Andromedan galaksi

Andromedan galaksi
Galaxy

Kuva Andromeda Galaxysta parannetulla H-alfa- linjalla
Tutkimushistoria
Merkintä M  31, NGC  224, PGC 2557
Havaintotiedot
( Epoch J2000.0 )
tähdistö Andromeda
oikea ylösnousemus 00 h  42 m  44,33 s
deklinaatio 41° 16′ 7,50″
Näkyvät mitat 3° × 1°
Näkyvä ääni suuruus + 3,44 m
Ominaisuudet
Tyyppi SA(t)b
Mukana Paikallinen ryhmä [1] ja [TSK2008] 222 [1]
radiaalinen nopeus −290 km/s [2]
z -0,001
Etäisyys 2,4-2,7 miljoonaa St. vuotta (740-830 tuhatta PC :tä )
Absoluuttinen magnitudi (V) −21,2 m _
Paino 0,8-1,5⋅10 12 M ☉
Säde 23 kiloparsek
Ominaisuudet Paikallisen ryhmän suurin galaksi
Tietoa tietokannoista
SIMBAD M31
Tietoja Wikidatasta  ?
 Mediatiedostot Wikimedia Commonsissa

Andromedan galaksi ( Andromeda Nebula , M 31 , NGC 224 , PGC 2557 ) on spiraaligalaksi , joka on havaittu Andromedan tähdistössä . Sen halkaisija on 47 kiloparsekkia , mikä on suurempi kuin galaksissamme , ja se sisältää useita kertoja enemmän tähtiä kuin Linnunrata. Etäisyys galaksistamme siihen on noin 800 kiloparsekkia , mikä tekee siitä lähimmän suuria galakseja sekä Paikallisen ryhmän suurimman galaksin . Sen massa on suunnilleen sama kuin Linnunradan massa tai jopa vähemmän.

Andromedan galaksissa on sekä selkeä pallomainen alajärjestelmä että levy , jossa on havaittavissa olevat kierrehaarat , joten Hubble-luokituksen mukaan se luokitellaan tyyppiin Sb. Levy sisältää yli puolet galaksin tähtimassasta, on kaareva muoto, se sisältää renkaan, jonka säde on 10 kiloparsekkia ja jossa on lisääntynyt H II -alueiden ja OB-assosiaatioiden pitoisuus . Pullo ja halo ovat litteitä, palkkia ei havaita suoraan galaksissa, mutta jotkut merkit viittaavat sen olemassaoloon. Galaksin keskustassa on kaksoisydin, ja sen reunalla havaitaan erilaisia ​​vuorovesivuorovaikutusten muodostamia rakenteita . Tämän galaksin tähtipopulaatio on keskimäärin vanhempi kuin galaksissamme, ja tähtien muodostumisnopeus on alhaisempi ja on vain 20-30 % Linnunradan tähtipopulaatiosta.

Andromedan galaksissa tunnetaan noin 400 pallomaista tähtijoukkoa , mikä on 2-3 kertaa enemmän kuin Linnunradalla. Pallomaisten klustereiden järjestelmä ja itse nämä esineet eroavat joissakin suhteissa galaksissamme olevista: M 31:n massiivisilla mutta melko nuorilla klustereilla ei ole analogeja Linnunradassa. Pienimassaisia ​​nuoria klustereita, jotka ovat samanlaisia ​​kuin Linnunradan avoimet klusterit , ja OB-assosiaatioita esiintyy myös Andromedan galaksissa.

Galaksissa tunnetaan ainakin 35 000 eri tyyppistä muuttuvaa tähteä : nämä ovat pääasiassa kefeidejä , kirkkaansinisiä muuttujia , RR Lyrae -muuttujia , pitkäjaksoisia muuttujia ja pohjoisen koronan R-tyypin muuttujia . Koko galaksin havaintohistorian aikana purkautui yksi supernova  - S Andromeda , ja uusia tähtiä rekisteröidään keskimäärin viisikymmentä vuodessa. Galaksissa on myös yksi eksoplaneettaehdokas ,  PA -99-N2b .

Galaksissa on yli 20 satelliittia, joista monet ovat kääpiöpallogalakseja . Näistä kirkkaimmat ovat M 32 ja M 110 , ja ehkä myös Triangulum Galaxy kuuluu sen satelliitteihin .

Andromedan galaksi ja Linnunrata lähestyvät, laskelmien mukaan 4 miljardin vuoden kuluttua tapahtuu törmäys ja sitä seuraava fuusio .

Varhaisin säilynyt viittaus galaksiin on vuodelta 964 jKr. 1920-luvulle saakka galaksin etäisyydestä ei ollut käytännössä mitään tietoa, mutta vuonna 1923 Edwin Hubble osoitti, että M 31 on galaksimme ulkopuolella ja on jossain määrin verrattavissa siihen. Nykyään se on yksi tutkituimmista galakseista.

Andromedan galaksin näennäinen magnitudi on + 3,44 metriä ja sen kulmahalkaisija kuusi kertaa Kuuhun verrattuna , joten se on nähtävissä paljaalla silmällä ja suosittu havaintokohde amatööritähtitieteilijöiden keskuudessa . Galaksi on tieteiskirjallisuuden yleinen paikka .

Ominaisuudet

Tärkeimmät ominaisuudet

Andromedan galaksi on spiraaligalaksi , joka sijaitsee 740-830 kiloparsekin etäisyydellä Linnunradalta ja joka havaitaan Andromedan tähdistössä. Hubble-luokituksen mukaan se on tyyppiä Sb. Galaksi on Paikallisen ryhmän suurin ja myös Linnunrataa lähinnä oleva suuri galaksi [3] [4] . Vaikka etäisyys tähän galaksiin tunnetaan yhdellä tähtitieteen parhaimmista tarkkuudesta, virhe on silti havaittavissa ja johtuu mitatun etäisyyden epätarkkuudesta pieneen Magellanin pilveen , joka toimii askeleena tähtitieteen etäisyysasteikolla. [5] .

Galaksin halkaisija mitattuna isofotista 25 m kaaren neliösekuntia kohden fotometrisella B-kaistalla on 47 kiloparsekkia [6] , mikä on suurempi kuin Linnunradan halkaisija [7] . 30 kiloparsekin sisällä galaksin keskustasta on massa 3⋅10 11 M ⊙ , josta tähtien osuus on noin 10 11 M ⊙ [8] . Galaksin kaukaisimmissa osissa tähtiä ja kaasua ei käytännössä havaita, mutta kokonaismassa alueella, jonka säde on 100 kiloparsekkia keskustasta, on eri arvioiden mukaan välillä 0,8-1,5⋅10 12 M ⊙ [9] [10 ] , mukaan lukien pimeän aineen halo . Yhteensä galaksissa on noin biljoona tähteä ja sen absoluuttinen magnitudi V - kaistalla on −21,2 m [11] [12] . Näin ollen Andromedan galaksi on kaksi kertaa Linnunrataa suurempi ja sisältää 2,5-5 kertaa enemmän tähtiä. Samaan aikaan näiden kahden galaksin massat ovat vähintään yhtä suuret, ja todennäköisimmin Linnunradan massa on vielä suurempi halon ansiosta, vaikka viime aikoihin asti uskottiin, että Andromedan galaksi on paljon massiivisempi kuin galaksi. Linnunrata, koska M 31 -halon massasta ei ollut tarkkaa tietoa [3] [5] [13] .

 Galaksin näennäinen magnitudi V-kaistalla on +3,44 m ja B−V-  väriindeksi +0,92 m [14] . Galaksin taso sijaitsee 12,5°:n kulmassa näkölinjaan nähden [12] , sen puolipääakselin sijaintikulma on 38° [15] . Tähtienvälisen ekstinktion arvo V-kaistalla galaksille on 0,19 m ja tähtienvälinen punoitus B − V-värissä  on 0,06 m , mutta galaksin suurista kulmamitoista johtuen tämän arvon tulisi vaihdella sen eri alueilla [ 16] . Galaksin kiekon luoteisosa on lähinnä Linnunrataa [17] .

Rakenne

Andromedan galaksissa on sekä selkeä pallomainen komponentti että kiekko , jossa on näkyvät kierrevarret. Hubble-luokituksen mukaan sitä kutsutaan Sb-tyypiksi [3] [12] ja de Vaucouleur-luokituksessa sillä on SA(s)b-tyyppi [15] .

