 ± 18, 770 ± 40, 772 ± 44, 783 ± 25) = ((787 + 770 + 772 + 783) / 4) ± (182 + 402 + 442 + 252)0.5 / 2 = 778 ± 33.
  2. ^ а б Синяя абсолютная звездная величина −20,89 -. Цветовой индекс 0,63 = −21,52
  3. ^ J00443799 + 4129236 находится в небесные координаты Р.А. 00час 44м 37.99s, Декабрь +41° 29′ 23.6″.
  4. ^ Синяя абсолютная звездная величина −21,58 (см. Ссылку) - Цветовой индекс 0,63 = абсолютная визуальная величина -22,21.

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж грамм час я "Результаты для Мессье 31". Внегалактическая база данных NASA / IPAC. НАСА /IPAC. Получено 28 февраля 2019.
  2. ^ а б c Караченцев Игорь Д .; Кашибадзе, Ольга Г. (2006). «Массы Местной группы и группы M81, оцененные по искажениям в местном поле скоростей». Астрофизика. 49 (1): 3–18. Bibcode:2006ап ..... 49 .... 3K. Дои:10.1007 / s10511-006-0002-6. S2CID  120973010.
  3. ^ а б Караченцев Игорь Д .; Караченцева Валентина Е .; Huchtmeier, Walter K .; Макаров, Дмитрий I. (2004). «Каталог соседних галактик». Астрономический журнал. 127 (4): 2031–2068. Bibcode:2004AJ .... 127.2031K. Дои:10.1086/382905.
  4. ^ а б c d Рибас, Игнаси; Хорди, Карме; Виларделл, Франсеск; и другие. (2005). «Первое определение расстояния и фундаментальных свойств затменной двойной системы в галактике Андромеды». Письма в астрофизический журнал. 635 (1): L37 – L40. arXiv:Astro-ph / 0511045. Bibcode:2005ApJ ... 635L..37R. Дои:10.1086/499161. S2CID  119522151.
  5. ^ а б McConnachie, Alan W .; Ирвин, Майкл Дж .; Фергюсон, Аннетт М. Н .; и другие. (2005). «Расстояния и металличность 17 галактик Местной группы». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 356 (4): 979–997. arXiv:astro-ph / 0410489. Bibcode:2005МНРАС.356..979М. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2004.08514.x.
  6. ^ Дженсен, Джозеф Б .; Тонри, Джон Л .; Баррис, Брайан Дж .; и другие. (2003). "Измерение расстояний и исследование неразрешенных звездных популяций галактик с использованием инфракрасных флуктуаций яркости поверхности". Астрофизический журнал. 583 (2): 712–726. arXiv:astro-ph / 0210129. Bibcode:2003ApJ ... 583..712J. Дои:10.1086/345430. S2CID  551714.
  7. ^ «М 31». Получено 30 сентября 2018.
  8. ^ Хиль де Пас, Армандо; Буасье, Самуэль; Мадор, Барри Ф .; и другие. (2007). "Ультрафиолетовый атлас ближайших галактик GALEX". Астрофизический журнал. 173 (2): 185–255. arXiv:Astro-ph / 0606440. Bibcode:2007ApJS..173..185G. Дои:10.1086/516636. S2CID  119085482.
  9. ^ "Средние значения масс Млечного Пути и Андромеды составляют Mграмм = 0.8+0.4
    −0.3    ×1012 M☉     И мА = 1.5+0.5
    −0.4    ×1012 M☉     на уровне 68% »Пеньяррубия, Хорхе; Ма, Инь-Чжэ; Уокер, Мэтью Дж .; МакКонначи, Алан В. (29 июля 2014 г.). «Динамическая модель локального космического расширения». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 433 (3): 2204–2222. arXiv:1405.0306. Bibcode:2014МНРАС.443.2204П. Дои:10.1093 / mnras / stu879. S2CID  119295582., но сравните "[мы оцениваем] вириальную массу и радиус галактики равными 0,8×10^12 ± 0.1×10^12 M☉ (1.59×1042 ± 2.0×1041 кг )"Kafle, Prajwal R .; Шарма, Санджиб; Льюис, Герайнт Ф .; и другие. (1 февраля 2018 г.). «Жажда скорости: скорость убегания и измерения динамической массы галактики Андромеды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 475 (3): 4043–4054. arXiv:1801.03949. Bibcode:2018МНРАС.475.4043К. Дои:10.1093 / mnras / sty082. ISSN  0035-8711. S2CID  54039546.
