Androméda galaxis

Androméda galaxis
Galaxy

Az Androméda galaxis képe továbbfejlesztett H-alfa vonallal
Kutatástörténet
Jelölés M  31, NGC  224, PGC 2557
Megfigyelési adatok
( Epoch J2000.0 )
csillagkép Androméda
jobb felemelkedés 00 óra  42  óra 44,33 s
deklináció 41° 16′ 7,50″
Látható méretek 3° × 1°
Látható hang nagyságrendű + 3,44 m
Jellemzők
Típusú SA(k)b
Tartalmazza Helyi csoport [1] és [TSK2008] 222 [1]
radiális sebesség −290 km/s [2]
z −0,001
Távolság 2,4-2,7 millió St. év (740-830 ezer PC )
Abszolút magnitúdó (V) −21,2 m _
Súly 0,8—1,5⋅10 12 M ☉
Sugár 23 kiloparsec
Tulajdonságok A helyi csoport legnagyobb galaxisa
Információk az adatbázisokban
SIMBAD M31
Információ a Wikidatában  ?
 Médiafájlok a Wikimedia Commons oldalon

Az Androméda-galaxis ( Androméda- köd , M 31 , NGC 224 , PGC 2557 ) egy spirálgalaxis , amelyet az Androméda csillagképben figyeltek meg . Átmérője 47 kiloparszek , ami nagyobb, mint a mi galaxisunké, és többszörösen több csillagot tartalmaz, mint a Tejútrendszer. A távolság a galaxisunktól hozzávetőleg 800 kiloparszek , ami a nagy galaxisok közül a legközelebbi, valamint a helyi csoport legnagyobb galaxisává teszi . Tömege megközelítőleg megegyezik a Tejútrendszer tömegével, vagy még annál is kevesebb.

Az Androméda-galaxisnak van egy kifejezett gömb alakú alrendszere és egy korongja is észrevehető spirális karokkal , ezért a Hubble-besorolás szerint az Sb típusba sorolják. A korong a galaxis csillagtömegének több mint felét tartalmazza, ívelt alakú, 10 kiloparszek sugarú gyűrűt tartalmaz, megnövekedett H II régiókkal és OB asszociációkkal . A kidudorodás és a halo lapos, a sáv közvetlenül nem figyelhető meg a galaxisban, de bizonyos jelek jelzik a jelenlétét. A galaxis középpontjában egy kettős mag található, a perifériáján pedig különböző árapály-kölcsönhatások által létrehozott struktúrák figyelhetők meg . Ennek a galaxisnak a csillagpopulációja átlagosan idősebb, mint a mi galaxisunkban, és a csillagképződés mértéke alacsonyabb, és csak 20-30%-a a Tejútrendszerben tapasztalhatónak.

Az Androméda galaxisban mintegy 400 gömb alakú csillaghalmaz ismeretes , ami 2-3-szor több, mint a Tejútrendszerben. A gömbhalmazok rendszere és maguk ezek az objektumok bizonyos tekintetben eltérnek a galaxisunkban lévőktől: az M31 hatalmas, de meglehetősen fiatal halmazainak nincs analógja a Tejútrendszerben. Kis tömegű fiatal halmazok, hasonlóan a Tejútrendszer nyílt halmazaihoz , és OB asszociációk is jelen vannak az Androméda galaxisban.

Legalább 35 000 különböző típusú változócsillag ismeretes a galaxisban: ezek főként cefeidák , élénkkék változók , RR Lyrae változók , hosszú periódusú változók és az északi korona R-típusú változói . A galaxisban végzett megfigyelések teljes történetében egy szupernóva tört ki  - az S Andromeda , és évente átlagosan ötven új csillagot rögzítenek. Egy exobolygójelölt is van a galaxisban, a  PA -99-N2b .

A galaxisnak több mint 20 műholdja van, amelyek közül sok törpe szferoid galaxis . Közülük a legfényesebb az M 32 és az M 110 , és talán a Triangulum Galaxy is a műholdjai közé tartozik .

Az Androméda-galaxis és a Tejút közeledik, a számítások szerint 4 milliárd év múlva ütközés, majd egyesülés következik be .

A galaxisra vonatkozó legkorábbi fennmaradt utalás i.sz. 964-ből származik. Az 1920-as évekig gyakorlatilag nem álltak rendelkezésre adatok a galaxis távolságáról, de 1923-ban Edwin Hubble kimutatta, hogy az M 31 kívül található galaxisunkon, és bizonyos szempontból összehasonlítható vele. Ma az egyik legtöbbet tanulmányozott galaxis.

Az Androméda-galaxis látszólagos magnitúdója + 3,44 m , szögátmérője pedig hatszorosa a Holdénak , így szabad szemmel is látható, és az amatőr csillagászok körében népszerű megfigyelési objektum . A galaxis gyakori hely a sci -fiben .

Tulajdonságok

Főbb jellemzők

Az Androméda-galaxis a Tejútrendszertől 740-830 kiloparszek távolságra lévő spirálgalaxis , amelyet az Androméda csillagképben figyeltek meg. A Hubble-besorolás szerint Sb típusú. A galaxis a legnagyobb a Lokális Csoportban , és egyben a Tejútrendszerhez legközelebbi nagy galaxis [3] [4] . Bár ennek a galaxisnak a távolságát az egyik legjobb pontossággal ismerik a csillagászatban, a hiba még mindig észrevehető, és a kis Magellán -felhőtől mért távolság pontatlanságából adódik , amely a csillagászatban a távolságok skálájának lépcsője. [5] .

A galaxis átmérője a 25 m per négyzetmásodperc ívmásodperc izofottól mérve a fotometriai B sávban 47 kiloparszek [6] , ami nagyobb, mint a Tejútrendszer átmérője [7] . A galaxis középpontjától számított 30 kiloparszeken belül 3⋅10 11 M ⊙ tömeg található , amelyből a csillagok körülbelül 10 11 M ⊙ [8] . A galaxis távolabbi részein csillagokat és gázokat gyakorlatilag nem figyelnek meg, de a középponttól számított 100 kiloparszek sugarú területen a teljes tömeg különböző becslések szerint 0,8-1,5⋅10 12 M tartományba esik. ⊙ [9] [10 ] , többek között a sötét anyag halo miatt . Összességében a galaxis körülbelül billió csillagot tartalmaz , abszolút magnitúdója a V sávban –21,2 m [11] [12] . Így az Androméda galaxis kétszer akkora, mint a Tejút , és 2,5-5-ször több csillagot tartalmaz. Ugyanakkor a két galaxis tömege legalább egyenlő, és valószínűleg a Tejútrendszer tömege még nagyobb a halo miatt , bár egészen a közelmúltig azt hitték, hogy az Androméda galaxis sokkal nagyobb tömegű, mint a Tejútrendszer. Tejútrendszer, mivel az M 31 halo tömegéről nem volt pontos információ [3] [5] [13] .

A V sávban lévő  galaxis látszólagos magnitúdója +3,44 m , a B−V színindex  pedig +0,92 m [14] . A galaxis síkja 12,5°-os szöget zár be a látóvonallal [12] , félnagytengelyének helyzetszöge 38° [15] . A csillagközi kihalás értéke a V sávban a galaxisra nézve 0,19 m , a csillagközi vörösödés pedig B−V színben  0,06 m , de a galaxis nagy szögméretei miatt ennek az értéknek a különböző régióiban eltérőnek kell lennie [ 16] . A galaxis korongjának északnyugati része van a legközelebb a Tejúthoz [17] .

Szerkezet

Az Androméda galaxisnak van egy markáns gömb alakú komponense és egy korongja kiemelkedő spirális karokkal. A Hubble besorolás szerint az Sb típusra hivatkozik [3] [12] , a de Vaucouleur osztályozásban pedig az SA(s)b típussal [15] .