Levy

Galaksin kiekko sisältää 56 % galaksin tähtien massasta [18] , se tuottaa 70 % galaksin valoisuudesta [19] . Kiekolla on kaareva muoto: kiekon koillisosa on kallistettu pohjoiseen ja kaakkoisosa on kallistettu etelään suhteessa sen pääakseliin [20] .

Kirkkauden jakautuminen levyllä on eksponentiaalinen , ja levyn ominaissäde lähellä optista aluetta riippuu aallonpituudesta, pienentyen lyhyemmillä aallonpituuksilla. Siten levyn ominaissäde U-kaistalla on 7,5 kiloparsekkia , V-kaistalla 5,7 kiloparsekkia ja K-kaistalla vain 4,4 kiloparsekkia. Siten levyn marginaalilla on sinisempi väri ja nuorempi tähtipopulaatio kuin keskialueilla [21] [22] .

Galaksin kiekossa havaitaan monia spiraalivarsien segmenttejä: galaksin sisäalueilla ne erottuvat pääasiassa pölystä ja uloimmilla alueilla superjättiläisten ja H II -alueiden vuoksi [23] [24] . Todennäköisesti spiraalirakenteen muodostumista Andromedan galaksissa ei selitetä tiheysaaltojen teorialla [15] . Spiraalirakenteen lisäksi galaksin kiekossa on rengas, joka ympäröi keskustaa noin 10 kiloparsekin etäisyydellä siitä - ns nuori levy ( eng.  young disc ): se erottuu suuresta H II - alueiden ja OB - yhdistysten lukumäärä . Nuori kiekko sisältää 1 % tähtien massasta, ja toisinaan sitä pidetään simulaatioissa galaksin osana levystä erillään [18] [25] .

Pallomainen osajärjestelmä

Pallomaisen osajärjestelmän valoisuus on 30 % galaksin valoisuudesta [19] . Pullo ja halo sisältävät vastaavasti 30 % ja 13 % galaksin tähtien massasta [18] .

Pullon tehollinen säde on 3,8 kiloparsekkia, akselien näennäinen suhde on 0,6 - syynä tähän litteyteen on sen pyöriminen. Andromedan galaksin halo on myös litistynyt akselisuhteella 0,55 [26] [27] . M 31 pullistuma sisältää sekä klassisen komponentin että laatikkomaisen komponentin [28] [29] .

Baari

Andromeda-galaksi on niin kallistettuna taivaan tasoon nähden , että sen palkkia on vaikea nähdä, mutta se on liian heikko, jotta pullistuma olisi selkeästi laatikon muotoinen . Käytännössä näkölinjan varrella sijaitsevan palkin olemassaolo galaksissa on kuitenkin todistettu epäsuoralla tiedolla, kuten atomivedyn kinemaattisilla ominaisuuksilla tai galaksin sisäisofoottien orientaatiolla [ 30 ] .

Ydin

Andromedan galaksin keskustassa on ydin. Sen näennäinen magnitudi V - kaistalla on 12,6 m , mikä vastaa absoluuttista magnitudia -12,0 m [31] . Ydin on kaksinkertainen: keskellä on kaksi aluetta, P 1 ja P 2 , joita erottaa 1,8 parsekin etäisyys ja joihin tähdet ovat keskittyneet. P 1 on kirkkaampi, kun taas galaksin keskustassa se ei ole se, vaan himmeämpi P 2 . Himmenninalueen tehollinen säde on 0,2 parsek ja se sisältää mahdollisesti supermassiivisen mustan aukon , jonka massa on 5⋅10 7 M ⊙ [31] .

Ytimen kaksinaisuus voidaan selittää joko sillä, että Andromeda-galaksi nielaisi menneisyydessä pallomaisen galaksin tai pienen galaksin, jonka ydin on havaittu, tai sillä, että ydin on osittain peitetty pölyllä, joka voi luoda illuusion ytimen kaksinaisuudesta [4] [5] . Itse ytimen valoisuus on erittäin korkea, 60 kertaa galaksin keskimääräisen pallomaisen joukon valoisuus. Myös ydin, kuten galaksimme ydin , on radiolähde, mutta sen valoisuus tällä alueella on 30 kertaa heikompi kuin Linnunradan keskustassa [25] .

Vuorovesirakenteet

Galaksissa havaitaan monia vuorovesivuorovaikutuksista johtuvia rakenteita . Ne näkyvät erityisesti ulkohalossa - yli 50 kiloparsekin etäisyydellä galaksin keskustasta, osa niistä ulottuu yli 100 kiloparsekin etäisyyksille M 31:n keskustasta. Huipputähdet voivat seurata näitä rakenteita . punaisen jättiläisen oksasta [32] .

Esimerkiksi Giant- tähtivirta  , näkyvin M 31 -vuorovesirakenteista, muodostui kääpiösatelliitin kulkemisen seurauksena muutaman kiloparsekin päässä Andromedan galaksin keskustasta. Satelliitin massa oli eri arvioiden mukaan 1–5⋅10 9 M⊙ , liikkui lähes säteittäistä kiertorataa pitkin, ja kulku tapahtui 1–2 miljardia vuotta sitten [32] .

Tähtipopulaatio

Galaksin keskiosia hallitsevat klassiset pullistumat tähdet , joista suurin osa on 11-13 miljardia vuotta vanhoja ja niillä on lisääntynyt metallisuus - keskellä se on 0,35 [comm. 1] ja pienenee etäisyyden mukaan keskustasta. Näissä tähdissä on myös suurempi alfa-alkuaineiden pitoisuus suhteessa rautaan . Tangon tähdissä alfa-alkuaineiden pitoisuus suhteessa rautaan on kasvanut, mutta niiden metallisuus on lähellä auringon metallisuutta. Levyssä tähtipopulaatio on nuorempi, paikoin sen keski-ikä on 3–4 miljardia vuotta. Näin ollen M 31:n sisäalueille muodostui ensin suhteellisen lyhyessä ajassa klassinen pullistuma ja primäärikiekko, johon muodostui tanko, joka nyt havaitaan pullistuman laatikkomaisena komponenttina. Sen jälkeen tähtien muodostuminen pullistumassa jatkui, mikä lisäsi keskialueiden metalliisuutta ja kiekko muodostui myöhemmin [34] [35] .

Halossa on myös tähtipopulaation metallisuuden gradientti : se vähenee kohti ulompia alueita. 20 kiloparsekin etäisyydellä keskustasta mediaanimetallisuus on −0,5 ja yli 90 kiloparsekin etäisyyksillä se putoaa −1,4:ään [36] . Vuorovesirakenteiden sisällä (katso yllä ) voidaan havaita myös tietty metallisuuden jakautuminen: esimerkiksi Giant-tähtivirran keskellä metallisuus vaihtelee välillä −0,7 - −0,5 ja laitamilla se laskee tasolle. −1,4 [32] . Halossa olevat tähdet ja pallomaiset klusterit jakautuvat eri tavalla: tähdillä niiden avaruudellinen tiheys riippuu etäisyydestä as , ja klustereilla - as , eli pallomaisten klusterien järjestelmä on laajempi kuin tähtien. Lisäksi sädekehän sisäosassa olevilla tähdillä on korkeampi metallisuus kuin klusteilla, mikä saattaa johtua siitä, että klusterit muodostuivat aikaisemmin kuin useimmat sädekehän tähdet [37] .

I populaation kirkkaimmat tähdet - OB-tähdet , Wolf-Rayet-tähdet , punaiset superjättiläiset - tarkkaillaan erikseen, samoin kuin kirkkaimmat punaiset jättiläiset populaatiosta II . Tiedetään esimerkiksi, että WN-sarjan Wolf-Rayet-tähdet ovat samankaltaisia ​​kuin Linnunradan tähdet, kun taas WC-sekvenssit erottuvat spektrin heikommilta ja leveämmiltä viivoilta [38] .

