Andromeda Galaxy

Andromeda Galaxy
Galaxy

Billede af Andromedagalaksen med forbedret H-alfa- linje
Forskningshistorie
Notation M  31, NGC  224, PGC 2557
Observationsdata
( Epoke J2000.0 )
Konstellation Andromeda
højre opstigning 00 t  42 m  44,33 s
deklination 41° 16′ 7,50″
Synlige dimensioner 3° × 1°
Synlig lyd størrelse + 3,44m
Egenskaber
Type SA(s)b
Inkluderet i Lokal gruppe [1] og [TSK2008] 222 [1]
radial hastighed −290 km/s [2]
z -0,001
Afstand 2,4-2,7 millioner St. år (740-830 tusind pc'er )
Absolut størrelse (V) −21,2 m _
Vægt 0,8-1,5⋅10 12 M ☉
Radius 23 kiloparsek
Ejendomme Største galakse i den lokale gruppe
Information i databaser
SIMBAD M31
Oplysninger i Wikidata  ?
 Mediefiler på Wikimedia Commons

Andromeda-galaksen ( Andromeda -tågen , M 31 , NGC 224 , PGC 2557 ) er en spiralgalakse observeret i stjernebilledet Andromeda . Dens diameter er 47 kiloparsecs , hvilket er større end vores galakse , og den indeholder flere gange flere stjerner end Mælkevejen. Afstanden fra vores galakse til den er omkring 800 kiloparsecs , hvilket gør den til den nærmeste af de store galakser, såvel som den største galakse i den lokale gruppe . Dens masse er omtrent lig med Mælkevejens masse eller endnu mindre.

Andromeda Galaxy har både et udtalt sfærisk undersystem og en disk med mærkbare spiralarme , derfor er den ifølge Hubble-klassifikationen klassificeret som type Sb. Skiven indeholder mere end halvdelen af ​​galaksens stjernemasse, har en buet form, den indeholder en ring med en radius på 10 kiloparsecs med et øget indhold af H II-regioner og OB-associationer . Udbulen og glorie er oblate, bjælken er ikke direkte observeret i galaksen, men nogle tegn indikerer dens tilstedeværelse. Der er en dobbelt kerne i centrum af galaksen, og forskellige strukturer dannet af tidevandsinteraktioner observeres i periferien . Stjernepopulationen i denne galakse er i gennemsnit ældre end i vores galakse, og stjernedannelseshastigheden er lavere og er kun 20-30 % af den i Mælkevejen.

Der kendes omkring 400 kugleformede stjernehobe i Andromeda-galaksen , hvilket er 2-3 gange flere end i Mælkevejen. Systemet af kuglehobe og disse objekter selv adskiller sig i nogle henseender fra dem i vores galakse: de massive, men ret unge klynger i M 31 har ingen analoger i Mælkevejen. Unge hobe med små masse, der ligner åbne hobe i Mælkevejen, og OB-foreninger er også til stede i Andromeda-galaksen.

Mindst 35.000 variable stjerner af forskellige typer er kendt i galaksen: disse er hovedsageligt cepheider , lyseblå variabler , RR Lyrae -variabler , langtidsvariable og R-type-variabler i den nordlige korona . I hele observationshistorien i galaksen udbrød en supernova  - S Andromeda , og nye stjerner registreres i gennemsnit halvtreds om året. Der er også en exoplanetkandidat i galaksen,  PA -99-N2b .

Galaksen har over 20 satellitter, hvoraf mange er dværg-sfæroidale galakser . De lyseste af dem er M 32 og M 110 , og måske tilhører Triangulum Galaxy også dens satellitter .

Andromedagalaksen og Mælkevejen nærmer sig, ifølge beregninger, vil der efter 4 milliarder år være en kollision og efterfølgende fusion .

Den tidligste overlevende reference til galaksen går tilbage til 964 e.Kr. Indtil 1920'erne var der praktisk talt ingen data om afstanden til galaksen, men i 1923 viste Edwin Hubble, at M 31 er uden for vores galakse og i nogle henseender kan sammenlignes med den. I dag er det en af ​​de mest undersøgte galakser.

Andromedagalaksen har en tilsyneladende størrelsesorden på +3,44 m og en vinkeldiameter 6 gange Månens , hvilket gør den synlig med det blotte øje og et populært observationsobjekt blandt amatørastronomer . Galaksen er et almindeligt sted i science fiction .

Egenskaber

Nøglefunktioner

Andromedagalaksen er en spiralgalakse 740-830 kiloparsecs fjernt fra Mælkevejen og observeret i stjernebilledet Andromeda. Ifølge Hubble-klassifikationen er den af ​​typen Sb. Galaksen er den største i den lokale gruppe og også den nærmeste store galakse til Mælkevejen [3] [4] . Selvom afstanden til denne galakse er kendt med en af ​​de bedste nøjagtigheder inden for astronomi, er fejlen stadig mærkbar og skyldes unøjagtigheden af ​​den målte afstand til Den Lille Magellanske Sky , der fungerer som et trin på afstandsskalaen i astronomi [5] .

Diameteren af ​​galaksen, målt fra isofoten på 25 m pr. kvadratsekund af bue i det fotometriske B-bånd , er 47 kiloparsecs [6] , hvilket er større end diameteren af ​​Mælkevejen [7] . Inden for 30 kiloparsek fra galaksens centrum er der en masse på 3⋅10 11 M ⊙ , hvoraf stjernerne tegner sig for omkring 10 11 M ⊙ [8] . I fjernere dele af galaksen observeres stjerner og gas praktisk talt ikke, men den samlede masse i et område med en radius på 100 kiloparsec fra centrum er ifølge forskellige skøn i området 0,8–1,5⋅10 12 M ⊙ [9] [10] , herunder på grund af det mørke stof glorie . I alt indeholder galaksen omkring en billion stjerner , og dens absolutte størrelse i V-båndet er -21,2 m [11] [12] . Andromedagalaksen er således dobbelt så stor som Mælkevejen og indeholder 2,5-5 gange flere stjerner. Samtidig er masserne af de to galakser mindst lige store, og højst sandsynligt er Mælkevejens masse endnu større på grund af haloen , selvom man indtil for nylig troede, at Andromeda-galaksen er meget mere massiv end Mælkevejen, da der ikke var nogen nøjagtig information om massen af ​​M 31-haloen [3] [5] [13] .

Den tilsyneladende størrelse  af galaksen i V-båndet er +3,44 m , og B−V-farveindekset  er +0,92 m [14] . Galaksens plan er placeret i en vinkel på 12,5° i forhold til sigtelinjen [12] , positionsvinklen for dens halvhovedakse er 38° [15] . Værdien af ​​interstellar ekstinktion i V-båndet for galaksen er 0,19 m , og den interstellare rødme i B−V-farven  er 0,06 m , men på grund af galaksens store vinkeldimensioner burde denne værdi være forskellig for dens forskellige områder [ 16] . Den nordvestlige del af galaksens skive er tættest på Mælkevejen [17] .

Struktur

Andromedagalaksen har både en udtalt kugleformet komponent og en disk med fremtrædende spiralarme. Ifølge Hubble-klassifikationen henvises den til Sb-typen [3] [12] , og i de Vaucouleur-klassifikationen har den SA(s)b-typen [15] .

Disk

Galaksens skive indeholder 56 % af galaksens stjernemasse [18] , den giver 70 % af galaksens lysstyrke [19] . Skiven har en buet form: den nordøstlige del af skiven er vippet mod nord, og den sydøstlige del er vippet mod syd i forhold til dens hovedakse [20] .