Lemez

A galaxis korongja a galaxis csillagtömegének 56%-át tartalmazza [18] , ez biztosítja a galaxis fényességének 70%-át [19] . A korong ívelt alakja: a korong északkeleti része északra, a délkeleti része délre dől a főtengelyéhez képest [20] .

A fényerő eloszlása ​​a lemezen exponenciális , és a lemez jellemző sugara az optikai tartomány közelében függ a hullámhossztól, rövidebb hullámhossz esetén csökken. Így a karakterisztikus korongsugár az U sávban 7,5 kiloparsec , a V sávban 5,7 kiloparsec, a K sávban pedig csak 4,4 kiloparsec. Így a korong margója kékebb színű és fiatalabb csillagpopulációval rendelkezik, mint a központi régiókban [21] [22] .

A spirálkarok számos szegmense figyelhető meg a galaxis korongjában: a galaxis belső régióiban főként a por , a külső régiókban pedig a szuperóriások és a H II régiók különböztetik meg őket [23] [24] . Valószínűleg az Androméda-galaxis spirális szerkezetének kialakulását nem magyarázza meg a sűrűséghullámok elmélete [15] . A spirális szerkezeten kívül a galaxis korongjában található egy gyűrű, amely a középpontot tőle körülbelül 10 kiloparszeknyi távolságra veszi körül - az úgynevezett fiatal korong ( eng.  young disc ): ezt egy nagy méretű korong különbözteti meg. H II régiók és OB egyesületek száma . A fiatal korong a csillagok csillagtömegének 1%-át tartalmazza, és a szimulációkban néha a galaxis a korongtól elkülönülő komponensének tekintik [18] [25] .

Szférikus alrendszer

A gömb alakú alrendszer fényessége a galaxis fényességének 30%-a [19] . A kidudorodás és a halo a galaxis csillagtömegének 30%-át, illetve 13%-át tartalmazza [18] .

A dudor effektív sugara 3,8 kiloparszek, a tengelyek látszólagos aránya 0,6 - ennek az ellapultságnak az oka az elfordulása. Az Androméda-galaxis halója szintén lapos, tengelyaránya 0,55 [26] [27] . Az M 31 dudor klasszikus és dobozszerű alkatrészt is tartalmaz [28] [29] .

Bar

Az Androméda-galaxis kellően meg van dőlve az ég síkjához képest , hogy magát a sávot is nehéz észrevenni, de túl gyenge ahhoz, hogy a kidudorodás határozottan doboz alakú legyen . A galaxisban gyakorlatilag a látóvonal mentén elhelyezkedő rúd jelenlétét azonban néhány közvetett adat bizonyítja, például az atomi hidrogén kinematikai tulajdonságai vagy a galaxis belső izofótáinak orientációja [30] .

Core

Az Androméda galaxis középpontjában egy mag található. Látható magnitúdója a V sávban 12,6 m , ami -12,0 m abszolút magnitúdónak felel meg [31] . A mag kettős: középen két, 1,8 parszeknyi távolságra elválasztott régió, a P 1 és a P 2 található , ahol a csillagok koncentrálódnak. A P 1 világosabb, míg a galaxis középpontjában nem ez, hanem a halványabb P 2 . A dimmer régió effektív sugara 0,2 parsec, és valószínűleg egy szupermasszív fekete lyukat tartalmaz, amelynek tömege 5⋅10 7 M ⊙ [31] .

A mag kettőssége vagy azzal magyarázható, hogy az Androméda galaxis a múltban elnyelt egy gömbhalmazt vagy egy kis galaxist, amelynek magját megfigyeljük, vagy azzal, hogy a magot részben eltakarja a por, ami a mag kettősségének illúzióját keltheti [4] [5] . Maga a mag nagyon nagy fényerővel rendelkezik, 60-szor akkora, mint egy átlagos galaxis gömbhalmazé. Ezenkívül a mag, akárcsak Galaxisunk magja, rádióforrás, de fényereje ebben a tartományban 30-szor gyengébb, mint a Tejútrendszer közepén lévő forrásé [25] .

Árapály-struktúrák

A galaxisban számos struktúra figyelhető meg, amelyek az árapály-kölcsönhatásokból származnak . Különösen észrevehetők a külső halóban – a galaxis középpontjától több mint 50 kiloparszekus távolságra, néhányuk több mint 100 kiloparszekus távolságra is kiterjed az M 31 középpontjától. Ezeket a struktúrákat a csúcscsillagok nyomon tudják követni . a vörös óriás ágról [32] .

Például az Óriás csillagfolyam , az M 31  árapály -szerkezetek közül a legláthatóbb, egy törpe műhold áthaladása eredményeként jött létre néhány kiloparszekre az Androméda galaxis központjától. A műhold tömege különböző becslések szerint 1–5⋅10 9 M⊙ volt , szinte radiális pályán mozgott, és az áthaladás 1–2 milliárd éve történt [32] .

Csillagpopuláció

A galaxis középső részeit a klasszikus kidudorodó csillagok uralják , amelyek többsége 11-13 milliárd éves, és megnövekedett fémességgel rendelkezik - a középpontban 0,35 [comm. 1] és a középponttól való távolság növekedésével csökken. Ezekben a csillagokban a vashoz képest megnövekedett az alfa-elemek tartalma is . A rúd csillagaiban az alfa-elemek vashoz viszonyított tartalma megnövekedett, de fémességük közel áll a napéhoz. A korongban a csillagpopuláció fiatalabb, egyes területeken átlagéletkora 3-4 milliárd év. Így az M 31 belső területein viszonylag rövid idő alatt először egy klasszikus dudor és egy primer korong alakult ki, amelyben egy rúd alakult ki, amelyet ma a kidudorodás dobozszerű alkotóelemeként figyelünk meg. Ezt követően a dudorban folytatódott a csillagképződés, ami növelte a központi régiók fémességét, később kialakult a korong [34] [35] .

A halóban a csillagpopuláció fémességének gradiense is megfigyelhető: a külső régiók felé csökken. A középponttól 20 kiloparszek távolságra a medián fémesség -0,5, 90 kiloparszekusnál nagyobb távolságban pedig -1,4-re csökken [36] . Az árapály-struktúrákon belül (lásd fent ) a fémesség bizonyos megoszlása ​​is megfigyelhető: például az Óriás csillagáram közepén a fémesség -0,7 és -0,5 között mozog, a szélén pedig lecsökken. −1,4 [32] . A csillagok és a gömbhalmazok a fényudvarban eltérően oszlanak meg: a csillagok esetében a térbeli sűrűségük az as távolságtól , a halmazoknál az - as távolságtól függ , vagyis a gömbhalmazok rendszere kiterjedtebb, mint a csillagé. Ráadásul a halo belső részében lévő csillagok fémessége magasabb, mint a halmazoknak, ami azzal magyarázható, hogy a halmazok korábban keletkeztek, mint a legtöbb csillag a fényudvarban [37] .

Külön figyelik meg a legfényesebb I populációjú csillagokat - OB csillagokat , Wolf-Rayet csillagokat , vörös szuperóriásokat -, valamint a II . populáció legfényesebb vörös óriásait . Ismeretes például, hogy a WN sorozat Wolf-Rayet csillagai hasonlóak a Tejútrendszer csillagaihoz, míg a WC szekvenciákat gyengébb és szélesebb vonalak különböztetik meg a spektrumban [38] .