Nykyinen tähtien muodostumisnopeus Andromedan galaksissa on 0,35–0,4 M ⊙ vuodessa [39] , mikä vastaa vain 20–30 % Linnunradan tähtien muodostumisnopeudesta, ja Andromedan galaksin tähdet ovat keskimäärin vanhempia [13] ] . G - kaistalla massa-luminositeettisuhde yksiköissä M ⊙ / L ⊙ on noin 5,3 pullistumalla, 5,2 levyllä, 6,2 halolla ja 1,2 nuorella levyllä [18] .

Tähtiklusterit ja -yhdistykset

Andromedan galaksissa on selvä pallomaisten tähtijoukkojen järjestelmä : niitä on noin 400, mikä on 2-3 kertaa enemmän kuin Linnunradassa, ja teoreettisten arvioiden mukaan galaksissa on noin 450. Niiden joukossa on Mayall II -joukko, paikallisen ryhmän kirkkain tähtijoukko , jonka massa on 7-15 miljoonaa auringon massaa (joka on kaksi kertaa suurempi kuin Omega Centaurin massa ) ja joka on mahdollisesti tuhoutuneen kääpiögalaksin ydin [5] [12] [25] [40] . Andromedan galaksissa pallomaisten tähtijoukkojen metallisuus on keskimäärin korkeampi kuin Linnunradalla [41] .

Andromedan galaksissa tunnetaan klustereita, joissa on suuri määrä tähtiä ja jotka ovat kolme ikäluokkaa: ensimmäinen on 100-500 miljoonaa vuotta, toinen noin 5 miljardia vuotta, kolmas on 10-12 miljardia vuotta, kun taas jotkut nämä klusterit kuuluvat galaksin levyyn. Toisin kuin Andromedan galaksissa, Linnunradan joukot, joissa on suuri määrä tähtiä - pallomaiset tähtijoukot - ovat lähes yhtä vanhoja, iältään 10-12 miljardia vuotta, eikä nuoria ole [42] [43] .

On todennäköistä, että nuorten tähtien esiintyminen Andromedan galaksissa johtuu siitä, että se on absorboinut epäsäännöllisiä galakseja menneisyydessä. Tällaisia ​​nuoria klustereita voidaan pitää sekä pallomaisina klusteina että erillisenä tyyppinä, nimeltään populous blue  klusterit , joiden edustajien katsotaan olevan tyypillisten pallomaisten klustereiden esiasteita [42] [43] .

Lisäksi Andromeda-galaksi sisältää tähtijoukkoja, jotka ovat ominaisuuksiltaan pallomaisten tähtijoukkojen ja kääpiöpallogalaksien välillä , joilla ei ole Linnunradan analogeja. Vaikka niiden kirkkaus ja värit ovat samat kuin tavallisten pallomaisten klustereiden, ne eroavat hyvin suurilta säteiltä - luokkaa 30 parsekia [44] .

Andromedan galaksissa haloklusterien ja pullistumaklustereiden välillä ei ole selkeää rajaa, toisin kuin Linnunradalla. Galaxyssamme pullistuneiden klustereiden metallisuus on yli −1,0 [comm. 1] , kun taas haloklusterit ovat matalampia ja klustereita, joilla on keskitason metallisuudet, on vähän, kun taas Andromedan galaksissa klusterien jakautuminen metallisuuksien mukaan on tasaisempaa. Lisäksi M 31:ssä joillakin klustereilla, jotka sijaitsevat halossa riittävän kaukana keskustasta, on suhteellisen korkeat metallisuudet, jopa −0,5 [45] .

Andromedan galaksissa on myös pienimassaisia ​​nuoria, Linnunradan avoimia klustereita muistuttavia klustereita - M 31:ssä arvioidaan olevan noin 10 tuhatta tällaista kohdetta [43] . Galaksissa tunnetaan noin 200 OB-assosiaatiota : ne ovat keskittyneet spiraalivarsiin ja nuoreen kiekkoon (katso yllä ), mutta sielläkin niiden pitoisuus on suhteellisen pieni verrattuna galaksiimme [46] [47] .

Interstellar medium

Tähtienvälinen väliaine M 31 koostuu erilämpöisistä kaasuista ja pölystä [48] . Atomivedyn kokonaismassa galaksissa on noin 4⋅10 9 M ⊙ [12] [49] ja pölyn massa on 5⋅10 7 M ⊙ [50] .

Andromedan galaksissa on tarpeeksi pölyä, joka voidaan havaita pölykaistoina, mikä osittain peittää valon pullistuman luoteispuolella . Pölykaistat ovat selvästi näkyvissä galaksin tason suuren kaltevuuskulman vuoksi kuvatasoon nähden . Kaikkiaan galaksissa tunnetaan yli 700 erillistä pölypilviä [51] .

Pöly galaksissa M 31 vaikuttaa valon absorptioon ja punastumiseen . Pölyn aiheuttaman väriylimäärän lisäksi galaksissamme Andromedan galaksissa pölystä johtuva B-V-värin punoitus saavuttaa joillakin alueilla 0,45 m . Absorption riippuvuus aallonpituudesta eroaa Linnunradan pölyn riippuvuudesta. Pöly myötävaikuttaa myös M 31 -säteilyn polarisaatioon , ja myös polarisaatioasteen riippuvuus aallonpituudesta eroaa galaksissamme havaitusta. Jonkin verran kuumenemista johtuen pöly itse säteilee infrapunasauna [51] . Pölyn määrän suhde kaasun määrään pienenee vähitellen galaksin keskustasta sen reuna-alueille [50] .

M 31:ssä oleva atomivety on keskittynyt kiekkoon, erityisesti spiraalivarsiin ja renkaaseen, jonka säde on 10 kiloparsekkia (katso yllä ), ja kiekon kaarevuus näkyy parhaiten juuri atomin rakenteessa. vety. Paikoissa, joissa tapahtuu aktiivista tähtien muodostumista, atomivedyn tiheys pienenee [52] .

Galaksissa tunnetaan yli 3900 H II -aluetta [53] , samoin kuin 26 supernovajäännöstä ja vielä 20 ehdokasta tällaisille objekteille [54] . Niiden lisäksi tunnetaan yli 4200 planetaarista sumua [55] , ja kaikkiaan galaksissa pitäisi arvioiden mukaan olla noin 8 tuhatta [56] . Supernovajäännökset erottuvat H II - alueista luonteeltaan ei-termisen säteilyn läsnäololla radioalueella . Vaikka H II -alueet galaksissa ovat itsessään melko tyypillisiä, kirkkaita esineitä on niiden kokonaisuutena vain vähän. H II -alueiden metallisuus laskee galaksin keskustasta reuna-alueille [57] .

Galaksissa on myös yksittäisten molekyylien päästöjä - esimerkiksi CO :ta , jotka sijaitsevat molekyylipilvissa . Spiraalihaaroissa säteily tulee jättimäisistä molekyylipilvistä, joiden massa on luokkaa 10 6 M ⊙ , ja haarojen välissä säteilevät pienemmät pilvet, joiden massa on luokkaa 10 4 M ⊙ [58] .

Muuttuva tähdet

Andromedan galaksissa tunnetaan ainakin 35 000 erityyppistä muuttuvaa tähteä [59] . Ensinnäkin nämä ovat kefeidejä  - kirkkaita tähtiä, joilla on tietty suhde periodin ja kirkkauden välillä , ja niiden avulla voidaan määrittää etäisyys niihin. Galaksissa tunnetaan 2 686 tällaista tähteä [60] , ja useimmilla kefeideillä on jaksot 5–125 päivää. Muita tunnettuja muuttujatyyppejä ovat kirkkaan siniset muuttujat , RR Lyrae -muuttujat , pitkän ajanjakson muuttujat ja North Corona R -muuttujat [61] [62] .

Yksi muuttuvista tähdistä, M31-RV  , ilmeni melko epätavallisella tavalla: se lisäsi kirkkautta jyrkästi vuonna 1988, saavutti absoluuttisen magnitudin −10 m ja siitä tuli yksi galaksin kirkkaimmista tähdistä, minkä jälkeen se himmeni ja lakkasi. olla näkyvissä. Samaan aikaan tämä tähti oli havaittujen ominaisuuksien mukaan hyvin erilainen kuin tyypilliset uudet tähdet ja oli samanlainen kuin galaksissamme leimahtanut muuttuja V838 Unicorn . Yksi mahdollinen selitys tälle käyttäytymiselle on kahden tähden sulautuminen [63] [64] .