Fordelingen af ​​lysstyrke i disken er eksponentiel , og den karakteristiske radius af disken nær det optiske område afhænger af bølgelængden, aftagende for kortere bølgelængder. Således er den karakteristiske skiveradius i U-båndet 7,5 kiloparsec , i V-båndet er det 5,7 kiloparsec, og i K-båndet er det kun 4,4 kiloparsec. Diskranden har således en blåere farve og en yngre stjernepopulation end de centrale områder [21] [22] .

Mange segmenter af spiralarme observeres i galaksens skive : i de indre områder af galaksen skelnes de hovedsageligt på grund af støv og i de ydre områder på grund af supergiganter og H II-områder [23] [24] . Mest sandsynligt er dannelsen af ​​en spiralstruktur i Andromeda-galaksen ikke forklaret af teorien om tæthedsbølger [15] . Ud over spiralstrukturen er der en ring i galaksens skive, der omgiver centrum i en afstand af cirka 10 kiloparsecs fra den - den såkaldte unge skive ( eng.  young disc ): den er kendetegnet ved en stor antal H II regioner og OB foreninger . Den unge skive indeholder 1 % af stjernernes masse og betragtes nogle gange i simuleringer som en del af galaksen adskilt fra skiven [18] [25] .

Sfærisk undersystem

Lysstyrken af ​​det sfæriske delsystem er 30 % af lysstyrken i galaksen [19] . Udbulen og haloen indeholder henholdsvis 30 % og 13 % af galaksens stjernemasse [18] .

Udbulningen har en effektiv radius på 3,8 kiloparsecs, det tilsyneladende forhold mellem akserne er 0,6 - grunden til denne oblatitet er dens rotation. Haloen i Andromeda-galaksen er også oblat med et akseforhold på 0,55 [26] [27] . M 31-bulen indeholder både en klassisk komponent og en kasselignende komponent [28] [29] .

Bar

Andromedagalaksen er vippet nok til himlens plan , at dens stang selv er svær at se, men for svag til, at bulen har en tydelig kasseform . Men tilstedeværelsen af ​​en stang placeret praktisk talt langs sigtelinjen i galaksen er bevist af nogle indirekte data, for eksempel de kinematiske egenskaber af atomart brint eller orienteringen af ​​de indre isofoter i galaksen [30] .

Core

Der er en kerne i midten af ​​Andromeda-galaksen. Dens tilsyneladende størrelse i V-båndet er 12,6 m , hvilket svarer til en absolut størrelse på -12,0 m [31] . Kernen er dobbelt: i midten er der to områder, P 1 og P 2 , adskilt af en afstand på 1,8 parsecs , hvor stjernerne er koncentreret. P 1 er lysere, mens det i midten af ​​galaksen ikke er det, men lysdæmperen P 2 . Det dæmpede område har en effektiv radius på 0,2 parsec og indeholder muligvis et supermassivt sort hul med en masse på 5⋅10 7 M ⊙ [31] .

Dualiteten af ​​kernen kan enten forklares med, at Andromeda-galaksen før i tiden opslugte en kuglehob eller en lille galakse, hvis kerne observeres, eller ved, at kernen er delvist tilsløret af støv, hvilket kan skabe illusionen om en dualitet af kernen [4] [5] . Selve kernen har en meget høj lysstyrke, 60 gange lysstyrken af ​​en gennemsnitlig kuglehob i en galakse. Desuden er kernen, ligesom kernen i vores galakse , en radiokilde, men dens lysstyrke i dette område er 30 gange svagere end en kilde i centrum af Mælkevejen [25] .

Tidevandsstrukturer

Mange strukturer observeres i galaksen, som følge af tidevandsinteraktioner . De er især mærkbare i den ydre glorie - i afstande på mere end 50 kiloparsecs fra centrum af galaksen, nogle af dem strækker sig til afstande på mere end 100 kiloparsecs fra centrum af M 31. Disse strukturer kan spores af topstjernerne af den røde kæmpegren [32] .

For eksempel blev den kæmpestore stjernestrøm , den mest synlige af M 31-  tidevandsstrukturerne , dannet som et resultat af passagen af ​​en dværgsatellit et par kiloparsec fra centrum af Andromeda-galaksen. Satellitten havde en masse, ifølge forskellige skøn, 1–5⋅10 9 M ⊙ , bevægede sig langs en næsten radial bane, og passagen skete for 1–2 milliarder år siden [32] .

Stjernepopulation

De centrale dele af galaksen er domineret af klassiske bule -stjerner , hvoraf de fleste er 11-13 milliarder år gamle og har en øget metallicitet - i midten er den 0,35 [komm. 1] og aftager med afstanden fra midten. Disse stjerner har også et øget indhold af alfa-elementer i forhold til jern . I bjælkens stjerner øges indholdet af alfa-elementer i forhold til jern, men deres metallicitet er tæt på solens. I skiven er stjernebefolkningen yngre, i nogle områder er dens gennemsnitlige alder 3-4 milliarder år. I de indre områder af M 31 blev der således først dannet en klassisk bule og en primær skive på relativt kort tid, hvor der blev dannet en stang, nu observeret som en kasselignende komponent af bulen. Herefter fortsatte stjernedannelsen i bulen, hvilket øgede de centrale områders metallicitet, og skiven blev dannet senere [34] [35] .

I haloen er der også en gradient af metallicitet af stjernepopulationen: den aftager mod de ydre områder. I en afstand af 20 kiloparsecs fra centrum er medianmetalliciteten -0,5, og ved afstande større end 90 kiloparsecs falder den til -1,4 [36] . Inde i tidevandsstrukturerne (se ovenfor ) kan der også iagttages en vis fordeling af metallicitet: for eksempel i midten af ​​den kæmpestore stjernestrøm varierer metalliciteten fra −0,7 til −0,5, og i udkanten falder den til −1,4 [32] . Stjerner og kuglehobe i glorien er fordelt forskelligt: ​​for stjerner afhænger deres rumlige tæthed af afstanden som , og for hobe - da , det vil sige, at systemet af kuglehobe er mere udstrakt end stjernehobe. Derudover har stjerner i den indre del af glorien en højere metallicitet end hobe, hvilket kan forklares med, at hobe er dannet tidligere end de fleste stjerner i glorien [37] .

Den klareste population I -stjerner - OB-stjerner , Wolf-Rayet-stjerner , røde supergiganter - observeres separat, såvel som de klareste røde kæmper fra population II . For eksempel er det kendt, at Wolf-Rayet-stjernerne i WN-sekvensen ligner dem i Mælkevejen, mens WC-sekvenserne er kendetegnet ved svagere og bredere linjer i spektret [38] .

Den nuværende hastighed for stjernedannelse i Andromeda-galaksen er 0,35-0,4 M ⊙ om året [39] , hvilket kun svarer til 20-30 % af den i Mælkevejen, og stjernerne i Andromeda-galaksen er i gennemsnit ældre [13] ] . I g-båndet er masse-lysstyrkeforholdet i enheder af M ⊙ / L ⊙ omkring 5,3 for bulen, 5,2 for skiven, 6,2 for haloen og 1,2 for den unge skive [18] .