Az Androméda galaxis jelenlegi csillagkeletkezési sebessége évi 0,35–0,4 M ⊙ [ 39 ] , ami a Tejútrendszerben tapasztalhatónak csak 20–30%-ának felel meg, és az Androméda galaxis csillagai átlagosan idősebbek [13] ] . A g sávban a tömeg-fényesség arány M ⊙ / L ⊙ egységekben körülbelül 5,3 a kidudorodásnál, 5,2 a korongnál, 6,2 a halonál és 1,2 a fiatal korongnál [18] .

Csillaghalmazok és társulások

Az Androméda-galaxisban kifejezett gömb alakú csillaghalmazok vannak: körülbelül 400 van belőlük, ami 2-3-szor több, mint a Tejútrendszerben, és az elméleti becslések szerint körülbelül 450 van belőlük a galaxisban. a Mayall II halmaz , a Helyi Csoport legfényesebb halmaza , amelynek tömege 7-15 millió naptömeg (ami kétszerese az Omega Centauriénak ), és valószínűleg egy elpusztult törpegalaxis magja [5] [12] [25] [40] . Az Androméda-galaxis gömbölyű csillaghalmazai átlagosan magasabb fémességgel rendelkeznek , mint a Tejútrendszerben [41] .

Az Androméda galaxisban nagyszámú csillaggal rendelkező halmazok ismertek, amelyek három korosztályt foglalnak el: az első 100-500 millió év, a második körülbelül 5 milliárd év, a harmadik 10-12 milliárd év, míg néhány ezek a halmazok a galaxis korongjához tartoznak. Az Androméda galaxistól eltérően a Tejútrendszerben a nagy számú csillagot tartalmazó halmazok - gömbhalmazok - csaknem egyforma idősek, koruk 10-12 milliárd év, és nincsenek fiatalok [42] [43] .

Valószínű, hogy a fiatal halmazok jelenléte az Androméda galaxisban annak köszönhető, hogy a múltban elnyelte a szabálytalan galaxisokat. Az ilyen fiatal klaszterek mind gömbhalmazoknak, mind külön típusnak tekinthetők, népes kék  klasztereknek , amelyek képviselőit a tipikus gömbhalmazok előfutárainak tekintik [42] [43] .

Ezenkívül az Androméda-galaxis csillaghalmazokat is tartalmaz, amelyek a gömb alakú csillaghalmazok és a törpe szferoidgalaxisok között köztesek , amelyeknek nincs analógja a Tejútrendszerben. Bár fényességük és színük megegyezik a közönséges gömbhalmazokéval, nagyon nagy sugarakban különböznek egymástól - 30 parszek nagyságrendben [44] .

Az Androméda galaxisban a Tejútrendszerrel ellentétben nincs határozott határ a haloklaszterek és a kidudorodó halmazok között. Galaxisunkban a kidudorodó klaszterek fémessége -1,0 [comm. 1] , míg a haloklaszterek alacsonyabbak, és kevés a köztes fémességű halmaz, addig az Androméda galaxisban egyenletesebb a halmazok fémesség szerinti eloszlása. Ezen túlmenően, az M 31-ben néhány, a központtól elég távoli halo-klaszter viszonylag magas fémességgel rendelkezik, akár –0,5 [45] .

A Tejútrendszer nyílt halmazaihoz hasonló kis tömegű fiatal halmazok az Androméda galaxisban is jelen vannak - a becslések szerint körülbelül 10 ezer ilyen objektumnak kell lennie az M31-ben [43] . Körülbelül 200 OB asszociáció ismert a galaxisban : ezek a spirálkarokban és a fiatal korongban koncentrálódnak (lásd fent ), de még ott is viszonylag kicsi a koncentrációjuk a galaxisunkhoz képest [46] [47] .

Csillagközi médium

Az M 31 csillagközi közeg különböző hőmérsékletű gázból és porból áll [48] . Az atomos hidrogén össztömege a galaxisban körülbelül 4⋅10 9 M ⊙ [12] [49] , a por tömege pedig 5⋅10 7 M ⊙ [50] .

Az Androméda-galaxisban elegendő por van ahhoz, hogy porsávként megfigyelhető legyen, és részben eltakarja a fényt a dudor északnyugati oldalán . A porsávok jól láthatóak a galaxissík és a képsík nagy dőlésszöge miatt . Összességében több mint 700 különálló porfelhő ismert a galaxisban [51] .

Az M 31 galaxisban lévő por befolyásolja a fény elnyelését és kivörösödését . A galaxisunkban a por által keltett színtöbblet mellett az Androméda-galaxisban a por által okozott B-V színben a vörösödés egyes területeken eléri a 0,45 métert . Az abszorpció hullámhossztól való függése eltér a Tejútrendszer porától. A por is hozzájárul az M 31 sugárzás polarizációjához , és a polarizáció mértékének hullámhossztól való függése is eltér a galaxisunkban megfigyelttől. Némi melegítés hatására maga a por sugárzik ki az infravörösben [51] . A por és a gáz mennyiségének aránya a galaxis középpontjától a perifériáig fokozatosan csökken [50] .

Az M 31-ben található atomi hidrogén a korongban koncentrálódik, különösen a spirálkarokban és egy 10 kiloparszek sugarú gyűrűben (lásd fent ), és a korong görbülete a legjobban az atom szerkezetében látható. hidrogén. Azokon a helyeken, ahol aktív csillagkeletkezés történik, az atomos hidrogén sűrűsége csökken [52] .

A galaxisban több mint 3900 H II régió ismert [53] , valamint 26 szupernóva-maradvány és további 20 ilyen objektum jelöltje [54] . Rajtuk kívül több mint 4200 bolygóköd ismert [55] , és összesen a becslések szerint körülbelül 8 ezernek kell lennie a galaxisban [56] . A szupernóva-maradványokat az különbözteti meg a H II régióktól, hogy a rádió tartományában nem termikus jellegű sugárzás található . Bár a H II régiók egy galaxisban önmagukban meglehetősen tipikusak, összességükben kevés fényes objektum található. A H II régiók fémessége a galaxis közepétől a perem felé csökken [57] .

A galaxis egyes molekulák – például szén- dioxid – kibocsátását is mutatja , amelyek molekulafelhőkben helyezkednek el . A spirálkarokban a sugárzás 10 6 M ⊙ nagyságrendű nagyságrendű molekulafelhőkből származik , a karok között pedig kisebb, 10 4 M ⊙ tömegű felhők sugároznak [58] .

Változócsillagok

Az Androméda galaxisban legalább 35 000 különböző típusú változócsillag ismert [59] . Először is, ezek a cefeidák  - fényes csillagok, amelyeknek bizonyos kapcsolata van a periódus és a fényesség között , amelyek segítségével meghatározható a távolságuk. A galaxisban 2686 ilyen csillagot ismerünk [60] , a cefeidák többségének periódusa 5-125 nap. Egyéb ismert változótípusok közé tartoznak a világoskék változók , az RR Lyrae változók , a hosszú periódusú változók és a North Corona R változók [61] [62] .

Az egyik változócsillag, az M31-RV  meglehetősen szokatlan módon mutatkozott meg: 1988-ban erősen megnövelte fényerejét, elérte a –10 m abszolút magnitúdóját, és a galaxis egyik legfényesebb csillagává vált, majd elhalványult és megszűnt. hogy látható legyen. Ugyanakkor a megfigyelt tulajdonságok szerint ez a csillag nagyon különbözött a tipikus új csillagoktól , és hasonlított a V838 Unicorn változóhoz, amely a galaxisunkban fellángolt. Ennek a viselkedésnek az egyik lehetséges magyarázata két csillag egyesülése [63] [64] .