Uudet ja supernovat

Andromedan galaksissa leimahtaa keskimäärin noin 50 uutta tähteä vuodessa, yhteensä galaksissa on rekisteröity ainakin 800 tällaista kohdetta [65] . Samaan aikaan uusien tähtien purkautumistiheyden suhde galaksin kirkkauteen on melko alhainen verrattuna muihin galakseihin, mikä saattaa johtua tähtienmuodostuksen alhaisesta nopeudesta M 31:ssä [66] [67 ]. ] . Yhdessä toistuvista nooveista , M31N 2008-12a , purkauksia on havaittu jo vähintään 8 kertaa [68] .

Koko galaksin havaintohistorian aikana rekisteröitiin ainoa supernova  - S Andromeda , havaittiin vuonna 1885 [5] . Sen näennäinen tähtien magnitudi oli 6,7 m suurimmalla kirkkaudella, ja aikalaiset pitivät sitä uutena tähdenä, ei supernovana (katso alla ). Supernovajäänteiden määrä ja siten niiden purkautumistiheys galaksissa on alhainen sen kirkkaudelle johtuen tähtien muodostumisen hidastumisesta [69] [70] .

Eksoplaneetat

Galaksilla on eksoplaneetta -  ehdokas PA-99-N2b , jonka olemassaolon voi osoittaa vuonna 1999 havaittu mikrolinssitapahtuma . Löydön julkistamisen jälkeen se kuitenkin asetettiin kyseenalaiseksi [71] , ja tällä hetkellä planeettaa pidetään vahvistamattomana [72] .

Radiosäteily

Kuten monet galaksit, M 31 säteilee radioalueella , mutta tämän säteilyn teho on pieni, joten Andromedan galaksia ei luokitella radiogalaksiksi . Esimerkiksi 325 MHz taajuudella havaitaan 405 lähdettä [73] , niiden joukossa esimerkiksi supernovajäänteitä . Radiosäteily tulee pääosin galaksin keskustasta ja renkaasta, jonka säde on 10 kiloparsekkia, ja alueet, joilla radiosäteilyn tehoa kasvatetaan, vastaavat aktiivisemman tähtienmuodostuksen alueita. M 31 :n radioemissio on polarisoitunut : galaksissa on magneettikenttä , joten siinä relativistisilla nopeuksilla liikkuvat elektronit synnyttävät polarisoitua synkrotronisäteilyä [74] [75] .

Röntgenlähteet

Andromedan galaksissa tunnetaan ainakin 1 897 röntgenlähdettä , joista osassa on vaihtelua. Näitä lähteitä ovat röntgenbinaarit ja supernovajäänteet sekä korkean lämpötilan valkoisten kääpiöiden tuottamat pehmeät röntgensäteet [76] [77] . Joitakin lähteitä havaitaan galaksin pallomaisissa ryhmissä - M 31 -klusterien kirkkaus röntgenalueella on suurempi kuin Linnunradan pallomaisten klustereiden [78] . Toinen ero Andromedan galaksin ja Linnunradan lähteiden välillä on niiden keskittyminen keskelle: M 31:n pullistumassa on paljon enemmän kirkkaita lähteitä kuin Linnunradan pullistumassa, ja ero tulee vieläkin voimakkaammaksi, kun verrataan sisäosia. pullistumasta [79] .

Liike

M 31:n säteittäinen nopeus suhteessa Maahan on −310 km/s ja Linnunradan keskustaan ​​nähden −120 km/s [49] , eli galaksit lähestyvät. Andromedan galaksin tangentiaalinen nopeus on 57 km/s, joten galaksit törmäävät tulevaisuudessa (katso alla ) [5] [17] .

Galaksin pyörimiskäyrän maksimi on 1-15 kiloparsekin etäisyydellä keskustasta, näillä etäisyyksillä galaksin pyörimisnopeus on 240-250 km/s [18] . Maan havainnoijien näkökulmasta galaksin pyöriminen tapahtuu vastapäivään [17] .

Linnunradan ja Andromedan galaksin välinen törmäys

Koska Andromedan galaksi ja Linnunrata lähestyvät noin 120 km/s nopeudella ja Andromedan galaksin tangentiaalinen nopeus on melko pieni, galaksit törmäävät tulevaisuudessa. Tämä tapahtuu 4 miljardin vuoden kuluttua, minkä jälkeen sulautumisprosessi kestää vielä 2 miljardia vuotta, ja sulautumisen seurauksena muodostuu elliptinen galaksi . Kun galaksit sulautuvat yhteen, yksittäisten tähtien törmäykset ovat edelleen epätodennäköisiä tähtien alhaisen pitoisuuden vuoksi, mutta on mahdollista, että aurinkokunta sinkoutuu kauas tuloksena olevan galaksin keskustasta. Triangulum-galaksi osallistuu tähän törmäykseen , ja on mahdollista, että Linnunrata törmää siihen aikaisemmin kuin Andromedan galaksiin [4] [12] [80] .

Satelliitit

Andromedan galaksilla on yli 20 tunnettua satelliittigalaksia . Monet M 31:n satelliiteista ovat kääpiöpallogalakseja , joiden kaltaisia ​​ei havaita Linnunratajärjestelmässä [81] . Paikallisessa ryhmässä nämä satelliitit yhdessä itse M 31:n kanssa muodostavat Andromeda-alaryhmän [82] . Satelliiteista kirkkaimmat ja havaittavimmat ovat M 32 ja M 110 , lisäksi Triangulum-galaksi [4] [5] voi myös kuulua Andromedan galaksin satelliitteihin .

Vuorovesivuorovaikutus galaksin ja satelliittien välillä johtaa siihen, että tähtivirrat ja muut vuorovesirakenteet liittyvät joihinkin satelliiteista (katso edellä ) [32] [83] [84] . Lisäksi M 32 kulki Andromedan galaksin kiekon läpi 200 miljoonaa vuotta sitten tai aikaisemmin, mikä johti spiraalivarsien muodonmuutokseen ja renkaan ilmestymiseen galaksiin [85] , ja näiden kahden galaksin välillä on aineen "silta" [59] .

Opiskeluhistoria

1900-luvulle asti

Hyvissä katseluolosuhteissa Andromedan galaksi näkyy paljaalla silmällä sumuna ja todennäköisimmin se on havaittu toistuvasti antiikissa. Ensimmäinen säilynyt maininta siitä on kuitenkin vain vuodelta 964 (tai 965 [86] ) jKr., ja se sisältyy Kiinteiden tähtien kirjaan ., jonka on koonnut As-Sufi , jossa sitä kuvataan "pieneksi pilveksi" [5] [87] [88] .

Eurooppalaisista lähteistä, joissa sumu mainitaan, tunnetaan hollantilainen tähtikartta, joka on peräisin vuodelta 1500. Ensimmäinen henkilö, joka tarkkaili sitä kaukoputkella , oli Simon Marius vuonna 1612. Sumun löysi myös Giovanni Battista Hodierna , ja tietämättä aiemmista havainnoista vuonna 1654 hän ilmoitti löytäneensä. Ismael Buyo havaitsi galaksin vuonna 1661 ja totesi samalla, että anonyymi tähtitieteilijä löysi sen 1500-luvun alussa; kuitenkin Edmund Halley piti Buyoa löytäjänä ja ilmaisi tämän vuoden 1716 työssään sumuista. Charles Messier listasi sumun luettelossaan vuonna 1764 numerolla 31. Löytäjänä hän mainitsi Simon Mariuksen, vaikka hän ei ollutkaan löytäjä eikä julistanut löydökseksi. Messier luetteloi myöhemmin kaksi galaksin satelliittia, M 32 :n ja M 110 :n [5] [87] [88] .