Stjernehobe og foreninger

Andromedagalaksen har et udtalt system af kugleformede stjernehobe : der er omkring 400 af dem, hvilket er 2-3 gange flere end i Mælkevejen, og ifølge teoretiske skøn er der omkring 450 af dem i galaksen. er Mayall II -hoben , den lyseste hob i den lokale gruppe , som har en masse på 7-15 millioner solmasser (hvilket er dobbelt så stor som Omega Centauri ) og muligvis er kernen i en ødelagt dværggalakse [5] [12] [25] [40] . I gennemsnit har kugleformede stjernehobe i Andromeda-galaksen en højere metallicitet end i Mælkevejen [41] .

I Andromeda-galaksen kendes hobe med et stort antal stjerner, der optager tre aldersgrupper: den første er fra 100 til 500 millioner år, den anden er omkring 5 milliarder år, den tredje er 10-12 milliarder år, mens nogle af disse hobe tilhører galaksens skive. I modsætning til Andromeda-galaksen er hobe med et stort antal stjerner - kuglehobe - i Mælkevejen næsten lige gamle, med en alder på 10-12 milliarder år, og der er ingen unge [42] [43] .

Det er sandsynligt, at tilstedeværelsen af ​​unge hobe i Andromeda-galaksen skyldes dens absorption af uregelmæssige galakser i fortiden. Sådanne unge klynger kan betragtes både som kuglehobe og som en separat type, kaldet folkerige blå  klynger , hvis repræsentanter anses for at være forløbere for typiske kuglehobe [42] [43] .

Derudover indeholder Andromeda-galaksen stjernehobe, der er mellemliggende i karakteristika mellem kugleformede stjernehobe og dværg-sfæroidale galakser , som ikke har nogen analoger fundet i Mælkevejen. Selvom deres lysstyrker og farver er de samme som for almindelige kuglehobe, adskiller de sig i meget store radier - i størrelsesordenen 30 parsec [44] .

I Andromeda-galaksen er der ingen tydelig grænse mellem gloriehobe og bulehobe, i modsætning til Mælkevejen. I vores galakse har bule-klynger en metallicitet over -1,0 [komm. 1] , mens gloriehobe er lavere, og der er få hobe med mellemliggende metalliciteter, mens fordelingen af ​​hobe efter metalliciteter i Andromeda-galaksen er mere ensartet. Derudover, i M 31, har nogle klynger placeret i haloen langt nok fra midten relativt høje metalliciteter, op til -0,5 [45] .

Unge klynger med lille masse, der ligner åbne klynger af Mælkevejen, er også til stede i Andromeda-galaksen - det anslås, at der burde være omkring 10 tusinde sådanne objekter i M 31 [43] . Omkring 200 OB-associationer er kendt i galaksen : de er koncentreret i spiralarmene og i den unge skive (se ovenfor ), men selv der er deres koncentration relativt lille sammenlignet med vores galakse [46] [47] .

Interstellært medium

Det interstellare medium M 31 består af gas med forskellige temperaturer og støv [48] . Den samlede masse af atomart brint i galaksen er omkring 4⋅10 9 M ⊙ [12] [49] , og massen af ​​støv er 5⋅10 7 M ⊙ [50] .

I Andromeda-galaksen er der nok støv til at blive observeret som støvbaner, hvilket delvist skjuler lyset på den nordvestlige side af bulen . Støvbaner er tydeligt synlige på grund af den store hældningsvinkel mellem galakseplanet og billedplanet . I alt kendes mere end 700 separate støvskyer i galaksen [51] .

Støv i galaksen M 31 påvirker lysets absorption og rødme . Ud over det farveoverskud, der skabes af støv i vores galakse, når rødmen i B−V-farven på grund af støv i Andromedagalaksen 0,45 m i nogle områder . Absorptionens afhængighed af bølgelængden adskiller sig fra Mælkevejens støv. Støv bidrager også til polariseringen af ​​M 31-stråling , og afhængigheden af ​​polariseringsgraden af ​​bølgelængde adskiller sig også fra den, der observeres i vores galakse. På grund af en vis opvarmning udstråler selve støvet i det infrarøde [51] . Forholdet mellem mængden af ​​støv og mængden af ​​gas falder gradvist fra centrum af galaksen til periferien [50] .

Atomisk brint i M 31 er koncentreret i skiven, især i spiralarme og i en ring med en radius på 10 kiloparsecs (se ovenfor ), og krumningen af ​​skiven ses bedst præcist i atomstrukturen brint. På steder, hvor aktiv stjernedannelse forekommer, reduceres tætheden af ​​atomart brint [52] .

Mere end 3900 H II-regioner er kendt i galaksen [53] , såvel som 26 supernova-rester og yderligere 20 kandidater til sådanne objekter [54] . Ud over dem kendes mere end 4200 planetariske tåger [55] , og i alt skulle der ifølge skøn være omkring 8 tusinde af dem i galaksen [56] . Supernova-rester skelnes fra H II-områder ved tilstedeværelsen af ​​stråling af ikke-termisk karakter i radioområdet . Selvom H II-områder i en galakse er ret typiske i sig selv, er der få lyse objekter i deres helhed. Metalliciteten af ​​H II-områderne falder fra centrum til udkanten af ​​galaksen [57] .

Galaksen udviser også emission af individuelle molekyler - for eksempel CO , som er placeret i molekylære skyer . I spiralarmene kommer stråling fra gigantiske molekylære skyer med masser i størrelsesordenen 10 6 M ⊙ , og mellem armene udstråler mindre skyer med masser i størrelsesordenen 10 4 M ⊙ [58] .

Variable stjerner

Mindst 35.000 variable stjerner af forskellige typer kendes i Andromeda-galaksen [59] . Først og fremmest er der tale om cepheider  - lyse stjerner med et vist forhold mellem periode og lysstyrke , som kan bruges til at bestemme afstanden til dem. Der er 2686 sådanne stjerner kendt i galaksen [60] , de fleste af cepheiderne har perioder fra 5 til 125 dage. Andre kendte variabeltyper omfatter lyseblå variabler , RR Lyrae- variabler , lange periodevariabler og North Corona R-variabler [61] [62] .

En af de variable stjerner, M31-RV  , manifesterede sig på en ret usædvanlig måde: den øgede kraftigt sin lysstyrke i 1988, nåede en absolut størrelse på -10 m og blev en af ​​de klareste stjerner i galaksen, og derefter dæmpede og ophørte at være synlig. Samtidig var denne stjerne ifølge de observerede egenskaber meget anderledes end typiske nye stjerner og lignede den variable V838 Unicorn , der blussede op i vores galakse. En mulig forklaring på denne adfærd er sammensmeltningen af ​​to stjerner [63] [64] .

Nye og supernovaer

I Andromeda-galaksen blusser i gennemsnit omkring 50 nye stjerner op om året, i alt er der registreret mindst 800 sådanne objekter i galaksen [65] . Samtidig er forholdet mellem frekvensen af ​​udbrud af nye stjerner og galaksens lysstyrke ret lav sammenlignet med andre galakser, hvilket kan skyldes den lave stjernedannelseshastighed i M 31 [66] [67 ] . I en af ​​de gentagne novaer , M31N 2008-12a , er udbrud allerede blevet observeret mindst 8 gange [68] .

I hele observationshistorien i galaksen blev den eneste supernova registreret  - S Andromeda , observeret i 1885 [5] . Dens tilsyneladende stjernestørrelse var 6,7 m ved maksimal lysstyrke, og af samtidige blev den taget som en ny stjerne, ikke en supernova (se nedenfor ). Antallet af supernova-rester, og dermed hyppigheden af ​​deres udbrud i galaksen, er lavt på grund af dens lysstyrke på grund af den reducerede stjernedannelseshastighed [69] [70] .