Új és szupernóvák

Az Androméda galaxisban évente átlagosan 50 új csillag villan fel , összesen legalább 800 ilyen objektumot regisztráltak a galaxisban [65] . Ugyanakkor az új csillagok kitörési gyakoriságának aránya a galaxis fényességéhez képest más galaxisokhoz képest meglehetősen alacsony, ami az M31-ben alacsony csillagkeletkezési sebességnek tudható be [66] [67 ] ] . Az egyik ismétlődő nova , az M31N 2008-12a esetében már legalább 8 alkalommal észleltek kitörést [68] .

A galaxisban végzett megfigyelések teljes történetében egyetlen szupernóvát regisztráltak  - S Andromedát , amelyet 1885-ben figyeltek meg [5] . Látszólagos csillagmagassága 6,7 ​​m volt maximális fényerő mellett, és a kortársak új csillagnak, nem szupernóvának tekintették (lásd alább ). A szupernóva-maradványok száma, és ebből következően kitörésük gyakorisága a galaxisban, fényességéhez képest alacsony a csillagkeletkezési sebesség csökkentése miatt [69] [70] .

Exobolygók

A galaxisnak van egy exobolygójelöltje  , a PA-99-N2b , amelynek létezésére utalhat egy 1999-ben megfigyelt mikrolencsés esemény. A felfedezés bejelentése után azonban megkérdőjelezték [71] , és pillanatnyilag a bolygót meg nem erősítettnek tekintik [72] .

Rádiókibocsátás

Sok galaxishoz hasonlóan az M 31 is a rádió hatótávolságában bocsát ki , de ennek a sugárzásnak az ereje alacsony, így az Androméda galaxis nem tartozik rádiógalaxisok közé . Például 325 MHz frekvencián 405 forrást figyelnek meg [73] , köztük például szupernóva-maradványokat . A rádiókibocsátás főként a galaxis középpontjából és egy 10 kiloparszek sugarú gyűrűből származik, és azok a területek, ahol a rádiósugárzás ereje megnövekedett, az aktívabb csillagkeletkezési területeknek felelnek meg. Az M 31 rádióemissziója polarizált : a galaxis mágneses mezővel rendelkezik , így a benne relativisztikus sebességgel mozgó elektronok polarizált szinkrotronsugárzást hoznak létre [74] [75] .

Röntgenforrások

Az Androméda-galaxisban legalább 1897 ismert röntgensugárforrás található , amelyek közül néhány változékony. E források közé tartoznak a röntgen-binárisok és szupernóva-maradványok , valamint a magas hőmérsékletű fehér törpék által előállított lágy röntgensugarak [76] [77] . Egyes forrásokat a galaxis gömbhalmazaiban figyeltek meg - az M 31-es halmazok fényessége a röntgentartományban nagyobb, mint a Tejútrendszer gömbhalmazaié [78] . A másik különbség az Androméda-galaxis és a Tejútrendszer forrásai között a középpontban való koncentrációjuk: az M 31-es dudorban sokkal több fényes forrás található, mint a Tejútrendszerben, és a különbség még erősebb a belső részek összehasonlításakor. a kidudorodások közül [79] .

Mozgás

Az M 31 sugárirányú sebessége a Földhöz viszonyítva −310 km/s, a Tejútrendszer középpontjához viszonyítva −120 km/s [49] , vagyis közelednek a galaxisok. Az Androméda-galaxis érintőleges sebessége 57 km/s, így a galaxisok a jövőben ütközni fognak (lásd alább ) [5] [17] .

A galaxis forgási görbéjének maximuma a középponttól számított 1-15 kiloparszek tartományban van, ezeken a távolságokon a galaxis forgási sebessége 240-250 km/s [18] . A földi megfigyelők szempontjából a galaxis forgása az óramutató járásával ellentétes irányban történik [17] .

Ütközés a Tejútrendszer és az Androméda galaxis között

Mivel az Androméda galaxis és a Tejút körülbelül 120 km/s sebességgel közeledik, az Androméda galaxis érintőleges sebessége pedig meglehetősen kicsi, a galaxisok a jövőben ütközni fognak. Ez 4 milliárd év múlva fog megtörténni, ezután még 2 milliárd évig tart az egyesülési folyamat, és az egyesülés eredményeként egy elliptikus galaxis jön létre . Amikor a galaxisok egyesülnek, az egyes csillagok ütközése a csillagok alacsony koncentrációja miatt továbbra sem valószínű, de lehetséges, hogy a Naprendszer messze kilökődik a létrejövő galaxis középpontjától. A Triangulum galaxis részt vesz ebben az ütközésben , és lehetséges, hogy a Tejútrendszer korábban ütközik vele, mint az Androméda galaxissal [4] [12] [80] .

Műholdak

Az Androméda galaxis több mint 20 ismert műholdgalaxissal rendelkezik . Az M 31 műholdjai közül sok törpe szferoid galaxis , amelyekhez hasonlókat a Tejútrendszerben nem figyeltek meg [81] . A Helyi Csoportban ezek a műholdak magával az M 31-gyel együtt alkotják az Andromeda alcsoportot [82] . A műholdak közül a legfényesebb és legszembetűnőbb az M 32 és az M 110 , emellett a Triangulum galaxis [4] [5] is az Androméda galaxis műholdjaihoz tartozhat .

A galaxis és a műholdak közötti árapály-kölcsönhatás ahhoz a tényhez vezet, hogy a csillagáramok és más árapály-struktúrák egyes műholdakhoz kapcsolódnak (lásd fent ) [32] [83] [84] . Ráadásul az M 32 200 millió évvel ezelőtt vagy korábban áthaladt az Androméda galaxis korongján, ami a spirálkarok deformálódásához és egy gyűrű megjelenéséhez vezetett a galaxisban [85] , és e két galaxis között van egy anyag „hídja” [59] .

Tanulmánytörténet

századig

Jó nézési körülmények között az Androméda galaxis szabad szemmel ködként látható, és valószínűleg az ókorban is többször megfigyelték. Az első fennmaradt említés azonban csak i.sz. 964-ből (vagy 965-ből [86] ) származik, és az Állócsillagok könyve tartalmazza ., amelyet As-Sufi állított össze , ahol "kis felhőként" írják le [5] [87] [88] .

A ködöt említő európai forrásokból egy holland csillagtérkép ismeretes, amely 1500-ra nyúlik vissza. Az első személy, aki távcsővel megfigyelte, Simon Marius volt 1612-ben. A ködöt Giovanni Battista Hodierna is felfedezte, és a korábbi megfigyelésekről nem tudva 1654-ben bejelentette felfedezését. 1661-ben a galaxist Ismael Buyo figyelte meg, és egyúttal megjegyezte, hogy egy névtelen csillagász fedezte fel a 16. század elején; ennek ellenére Edmund Halley Buyót tekintette a felfedezőnek, és ezt jelezte 1716-ban a ködökről írt munkájában. Charles Messier a ködöt 1764-ben a 31-es számmal tüntette fel katalógusában . Felfedezőként Simon Mariust jelölte meg, bár ő nem volt felfedező, és nem nyilvánított felfedezést. Messier később katalogizálta a galaxis két műholdját, az M 32 -t és az M 110-et [5] [87] [88] .

William Herschel volt az első, aki szisztematikusan feltárta a ködöket, köztük az Androméda galaxist. Úgy vélte, hogy az M 31 és más ködök szórják a csillagok fényét, ezért úgy néznek ki, mint ködös objektumok – ez a feltételezés sok ködre igaznak bizonyult, az Androméda galaxisra azonban nem. Ezenkívül Herschel tévesen azt hitte, hogy több éven keresztül a köd megjelenése megváltozik. Ez az elképzelés azon alapult, hogy Herschel idején fényképezés nem létezett, és a csillagászok kénytelenek voltak égitestek vázlataira hagyatkozni, amelyek megfigyelőnként eltérőek voltak [89] . 1785-ben Herschel tévesen 2000 távolságra, azaz 17 000 fényévre becsülte a galaxis távolságát a Szíriusztól , de helyesen sejtette, hogy az Androméda-köd hasonló a Tejúthoz [5] [59] .