  10. ^ а б c Chapman, Scott C .; Ибата, Родриго А .; Льюис, Герайнт Ф .; и другие. (2006). «Кинематически выбранный сфероид с низким содержанием металла на окраине M31». Астрофизический журнал. 653 (1): 255–266. arXiv:Astro-ph / 0602604. Bibcode:2006ApJ ... 653..255C. Дои:10.1086/508599. S2CID  14774482. Также см. Пресс-релиз,"Звездное гало Андромеды показывает, что происхождение Галактики аналогично происхождению Млечного Пути" (Пресс-релиз). Калтех по связям со СМИ. 27 февраля 2006 г. Архивировано с оригинал 9 мая 2006 г.. Получено 24 мая 2006.
  11. ^ Янг, Келли (6 июня 2006 г.). «Галактика Андромеды насчитывает триллион звезд». Новый ученый. Получено 6 октября 2014.
  12. ^ Kafle, Prajwal R .; Шарма, Санджиб; Льюис, Герайнт Ф .; и другие. (1 февраля 2018 г.). «Жажда скорости: скорость убегания и измерения динамической массы галактики Андромеды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 475 (3): 4043–4054. arXiv:1801.03949. Bibcode:2018МНРАС.475.4043К. Дои:10.1093 / mnras / sty082. ISSN  0035-8711. S2CID  54039546.
  13. ^ «Млечный Путь составляет 1,5 триллиона солнечных масс» (11 марта 2019 г.). AstronomyNow.com. Дата обращения 13 июля 2019.
  14. ^ Махон, Крис (20 мая 2018 г.). «Новое исследование показывает, что Млечный Путь намного больше, чем мы думали». OuterPlaces.com. Дата обращения 13 июля 2019.
  15. ^ а б Пеньяррубия, Хорхе; Ма, Инь-Чжэ; Уокер, Мэтью Дж .; МакКонначи, Алан В. (29 июля 2014 г.). «Динамическая модель локального космического расширения». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 433 (3): 2204–2222. arXiv:1405.0306. Bibcode:2014МНРАС.443.2204П. Дои:10.1093 / mnras / stu879. S2CID  119295582.
  16. ^ Майк Уолл (8 февраля 2019 г.). «Мы наконец знаем, когда наш Млечный Путь рухнет в галактику Андромеды». Будущее США, Inc. Получено 18 мая 2020.
  17. ^ Надя Дрейк (8 февраля 2019). «Наша галактика должна врезаться в своего соседа, но когда? Измерения космического корабля Gaia скорректировали прогнозы относительно того, когда и как Млечный Путь столкнется с соседней галактикой Андромеды». National Geographic Partners, LLC. Получено 18 мая 2020.
  18. ^ «Хаббл НАСА показывает, что Млечный Путь обречен на лобовое столкновение». НАСА. 31 мая 2012 г. Архивировано с оригинал 4 июня 2014 г.. Получено 12 июля 2012.
  19. ^ а б Уэда, Джунко; Ионо, Дайсуке; Юн, Мин С .; и другие. (2014). «Холодный молекулярный газ в остатках слияния. I. Формирование молекулярных газовых дисков». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 214 (1): 1. arXiv:1407.6873. Bibcode:2014ApJS..214 .... 1U. Дои:10.1088/0067-0049/214/1/1. S2CID  716993.
  20. ^ Фроммерт, Хартмут; Кронберг, Кристина (22 августа 2007 г.). «Данные объекта Мессье, отсортированные по кажущейся визуальной величине». САСЫ. Архивировано из оригинал 12 июля 2007 г.. Получено 27 августа 2007.
  21. ^ "М 31, М 32 и М 110". 15 октября 2016 г.
  22. ^ Хафез, Ихсан (2010). Абд аль-Рахман ас-Суфи и его книга неподвижных звезд: путешествие к новым открытиям (Кандидатская диссертация). Университет Джеймса Кука. Bibcode:2010ФДТ ....... 295Н. Получено 23 июн 2016.
  23. ^ а б Кеппл, Джордж Роберт; Саннер, Глен В. (1998). Руководство наблюдателя за ночным небом. Vol. 1. Вильманн-Белл. п. 18. ISBN  978-0-943396-58-3.
  24. ^ Дэвидсон, Норман (1985). Астрономия и воображение: новый подход к восприятию звезд человеком. Рутледж Кеган и Пол. п. 203. ISBN  978-0-7102-0371-7.
  25. ^ Кант, Иммануил, Универсальная естественная история и теория небес (1755)
  26. ^ Гершель, Уильям (1785). «О строительстве неба». Философские труды Лондонского королевского общества. 75: 213–266. Дои:10.1098 / рстл.1785.0012. S2CID  186213203.
  27. ^ Хаггинс, Уильям (1864). "О спектрах некоторых туманностей". Философские труды Лондонского королевского общества. 154: 437–444. Bibcode:1864РСПТ..154..437Х. Дои:10.1098 / рстл.1864.0013.