Exoplaneter

Galaksen har en exoplanetkandidat  , PA-99-N2b , hvis eksistens kan indikeres af en mikrolinsebegivenhed observeret i 1999. Efter offentliggørelsen af ​​opdagelsen blev den dog sat i tvivl [71] , og i øjeblikket anses planeten for ubekræftet [72] .

Radioemission

Ligesom mange galakser udsender M 31 i radioområdet , men styrken af ​​denne stråling er lav, så Andromeda-galaksen er ikke klassificeret som en radiogalakse . For eksempel, ved en frekvens på 325 MHz , observeres 405 kilder [73] , blandt dem for eksempel supernova-rester . Radioemission kommer hovedsageligt fra galaksens centrum og fra en ring med en radius på 10 kiloparsec, og områder, hvor kraften af ​​radioemission øges, svarer til områder med mere aktiv stjernedannelse. Radioemissionen fra M 31 er polariseret : galaksen har et magnetfelt , så elektronerne , der bevæger sig i den med relativistiske hastigheder, skaber polariseret synkrotronstråling [74] [75] .

Røntgenkilder

Der er mindst 1.897 kendte røntgenkilder i Andromedagalaksen , hvoraf nogle udviser variabilitet. Blandt disse kilder er binære røntgenstråler og supernova-rester samt bløde røntgenstråler produceret af hvide dværge ved høje temperaturer [76] [77] . Nogle kilder er observeret i kuglehobe i galaksen - lysstyrken af ​​M 31-hobe i røntgenområdet er højere end for de kugleformede hobe i Mælkevejen [78] . En anden forskel mellem kilder i Andromedagalaksen og kilder i Mælkevejen er deres koncentration i midten: der er meget flere lyse kilder i M 31 -bulen end i Mælkevejsbulen, og forskellen bliver endnu stærkere, når man sammenligner de indre dele af bulerne [79] .

Bevægelse

Den radiale hastighed af M 31 i forhold til Jorden er −310 km/s, og i forhold til Mælkevejens centrum −120 km/s [49] , det vil sige, at galakserne nærmer sig. Tangentialhastigheden for Andromeda-galaksen er 57 km/s, så galakserne vil kollidere i fremtiden (se nedenfor ) [5] [17] .

Galaksens rotationskurve har et maksimum i området 1-15 kiloparsecs fra centrum, ved disse afstande er galaksens rotationshastighed 240-250 km/s [18] . Fra observatørers synspunkt på Jorden sker rotationen af ​​galaksen mod uret [17] .

Kollision mellem Mælkevejen og Andromeda-galaksen

Da Andromeda-galaksen og Mælkevejen nærmer sig med en hastighed på omkring 120 km/s, og Andromeda-galaksens tangentiale hastighed er ret lille, vil galakserne støde sammen i fremtiden. Dette vil ske om 4 milliarder år, hvorefter fusionsprocessen vil tage yderligere 2 milliarder år, og som følge af fusionen dannes en elliptisk galakse . Når galakser smelter sammen, vil kollisioner af individuelle stjerner stadig være usandsynlige på grund af den lave koncentration af stjerner, men det er muligt, at solsystemet vil blive udstødt langt fra centrum af den resulterende galakse. Triangulum-galaksen vil deltage i denne kollision , og det er muligt, at Mælkevejen vil kollidere med den tidligere end med Andromeda-galaksen [4] [12] [80] .

Satellitter

Andromeda-galaksen har over 20 kendte satellitgalakser . Mange af satellitterne i M 31 er dværg sfæroidale galakser , hvis lignende ikke er observeret i Mælkevejssystemet [81] . I den lokale gruppe udgør disse satellitter sammen med selve M 31 Andromeda-undergruppen [82] . De lyseste og mest bemærkelsesværdige af satellitterne er M 32 og M 110 , derudover kan Triangulum-galaksen [4] [5] også tilhøre satellitterne i Andromeda-galaksen .

Tidevandsinteraktion mellem galaksen og satellitter fører til, at stjernestrømme og andre tidevandsstrukturer er forbundet med nogle af satellitterne (se ovenfor ) [32] [83] [84] . Derudover passerede M 32 gennem Andromeda-galaksens skive for 200 millioner år siden eller tidligere, hvilket førte til deformationen af ​​spiralarmene og fremkomsten af ​​en ring i galaksen [85] , og mellem disse to galakser er der en "bro" af stof [59] .

Studiehistorie

Indtil det 20. århundrede

Under gode visningsforhold er Andromeda-galaksen synlig for det blotte øje som en tåge og blev højst sandsynligt observeret gentagne gange i antikken. Men den første overlevende omtale af det dateres kun til 964 (eller 965 [86] ) e.Kr. og er indeholdt i Book of Fixed Stars ., udarbejdet af As-Sufi , hvor den beskrives som en "lille sky" [5] [87] [88] .

Fra europæiske kilder, der nævner tågen, kendes et hollandsk stjernekort, som går tilbage til 1500. Den første person til at observere det med et teleskop var Simon Marius i 1612. Tågen blev også opdaget af Giovanni Battista Hodierna , og uden at vide om tidligere observationer annoncerede den i 1654 sin opdagelse. I 1661 blev galaksen observeret af Ismael Buyo og bemærkede samtidig, at den blev opdaget af en anonym astronom i begyndelsen af ​​det 16. århundrede; ikke desto mindre anså Edmund Halley Buyo for at være opdageren og angav dette i sit arbejde fra 1716 om tåger. Charles Messier opførte tågen i sit katalog i 1764 som nummer 31. Som opdager angav han Simon Marius, selvom han ikke var en opdager og ikke erklærede en opdagelse. Messier katalogiserede senere to satellitter i galaksen, M 32 og M 110 [5] [87] [88] .

William Herschel var den første til systematisk at udforske tåger, herunder Andromeda-galaksen. Han mente, at M 31 og andre tåger spreder lyset fra stjerner, hvorfor de ligner tågede objekter - denne antagelse viste sig at være sand for mange tåger, men ikke for Andromeda-galaksen. Derudover troede Herschel fejlagtigt, at tågens udseende ændrer sig over flere år. Denne idé var baseret på det faktum, at fotografi på Herschel-tidspunktet ikke eksisterede, og astronomer blev tvunget til at stole på skitser af himmellegemer, som var forskellige afhængigt af observatøren [89] . I 1785 estimerede Herschel fejlagtigt afstanden til galaksen som 2.000 afstande til Sirius , altså 17.000 lysår, men gættede korrekt, at Andromedatågen lignede Mælkevejen [5] [59] .

I 1847 opdagede George Bond første gang støvbaner i en galakse [90] . I 1864 bemærkede William Huggins , at spektrene af tåger er opdelt i kontinuerlige, som også findes i stjerner, og emission , som observeres i gas- og støvtåger. Huggins fandt ud af, at spektret af M 31 er kontinuerligt [5] .

I 1885 eksploderede en supernova i galaksen  - S Andromeda , den første registrerede supernova uden for Mælkevejen og indtil videre den eneste i Andromeda-galaksen (se ovenfor ) [5] . Denne supernova blev forvekslet med en ny stjerne , og denne fejl bekræftede den opfattelse, at M 31 er i vores galakse [91] .

I 1887 Isaac Robertstog det første fotografi af M 31 i historien, hvor nogle detaljer om galaksens struktur blev opdaget [5] . Roberts bemærkede ringlignende strukturer og konkluderede fejlagtigt, at han observerede en tåge, hvor et planetsystem var ved at danne sig . I 1899 tog han flere fotografier af galaksen og indså, at de strukturer, han troede var ringe, faktisk var spiralarme [92] .