1847-ben George Bond először fedezett fel porsávokat egy galaxisban [90] . 1864-ben William Huggins észrevette, hogy a ködök spektruma folytonosra oszlik, amely a csillagokban is megtalálható, és emisszióra , amelyet gáz- és porködben figyeltek meg. Huggins megállapította, hogy az M 31 spektruma folytonos [5] .

1885-ben szupernóva robbant fel a galaxisban  - S Andromeda , az első rögzített szupernóva a Tejútrendszeren kívül, és eddig az egyetlen szupernóva az Androméda galaxisban (lásd fent ) [5] . Ezt a szupernóvát összetévesztették egy új csillaggal , és ez a hiba megerősítette azt a véleményt, hogy az M 31 a galaxisunkban van [91] .

1887-ben Isaac Robertselkészítette a történelem első fényképét az M 31-ről, amelyen a galaxis szerkezetének néhány részletét fedezték fel [5] . Roberts gyűrűszerű szerkezeteket vett észre, és tévesen arra a következtetésre jutott, hogy egy ködöt figyelt meg, ahol bolygórendszer alakult ki . 1899-ben újabb fényképeket készített a galaxisról, és rájött, hogy a gyűrűknek hitt szerkezetek valójában spirálkarok [92] .

1888-ban John Dreyer kiadta az új általános katalógust , amely 7840 ködöt, csillaghalmazt és egyéb objektumot tartalmaz. Az Androméda-galaxis NGC 224 néven szerepelt. A katalógusban magán a galaxison kívül a benne található NGC 206 csillaghalmaz is szerepel . A már ismert kísérőtársak M 32 és M 110 NGC 221, illetve NGC 205 néven kerültek katalógusba; további két műhold NGC 147 és NGC 185 [5] [87] [93] jelölést kapott .

20. század

1912-ben Vesto Slifer megmérte az M 31 sugárirányú sebességét, és megállapította, hogy 300 km/s sebességgel közelíti meg a Földet, ami a valaha mért legmagasabb értéknek bizonyult. Ez bizonyíték volt arra, hogy a köd a Tejútrendszeren kívül van [5] . Slipher a galaxis forgását is detektálta: a középponttól 20 percnyi szögtávolságnál a radiális sebesség 100 km/s-kal tért el [94] .

Az 1920-as évek előtt gyakorlatilag nem voltak adatok a galaxis távolságáról, és a különböző mérési kísérletek gyakran bizonytalan vagy teljesen helytelen eredményekhez vezettek. Például Carl Bolin1907-ben 0,17 ívmásodperces parallaxist talált M31-ben , aminek eredményeként a mért távolság mindössze 6 parszek [95] . Ezzel szemben az Adrian van Maanen által 1918-ban mért parallaxis mennyisége kisebb volt, mint a mérési hiba. Más módszerek is hasonló eredményekhez vezettek [96] .

1922-ben Ernst Epik felvetette, hogy a galaxis középső részeinek ellapultságát a forgásuk okozza, és a galaxis távolságát – ismerve a forgási sebességet – 450 kiloparszekre becsülte a galaxis távolságát. 1923-ban Knut Lundmark alig több mint 1 megaparsec távolságot kapott a galaxisban felfedezett új csillagok látszólagos fényességétől . Ezek az eredmények nagyságrendileg megegyeznek az általánosan elfogadott értékkel [97] .

1923-ban Edwin Hubble két cefeidát fedezett fel az Androméda galaxisban  – változócsillagok , amelyeknél ismert volt a periódus és a fényesség közötti kapcsolat . Ennek a felfedezésnek köszönhetően később megállapította, hogy az M 31 távolsága jelentősen meghaladja a Tejútrendszer méretét. Így az Androméda-köd lett az egyik első csillagászati ​​objektum, amelynek galaxisunkon kívüli elhelyezkedését igazolták [98] [99] [100] . Ezt követően a Hubble által ismert változócsillagok száma 50-re nőtt, és 1929-ben publikált egy tanulmányt az Androméda galaxisról. Hubble becslése szerint a cefeidáktól való távolság 275 kiloparszek volt, ami durva alulbecslésnek bizonyult, mert akkor még nem tudták, hogy a kefeidákat két típusra osztják, amelyeknek a periódus és a fényesség közötti függése eltérő [5] . Hubble megmérte a galaxis tömegét és néhány egyéb jellemzőjét. A tömegbecslés is erősen alulbecsültnek bizonyult, és 3,5⋅10 9 M ⊙ -t tett ki , de a hibás eredmények ellenére a Hubble-nak sikerült kimutatnia, hogy az M 31 sok tekintetben a miénkhez hasonló galaxis [101] .

Hubble munkájának megjelenése után Walter Baade jelentős mértékben hozzájárult az M 31 tanulmányozásához . Ezt megelőzően a Hubble csak a galaxis perifériáján volt képes megkülönböztetni az egyes csillagokat, míg Baade 1944-ben a galaxis középső részében volt képes megfigyelni az egyes vörös óriásokat . Azt találta, hogy ugyanazok a vörös óriások figyelhetők meg az M 31 műholdain és a Tejútrendszer gömbhalmazaiban . Ezt követően Baade arra a következtetésre jutott, hogy a galaxisokban két csillagpopuláció létezik: az I. populáció és a II . 1952-ben, szintén az M 31 megfigyeléseinek köszönhetően, Baade megállapította, hogy az I. és II. populációba tartozó kefeidák eltérő összefüggést mutatnak a periódus és a fényesség között. Egyenlő ideig az I. populáció cefeidái átlagosan négyszer fényesebbek, mint a II. populáció, így ez a felfedezés megduplázta a galaxistávolság becsléseit [comm. 2] [102] .

Ezt követően különféle felfedezésekre került sor. Például 1958-ban Gerard Henri de Vaucouleurs egy galaxis fényességprofilját tanulmányozta, és először választotta el a kidudorodás hozzájárulását a benne lévő korongtól . 1964-ben Sidney van den Bergh OB asszociációkat fedezett fel a galaxisban, és ugyanebben az évben Baade és Halton Arp kiadta a H II régiók katalógusát . A galaxis első bolygóködeit is Baade fedezte fel, de nagy számban az 1970-es években kezdték felfedezni őket. 1989-ben fedezték fel az Andromeda S szupernóva-maradványt , 1991-ben pedig a Hubble -teleszkóp segítségével kiderült, hogy a galaxis magja bináris [59] [103] .

21. század

A 21. században az Androméda galaxis különféle tanulmányok tárgyává vált. Például a Panchromatic Hubble Andromeda Treasury (PHAT) a korong egy részének és a galaxis központi régiójának többsávos fotometriai vizsgálata a Hubble -teleszkóp segítségével . Célja a csillaghalmazok felfedezése , az egyes csillagok korának és fémességének meghatározása, valamint a csillagkeletkezés történetének meghatározása a galaxisban. Egy másik példa a The Pan-Andromeda Archaeological Survey (PAndAS), amely a galaxis külső régióinak, a benne található haló- és árapály-struktúráknak, valamint műholdaknak és távoli csillaghalmazoknak a fotometriai vizsgálata [104] . Ezenkívül a Gaia űrteleszkópon 2018-ban nyert adatok felhasználásával magának a galaxisnak és a benne található nagyszámú csillagnak a dinamikáját tanulmányozták [17] .