  28. ^ Бэкхаус, Томас В. (1888). "Туманность в Андромеде и Новой, 1885 г.". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 48 (3): 108–110. Bibcode:1888МНРАС..48..108Б. Дои:10.1093 / mnras / 48.3.108.
  29. ^ Робертс, И. (1888). "фотографии туманностей M 31, h 44, h 51 Андромеды и M 27 Vulpeculæ". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 49 (2): 65–66. Bibcode:1888МНРАС..49 ... 65Р. Дои:10.1093 / mnras / 49.2.65.
  30. ^ Исаак Робертс: Фотография туманности М 31, 1 октября 1888 г.
  31. ^ Слайфер, Весто М. (1913). "Радиальная скорость туманности Андромеды". Бюллетень обсерватории Лоуэлла. 1: 56–57. Bibcode:1913LowOB ... 2 ... 56S.
  32. ^ Кертис, Хибер Дуст (1988). «Новые звезды в спиральных туманностях и теория островной вселенной». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 100: 6. Bibcode:1988PASP..100 .... 6C. Дои:10.1086/132128.
  33. ^ «Две видимые невооруженным глазом галактики над VLT». Изображение недели ESO. Получено 22 октября 2013.
  34. ^ Эпик, Эрнст (1922). «Оценка расстояния до туманности Андромеды». Астрофизический журнал. 55: 406–410. Bibcode:1922ApJ .... 55..406O. Дои:10.1086/142680.
  35. ^ Хаббл, Эдвин П. (1929). «Спиральная туманность как звездная система, Мессье 31». Астрофизический журнал. 69: 103–158. Bibcode:1929ApJ .... 69..103H. Дои:10.1086/143167.
  36. ^ Бааде, Вальтер (1944). «Резолюция Мессье 32, NGC 205 и центральной части туманности Андромеды». Астрофизический журнал. 100: 137. Bibcode:1944ApJ ... 100..137B. Дои:10.1086/144650.
  37. ^ Гриббин, Джон Р. (2001). Рождение времени: как астрономы измеряют возраст Вселенной. Издательство Йельского университета. п. 151. ISBN  978-0-300-08914-1.
  38. ^ Браун, Роберт Хэнбери; Опасность, Кирилл (1950). «Радиочастотное излучение Большой туманности в Андромеде (M.31)». Природа. 166 (4230): 901–902. Bibcode:1950Натура.166..901Б. Дои:10.1038 / 166901a0. S2CID  4170236.
  39. ^ Браун, Роберт Хэнбери; Опасность, Кирилл (1951). «Радиоизлучение туманности Андромеды». MNRAS. 111 (4): 357–367. Bibcode:1951МНРАС.111..357Б. Дои:10.1093 / mnras / 111.4.357.
  40. ^ van der Kruit, Piet C .; Аллен, Рональд Дж. (1976). "Морфология радиоконтинуума спиральных галактик". Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 14 (1): 417–445. Bibcode:1976ARA & A..14..417V. Дои:10.1146 / annurev.aa.14.090176.002221.
  41. ^ Ингроссо, Габриэле; Кальчи Новати, Себастьяно; Де Паолис, Франческо; и другие. (2009). «Пиксельная линза как способ обнаружения внесолнечных планет в M31». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 399 (1): 219–228. arXiv:0906.1050. Bibcode:2009МНРАС.399..219И. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2009.15184.x. S2CID  6606414.
  42. ^ Бек, Райнер; Berkhuijsen, Elly M .; Гиссюбель, Рене; и другие. (2020). «Магнитные поля и космические лучи в М 31». Астрономия и астрофизика. 633: A5. arXiv:1910.09634. Bibcode:2020A и A ... 633A ... 5B. Дои:10.1051/0004-6361/201936481. S2CID  204824172.
  43. ^ Голландия, Стивен (1998). «Расстояние до системы шарового скопления M31». Астрономический журнал. 115 (5): 1916–1920. arXiv:Astro-ph / 9802088. Bibcode:1998AJ .... 115.1916H. Дои:10.1086/300348. S2CID  16333316.
  44. ^ Stanek, Krzysztof Z .; Гарнавич, Питер М. (1998). «Расстояние до M31 с HST и Hipparcos Red Clump Stars». Письма в астрофизический журнал. 503 (2): 131–141. arXiv:Astro-ph / 9802121. Bibcode:1998ApJ ... 503L.131S. Дои:10.1086/311539.
  45. ^ а б Дэвидж, Тимоти (Тим) Дж .; McConnachie, Alan W .; Фардал, Марк А .; и другие. (2012). «Недавняя звездная археология M31 - ближайшей галактики красного диска». Астрофизический журнал. 751 (1): 74. arXiv:1203.6081. Bibcode:2012ApJ ... 751 ... 74D. Дои:10.1088 / 0004-637X / 751/1/74. S2CID  59933737.