I 1888 udgav John Dreyer New General Catalogue indeholdende 7840 tåger, stjernehobe og andre objekter. Andromedagalaksen kom ind i den som NGC 224. Ud over selve galaksen inkluderede kataloget stjernehoben NGC 206 , der var placeret i den . De allerede kendte ledsagere M 32 og M 110 blev katalogiseret som henholdsvis NGC 221 og NGC 205; yderligere to satellitter blev betegnet NGC 147 og NGC 185 [5] [87] [93] .

20. århundrede

I 1912 målte Vesto Slifer den radiale hastighed af M 31 og fandt ud af, at den nærmede sig Jorden med en hastighed på 300 km/s, hvilket viste sig at være den højeste værdi, der nogensinde er målt før. Dette var bevis på, at tågen er uden for Mælkevejen [5] . Slipher detekterede også galaksens rotation: i en vinkelafstand på 20 bueminutter fra centrum afveg den radiale hastighed med 100 km/s [94] .

Før 1920'erne var der stort set ingen data om afstanden til galaksen, og forskellige forsøg på måling førte ofte til usikre eller helt forkerte resultater. For eksempel Carl Bolinfandt i 1907 en parallakse på 0,17 buesekunder i M 31 , hvilket resulterede i en målt afstand på kun 6 parsec [95] . Derimod var mængden af ​​parallakse målt af Adrian van Maanen i 1918 mindre end målefejlen. Andre metoder førte også til lignende resultater [96] .

I 1922 foreslog Ernst Epik , at de centrale dele af galaksen er oblaterede, er forårsaget af deres rotation, og ved at kende selve rotationshastigheden anslog han afstanden til galaksen til 450 kiloparsec. I 1923 opnåede Knut Lundmark en afstand på lidt over 1 megaparsec fra den tilsyneladende lysstyrke af nye stjerner opdaget i galaksen. I størrelsesorden stemmer disse resultater overens med den generelt accepterede værdi [97] .

I 1923 opdagede Edwin Hubble to cepheider i Andromeda-galaksen  - variable stjerner , for hvilke forholdet mellem periode og lysstyrke var kendt . Takket være denne opdagelse fastslog han senere, at afstanden til M 31 væsentligt overstiger Mælkevejens størrelse. Således blev Andromeda-tågen et af de første astronomiske objekter, for hvilke placeringen uden for vores galakse blev bevist [98] [99] [100] . Efterfølgende steg antallet af variable stjerner kendt af Hubble til 50, og i 1929 udgav han et papir om Andromeda-galaksen. Hubbles skøn over afstanden fra Cepheider var 275 kiloparsecs, hvilket viste sig at være en grov undervurdering, fordi man på det tidspunkt ikke vidste, at Cepheider er opdelt i to typer med forskellig afhængighed mellem periode og lysstyrke [5] . Hubble målte massen af ​​galaksen og nogle af dens andre karakteristika. Masseestimatet viste sig også at være stærkt undervurderet og udgjorde 3,5⋅10 9 M ⊙ , men på trods af de fejlagtige resultater var Hubble i stand til at vise, at M 31 er en galakse i mange henseender, der kan sammenlignes med vores [101] .

Efter at Hubbles arbejde blev offentliggjort, blev et vigtigt bidrag til undersøgelsen af ​​M 31 givet af Walter Baade . Før dette havde Hubble kun været i stand til at skelne individuelle stjerner i periferien af ​​galaksen, mens Baade i 1944 var i stand til at observere individuelle røde kæmper i den centrale del af galaksen. Han fandt ud af, at de samme røde kæmper er observeret i satellitterne på M 31 og i kugleformede klynger af Mælkevejen. Efterfølgende konkluderede Baade, at der er to stjernepopulationer i galakser: population I og population II . I 1952, også takket være observationer af M 31, fandt Baade, at Population I og Population II Cepheider har et andet forhold mellem periode og lysstyrke. I lige perioder er Population I-cepeider i gennemsnit fire gange lysere end Population II, så denne opdagelse fordoblede galakseafstandsestimaterne [komm. 2] [102] .

Efterfølgende blev der gjort forskellige opdagelser. For eksempel studerede Gerard Henri de Vaucouleurs i 1958 lysstyrkeprofilen af ​​en galakse og adskilte for første gang bidraget fra bulen fra disken i den . I 1964 opdagede Sidney van den Bergh OB-associationer i galaksen, og samme år udgav Baade og Halton Arp et katalog over H II-regioner . De første planetariske tåger i galaksen blev også opdaget af Baade, men de begyndte at blive opdaget i stort antal i 1970'erne. I 1989 blev Andromeda S supernova-resten opdaget , og i 1991 viste det sig ved hjælp af Hubble -teleskopet , at galaksens kerne er binær [59] [103] .

21. århundrede

I det 21. århundrede er Andromeda-galaksen blevet genstand for forskellige undersøgelser. Blandt dem er for eksempel The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury (PHAT) en multibånds fotometrisk undersøgelse af en del af disken og det centrale område af galaksen ved hjælp af Hubble -teleskopet . Dens mål er at opdage stjernehobe , bestemme alderen og metalliciteten af ​​individuelle stjerner og historien om stjernedannelse i galaksen. Et andet eksempel er The Pan-Andromeda Archaeological Survey (PAndAS), en fotometrisk undersøgelse af de ydre områder af galaksen, dens halo- og tidevandsstrukturer i den, samt satellitter og fjerne stjernehobe [104] . Derudover blev dynamikken i selve galaksen og et stort antal stjerner i den undersøgt ved hjælp af data opnået i 2018 på Gaia -rumteleskopet [17] .

Andromedagalaksen er den mest undersøgte af de ydre galakser: den er især interessant, fordi den i modsætning til Mælkevejen observeres fra siden, og alle dens træk er tydeligt synlige og ikke skjult af interstellart støv [5] .

Observationer

Andromedagalaksen observeres i stjernebilledet af samme navn . Den har en tilsyneladende størrelse på +3,44 m [14] , hvilket gør den ikke kun synlig for det blotte øje , men også den lyseste galakse på den nordlige halvkugle af himmelkuglen [3] . Estimeringen af ​​dens vinkeldimensioner afhænger af kriterierne og observationsbetingelserne, men i gennemsnit anses dimensionerne for at være lig med 3° × 1°, hvilket betyder, at Andromeda-galaksens vinkeldiameter er 6 gange større end vinkeldiameteren på månen [5] . Galaksen er synlig på hele den nordlige halvkugle , og på den sydlige  - på breddegrader nord for -40° [12] , og den bedste måned for observation er november [105] . Alle disse egenskaber gør galaksen til et ret populært objekt til observation [106] .

Nogle gange betragtes denne galakse som det fjerneste objekt, der er synligt for det blotte øje, selvom erfarne observatører kan se den fjernere triangulum-galakse [4] .

På trods af den høje tilsyneladende lysstyrke er galaksens overfladelysstyrke lav på grund af dens store størrelse. Sigtbarheden er meget afhængig af niveauet af lysforurening , dog i mindre grad end for andre galakser. Med en vis lysforurening er den mest lysstærke centrale del af galaksen stadig synlig, ved hjælp af en kikkert eller et lille teleskop kan du se de lyseste satellitter - M 32 og M 110 , men strukturen er stadig umulig at skelne, og galaksen er synlig som en oval -formet diset plet [107] .