Az Androméda-galaxis a leginkább tanulmányozott a külső galaxisok közül: különösen azért érdekes, mert a Tejútrendszerrel ellentétben oldalról figyelik meg, és minden jellemzője jól látható, és nem rejti el a csillagközi por [5] .

Észrevételek

Az Androméda-galaxis az azonos nevű csillagképben figyelhető meg . Látszólagos magnitúdója +3,44 m [14] , ami miatt nemcsak szabad szemmel látható , hanem az égi szféra északi féltekéjének legfényesebb galaxisa is [3] . Szögméreteinek becslése a megfigyelés kritériumaitól és körülményeitől függ, de átlagosan 3° × 1°-nak tekintik a méreteket, ami azt jelenti, hogy az Androméda galaxis szögátmérője 6-szor nagyobb, mint a galaxis szögátmérője . a Hold [5] . A galaxis látható az egész északi féltekén , és a déli  -40°-tól északra eső szélességi körökön [12] , és a megfigyelésre a legjobb hónap a november [105] . Mindezek a tulajdonságok a galaxist meglehetősen népszerű megfigyelési objektummá teszik [106] .

Néha ezt a galaxist tekintik a legtávolabbi szabad szemmel látható objektumnak, bár tapasztalt megfigyelők láthatják a távolabbi Triangulum galaxist [4] .

A nagy látszólagos fényesség ellenére a galaxis felszíni fényereje a nagy mérete miatt alacsony. A látási viszonyok nagymértékben függenek a fényszennyezés mértékétől, bár kisebb mértékben, mint más galaxisok esetében. Némi fényszennyezés mellett a galaxis legfényesebb központi része még mindig látható, távcsővel vagy kis távcsővel láthatjuk a legfényesebb műholdakat - M 32 és M 110 , de a szerkezet továbbra is megkülönböztethetetlen, és a galaxis oválisként látható. -alakú homályos folt [107] .

Egy 150 mm-es lencseátmérőjű teleszkópban már észrevehető a galaxis szerkezete - például porsávok, valamint egyes objektumok: NGC 206 és néhány gömbhalmaz. A még nagyobb, 350 mm átmérőjű műszerek használata sok részlet megkülönböztetését teszi lehetővé: csillagszerű mag kiemelkedik, a részletekben porsávok látszanak. Számos gömb alakú és nyílt halmaz látható, valamint egyedi fényes csillagok, például az AF Andromedae . Ezen kívül láthatóvá válnak azok a galaxisok, amelyek az M 31 mögött vannak a látómezőn: Markaryan 957 és 5Zw 29 . Az M 31 - Andromeda I , II és III  - legközelebbi műholdjainak megfigyeléséhez 500 mm lencseátmérőjű teleszkópra van szükség [108] . Ha hosszú expozícióval fényképez, a kép részletei még teleszkóp használata nélkül is láthatók [109] .

A kultúrában

A populáris kultúrában az Androméda-galaxist főként helyszínként használják különféle sci-fi művekben. Az irodalmi művekben például Ivan Efremov " Az Androméda-köd " című regénye (1955-1956) [110] , amelyben az Androméda-galaxis az első a galaxisok közül, amellyel a civilizációknak sikerül kapcsolatot létesíteniük. A filmek közül - az A sorozat az Andromedának(1961), amelyben a cselekmény azon alapul, hogy a tudósok rádióüzenetet kaptak az Androméda galaxisból, valamint a Star Trek sorozatot , amelynek egyik epizódjában intelligens lények érkeznek a galaxisból [4] . A galaxis jelen van a számítógépes játékokban is, például a Mass Effect: Andromedában az akció ebben a galaxisban játszódik [111] .

Jegyzetek

Megjegyzések

  1. ↑ 1 2 A fémesség a héliumnál nehezebb elemek napenergiával egyenlő arányának felel meg [33] .
  2. ↑ Mivel a távolságskálát korábban a gömbhalmazokban megfigyelt II-es populációhoz, a külső galaxisokban pedig az I-es populációhoz tartozó cefeidákhoz kalibrálták, ez a galaxisok, köztük az M 31 közötti távolságok kétszeres alulbecsléséhez vezetett [102] .