William Herschel oli ensimmäinen, joka tutki järjestelmällisesti sumuja, mukaan lukien Andromedan galaksi. Hän uskoi, että M 31 ja muut sumut hajottavat tähtien valoa, minkä vuoksi ne näyttävät sumuisilta esineiltä - tämä oletus osoittautui todeksi monille sumuille, mutta ei Andromedan galaksille. Lisäksi Herschel uskoi virheellisesti, että sumun ulkonäkö muuttuu useiden vuosien aikana. Tämä ajatus perustui siihen, että Herschelin aikaan valokuvausta ei ollut olemassa, ja tähtitieteilijät joutuivat luottamaan luonnoksiin taivaankappaleista, jotka vaihtelivat havainnoijasta riippuen [89] . Vuonna 1785 Herschel arvioi virheellisesti galaksin etäisyydeksi 2 000 etäisyyttä Siriukseen eli 17 000 valovuotta, mutta arvasi oikein, että Andromeda-sumu oli samanlainen kuin Linnunrata [5] [59] .

Vuonna 1847 George Bond löysi ensimmäisen kerran pölyväyliä galaksista [90] . Vuonna 1864 William Huggins huomasi, että sumujen spektrit jakautuvat jatkuviin, joita esiintyy myös tähdissä, ja emissioihin , joita havaitaan kaasu- ja pölysumuissa. Huggins havaitsi, että M 31:n spektri on jatkuva [5] .

Vuonna 1885 supernova räjähti galaksissa  - S Andromeda , ensimmäinen kirjattu supernova Linnunradan ulkopuolella ja toistaiseksi ainoa Andromedan galaksissa (katso yllä ) [5] . Tämä supernova luultiin erehdyksessä uudeksi tähdeksi , ja tämä virhe vahvisti käsityksen, että M 31 on galaksissamme [91] .

Vuonna 1887 Isaac Robertsotti historian ensimmäisen valokuvan M 31:stä, jossa löydettiin joitain yksityiskohtia galaksin rakenteesta [5] . Roberts huomasi rengasmaisia ​​rakenteita ja päätteli virheellisesti, että hän tarkkaili sumua, jossa planeettajärjestelmä oli muodostumassa . Vuonna 1899 hän otti lisää valokuvia galaksista ja tajusi, että rakenteet, joita hän piti renkaina, olivat itse asiassa kierrehasia [92] .

Vuonna 1888 John Dreyer julkaisi uuden yleisen luettelon , joka sisälsi 7840 sumua, tähtijoukkoa ja muuta kohdetta. Andromedan galaksi tuli siihen nimellä NGC 224. Itse galaksin lisäksi luettelossa oli siinä sijaitseva tähtijoukko NGC 206 . Jo tunnetut kumppanit M 32 ja M 110 luetteloitiin nimillä NGC 221 ja NGC 205, vastaavasti; kaksi muuta satelliittia nimettiin NGC 147 :ksi ja NGC 185 :ksi [5] [87] [93] .

1900-luku

Vuonna 1912 Vesto Slifer mittasi M 31:n säteittäisen nopeuden ja havaitsi sen lähestyvän Maata 300 km/s nopeudella, mikä osoittautui korkeimmaksi koskaan aiemmin mitatuksi arvoksi. Tämä oli todiste siitä, että sumu on Linnunradan ulkopuolella [5] . Slipher havaitsi myös galaksin pyörimisen: 20 minuutin kaaren kulmaetäisyydellä keskustasta säteittäinen nopeus erosi 100 km/s [94] .

Ennen 1920-lukua galaksin etäisyydestä ei ollut käytännössä mitään tietoa, ja erilaiset mittausyritykset johtivat usein epävarmiin tai täysin vääriin tuloksiin. Esimerkiksi Carl Bolinvuonna 1907 löysi 0,17 kaarisekunnin parallaksin M31:ssä , jolloin mitattu etäisyys oli vain 6 parsekkia [95] . Sitä vastoin Adrian van Maasen vuonna 1918 mittaama parallaksin määrä oli pienempi kuin mittausvirhe. Myös muut menetelmät johtivat samanlaisiin tuloksiin [96] .

Vuonna 1922 Ernst Epik ehdotti, että galaksin keskiosien notkeus johtuu niiden pyörimisestä, ja tietäen juuri pyörimisnopeuden hän arvioi etäisyyden galaksiin 450 kiloparsekiksi. Vuonna 1923 Knut Lundmark sai hieman yli 1 megaparsekin etäisyyden galaksista löydettyjen uusien tähtien näennäiseen kirkkauteen . Suuruusjärjestyksessä nämä tulokset ovat yhtäpitäviä yleisesti hyväksytyn arvon kanssa [97] .

Vuonna 1923 Edwin Hubble löysi Andromedan galaksista kaksi kefeidia  - muuttuvat tähdet , joiden suhde jakson ja valoisuuden välillä tunnettiin . Tämän löydön ansiosta hän myöhemmin päätti, että etäisyys M 31:een ylittää merkittävästi Linnunradan koon. Siten Andromeda-sumusta tuli yksi ensimmäisistä tähtitieteellisistä objekteista, joiden sijainti galaksimme ulkopuolella todistettiin [98] [99] [100] . Myöhemmin Hubblen tuntemien muuttuvien tähtien määrä kasvoi 50:een, ja vuonna 1929 hän julkaisi artikkelin Andromedan galaksista. Hubblen arvio etäisyydestä kefeideistä oli 275 kiloparsekkia, mikä osoittautui karkeaksi aliarvioimiseksi, koska tuolloin ei tiedetty, että kefeidit jaetaan kahteen tyyppiin, joilla on erilaiset riippuvuudet ajanjakson ja valoisuuden välillä [5] . Hubble mittasi galaksin massan ja joitakin sen muita ominaisuuksia. Myös massaarvio osoittautui suuresti aliarvioituksi ja oli 3,5⋅10 9 M ⊙ , mutta virheellisistä tuloksista huolimatta Hubble pystyi osoittamaan, että M 31 on monessa suhteessa meidän kanssamme verrattavissa oleva galaksi [101] .

Hubblen työn julkaisemisen jälkeen Walter Baade antoi tärkeän panoksen M 31:n tutkimukseen . Ennen tätä Hubble oli kyennyt erottamaan yksittäisiä tähtiä vain galaksin reuna-alueilla, kun taas Baade vuonna 1944 pystyi havaitsemaan yksittäisiä punaisia ​​jättiläisiä galaksin keskiosassa. Hän havaitsi, että samoja punaisia ​​jättiläisiä havaitaan M 31:n satelliiteissa ja Linnunradan pallomaisissa klusteissa . Myöhemmin Baade päätteli, että galakseissa on kaksi tähtipopulaatiota: populaatio I ja populaatio II . Vuonna 1952 Baade havaitsi myös M 31:n havaintojen ansiosta, että populaatioiden I ja II kefeideillä on erilainen suhde periodin ja valoisuuden välillä. Populaatio I kefeidit ovat yhtäläisinä ajanjaksoina keskimäärin neljä kertaa kirkkaampia kuin populaatio II, joten tämä löytö kaksinkertaisti galaksien etäisyysarviot [comm. 2] [102] .

Sen jälkeen tehtiin erilaisia ​​löytöjä. Esimerkiksi vuonna 1958 Gerard Henri de Vaucouleurs tutki galaksin kirkkausprofiilia ja erotti ensimmäistä kertaa pullistuman vaikutuksen siinä olevasta levystä . Vuonna 1964 Sidney van den Bergh löysi OB-assosiaatiot galaksissa, ja samana vuonna Baade ja Halton Arp julkaisivat luettelon H II -alueista . Baade löysi myös galaksin ensimmäiset planetaariset sumut , mutta niitä alettiin löytää suuria määriä 1970-luvulla. Vuonna 1989 löydettiin Andromeda S -supernovajäännös , ja vuonna 1991 Hubble -teleskooppia käyttämällä kävi ilmi, että galaksin ydin on binäärinen [59] [103] .

2000-luku

2000-luvulla Andromedan galaksista on tullut erilaisten tutkimusten kohde. Niistä esimerkiksi Panchromatic Hubble Andromeda Treasury (PHAT) on monikaistainen fotometrinen tutkimus osasta kiekkoa ja galaksin keskialuetta Hubble -teleskooppia käyttäen . Sen tavoitteena on löytää tähtijoukkoja , määrittää yksittäisten tähtien iät ja metallisuudet sekä tähtien muodostumisen historia galaksissa. Toinen esimerkki on Pan-Andromeda Archaeological Survey (PAndAS), fotometrinen tutkimus galaksin ulkoalueista, sen haloista ja vuorovesirakenteista sekä satelliiteista ja kaukaisista tähtiklusteista [104] . Lisäksi Gaia -avaruusteleskoopilla vuonna 2018 saatujen tietojen avulla tutkittiin itse galaksin ja suuren määrän tähtien dynamiikkaa [17] .