  46. ^ «Хаббл обнаружил гигантский гало вокруг галактики Андромеды». Получено 14 июн 2015.
  47. ^ а б Kafle, Prajwal R .; Шарма, Санджиб; Льюис, Герайнт Ф .; и другие. (2018). «Потребность в скорости: измерения убегающей скорости и динамической массы галактики Андромеды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества (MNRAS). 475 (3): 4043–4054. arXiv:1801.03949. Bibcode:2018МНРАС.475.4043К. Дои:10.1093 / mnras / sty082. S2CID  54039546.
  48. ^ Kafle, Prajwal R .; Шарма, Санджиб; Льюис, Герайнт Ф .; Роботэм, Аарон С. Дж .; Драйвер, Саймон П. (2018). «Потребность в скорости: измерения убегающей скорости и динамической массы галактики Андромеды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 475 (3): 4043–4054. arXiv:1801.03949. Bibcode:2018МНРАС.475.4043К. Дои:10.1093 / mnras / sty082. S2CID  54039546.
  49. ^ «Млечный Путь связывает с соседом в галактической гонке вооружений». 15 февраля 2018.
  50. ^ Наука, Саманта Мэтьюсон 2018-02-20T19: 05: 26Z; Астрономия. "Галактика Андромеды в конце концов не больше Млечного Пути". Space.com.
  51. ^ а б Калираи, Джейсонджот Сингх; Гилберт, Каролина М .; Гухатакурта, Пурагра; и другие. (2006). "Бедный металлом гало спиральной галактики Андромеды (M31)". Астрофизический журнал. 648 (1): 389–404. arXiv:Astro-ph / 0605170. Bibcode:2006ApJ ... 648..389K. Дои:10.1086/505697. S2CID  15396448.
  52. ^ Бармби, Полина; Эшби, Мэтью Л. Н .; Бьянки, Лучиана; и другие. (2006). «Пыльные волны на звездном море: вид M31 в среднем инфракрасном диапазоне». Астрофизический журнал. 650 (1): L45 – L49. arXiv:Astro-ph / 0608593. Bibcode:2006ApJ ... 650L..45B. Дои:10.1086/508626. S2CID  16780719.
  53. ^ Бармби, Полина; Эшби, Мэтью Л. Н .; Бьянки, Лучиана; и другие. (2007). "Опечатка: Пыльные волны на звездном море: вид M31 в среднем инфракрасном диапазоне". Астрофизический журнал. 655 (1): L61. Bibcode:2007ApJ ... 655L..61B. Дои:10.1086/511682.
  54. ^ а б Тамм, Антти; Темпель, Элмо; Тенджес, Пеэтер; и другие. (2012). «Карта звездной массы и распределение темной материи в M 31». Астрономия и астрофизика. 546: A4. arXiv:1208.5712. Bibcode:2012A & A ... 546A ... 4Т. Дои:10.1051/0004-6361/201220065. S2CID  54728023.
  55. ^ Kafle, Prajwal R .; Шарма, Санджиб; Льюис, Герайнт Ф .; Роботэм, Аарон С. Дж .; Драйвер, Саймон П. (2018). «Жажда скорости: измерения убегающей скорости и динамической массы галактики Андромеды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 475 (3): 4043–4054. arXiv:1801.03949. Bibcode:2018МНРАС.475.4043К. Дои:10.1093 / mnras / sty082. S2CID  54039546.
  56. ^ "Хаббл и Гайя раскрывают вес Млечного Пути: 1,5 триллиона солнечных масс". Журнал Cite требует | журнал = (помощь)
  57. ^ Старр, Мишель (8 марта 2019 г.). «Последний расчет массы Млечного Пути просто изменил то, что мы знаем о нашей Галактике». ScienceAlert.com. В архиве из оригинала 8 марта 2019 г.. Получено 8 марта 2019.
  58. ^ Watkins, Laura L .; и другие. (2 февраля 2019 г.). "Свидетельства существования Млечного Пути средней массы по движениям галоидального скопления Gaia DR2". Астрофизический журнал. 873 (2): 118. arXiv:1804.11348. Bibcode:2019ApJ ... 873..118Вт. Дои:10.3847 / 1538-4357 / ab089f. S2CID  85463973.
  59. ^ Браун, Роберт; Тилкер, Дэвид А .; Вальтербос, Рене А. М .; Корбелли, Эдвиг (2009). "Широкоугольная мозаика Мессье 31 с высоким разрешением. I. Непрозрачный атомный газ и плотность скорости звездообразования". Астрофизический журнал. 695 (2): 937–953. arXiv:0901.4154. Bibcode:2009ApJ ... 695..937B. Дои:10.1088 / 0004-637X / 695/2/937. S2CID  17996197.