Források

  1. ↑ 1 2 SIMBAD csillagászati ​​adatbázis
  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. - P. 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 . Androméda-köd // Nagy Orosz Enciklopédia / Szerk.: Yu. S. Osipov . - M . : BRE Kiadó , 2005. - T. 1. - S. 738. - 766 p. - ISBN 5-85270-329-X.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 Drága D. Androméda galaxis (M31, NGC 224  ) . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2020. december 26. Az eredetiből archiválva : 2010. november 15.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 Frommert H., Kronberg C. Messier 31. objektum  (eng.) . Messier adatbázis . Letöltve: 2020. december 26. Az eredetiből archiválva : 2018. október 21.
  6. ↑ A MESSIER 031 (M 31) objektum eredményei . ned.ipac.caltech.edu . Letöltve: 2022. augusztus 16.
  7. ↑ Drága D. Helyi Csoport . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2022. augusztus 16.
  8. ↑ Sick J., Courteau S., Cuillandre JC., Dalcanton J., de Jong R. Az M31 csillagtömege az Andromeda Optical & Infrared Disk Survey alapján  //  Proceedings of the International Astronomical Union. — Cambr. : Cambridge University Press , 2015. - április 1. ( 10. kötet (S311) ). - 82-85 . o . — ISSN 1743-9221 . - doi : 10.1017/S1743921315003440 . Archiválva : 2020. október 26.
  9. ↑ Kafle PR, Sharma S., Lewis GF, Robotham ASG, Driver SP A sebesség szükségessége: az Androméda galaxis menekülési sebessége és dinamikus tömegmérése  // 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. A helyi kozmikus terjeszkedés dinamikus modellje  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2014-09-01. - T. 443 . — S. 2204–2222 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stu879 .
  11. ↑ van den Bergh, 2000 , p. 44.
  12. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Androméda  galaxis . Csillagászat . Melbourne: Swinburne University of Technology . Letöltve: 2020. december 26. Az eredetiből archiválva : 2020. június 17.
  13. ↑ 1 2 Siegel E. Lehet-e a Tejút tömegesebb, mint az Androméda?  (angol) . Forbes . A Forbes (2019. március 14.). Letöltve: 2020. december 26. Az eredetiből archiválva : 2020. december 2.
  14. ↑ 1 2 M 31  (angol) . SIMBAD . CDS . Letöltve: 2020. december 28. Az eredetiből archiválva : 2021. január 18.
  15. ↑ 1 2 3 Tenjes P., Tuvikene T., Tamm A., Kipper R., Tempel E. Spirálkarok és lemezstabilitás az Androméda galaxisban  // Astronomy and Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2017. - április 1. ( 600. kötet ). — P. A34 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201629991 . Archiválva : 2020. október 26.
  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. - február 1. ( 872. kötet ). — 24. o . — ISSN 0004-637X . doi : 10.3847 /1538-4357/ab001b . Az eredetiből archiválva : 2021. december 4.
  18. ↑ 1 2 3 4 5 Tamm A., Tempel E., Tenjes P., Tihhonova O., Tuvikene T. Csillagtömeg-térkép és sötétanyag-eloszlás az M 31-ben  // Astronomy & Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2012. - október 1. ( 546. kötet ). -P.A4 . _ — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/201220065 . Archiválva : 2020. október 21.
  19. ↑ 12 van den Bergh, 2000 , p. 9.
  20. ↑ Hodge, 1992 , pp. 45-46.
  21. ↑ Hodge, 1992 , pp. 37-42.
  22. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 15-16.
  23. ↑ Hodge, 1992 , pp. 31-32.
  24. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 16-17.
  25. ↑ 1 2 3 van den Bergh S. A galaxisok helyi csoportja  //  The Astronomy and Astrophysics Review . - B. : Springer Verlag , 1999. - doi : 10.1007/S001590050019 . Archiválva : 2020. november 29.
  26. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 14, 24-25.
  27. ↑ Richstone DO, Shectman SA Forgási sebességek az M 31 nukleáris domborulatában  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1980. - január 1. ( 235. kötet ). - P. 30-36 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/157605 .
  28. ↑ Mold J. The Bulge of M31  //  Az Ausztrál Csillagászati ​​Társaság kiadványai. - Melbourne: Cambridge University Press és CSIRO , 2013. - március 1. ( 30. kötet ). — P.e027 . — ISSN 1323-3580 . - doi : 10.1017/pas.2013.004 .
  29. ↑ Díaz MB, Wegg C., Gerhard O., Erwin P., Portail M. Andromeda láncolva a dobozhoz – dinamikus modellek M31-hez: domborulat és bár  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2017. - április 1. ( 466. kötet ). - P. 4279-4298 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stw3294 . Az eredetiből archiválva : 2021. november 14.
  30. ↑ Athanassoula E., Beaton RL Az M31 bár rejtélyének megfejtése  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2006. - augusztus 11. ( 370. kötet , 3. szám ). - P. 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 alépítmény és árapályfolyamok az Androméda-galaxisban és műholdain // Árapály-folyamok a helyi csoportban és azon túl  . — 1. kiadás. - Cham: Springer International Publishing , 2016. - Vol. 420. - P. 191. - 250 p. – (Astrophysics and Space Science Library, 420. köt.). — ISBN 978-3-319-19336-6 . - doi : 10.1007/978-3-319-19336-6_8 . Archiválva : 2021. november 26. a Wayback Machine -nél
  33. ↑ Drágám D. Metálság . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. november 14. Az eredetiből archiválva : 2021. október 5..
  34. ↑ Nowakowski T. A kutatók csillagpopulációkat vizsgálnak az Androméda galaxis  központi régiójában . Phys.org . Letöltve: 2020. december 26. Az eredetiből archiválva : 2020. november 9..
  35. ↑ Saglia RP, Opitsch M., Fabricius MH, Bender R., Blaña M. Stellar populations of the central region of M 31  // Astronomy & Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2018. - október 1. ( 618. kötet ). — P. A156 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201732517 .
  36. ↑ Gilbert KM, Kalirai JS, Guhathakurta., Beaton RL, Geha MC Az M31 Stellar Halo globális tulajdonságai a SPLASH felmérésből. II. Metallicity Profile  (angol)  // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2014. - december 1. ( 796. kötet ). — 76. o . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/796/2/76 . Archiválva : 2021. november 15.
  37. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 24-27.
  38. ↑ Hodge, 1992 , pp. 289-303.
  39. ↑ Rahmani S., Lianou S., Barmby P. Csillagképződési törvények az Androméda galaxisban: gázok, csillagok, fémek és a csillagkeletkezés felszíni sűrűsége  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2016. - március 1. ( 456. kötet ). - P. 4128-4144 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stv2951 . Az eredetiből archiválva : 2021. november 26.
  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?  (angol)  // The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2001. - augusztus 1. ( 122. kötet ). - P. 830-841 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/321166 . Az eredetiből archiválva : 2018. augusztus 9.
  41. ↑ Csillaghalmaz – Halmazok külső  galaxisokban . Encyclopedia Britannica . Letöltve: 2020. december 26. Az eredetiből archiválva : 2021. május 10.
  42. ↑ 1 2 Burstein D., Yong Li, Freeman KC, Norris JE, Bessell MS Globular Cluster and Galaxy Formation: M31, the Milky Way, and Impplications for Globular Cluster Systems of Spiral Galaxies  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2004. - október 1. ( 614. kötet ). - 158-166 . o . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/423334 . Az eredetiből archiválva : 2018. augusztus 9.
  43. ↑ 1 2 3 Caldwell N., Harding P., Morrison H., Rose JA, Schiavon R. Csillaghalmazok az M31-ben. I. Katalógus és tanulmány a fiatal klaszterekről  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2009. - január 1. ( 137. kötet ). - P. 94-110 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1088/0004-6256/137/1/94 . Az eredetiből archiválva : 2021. november 16.
  44. ↑ Huxor AP, Tanvir NR, Irwin MJ, Ibata R., Collett JL . A kiterjesztett, világító csillaghalmazok új populációja az M31 halojában  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2005. - július 1. ( 360. kötet ). - P. 1007-1012 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x . Archiválva az eredetiből 2019. október 22-én.
  45. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 28-35.
  46. ↑ Hodge, 1992 , pp. 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 szeminárium, Physikzentrum Bad Honnef, Németország, 2000. május 22-25. - Aachen: Shaker Verlag , 2000. - ISBN 3-826-58191-1 . - ISBN 978-3-826-58191-5 .
  49. ↑ 1 2 Az Androméda-galaxis atlasza . NASA/IPAC Extragalaktikus Adatbázis . NASA . Letöltve: 2020. december 26. Az eredetiből archiválva : 2020. november 12.