Andromedan galaksi on tutkituin uloimmista galakseista: se on erityisen kiinnostava, koska toisin kuin Linnunrata, sitä tarkkaillaan sivulta ja sen kaikki piirteet ovat selvästi näkyvissä, eivätkä ne peitä tähtienvälistä pölyä [5] .

Havainnot

Andromedan galaksia havaitaan samannimisessä tähdistössä . Sen näennäinen magnitudi on +3,44 m [14] , mikä tekee siitä näkyvän paljaalla silmällä , mutta se on myös taivaanpallon pohjoisen pallonpuoliskon kirkkain galaksi [3] . Sen kulmamittojen arvio riippuu havaintokriteereistä ja -olosuhteista, mutta keskimäärin mittojen katsotaan olevan 3° × 1°, mikä tarkoittaa, että Andromedan galaksin kulmahalkaisija on 6 kertaa suurempi kuin galaksin kulmahalkaisija . Kuu [5] . Galaksi on näkyvissä koko pohjoisella pallonpuoliskolla ja eteläisellä  leveysasteilla -40°:n pohjoispuolella [12] , ja paras kuukausi havainnointiin on marraskuu [105] . Kaikki nämä ominaisuudet tekevät galaksista melko suositun havaintokohteen [106] .

Joskus tätä galaksia pidetään kaukaisimpana paljaalla silmällä näkyvänä kohteena, vaikka kokeneet tarkkailijat voivat nähdä kaukaisen kolmiogalaksin [4] .

Suuresta näennäiskirkkaudesta huolimatta galaksin pinnan kirkkaus on alhainen sen suuren koon vuoksi. Näkyvyysolosuhteet riippuvat suuresti valosaasteen tasosta , vaikkakin vähemmän kuin muissa galakseissa. Pienellä valosaasteella galaksin kirkkain keskiosa on edelleen näkyvissä, kiikareilla tai pienellä kaukoputkella voit nähdä kirkkaimmat satelliitit - M 32 ja M 110 , mutta rakenne pysyy erottumattomana ja galaksi näkyy soikeana. muotoinen samea täplä [107] .

Teleskoopissa, jonka linssin halkaisija on 150 mm, on jo mahdollista havaita galaksin rakenne - esimerkiksi pölykaistat sekä yksittäiset esineet: NGC 206 ja jotkut pallomaiset klusterit. Vielä suurempien, halkaisijaltaan 350 mm:n instrumenttien käyttö mahdollistaa monien yksityiskohtien erottamisen: tähtimäinen ydin erottuu, pölykaistat näkyvät yksityiskohdissa. Monia pallomaisia ​​ja avoimia tähtiä voidaan nähdä sekä yksittäisiä kirkkaita tähtiä, kuten AF Andromedae . Lisäksi näkyvät galaksit, jotka ovat tähtäysalueella M 31:n takana: Markaryan 957 ja 5Zw 29 . Lähimpien M 31 - Andromeda I , II ja III -satelliittien tarkkailemiseksi  tarvitaan kaukoputki, jonka linssin halkaisija on 500 mm [108] . Pitkällä valotusajalla kuvattaessa kuvan yksityiskohdat näkyvät myös ilman kaukoputkea [109] .

Kulttuurissa

Populaarikulttuurissa Andromedan galaksia käytetään pääasiassa sijaintipaikkana erilaisissa tieteiskirjallisissa teoksissa. Kirjallisissa teoksissa esimerkiksi Ivan Efremovin romaani " The Andromeda Nebula " (1955-1956) [110] , jossa Andromedan galaksi on ensimmäinen galakseista, joihin sivilisaatiot onnistuvat muodostamaan yhteyden. Elokuvista - sarja A Andromedalle(1961), jonka juoni perustuu siihen, että tiedemiehet saivat Andromedan galaksista lähetetyn radioviestin sekä Star Trek -sarjan , jonka yhdessä jaksossa galaksista saapuu älykkäitä olentoja [4] . Galaksi on läsnä myös tietokonepeleissä, esimerkiksi Mass Effect: Andromedassa toiminta tapahtuu tässä galaksissa [111] .

Muistiinpanot

Kommentit

  1. ↑ 1 2 Metallillisuus vastaa heliumia raskaampien alkuaineiden osuutta, joka on yhtä suuri kuin aurinkoenergia [33] .
  2. ↑ Koska etäisyysasteikko oli aiemmin kalibroitu pallomaisissa klusteissa havaittuja kefeidejä II populaatiota vastaan ​​ja ulkogalakseissa havaittuja populaatio I kefeidejä vastaan, tämä johti galaksien, mukaan lukien M 31:n, välisten etäisyyksien aliarvioimiseen kertoimella kaksi [102] .