I et teleskop med en linsediameter på 150 mm er det allerede muligt at bemærke galaksens struktur - for eksempel støvbaner, samt individuelle objekter: NGC 206 og nogle kuglehobe. Brugen af ​​endnu større instrumenter, 350 mm i diameter, gør det muligt at skelne mange detaljer: en stjernelignende kerne skiller sig ud, støvbaner er synlige i detaljer. Mange kugleformede og åbne hobe kan ses, såvel som individuelle klare stjerner, såsom AF Andromedae . Derudover bliver galakser, der ligger bag M 31 på sigtelinjen, synlige: Markaryan 957 og 5Zw 29 . For at observere de nærmeste satellitter på M 31 - Andromeda I , II og III  - kræves et teleskop med en linsediameter på 500 mm [108] . Ved fotografering med lange eksponeringer kan detaljer i billedet ses selv uden brug af et teleskop [109] .

I kultur

I populærkulturen bruges Andromedagalaksen hovedsageligt som lokation i forskellige science fiction-værker. I litterære værker for eksempel Ivan Efremovs roman " Andromedatågen " (1955-1956) [110] , hvor Andromeda-galaksen er den første af de galakser, som civilisationerne formår at etablere kontakt med. Blandt filmene - serien A for Andromeda(1961), hvor plottet er baseret på det faktum, at videnskabsmænd modtog en radiobesked sendt fra Andromeda-galaksen, samt Star Trek -serien , i et af episoderne, hvor intelligente væsener ankommer fra galaksen [4] . Galaksen er også til stede i computerspil, for eksempel i Mass Effect: Andromeda foregår handlingen i denne galakse [111] .

Noter

Kommentarer

  1. ↑ 1 2 Metallicitet svarer til andelen af ​​grundstoffer, der er tungere end helium , lig med solenergien [33] .
  2. ↑ Da afstandsskalaen tidligere var blevet kalibreret mod population II Cepheider observeret i kugleformede klynger, og population I Cepheider blev observeret i ydre galakser, førte dette til undervurdering af afstande til galakser, inklusive M 31, med en faktor på to [102] .