  50. ↑ 1 2 Draine BT, Aniano G., Krause O., Groves B., Sandstrom K. Andromeda's Dust  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2014. - január 1. ( 780. kötet ). - 172. o . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/780/2/172 . Archiválva az eredetiből 2022. február 23-án.
  51. ↑ 12 Hodge , 1992 , pp. 183-205.
  52. ↑ Hodge, 1992 , pp. 53-70.
  53. ↑ Azimlu M., Marciniak R., Barmby P. A New Catalog of H II Regions in M31  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2011. - október 1. ( 142. kötet ). — 139. o . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1088/0004-6256/142/4/139 . Az eredetiből archiválva : 2021. december 1.
  54. ↑ Sasaki M., Pietsch W., Haberl F., Hatzidimitriou D., Stiele H. Az XMM-Newton M 31 nagy felmérésben észlelt szupernóva maradványok és jelöltek  // Astronomy & Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2012. - augusztus 1. ( 544. kötet ). — P. A144 . — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/201219025 . Archiválva az eredetiből: 2020. szeptember 18.
  55. ↑ Bhattacharya S., Arnaboldi M., Hartke J., Gerhard O., Comte V. The survey of planetary nebulae in Andromeda (M 31). I. A lemez és a halo képalkotása MegaCam segítségével a CFHT-nál  // Astronomy and Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2019. - április 1. ( 624. kötet ). — P. A132 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201834579 .
  56. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 41-42.
  57. ↑ Hodge, 1992 , pp. 228-243, 255.
  58. ↑ Hodge, 1992 , pp. 257-269.
  59. ↑ 1 2 3 4 Stoyan et al., 2008 , p. 149.
  60. ↑ Kodric M., Riffeser A., ​​Hopp U., Goessl C., Seitz S. Cepheids in M31: The PAndromeda Cepheid Sample  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2018. - szeptember 1. ( 156. kötet ). — 130. o . — ISSN 0004-6256 . doi : 10.3847 /1538-3881/aad40f .
  61. ↑ Hodge, 1992 , pp. 206-227.
  62. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 35-37.
  63. ↑ Hodge, 1992 , p. 227.
  64. ↑ Bond HE Hubble Űrtávcső felvétele az M31 RV kitörési helyéről. II. Nincs kék maradék a nyugalomban  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2011. - július 25. ( 737. kötet , 1. szám ). — 17. o . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1088/0004-637x/737/1/17 . Az eredetiből archiválva : 2021. november 17.
  65. ↑ Shafter AW, Darnley MJ, Hornoch K., Filippenko AV, Bode MF Novae spektroszkópiai és fotometriai felmérése az M31-ben  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2011. - május 19. ( 734. kötet , 1. szám ). — 12. o . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1088/0004-637x/734/1/12 . Az eredetiből archiválva : 2021. november 17.
  66. ↑ Hodge, 1992 , pp. 219-222.
  67. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 39-41.
  68. ↑ Darnley MJ, Henze M., Steele IA, Bode MF, Ribeiro VARM Egy figyelemre méltó visszatérő nova az M31-ben: Az előre jelzett 2014-es kitörés felfedezése és optikai/UV megfigyelései  // Astronomy and Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2015. - augusztus 1. ( 580. kötet ). — P. A45 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201526027 . Archiválva az eredetiből 2022. május 17-én.
  69. ↑ Hodge, 1992 , pp. 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. - február 1. ( 601. kötet , 2. szám ). - 845. o . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/380820 . Az eredetiből archiválva : 2021. november 14.
  72. ↑ The Extrasolar Planet Encyclopaedia - PA-99-N2 b . A Naprendszeren kívüli bolygók enciklopédiája . Letöltve: 2020. december 27. Az eredetiből archiválva : 2021. január 24.
  73. ↑ Joseph D. Gelfand, T. Joseph W. Lazio, B. M. Gaensler. Az M31 mezőjének széles látóterű, alacsony frekvenciájú rádióképe. II. Források osztályozása és megvitatása  //  The Astrophysical Journal Supplement Series. - Bristol, 2005. - augusztus ( 159. kötet , 2. szám ). - P. 242-276 . — ISSN 1538-4365 0067-0049, 1538-4365 . - doi : 10.1086/431363 . Az eredetiből archiválva : 2021. november 17.
  74. ↑ Hodge, 1992 , pp. 71-86.
  75. ↑ Gießübel R., Heald G., Beck R., Arshakian TG Polarized synchrotron radiation from the Andromeda galaxy M 31 and background sources at 350 MHz  // Astronomy and Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2013. - november 1. ( 559. kötet ). -P.A27 . _ — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201321765 . Archiválva az eredetiből 2020. július 8-án.
  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. - október 1. ( 534. kötet ). — P. A55 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201015270 . Az eredetiből archiválva : 2021. október 17.
  77. ↑ Hofmann F., Pietsch W., Henze M., Haberl F., Sturm R. Az M 31 központi mező röntgensugárforrás variabilitásának vizsgálata Chandra HRC-I segítségével  // Astronomy and Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2013. - július 1. ( 555. kötet ). -P.A65 . _ — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201321165 . Archiválva az eredetiből 2021. március 24-én.
  78. ↑ Hodge, 1992 , pp. 270-282.
  79. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 42-43.
  80. ↑ Cowen R. Andromeda ütközési pályán a  Tejútrendszerrel  // Természet . - N. Y .: NPG , 2012. - ISSN 1476-4687 . - doi : 10.1038/természet.2012.10765 . Archiválva : 2020. május 13.
  81. ↑ Higgs CR, McConnachie AW Solo dwarfs IV: műholdas és elszigetelt törpegalaxisok összehasonlítása és kontrasztja a helyi csoportban  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2021. - szeptember 1. ( 506. kötet ). - 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. Fémben gazdag csillagok óriási folyama az  M31 galaxis halojában  // Természet . — N. Y .: NPG , 2001. — július ( 412. évf. , 6842. szám ). - P. 49-52 . — ISSN 1476-4687 . - doi : 10.1038/35083506 . Archiválva az eredetiből 2020. július 31-én.
  84. ↑ Choi PI, Guhathakurta P., Johnston KV Tidal Interaction of M32 and NGC 205 with M31: Surface Photometry and Numerical Simulations  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2002. - július 1. ( 124. kötet ). - P. 310-331 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/341041 . Archiválva az eredetiből 2022. március 16-án.
  85. ↑ A szomszéd galaxis  . NASA (2016. május 26.). Letöltve: 2020. december 26. Az eredetiből archiválva : 2020. december 28.
  86. ↑ Androméda galaxis  . Encyclopedia Britannica . Letöltve: 2020. december 26. Az eredetiből archiválva : 2020. december 29.
  87. ↑ 1 2 3 Seligman C. Új általános katalógusobjektumok: NGC 200-249 . cseligman.com . Letöltve: 2020. december 26. Az eredetiből archiválva : 2021. február 6..
  88. ↑ 1 2 Stoyan et al., 2008 , p. 144.
  89. ↑ Hodge, 1992 , pp. 3-4.
  90. ↑ Hodge, 1992 , p. négy.
  91. ↑ Hodge, 1992 , pp. 4-8.
  92. ↑ Hodge, 1992 , pp. 7-8.
  93. ↑ Corwin HG Történelmileg ismert NGC/IC pozíciók és  megjegyzések . Letöltve: 2020. december 28. Az eredetiből archiválva : 2018. január 30.
  94. ↑ Hodge, 1992 , pp. 9-10.
  95. ↑ Az Androméda-köd parallaxisa  //  Népszerű csillagászat. - N. Y .: John August Media, LLC, 1908. - január 1. ( 16. kötet ). — 66. o . — ISSN 0197-7482 . Archiválva az eredetiből 2021. november 21-én.
  96. ↑ Hodge, 1992 , pp. 10-12.
  97. ↑ Hodge, 1992 , p. 12.
  98. ↑ van den Bergh, 2000 , p. 170.
  99. ↑ Amnuel, P. Ködös folt az égen // Tudomány és élet. - 2021. - 7. sz. - S. 81-87.
  100. ↑ A Hubble híres M31 VAR! lemez  (angol) . Carnegie Obszervatóriumok . Letöltve: 2022. július 1.
  101. ↑ Hodge, 1992 , pp. 14-22.
  102. ↑ 12 Hodge , 1992 , pp. 23-26.
  103. ↑ Hodge, 1992 , pp. 27-32, 37.
  104. ↑ Sakari CM Az Androméda-galaxis gömb alakú csillaghalmazai  . - San Rafael: IOP Publishing , 2019. - P. 9-10. — 127 p. — (IOP tömör fizika). - ISBN 978-1-64327-750-9 . - doi : 10.5281/zenodo.49389 .
  105. ↑ Garner R. Messier 31 (Az Androméda-galaxis) . NASA (2017. október 6.). Letöltve: 2021. november 21. Az eredetiből archiválva : 2021. november 25.
  106. ↑ Az Androméda-galaxis (M31) . Megfigyelés a Skyhoundnál . Letöltve: 2020. december 28. Az eredetiből archiválva : 2021. november 14.
  107. ↑ Az M31, az Androméda-galaxis megfigyelése (nem elérhető link) . Backyard Astronomy Forum . Letöltve: 2020. december 28. Az eredetiből archiválva : 2020. augusztus 5.. 
  108. ↑ Stoyan et al., 2008 , pp. 150-151.
  109. ↑ Az Androméda-galaxis  . AstroBackyard | Tippek és oktatóanyagok asztrofotózáshoz . Letöltve: 2020. december 28. Az eredetiből archiválva : 2020. december 23.
  110. ↑ Ivan Efremov - életrajz . Orosz fantázia . Letöltve: 2021. november 22. Az eredetiből archiválva : 2021. november 22.
  111. ↑ Phillips T. Mass Effect Andromeda végelemzés  . Eurogamer (2017. április 25.). Letöltve: 2021. november 24. Az eredetiből archiválva : 2018. március 6..

Irodalom

Linkek

  Ugrás a Wikidata elemre  Szótárak és enciklopédiák
 Messier objektumok ( lista )
 Az új megosztott katalógus objektumai