Lähteet

  1. ↑ 1 2 SIMBAD Astronomical 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. - Voi. 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-sumu // Suuri venäläinen tietosanakirja / toimittanut 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. Andromeda Galaxy (M31, NGC 224  ) . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 26. joulukuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 15. marraskuuta 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 Object 31  (eng.) . Messier-tietokanta . Haettu 26. joulukuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 21. lokakuuta 2018.
  6. ↑ Tulokset objektille MESSIER 031 (M 31) . ned.ipac.caltech.edu . Haettu: 16. elokuuta 2022.
  7. ↑ Darling D. Paikallinen ryhmä . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu: 16. elokuuta 2022.
  8. ↑ Sick J., Courteau S., Cuillandre JC., Dalcanton J., de Jong R. M31:n tähtimassa Andromedan optisen ja infrapunalevytutkimuksen perusteella  //  Proceedings of the International Astronomical Union. — Cambr. : Cambridge University Press , 2015. - 1. huhtikuuta ( nide 10 (S311) ). - s. 82-85 . — ISSN 1743-9221 . - doi : 10.1017/S1743921315003440 . Arkistoitu 26. lokakuuta 2020.
  9. ↑ Kafle PR, Sharma S., Lewis GF, Robotham ASG, Driver SP Nopeuden tarve: Andromedan galaksin pakonopeus ja dynaamiset massamittaukset  // Kuukausitiedotteet Royal Astronomical Societysta. - 01-04-2018 - T. 475 . — S. 4043–4054 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/sty082 .
  10. ↑ Peñarrubia J., Ma Y.-Z., Walker MG, McConnachie A. Paikallisen kosmisen laajentumisen dynaaminen malli  // 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 Andromedan  galaksi . Tähtitiede . Melbourne: Swinburnen teknillinen yliopisto . Haettu 26. joulukuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 17. kesäkuuta 2020.
  13. ↑ 1 2 Siegel E. Voisiko Linnunrata olla massiivisempi kuin Andromeda?  (englanniksi) . Forbes . Forbes (14. maaliskuuta 2019). Haettu 26. joulukuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 2. joulukuuta 2020.
  14. ↑ 1 2 M 31  (englanti) . SIMBAD . CDS . Haettu 28. joulukuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 18. tammikuuta 2021.
  15. ↑ 1 2 3 Tenjes P., Tuvikene T., Tamm A., Kipper R., Tempel E. Spiraalivarret ja kiekkojen vakaus Andromedan galaksissa  // Astronomy and Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2017. - 1. huhtikuuta ( nide 600 ). — P. A34 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201629991 . Arkistoitu 26. lokakuuta 2020.
  16. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 10-11.
  17. ↑ 1 2 3 4 van der Marel RP, Fardal MA, Sohn ST, Patel E., Besla G. Andromeda-järjestelmän ensimmäinen Gaia-dynamiikka: DR2 Proper Motions, Orbits ja Rotation of M31 and M33   The// . - Bristol: IOP Publishing , 2019. - 1. helmikuuta ( nide 872 ). - s. 24 . — ISSN 0004-637X . doi : 10.3847 /1538-4357/ab001b . Arkistoitu alkuperäisestä 4. joulukuuta 2021.
  18. ↑ 1 2 3 4 5 Tamm A., Tempel E., Tenjes P., Tihhonova O., Tuvikene T. Tähtien massakartta ja pimeän aineen jakautuminen M 31:ssä  // Astronomy & Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2012. - 1. lokakuuta ( nide 546 ). -P.A4 . _ — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/201220065 . Arkistoitu 21. lokakuuta 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 , s. 15-16.
  23. ↑ Hodge, 1992 , s. 31-32.
  24. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 16-17.
  25. ↑ 1 2 3 van den Bergh S. Paikallinen galaksiryhmä  //  The Astronomy and Astrophysics Review . - B. : Springer Verlag , 1999. - doi : 10.1007/S001590050019 . Arkistoitu 29. marraskuuta 2020.
  26. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 14, 24-25.
  27. ↑ Richstone DO, Shectman SA Pyörimisnopeudet M 31:n ydinpulssissa  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1980. - 1. tammikuuta ( nide 235 ). - s. 30-36 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/157605 .
  28. ↑ Mold J. M31:n pullistuma  //  Australian Astronomical Societyn julkaisut. - Melbourne: Cambridge University Press ja CSIRO , 2013. - 1. maaliskuuta ( nide 30 ). — P.e027 . — ISSN 1323-3580 . - doi : 10.1017/pas.2013.004 .
  29. ↑ Díaz MB, Wegg C., Gerhard O., Erwin P., Portail M. Andromeda ketjutettuna laatikkoon - dynaamiset mallit M31:lle: pullistuma ja baari  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2017. - 1. huhtikuuta ( nide 466 ). - P. 4279-4298 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stw3294 . Arkistoitu alkuperäisestä 14. marraskuuta 2021.
  30. ↑ Athanassoula E., Beaton RL M31-palkin mysteerin selvittäminen  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2006. - 11. elokuuta ( nide 370 , painos 3 ). - s. 1499-1512 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10567.x .
  31. ↑ 12 van den Bergh, 2000 , s. 12-13.
  32. ↑ 1 2 3 4 Ferguson AMN, Mackey AD :n alusrakenne ja vuorovesivirrat Andromedan galaksissa ja sen satelliiteissa // Vuorovesivirrat paikallisryhmässä ja sen  ulkopuolella . – 1. painos. - Cham: Springer International Publishing , 2016. - Voi. 420. - s. 191. - 250 s. — (Astrophysics and Space Science Library, osa 420). — ISBN 978-3-319-19336-6 . - doi : 10.1007/978-3-319-19336-6_8 . Arkistoitu 26. marraskuuta 2021 Wayback Machinessa
  33. ↑ Darling D. Metallicity . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 14. marraskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 5. lokakuuta 2021.
  34. ↑ Nowakowski T. Tutkijat tutkivat tähtipopulaatioita Andromedan galaksin  keskialueella . Phys.org . Haettu 26. joulukuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 9. marraskuuta 2020.
  35. ↑ Saglia RP, Opitsch M., Fabricius MH, Bender R., Blaña M. M 31  : n keskialueen tähtipopulaatiot // Astronomy & Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2018. - 1. lokakuuta ( nide 618 ). — P. A156 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201732517 .
  36. ↑ Gilbert KM, Kalirai JS, Guhathakurta., Beaton RL, Geha MC M31:n Stellar Halon globaalit ominaisuudet SPLASH-tutkimuksesta. II. Metallicity Profile  (englanniksi)  // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2014. - 1. joulukuuta ( nide 796 ). - s. 76 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/796/2/76 . Arkistoitu 15. marraskuuta 2021.
  37. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 24-27.
  38. ↑ Hodge, 1992 , s. 289-303.
  39. ↑ Rahmani S., Lianou S., Barmby P. Tähtien muodostuslakit Andromedan galaksissa: kaasu, tähdet, metallit ja tähtien muodostumisen pintatiheys  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2016. - 1. maaliskuuta ( nide 456 ). - s. 4128-4144 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stv2951 . Arkistoitu alkuperäisestä 26. marraskuuta 2021.
  40. ↑ Meylan G., Sarajedini A., Jablonka P., Djorgovski SG, Bridges T. Mayall II=G1 in M31: Giant Globular Cluster or Core of a Dwarf Elliptical Galaxy?  (englanti)  // The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2001. - 1. elokuuta ( nide 122 ). - s. 830-841 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/321166 . Arkistoitu alkuperäisestä 9. elokuuta 2018.
  41. ↑ Tähtijoukko - klusterit ulkoisissa  galakseissa . Encyclopedia Britannica . Haettu 26. joulukuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 10. toukokuuta 2021.
  42. ↑ 1 2 Burstein D., Yong Li, Freeman KC, Norris JE, Bessell MS pallomainen klusteri ja galaksien muodostuminen: M31, Linnunrata ja vaikutukset spiraaligalaksien pallomaisiin rypälejärjestelmiin  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2004. - 1. lokakuuta ( nide 614 ). - s. 158-166 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/423334 . Arkistoitu alkuperäisestä 9. elokuuta 2018.
  43. ↑ 1 2 3 Caldwell N., Harding P., Morrison H., Rose JA, Schiavon R. Tähtijoukot M31:ssä. I. Luettelo ja tutkimus nuorista klustereista  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2009. - 1. tammikuuta ( nide 137 ). - s. 94-110 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1088/0004-6256/137/1/94 . Arkistoitu alkuperäisestä 16. marraskuuta 2021.
  44. ↑ Huxor AP, Tanvir NR, Irwin MJ, Ibata R., Collett JL Uusi laajennettujen, valoisten tähtijoukkojen populaatio M31:n halossa  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2005. - 1. heinäkuuta ( nide 360 ). - s. 1007-1012 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x . Arkistoitu alkuperäisestä 22. lokakuuta 2019.
  45. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 28-35.
  46. ↑ Hodge, 1992 , s. 145-162.
  47. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 17-20.
  48. ↑ Berkhuijsen EM, Beck R., Walterbos RAM The Interstellar Medium in M31 ja M33  . - E-Heraeus-seminaari, Physikzentrum Bad Honnef, Saksa, 22.-25. toukokuuta 2000. - Aachen: Shaker Verlag , 2000. - ISBN 3-826-58191-1 . - ISBN 978-3-826-58191-5 .
  49. ↑ 1 2 Andromedan galaksin atlas . NASA/IPAC Extragalactic Database . NASA . Haettu 26. joulukuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 12. marraskuuta 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. tammikuuta ( nide 780 ). - s. 172 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/780/2/172 . Arkistoitu alkuperäisestä 23. helmikuuta 2022.