  60. ^ Draine, Брюс Т .; Аниано, Гонсало; Краузе, Оливер; и другие. (2014). «Пыль Андромеды». Астрофизический журнал. 780 (2): 172. arXiv:1306.2304. Bibcode:2014ApJ ... 780..172D. Дои:10.1088 / 0004-637X / 780/2/172. S2CID  118999676.
  61. ^ "HubbleSite - NewsCenter - Хаббл обнаружил гигантский гало вокруг галактики Андромеды (05.07.2015) - Полная история". hubblesite.org. Получено 7 мая 2015.
  62. ^ Гебхард, Марисса (7 мая 2015 г.). «Хаббл обнаружил массивный гало вокруг галактики Андромеды». Новости Университета Нотр-Дам.
  63. ^ Ленер, Николас; Хок, Крис; Ваккер, Барт (25 апреля 2014 г.). «Свидетельства массивной расширенной циркумгалактической среды вокруг галактики Андромеды». Астрофизический журнал. 804 (2): 79. arXiv:1404.6540. Bibcode:2015ApJ ... 804 ... 79L. Дои:10.1088 / 0004-637x / 804/2/79. S2CID  31505650.
  64. ^ «Хаббл НАСА обнаружил гигантский гало вокруг галактики Андромеды». 7 мая 2015. Получено 7 мая 2015.
  65. ^ а б ван ден Берг, Сидней (1999). «Местная группа галактик». Обзор астрономии и астрофизики. 9 (3–4): 273–318. Bibcode:1999A и ARv ... 9..273V. Дои:10.1007 / s001590050019. S2CID  119392899.
  66. ^ Караченцев Игорь Д .; Караченцева Валентина Е .; Huchtmeier, Walter K .; Макаров, Дмитрий Иванович (2003). «Каталог соседних галактик». Астрономический журнал. 127 (4): 2031–2068. Bibcode:2004AJ .... 127.2031K. Дои:10.1086/382905.
  67. ^ Макколл, Маршалл Л. (2014). «Совет гигантов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 440 (1): 405–426. arXiv:1403.3667. Bibcode:2014МНРАС.440..405М. Дои:10.1093 / mnras / stu199. S2CID  119087190.
  68. ^ Темпель, Элмо; Тамм, Антти; Тенджес, Пеэтер (2010). «Фотометрия поверхности M 31 с поправкой на пыль по данным наблюдений спутника Spitzer в дальней инфракрасной области». Астрономия и астрофизика. 509: A91. arXiv:0912.0124. Bibcode:2010A & A ... 509A..91T. Дои:10.1051/0004-6361/200912186. S2CID  118705514. wA91.
  69. ^ Лиллер, Уильям; Майер, Бен (1987). «Скорость образования новых звезд в Галактике». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 99: 606–609. Bibcode:1987PASP ... 99..606L. Дои:10.1086/132021.
  70. ^ Матч, Саймон Дж .; Кротон, Даррен Дж .; Пул, Грегори Б. (2011). «Кризис среднего возраста Млечного Пути и M31». Астрофизический журнал. 736 (2): 84. arXiv:1105.2564. Bibcode:2011ApJ ... 736 ... 84M. Дои:10.1088 / 0004-637X / 736/2/84. S2CID  119280671.
  71. ^ Битон, Рэйчел Л .; Majewski, Steven R .; Гухатакурта, Пурагра; и другие. (2006). "Открытие выпуклой балки и перемычки спиральной галактики Андромеды". Письма в астрофизический журнал. 658 (2): L91. arXiv:astro-ph / 0605239. Bibcode:2007ApJ ... 658L..91B. Дои:10.1086/514333. S2CID  889325.
  72. ^ «Астрономы находят доказательства экстремального искривления звездного диска галактики Андромеды» (Пресс-релиз). Калифорнийский университет в Санта-Крус. 9 января 2001 г. Архивировано с оригинал 19 мая 2006 г.. Получено 24 мая 2006.
  73. ^ Рубин, Вера С .; Форд, У. Кент младший (1970). "Вращение туманности Андромеды по спектроскопическому исследованию излучения". Астрофизический журнал. 159: 379. Bibcode:1970ApJ ... 159..379R. Дои:10.1086/150317.
  74. ^ Арп, Халтон (1964). «Спиральная структура в М31». Астрофизический журнал. 139: 1045. Bibcode:1964ApJ ... 139.1045A. Дои:10.1086/147844.