Kilder

  1. ↑ 1 2 SIMBAD Astronomisk Database
  2. ↑ Tully R. B., Courtois H. M., Sorce J. G. Cosmicflows-3  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2016. - Vol. 152, Iss. 2. - S. 50. - ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.3847/0004-6256/152/2/50 - arXiv:1605.01765
  3. ↑ 1 2 3 4 V. G. Surdin . Andromeda Nebula // Great Russian Encyclopedia / redigeret af Yu. S. Osipov . - M . : BRE Publishing House , 2005. - T. 1. - S. 738. - 766 s. - ISBN 5-85270-329-X.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 Darling D. Andromedagalaksen (M31, NGC 224  ) . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 26. december 2020. Arkiveret fra originalen 15. november 2010.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 Frommert H., Kronberg C. Messier Objekt 31  (eng.) . Messier Database . Hentet 26. december 2020. Arkiveret fra originalen 21. oktober 2018.
  6. ↑ Resultater for objekt MESSIER 031 (M 31) . ned.ipac.caltech.edu . Hentet: 16. august 2022.
  7. ↑ Darling D. Lokal gruppe . Internet Encyclopedia of Science . Hentet: 16. august 2022.
  8. ↑ Sick J., Courteau S., Cuillandre JC., Dalcanton J., de Jong R. The Stellar Mass of M31 som udledt af Andromeda Optical & Infrared Disk Survey  //  Proceedings of the International Astronomical Union. — Cambr. : Cambridge University Press , 2015. - 1. april ( bind 10 (S311) ). - S. 82-85 . — ISSN 1743-9221 . - doi : 10.1017/S1743921315003440 . Arkiveret 26. oktober 2020.
  9. ↑ Kafle PR, Sharma S., Lewis GF, Robotham ASG, Driver SP Behovet for hastighed: flugthastighed og dynamiske massemålinger af Andromeda-galaksen  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2018-04-01. - T. 475 . — S. 4043–4054 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/sty082 .
  10. ↑ Peñarrubia J., Ma Y.-Z., Walker MG, McConnachie A. En dynamisk model for den lokale kosmiske ekspansion  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 01-09-2014. - T. 443 . — S. 2204–2222 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stu879 .
  11. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 44.
  12. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Andromeda-  galaksen . Astronomi . Melbourne: Swinburne University of Technology . Hentet 26. december 2020. Arkiveret fra originalen 17. juni 2020.
  13. ↑ 1 2 Siegel E. Kunne Mælkevejen være mere massiv end Andromeda?  (engelsk) . Forbes . Forbes (14. marts 2019). Hentet 26. december 2020. Arkiveret fra originalen 2. december 2020.
  14. ↑ 1 2 M 31  (engelsk) . SIMBAD . CDS . Hentet 28. december 2020. Arkiveret fra originalen 18. januar 2021.
  15. ↑ 1 2 3 Tenjes P., Tuvikene T., Tamm A., Kipper R., Tempel E. Spiralarme og skivestabilitet i Andromeda-galaksen  // Astronomy and Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2017. - 1. april ( vol. 600 ). — P. A34 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201629991 . Arkiveret 26. oktober 2020.
  16. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 10-11.
  17. ↑ 1 2 3 4 van der Marel RP, Fardal MA, Sohn ST, Patel E., Besla G. First Gaia Dynamics of the  The//Andromeda System: DR2 Proper Motions, Orbits, and Rotation of M31 and M33  . - Bristol: IOP Publishing , 2019. - 1. februar ( vol. 872 ). — S. 24 . — ISSN 0004-637X . doi : 10.3847 /1538-4357/ab001b . Arkiveret fra originalen den 4. december 2021.
  18. ↑ 1 2 3 4 5 Tamm A., Tempel E., Tenjes P., Tihhonova O., Tuvikene T. Stjernemassekort og mørkt stoffordeling i M 31  // Astronomy & Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2012. - 1. oktober ( vol. 546 ). —P.A4 . _ — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/201220065 . Arkiveret 21. oktober 2020.
  19. ↑ 12 van den Bergh, 2000 , s. 9.
  20. ↑ Hodge, 1992 , s. 45-46.
  21. ↑ Hodge, 1992 , s. 37-42.
  22. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 15-16.
  23. ↑ Hodge, 1992 , s. 31-32.
  24. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 16-17.
  25. ↑ 1 2 3 van den Bergh S. Den lokale gruppe af galakser  //  The Astronomy and Astrophysics Review . - B. : Springer Verlag , 1999. - doi : 10.1007/S001590050019 . Arkiveret 29. november 2020.
  26. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 14, 24-25.
  27. ↑ Richstone DO, Shectman SA Rotationshastigheder i den nukleare bule af M 31  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1980. - 1. januar ( vol. 235 ). - S. 30-36 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/157605 .
  28. ↑ Mold J. The Bulge of M31  //  Publications of the Astronomical Society of Australia. - Melbourne: Cambridge University Press og CSIRO , 2013. - 1. marts ( vol. 30 ). — P.e027 . — ISSN 1323-3580 . - doi : 10.1017/pas.2013.004 .
  29. ↑ Díaz MB, Wegg C., Gerhard O., Erwin P., Portail M. Andromeda lænket til boksen - dynamiske modeller for M31: bule og bar  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2017. - 1. april ( vol. 466 ). - P. 4279-4298 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stw3294 . Arkiveret fra originalen den 14. november 2021.
  30. ↑ Athanassoula E., Beaton RL Optrævler mysteriet om M31-baren  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2006. - 11. august ( vol. 370 , iss. 3 ). - S. 1499-1512 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10567.x .
  31. ↑ 12 van den Bergh, 2000 , pp. 12-13.
  32. ↑ 1 2 3 4 Ferguson AMN, Mackey AD Understruktur og tidevandsstrømme i Andromedagalaksen og dens satellitter // Tidevandsstrømme i den lokale gruppe og videre  . — 1. udgave. - Cham: Springer International Publishing , 2016. - Vol. 420. - S. 191. - 250 s. — (Astrophysics and Space Science Library, bind 420). — ISBN 978-3-319-19336-6 . - doi : 10.1007/978-3-319-19336-6_8 . Arkiveret 26. november 2021 på Wayback Machine
  33. ↑ Darling D. Metallicitet . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 14. november 2021. Arkiveret fra originalen 5. oktober 2021.
  34. ↑ Nowakowski T. Forskere undersøger stjernepopulationer i den centrale region af Andromedagalaksen  . Phys.org . Hentet 26. december 2020. Arkiveret fra originalen 9. november 2020.
  35. ↑ Saglia RP, Opitsch M., Fabricius MH, Bender R., Blaña M. Stjernepopulationer i den centrale region M 31  // Astronomy & Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2018. - 1. oktober ( vol. 618 ). — P. A156 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201732517 .
  36. ↑ Gilbert KM, Kalirai JS, Guhathakurta., Beaton RL, Geha MC Globale egenskaber for M31's Stellar Halo fra SPLASH Survey. II. Metallicitetsprofil  (engelsk)  // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2014. - 1. december ( vol. 796 ). — S. 76 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/796/2/76 . Arkiveret 15. november 2021.
  37. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 24-27.
  38. ↑ Hodge, 1992 , s. 289-303.
  39. ↑ Rahmani S., Lianou S., Barmby P. Love for stjernedannelse i Andromeda-galaksen: gas, stjerner, metaller og overfladedensiteten af ​​stjernedannelse  // Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2016. - 1. marts ( vol. 456 ). - P. 4128-4144 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stv2951 . Arkiveret fra originalen den 26. november 2021.
  40. ↑ Meylan G., Sarajedini A., Jablonka P., Djorgovski SG, Bridges T. Mayall II=G1 i M31: Giant Globular Cluster or Core of a Dwarf Elliptical Galaxy?  (engelsk)  // The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2001. - 1. august ( vol. 122 ). - S. 830-841 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/321166 . Arkiveret fra originalen den 9. august 2018.
  41. ↑ Stjernehob - Klynger i ydre  galakser . Encyclopedia Britannica . Hentet 26. december 2020. Arkiveret fra originalen 10. maj 2021.
  42. ↑ 1 2 Burstein D., Yong Li, Freeman KC, Norris JE, Bessell MS Kugleklynge- og galakseformation : M31, Mælkevejen og implikationer for kugleklyngesystemer i spiralgalakser  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2004. - 1. oktober ( vol. 614 ). - S. 158-166 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/423334 . Arkiveret fra originalen den 9. august 2018.
  43. ↑ 1 2 3 Caldwell N., Harding P., Morrison H., Rose JA, Schiavon R. Stjerneklynger i M31. I. Et katalog og en undersøgelse af de unge klynger  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2009. - 1. januar ( vol. 137 ). - S. 94-110 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1088/0004-6256/137/1/94 . Arkiveret fra originalen den 16. november 2021.
  44. ↑ Huxor AP, Tanvir NR, Irwin MJ, Ibata R., Collett JL En ny population af udvidede, lysende stjernehobe i glorie af M31  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2005. - 1. juli ( vol. 360 ). - S. 1007-1012 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x . Arkiveret fra originalen den 22. oktober 2019.
  45. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 28-35.
  46. ↑ Hodge, 1992 , s. 145-162.
  47. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 17-20.
  48. ↑ Berkhuijsen EM, Beck R., Walterbos RAM The Interstellar Medium in M31 and M33  . - E-Heraeus Seminar, Physikzentrum Bad Honnef, Tyskland, 22.-25. maj 2000. - Aachen: Shaker Verlag , 2000. - ISBN 3-826-58191-1 . - ISBN 978-3-826-58191-5 .