  51. ↑ 12 Hodge , 1992 , s. 183-205.
  52. ↑ Hodge, 1992 , s. 53-70.
  53. ↑ Azimlu M., Marciniak R., Barmby P. Uusi H II -alueiden luettelo M31:ssä  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2011. - 1. lokakuuta ( nide 142 ). - s. 139 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1088/0004-6256/142/4/139 . Arkistoitu alkuperäisestä 1. joulukuuta 2021.
  54. ↑ Sasaki M., Pietsch W., Haberl F., Hatzidimitriou D., Stiele H. Suuressa XMM-Newton M 31 -tutkimuksessa havaitut supernovajäännökset ja ehdokkaat  // Astronomy & Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2012. - 1. elokuuta ( nide 544 ). — P. A144 . — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/201219025 . Arkistoitu alkuperäisestä 18.9.2020.
  55. ↑ Bhattacharya S., Arnaboldi M., Hartke J., Gerhard O., Comte V. The survey of planetary nebulae in Andromeda (M 31). I. Levyn ja sädekehän kuvantaminen MegaCamilla CFHT:ssa  // Astronomy and Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2019. - 1. huhtikuuta ( nide 624 ). — P. A132 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201834579 .
  56. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 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. Kefeidit julkaisussa M31: The PAndromeda Cepheid Sample  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2018. - 1. syyskuuta ( nide 156 ). - s. 130 . — ISSN 0004-6256 . doi : 10.3847 /1538-3881/aad40f .
  61. ↑ Hodge, 1992 , s. 206-227.
  62. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 35-37.
  63. ↑ Hodge, 1992 , s. 227.
  64. ↑ Bond HE Hubble-avaruusteleskooppikuvaus M31 RV:n purkautumispaikasta. II. Ei sinistä jäännöstä hiljaisuudessa  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2011. - 25. heinäkuuta ( nide 737 , painos 1 ). - s. 17 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1088/0004-637x/737/1/17 . Arkistoitu alkuperäisestä 17. marraskuuta 2021.
  65. ↑ Shafter AW, Darnley MJ, Hornoch K., Filippenko AV, Bode MF Spekroskooppinen ja fotometrinen tutkimus nouvista M31:ssä  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2011. - 19. toukokuuta ( nide 734 , painos 1 ). - s. 12 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1088/0004-637x/734/1/12 . Arkistoitu alkuperäisestä 17. marraskuuta 2021.
  66. ↑ Hodge, 1992 , s. 219-222.
  67. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 39-41.
  68. ↑ Darnley MJ, Henze M., Steele IA, Bode MF, Ribeiro VARM Merkittävä toistuva nova M31:ssä: Vuoden 2014 ennustetun purkauksen löytö ja optiset/UV-havainnot  // Astronomy and Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2015. - 1. elokuuta ( nide 580 ). — P. A45 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201526027 . Arkistoitu alkuperäisestä 17. toukokuuta 2022.
  69. ↑ Hodge, 1992 , s. 5-7, 241-242.
  70. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 38-39.
  71. ↑ An JH, Evans NW, Kerins E., Baillon P., Novati S. C. Anomaly in the Candidate Microlensing Event PA-99-N2  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2004. - 1. helmikuuta ( nide 601 , painos 2 ). - s. 845 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/380820 . Arkistoitu alkuperäisestä 14. marraskuuta 2021.
  72. ↑ Extrasolar Planet Encyclopaedia - PA-99-N2 b . Extrasolar Planets Encyclopaedia . Haettu 27. joulukuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 24. tammikuuta 2021.
  73. ↑ Joseph D. Gelfand, T. Joseph W. Lazio, B. M. Gaensler. Laaja-alainen, matalataajuinen radiokuva M31:n kentästä. II. Lähteiden luokittelu ja keskustelu  //  The Astrophysical Journal Supplement Series. - Bristol, 2005. - Elokuu ( nide 159 , painos 2 ). - s. 242-276 . — ISSN 1538-4365 0067-0049, 1538-4365 . - doi : 10.1086/431363 . Arkistoitu alkuperäisestä 17. marraskuuta 2021.
  74. ↑ Hodge, 1992 , s. 71-86.
  75. ↑ Gießübel R., Heald G., Beck R., Arshakian TG Polarisoitunut synkrotronisäteily Andromedan galaksista M 31 ja taustalähteet taajuudella 350 MHz  // Astronomy and Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2013. - 1. marraskuuta ( nide 559 ). -P.A27 . _ — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201321765 . Arkistoitu alkuperäisestä 8. heinäkuuta 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. lokakuuta ( nide 534 ). — P. A55 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201015270 . Arkistoitu alkuperäisestä 17. lokakuuta 2021.
  77. ↑ Hofmann F., Pietsch W., Henze M., Haberl F., Sturm R. M 31 -keskuskentän röntgenlähteen vaihtelututkimus Chandra HRC-I:tä käyttäen  // Astronomy and Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2013. - 1. heinäkuuta ( nide 555 ). -P.A65 . _ — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201321165 . Arkistoitu alkuperäisestä 24. maaliskuuta 2021.
  78. ↑ Hodge, 1992 , s. 270-282.
  79. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 42-43.
  80. ↑ Cowen R. Andromeda törmäyskurssilla Linnunradan  kanssa  // Luonto . - N. Y. : NPG , 2012. - ISSN 1476-4687 . - doi : 10.1038/luonto.2012.10765 . Arkistoitu 13. toukokuuta 2020.
  81. ↑ Higgs CR, McConnachie AW Solo dwarfs IV: satelliittien ja eristettyjen kääpiögalaksien vertailu ja kontrasti paikallisryhmässä  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2021. - 1. syyskuuta ( nide 506 ). - P. 2766-2779 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stab1754 .
  82. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 4-8.
  83. ↑ Ibata R., Irwin M., Lewis G., Ferguson AMN, Tanvir N. Jättimäinen metallirikasten tähtien virta galaksin  M31 halossa  // Luonto . — N. Y .: NPG , 2001. — Heinäkuu ( nide 412 , painos 6842 ). - s. 49-52 . — ISSN 1476-4687 . - doi : 10.1038/35083506 . Arkistoitu alkuperäisestä 31.7.2020.
  84. ↑ Choi PI, Guhathakurta P., Johnston KV M32:n ja NGC 205:n vuorovesivuorovaikutus M31:n kanssa: Pintafotometria ja numeeriset simulaatiot  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2002. - 1. heinäkuuta ( nide 124 ). - s. 310-331 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/341041 . Arkistoitu alkuperäisestä 16. maaliskuuta 2022.
  85. ↑ Galaxy Next  Door . NASA (26. toukokuuta 2016). Haettu 26. joulukuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 28. joulukuuta 2020.
  86. ↑ Andromedan galaksi  . Encyclopedia Britannica . Haettu 26. joulukuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 29. joulukuuta 2020.
  87. ↑ 1 2 3 Seligman C. Uudet yleiskatalogiobjektit: NGC 200-249 . cseligman.com . Haettu 26. joulukuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 6. helmikuuta 2021.
  88. ↑ 1 2 Stoyan et ai., 2008 , s. 144.
  89. ↑ Hodge, 1992 , s. 3-4.
  90. ↑ Hodge, 1992 , s. neljä.
  91. ↑ Hodge, 1992 , s. 4-8.
  92. ↑ Hodge, 1992 , s. 7-8.
  93. ↑ Corwin HG Historiallisesti tiedossa olevat NGC/IC-kannat ja  huomautukset . Haettu 28. joulukuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 30. tammikuuta 2018.
  94. ↑ Hodge, 1992 , s. 9-10.
  95. ↑ Andromedan sumun parallaksi  //  Popular Astronomy. - N. Y .: John August Media, LLC, 1908. - 1. tammikuuta ( nide 16 ). - s. 66 . — ISSN 0197-7482 . Arkistoitu alkuperäisestä 21. marraskuuta 2021.
  96. ↑ Hodge, 1992 , s. 10-12.
  97. ↑ Hodge, 1992 , s. 12.
  98. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 170.
  99. ↑ Amnuel, P. Sumuinen pilkku taivaalla // Tiede ja elämä. - 2021. - Nro 7. - S. 81-87.
  100. ↑ Hubblen kuuluisa M31 VAR! levy  (englanniksi) . Carnegien observatoriot . Haettu: 1.7.2022.
  101. ↑ Hodge, 1992 , s. 14-22.
  102. ↑ 12 Hodge , 1992 , s. 23-26.
  103. ↑ Hodge, 1992 , s. 27-32, 37.
  104. ↑ Sakari CM Andromedan galaksin  pallomaiset tähtijoukot . - San Rafael: IOP Publishing , 2019. - s. 9-10. - 127 p. — (IOP:n ytimekäs fysiikka). - ISBN 978-1-64327-750-9 . - doi : 10.5281/zenodo.49389 .
  105. ↑ Garner R. Messier 31 (Andromedan galaksi) . NASA (6. lokakuuta 2017). Haettu 21. marraskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 25. marraskuuta 2021.
  106. ↑ Andromedan galaksi (M31) . Tarkkailu Skyhoundissa . Haettu 28. joulukuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 14. marraskuuta 2021.
  107. ↑ Tarkkailemassa M31:tä, Andromeda Galaxya (linkki ei saatavilla) . Backyard Astronomy Forum . Haettu 28. joulukuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 5. elokuuta 2020. 
  108. ↑ Stoyan et ai., 2008 , s. 150-151.
  109. ↑ Andromedan galaksi  . AstroBackyard | Astrovalokuvausvinkkejä ja opetusohjelmia . Haettu 28. joulukuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 23. joulukuuta 2020.
  110. ↑ Ivan Efremov - elämäkerta . Venäläinen fantasia . Haettu 22. marraskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 22. marraskuuta 2021.
  111. ↑ Phillips T. Mass Effect Andromedan loppuanalyysi  . Eurogamer (25. huhtikuuta 2017). Haettu 24. marraskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 6. maaliskuuta 2018.

Kirjallisuus

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
 Messier - esineet ( lista )
 Uuden jaetun katalogin kohteet