  75. ^ ван ден Берг, Сидней (1991). «Звездные популяции M31». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 103: 1053–1068. Bibcode:1991PASP..103.1053V. Дои:10.1086/132925.
  76. ^ Ходж, Пол В. (1966). Галактики и космология. Макгроу Хилл.
  77. ^ Симиен, Франсуа; Пелле, Андре; Моне, Гай; и другие. (1978). «Спиральная структура M31 - морфологический подход». Астрономия и астрофизика. 67 (1): 73–79. Bibcode:1978A&A .... 67 ... 73S.
  78. ^ Хаас, Мартин (2000). «Холодная пыль в M31 согласно карте ISO». Межзвездная среда в M31 и M33. Труды 232. Семинар WE-Heraeus: 69–72. Bibcode:2000immm.proc ... 69H.
  79. ^ Вальтербос, Рене А. М .; Кенникатт, Роберт С. мл. (1988). «Оптическое исследование звезд и пыли в галактике Андромеды». Астрономия и астрофизика. 198: 61–86. Bibcode:1988 A&A ... 198 ... 61 Вт.
  80. ^ а б Гордон, Карл Д .; Bailin, J .; Engelbracht, Charles W .; и другие. (2006). «Инфракрасное изображение M31 с помощью Spitzer MIPS: дополнительные доказательства спирально-кольцевой композитной структуры». Астрофизический журнал. 638 (2): L87 – L92. arXiv:Astro-ph / 0601314. Bibcode:2006ApJ ... 638L..87G. Дои:10.1086/501046. S2CID  15495044.
  81. ^ Браун, Роберт (1991). «Распределение и кинематика нейтрального газа, область HI в M31». Астрофизический журнал. 372: 54–66. Bibcode:1991ApJ ... 372 ... 54B. Дои:10.1086/169954.
  82. ^ «ИСО раскрывает скрытые кольца Андромеды» (Пресс-релиз). Европейское космическое агентство. 14 октября 1998 г.. Получено 24 мая 2006.
  83. ^ Моррисон, Хизер; Колдуэлл, Нельсон; Хардинг, Пол; и другие. (2008). Молодые звездные скопления в M 31. Галактики в местном объеме, Труды по астрофизике и космическим наукам. Труды по астрофизике и космической науке. 5. С. 227–230. arXiv:0708.3856. Bibcode:2008АССП .... 5..227М. Дои:10.1007/978-1-4020-6933-8_50. ISBN  978-1-4020-6932-1. S2CID  17519849.
  84. ^ Пагани, Лоран; Лекё, Джеймс; Цезарский, Диего; и другие. (1999). «Наблюдения за кольцом звездообразования M 31 в среднем инфракрасном и далеком ультрафиолете». Астрономия и астрофизика. 351: 447–458. arXiv:Astro-ph / 9909347. Bibcode:1999A & A ... 351..447P.
  85. ^ Агилар, Дэвид А .; Пуллиам, Кристина (18 октября 2006 г.). "Разоренный! Астрономы обнаружили виновника в галактическом хит-энд-беге". Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики. В архиве из оригинала 8 октября 2014 г.. Получено 6 октября 2014.
  86. ^ Блок, Дэвид Л .; Бурно, Фредерик; Комб, Франсуаза; и другие. (2006). «Почти лобовое столкновение как источник двух смещенных от центра колец в галактике Андромеды». Природа. 443 (1): 832–834. arXiv:astro-ph / 0610543. Bibcode:2006Натура.443..832Б. Дои:10.1038 / природа05184. PMID  17051212. S2CID  4426420.
  87. ^ Баллок, Джеймс С .; Джонстон, Кэтрин В. (2005). «Прослеживание образования галактик по звездным гало I: методы». Астрофизический журнал. 635 (2): 931–949. arXiv:astro-ph / 0506467. Bibcode:2005ApJ ... 635..931B. Дои:10.1086/497422. S2CID  14500541.
  88. ^ Lauer, Tod R .; Faber, Sandra M .; Грот, Эдвард Дж .; и другие. (1993). «Наблюдения с помощью планетарной камеры двойного ядра М31» (PDF). Астрономический журнал. 106 (4): 1436–1447, 1710–1712. Bibcode:1993AJ .... 106.1436L. Дои:10.1086/116737.
  89. ^ Бендер, Ральф; Корменди, Джон; Бауэр, Гэри; и другие. (2005). «HST STIS-спектроскопия тройного ядра M31: два вложенных диска в кеплеровском вращении вокруг сверхмассивной черной дыры». Астрофизический журнал. 631 (1): 280–300. arXiv:Astro-ph / 0509839. Bibcode:2005ApJ ... 631..280B. Дои:10.1086/432434. S2CID  53415285.