  49. ↑ 1 2 Atlas over Andromedagalaksen . NASA/IPAC Extragalactic Database . NASA . Hentet 26. december 2020. Arkiveret fra originalen 12. november 2020.
  50. ↑ 1 2 Draine BT, Aniano G., Krause O., Groves B., Sandstrom K. Andromeda's Dust  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2014. - 1. januar ( vol. 780 ). - S. 172 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/780/2/172 . Arkiveret fra originalen den 23. februar 2022.
  51. ↑ 12 Hodge , 1992 , s. 183-205.
  52. ↑ Hodge, 1992 , s. 53-70.
  53. ↑ Azimlu M., Marciniak R., Barmby P. A New Catalogue of H II Regions in M31  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2011. - 1. oktober ( vol. 142 ). — S. 139 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1088/0004-6256/142/4/139 . Arkiveret fra originalen den 1. december 2021.
  54. ↑ Sasaki M., Pietsch W., Haberl F., Hatzidimitriou D., Stiele H. Supernova-rester og -kandidater opdaget i XMM-Newton M 31 store undersøgelse  // Astronomy & Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2012. - 1. august ( vol. 544 ). — P. A144 . — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/201219025 . Arkiveret fra originalen den 18. september 2020.
  55. ↑ Bhattacharya S., Arnaboldi M., Hartke J., Gerhard O., Comte V. Undersøgelsen af ​​planetariske tåger i Andromeda (M 31). I. Billeddannelse af disken og haloen med MegaCam på CFHT  // Astronomy and Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2019. - 1. april ( vol. 624 ). — P. A132 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201834579 .
  56. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 41-42.
  57. ↑ Hodge, 1992 , s. 228-243, 255.
  58. ↑ Hodge, 1992 , s. 257-269.
  59. ↑ 1 2 3 4 Stoyan et al., 2008 , s. 149.
  60. ↑ Kodric M., Riffeser A., ​​​​Hopp U., Goessl C., Seitz S. Cepheider i M31: The PAndromeda Cepheid Sample  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2018. - 1. september ( vol. 156 ). — S. 130 . — ISSN 0004-6256 . doi : 10.3847 /1538-3881/aad40f .
  61. ↑ Hodge, 1992 , s. 206-227.
  62. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 35-37.
  63. ↑ Hodge, 1992 , s. 227.
  64. ↑ Bond HE Hubble Space Telescope-billeddannelse af udbrudsstedet for M31 RV. II. Ingen blå rest i ro  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2011. - 25. juli ( vol. 737 , iss. 1 ). — S. 17 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1088/0004-637x/737/1/17 . Arkiveret fra originalen den 17. november 2021.
  65. ↑ Shafter AW, Darnley MJ, Hornoch K., Filippenko AV, Bode MF En spektroskopisk og fotometrisk undersøgelse af novaer i M31  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2011. - 19. maj ( vol. 734 , iss. 1 ). — S. 12 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1088/0004-637x/734/1/12 . Arkiveret fra originalen den 17. november 2021.
  66. ↑ Hodge, 1992 , s. 219-222.
  67. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 39-41.
  68. ↑ Darnley MJ, Henze M., Steele IA, Bode MF, Ribeiro VARM En bemærkelsesværdig tilbagevendende nova i M31: Opdagelse og optiske/UV-observationer af det forudsagte 2014-udbrud  // Astronomy and Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2015. - 1. august ( vol. 580 ). — P. A45 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201526027 . Arkiveret fra originalen den 17. maj 2022.
  69. ↑ Hodge, 1992 , s. 5-7, 241-242.
  70. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 38-39.
  71. ↑ An JH, Evans NW, Kerins E., Baillon P., Novati S. C. The Anomaly in the Candidate Microlensing Event PA-99-N2  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2004. - 1. februar ( vol. 601 , iss. 2 ). — S. 845 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/380820 . Arkiveret fra originalen den 14. november 2021.
  72. ↑ The Extrasolar Planet Encyclopaedia - PA-99-N2 b . The Extrasolar Planets Encyclopaedia . Hentet 27. december 2020. Arkiveret fra originalen 24. januar 2021.
  73. ↑ Joseph D. Gelfand, T. Joseph W. Lazio, B. M. Gaensler. Et bredfelt, lavfrekvent radiobillede af M31-feltet. II. Kildeklassificering og diskussion  //  The Astrophysical Journal Supplement Series. - Bristol, 2005. - August ( vol. 159 , iss. 2 ). - S. 242-276 . — ISSN 1538-4365 0067-0049, 1538-4365 . - doi : 10.1086/431363 . Arkiveret fra originalen den 17. november 2021.
  74. ↑ Hodge, 1992 , s. 71-86.
  75. ↑ Gießübel R., Heald G., Beck R., Arshakian TG Polariseret synkrotronstråling fra Andromeda-galaksen M 31 og baggrundskilder ved 350 MHz  // Astronomi og astrofysik  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2013. - 1. november ( vol. 559 ). —P.A27 . _ — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201321765 . Arkiveret fra originalen den 8. juli 2020.
  76. ↑ Stiele H., Pietsch W., Haberl F., Hatzidimitriou D., Barnard R. The deep XMM-Newton Survey of M 31  // Astronomy and Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2011. - 1. oktober ( vol. 534 ). — P. A55 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201015270 . Arkiveret fra originalen den 17. oktober 2021.
  77. ↑ Hofmann F., Pietsch W., Henze M., Haberl F., Sturm R. Røntgenkildevariabilitetsundersøgelse af M 31-centralfeltet ved hjælp af Chandra HRC-I  // Astronomy and Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2013. - 1. juli ( vol. 555 ). —P.A65 . _ — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201321165 . Arkiveret fra originalen den 24. marts 2021.
  78. ↑ Hodge, 1992 , s. 270-282.
  79. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 42-43.
  80. ↑ Cowen R. Andromeda på kollisionskurs med  Mælkevejen  // Nature . - N. Y .: NPG , 2012. - ISSN 1476-4687 . - doi : 10.1038/nature.2012.10765 . Arkiveret 13. maj 2020.
  81. ↑ Higgs CR, McConnachie AW Solo dværge IV: sammenligning og kontrast af satellit- og isolerede dværggalakser i den lokale gruppe  // Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2021. - 1. september ( vol. 506 ). - P. 2766-2779 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stab1754 .
  82. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 4-8.
  83. ↑ Ibata R., Irwin M., Lewis G., Ferguson AMN, Tanvir N. En kæmpe strøm af metalrige stjerner i haloen i galaksen  M31  // Nature . - N. Y .: NPG , 2001. - Juli ( vol. 412 , iss. 6842 ). - S. 49-52 . — ISSN 1476-4687 . - doi : 10.1038/35083506 . Arkiveret fra originalen den 31. juli 2020.
  84. ↑ Choi PI, Guhathakurta P., Johnston KV Tidevandsinteraktion mellem M32 og NGC 205 med M31: Overfladefotometri og numeriske simuleringer  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2002. - 1. juli ( vol. 124 ). - s. 310-331 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/341041 . Arkiveret fra originalen den 16. marts 2022.
  85. ↑ Galaxy Next  Door . NASA (26. maj 2016). Hentet 26. december 2020. Arkiveret fra originalen 28. december 2020.
  86. ↑ Andromedagalaksen  . _ Encyclopedia Britannica . Hentet 26. december 2020. Arkiveret fra originalen 29. december 2020.
  87. ↑ 1 2 3 Seligman C. New General Catalog Objects: NGC 200-249 . cseligman.com . Hentet 26. december 2020. Arkiveret fra originalen 6. februar 2021.
  88. ↑ 1 2 Stoyan et al., 2008 , s. 144.
  89. ↑ Hodge, 1992 , s. 3-4.
  90. ↑ Hodge, 1992 , s. fire.
  91. ↑ Hodge, 1992 , s. 4-8.
  92. ↑ Hodge, 1992 , s. 7-8.
  93. ↑ Corwin HG Historisk bevidste NGC/IC-positioner og  noter . Hentet 28. december 2020. Arkiveret fra originalen 30. januar 2018.
  94. ↑ Hodge, 1992 , s. 9-10.
  95. ↑ Andromeda-tågens parallakse  //  Populær astronomi. - N. Y .: John August Media, LLC, 1908. - 1. januar ( vol. 16 ). — S. 66 . — ISSN 0197-7482 . Arkiveret fra originalen den 21. november 2021.
  96. ↑ Hodge, 1992 , s. 10-12.
  97. ↑ Hodge, 1992 , s. 12.
  98. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 170.
  99. ↑ Amnuel, P. En tåget plet på himlen // Videnskab og liv. - 2021. - Nr. 7. - S. 81-87.
  100. ↑ Hubbles berømte M31 VAR! plade  (engelsk) . Carnegie Observatorier . Hentet: 1. juli 2022.
  101. ↑ Hodge, 1992 , s. 14-22.
  102. ↑ 12 Hodge , 1992 , s. 23-26.
  103. ↑ Hodge, 1992 , s. 27-32, 37.
  104. ↑ Sakari CM De kugleformede stjernehobe i Andromedagalaksen  . - San Rafael: IOP Publishing , 2019. - S. 9-10. — 127 sider. — (IOP kortfattet fysik). - ISBN 978-1-64327-750-9 . - doi : 10.5281/zenodo.49389 .
  105. ↑ Garner R. Messier 31 (Andromedagalaksen) . NASA (6. oktober 2017). Hentet 21. november 2021. Arkiveret fra originalen 25. november 2021.
  106. ↑ Andromedagalaksen (M31) . Observerer ved Skyhound . Hentet 28. december 2020. Arkiveret fra originalen 14. november 2021.
  107. ↑ Observerer M31, Andromedagalaksen (utilgængeligt link) . Backyard Astronomy Forum . Hentet 28. december 2020. Arkiveret fra originalen 5. august 2020. 
  108. ↑ Stoyan et al., 2008 , s. 150-151.
  109. ↑ Andromedagalaksen  . _ AstroBackyard | Astrofotografi tips og vejledninger . Hentet 28. december 2020. Arkiveret fra originalen 23. december 2020.
  110. ↑ Ivan Efremov - biografi . Russisk fantasi . Hentet 22. november 2021. Arkiveret fra originalen 22. november 2021.
  111. ↑ Phillips T. Mass Effect Andromeda- afslutningsanalyse  . Eurogamer (25. april 2017). Hentet 24. november 2021. Arkiveret fra originalen 6. marts 2018.

Litteratur

Links

  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier
 Messier objekter ( liste )
 Objekter i det nye delte katalog