  90. ^ Гебхардт, Карл; Бендер, Ральф; Бауэр, Гэри; и другие.(Июнь 2000 г.). «Связь между массой ядерной черной дыры и дисперсией скорости галактики». Астрофизический журнал. 539 (1): L13 – L16. arXiv:astro-ph / 0006289. Bibcode:2000ApJ ... 539L..13G. Дои:10.1086/312840. S2CID  11737403.
  91. ^ а б Тремейн, Скотт (1995). «Модель эксцентрического диска для ядра M31». Астрономический журнал. 110: 628–633. arXiv:Astro-ph / 9502065. Bibcode:1995AJ .... 110..628T. Дои:10.1086/117548. S2CID  8408528.
  92. ^ «Космический телескоп Хаббл обнаружил двойное ядро ​​в галактике Андромеды» (Пресс-релиз). Служба новостей Хаббла. 20 июля 1993 г.. Получено 26 мая 2006.
  93. ^ Schewe, Phillip F .; Штейн, Бен (26 июля 1993 г.). «Галактика Андромеды имеет двойное ядро». Новости физики. Американский институт физики. Архивировано из оригинал 15 августа 2009 г.. Получено 10 июля 2009.
  94. ^ Фудзимото, Мицуаки; Хаякава, Сатио; Като, Такако (1969). «Корреляция между плотностями рентгеновских источников и межзвездного газа». Астрофизика и космическая наука. 4 (1): 64–83. Bibcode:1969Ap & SS ... 4 ... 64F. Дои:10.1007 / BF00651263. S2CID  120251156.
  95. ^ Петерсон, Лоуренс Э. (1973). «Жесткие космические источники рентгеновского излучения». В Брэдте, Хейле; Джаккони, Риккардо (ред.). Рентгеновская и гамма-астрономия, Труды симпозиума МАС № 55 заседаний в Мадриде, Испания, 11–13 мая 1972 г.. Рентгеновская и гамма-астрономия. 55. Международный астрономический союз. С. 51–73. Bibcode:1973IAUS ... 55 ... 51P. Дои:10.1007/978-94-010-2585-0_5. ISBN  978-90-277-0337-8.
  96. ^ Марелли, Мартино; Тиенго, Андреа; Де Лука, Андреа; и другие. (2017). «Обнаружение периодических провалов в самом ярком источнике жесткого рентгеновского излучения M31 с помощью EXTraS». Письма в астрофизический журнал. 851 (2): L27. arXiv:1711.05540. Bibcode:2017ApJ ... 851L..27M. Дои:10.3847 / 2041-8213 / aa9b2e. S2CID  119266242.
  97. ^ Барнард, Робин; Колб, Ульрих С .; Осборн, Джулиан П. (2005). «Синхронизация яркого рентгеновского излучения ядра M31 с помощью XMM-Newton». arXiv:Astro-ph / 0508284.
  98. ^ «Галактика Андромеды, сканированная с помощью высокоэнергетического рентгеновского зрения». Получено 22 сентября 2018.
  99. ^ Простак, Серджио (14 декабря 2012 г.). «Микроквазар в галактике Андромеды поражает астрономов». Sci-News.com.
  100. ^ «Звездное скопление в галактике Андромеды». Получено 7 сентября 2015.
  101. ^ Бармби, Полина; Хухра, Джон П. (2001). "Шаровые скопления M31 в Космический телескоп Хаббла Архив. I. Обнаружение и полнота кластеров ». Астрономический журнал. 122 (5): 2458–2468. arXiv:Astro-ph / 0107401. Bibcode:2001AJ .... 122.2458B. Дои:10.1086/323457. S2CID  117895577.
  102. ^ "Шаровое скопление Хаббла в соседней галактике" (Пресс-релиз). Информационная служба Хаббла STSci-1996-11. 24 апреля 1996 г. В архиве из оригинала от 1 июля 2006 г.. Получено 26 мая 2006.
  103. ^ Мейлан, Жорж; Сарадждини, Ата; Яблонька, Паскаль; и другие. (2001). «G1 в M31 - гигантское шаровое скопление или ядро ​​карликовой эллиптической галактики?». Астрономический журнал. 122 (2): 830–841. arXiv:Astro-ph / 0105013. Bibcode:2001AJ .... 122..830M. Дои:10.1086/321166. S2CID  17778865.
  104. ^ Ма, июнь; де Грайс, Ричард; Ян, Янбинь; и другие. (2006). «Старое« супер »звездное скопление: самое массивное звездное скопление в Местной группе». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 368 (3): 1443–1450. arXiv:astro-ph / 0602608. Bibcode:2006МНРАС.368.1443М. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2006.10231.x. S2CID  15947017.
  105. ^ Коэн, Джудит Г. (2006). "Не очень необычное шаровое скопление 037-B327 в M31" (PDF). Астрофизический журнал. 653 (1): L21 – L23. arXiv:astro-ph / 0610863. Bibcode:2006ApJ ... 653L..21C. Дои:10.1086/510384. S2CID  1733902.
  106. ^ Бурштейн, Дэвид; Ли, Юн; Freeman, Kenneth C .; и другие. (2004). "Шаровое скопление и формирование галактики: M31, Млечный Путь и последствия для систем шаровых скоплений спиральных галактик". Астрофизический журнал. 614 (1): 158–166. arXiv:astro-ph / 0406564. Bibcode:2004ApJ ... 614..158B. Дои:10.1086/423334. S2CID  56003193.
  107. ^ Huxor, Avon P .; Tanvir, Nial R .; Ирвин, Майкл Дж .; и другие. (2005). «Новое население протяженных светящихся звездных скоплений в гало M31». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 360 (3): 993–1006. arXiv:Astro-ph / 0412223. Bibcode:2005МНРАС.360.1007Н. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2005.09086.x. S2CID  6215035.
  108. ^ Бекки, Кенджи; Диван, Уоррик Дж .; Дринкуотер, Майкл Дж .; и другие. (2001). «Новая модель образования для M32: обмолоченная спираль раннего типа?». Письма в астрофизический журнал. 557 (1): L39 – L42. arXiv:astro-ph / 0107117. Bibcode:2001ApJ ... 557L..39B. Дои:10.1086/323075. S2CID  18707442.
  109. ^ Ибата, Родриго А .; Ирвин, Майкл Дж .; Льюис, Герайнт Ф .; и другие. (2001). «Гигантский поток богатых металлом звезд в гало галактики M31». Природа. 412 (6842): 49–52. arXiv:Astro-ph / 0107090. Bibcode:2001Натура.412 ... 49I. Дои:10.1038/35083506. PMID  11452300. S2CID  4413139.
  110. ^ Янг, Лиза М. (2000). «Свойства молекулярных облаков в NGC 205». Астрономический журнал. 120 (5): 2460–2470. arXiv:astro-ph / 0007169. Bibcode:2000AJ .... 120.2460Y. Дои:10.1086/316806. S2CID  18728927.
  111. ^ Руденко, Павел; Уорти, Гай; Матео, Марио (2009). «Скопления среднего возраста в поле со звездами M31 и M32». Астрономический журнал. 138 (6): 1985–1989. Bibcode:2009AJ .... 138.1985R. Дои:10.1088/0004-6256/138/6/1985.
  112. ^ Кох, Андреас; Гребель, Ева К. (март 2006 г.). "Анизотропное распределение спутниковых галактик M31: большой полярный самолет спутников ранних типов". Астрономический журнал. 131 (3): 1405–1415. arXiv:astro-ph / 0509258. Bibcode:2006AJ .... 131.1405K. Дои:10.1086/499534. S2CID  3075266.
  113. ^ "Аномалия в потенциальном событии микролинзирования PA-99-N2".
  114. ^ Коуэн, Рон (2012). «Андромеда встречает курс на Млечный Путь». Природа. Дои:10.1038 / природа.2012.10765. S2CID  124815138. Получено 6 октября 2014.
  115. ^ «Кроме Андромеды, движутся ли к нам другие галактики? - Факты о космосе - Астрономия, Солнечная система и космическое пространство - Журнал All About Space». Получено 3 апреля 2016.
  116. ^ Кокс, Томас Дж .; Лоеб, Авраам (2008). «Столкновение Млечного Пути и Андромеды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 386 (1): 461–474. arXiv:0705.1170. Bibcode:2008МНРАС.386..461С. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2008.13048.x. S2CID  14964036.
  117. ^ Каин, Фрейзер (2007). "Когда наша галактика врезается в Андромеду, что происходит с Солнцем?". Вселенная сегодня. В архиве из оригинала 17 мая 2007 г.. Получено 16 мая 2007.
  118. ^ https://starchild.gsfc.nasa.gov/docs/StarChild/questions/question15.html
  119. ^ «Сегодня вечером найди галактику Андромеды». 18 сентября 2019.
  120. ^ «Как увидеть самое дальнее, что только можно увидеть - небо и телескоп». 9 сентября 2015.
  121. ^ http://www.physics.ucla.edu/~huffman/m31.html
  122. ^ "Наблюдайте за цветением Андромеды в бинокль - небо и телескоп". 16 сентября 2015 г.
  123. ^ «Наблюдение за M31, галактика Андромеды».
  124. ^ «Шаровые скопления в галактике Андромеды».

внешняя ссылка

Координаты: Карта неба 00час 42м 44.3s, +41° 16′ 9″