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仙女星系
andromeda galaxy

本星系群中的重要成员,又叫m31

仙女座星系,位于仙女星座的一个巨型旋涡星系视星等为3.5等,肉眼可见。是我们银河系的近邻。视星等为3.5等。肉眼可以见到它,状如暗弱的椭圆小光斑。很早以前天文学家就发现了它,梅西叶在1764年8月3日为它编号。

仙女座星系是距离我们银河系最近的大星系。一般认为银河系的外观与仙女座大星系十分很像,两者共同主宰着本星系群。仙女座大星系弥漫的光线是由数千亿颗恒星成员共同贡献而成的。几颗围绕在仙女座大星系影像旁的亮星,其实是我们银河系里的星星,比起背景物体要近得多了。仙女座大星系又名为m31,因为它是著名的梅西耶星团星云表中的第31号弥漫天体。m31的距离相当远,从它那儿发出的光需要200万年的时间才能到达地球。星云中的恒星可以划分成约20个群落,这意味着它们可能来自仙女座星系“吞噬”的较小星系,

在《梅西耶星表》中的编号是m31,在《星云星团新总表》中的编辑是ngc224,习惯称为仙女座大星云

仙女座星系的直径是50千秒差距(16万光年),为银河系直径的一倍,是本星系群中最大的一个星系,距离我们大约220万光年。仙女座星系和银河系有很多的相似,对二者的对比研究,能为了解银河系的运动、结构和演化提供重要的线索。

1786年,f.w.赫歇耳第一个将它列入能分解为恒星的星云。1924年,哈勃在照相底片上证认出仙女座星系旋臂上的造父变星,并根据周光关系算出距离,确认它是银河系之外的恒星系统。1944年,巴德又分辨出仙女座星系核心部分的天体,证认出其中的星团和恒星。

m31在天文学史上有着重要的地位。1786年,赫歇耳第一个将它列入能分解为恒星的星云1924年哈勃在照相底片上证认出 m31旋臂上的造父变星,并根据周光关系算出距离,确认它是银河系之外的恒星系统。现代测定它的距离是 670千秒差距(220万光年)。直径是 50千秒差距(16万光年),为银河系的两倍,是本星系群中最大的一个。1944年,巴德又分辨出 m31核心部分的天体,证认出其中的星团恒星,并指明星族的空间分布与银河系相。m31旋臂上是极端星族i,其中有o-b型星、亮超巨星、ob星协、电离氢区。在星系盘上观测到经典造父变星、新星红巨星行星状星云等盘族天体。中心区则有星族Ⅱ造父变星。晕星族成员的球状星团离星系主平面可达30千秒差距以外。近年来还发现,m31成员的重元素含量,从外围向中心逐渐增加。这种现象表明,恒星抛射物质致使星际物质重元素增多的过程,在星系中心区域比外围部分频繁得多。1914年皮斯探知m31有自转运动。1939年以来历经巴布科克等人的研究,测出从中心到边缘的自转速度曲线,并由此得知星系的质量。据目前估计,m31的质量不小于 3.1×1011个太阳质量,比银河系大一倍以上,是本星系群中质量最大的一个。m31的中心有一个类星核心,直径只有25光年,质量相当于107太阳,即一立方秒差距内聚集1500个恒星。类星核心的红外辐射很强,约等于银河系整个核心区的辐射。但那里的射电却只有银心射电的1/20。射电观测指出,中性氢多集中在半径为10千秒差距的宽环带中。氢的含量为总质量的1%,这个比值较之银河系的(1.4~7%)要小。由此可以认为,m31的气体大部分已形成恒星。m31和银河系相似,对二者进行对比研究,就能为了解银河系的运动、结构和演化提供重要的线索。

由于人类身处银河系,无法观测到银河系的全貌,但天文学家想象银河系也是一个类似于仙女座星系的螺旋星系。仙女座星系、银河系和其他30多个星系共同组成一个更大的星系集团--本星系群(local group galaxy cluster)。

我们银河系和仙女座星系正在相互靠近对方,在大约30亿年后两者可能会碰撞,在融合过程中将会暂时形成一个明亮、结构复杂的混血星系。一系列恒星将被抛散,星系中大部分游离的气体也将会被压缩产生新的恒星。大约再过几十亿年后,星系的旋臂将会消失,两个螺旋星系将会融合成一个巨大的椭圆星系

不过,两星系的碰撞、融合只发生在遥不可及的未来,人类大可不必为此“忧天”。

位于仙女星座的巨型旋涡星系 (m31)。1950.0历元的天球坐标是赤经0400﹐赤纬+41°00。视星等m 为3.5等。肉眼可见﹐状如暗弱的椭圆小光斑。在照片上呈现为倾角77°的sb型星系(见星系的分类)﹐大小是160′×40′﹐从亮核伸展出两条细而紧的旋臂﹐范围可达245′×75′。在《梅西耶星表》中的编号是m31﹐《星云星团新总表》中的编号是ngc224﹐习称仙女座大星云﹐现称仙女星系。1786年﹐f.w.赫歇耳第一个将它列入能分解为恒星的星云。1924年﹐哈勃在照相底片上证认出 m31旋臂上的造父变星﹐并根据周光关系算出距离﹐确认它是银河系之外的恒星系统。现代测定它的距离是 670千秒差距(220万光年)。直径是 50千秒差距(16万光年)﹐为银河系的一倍﹐是本星系群中最大的一个。1944年﹐巴德又分辨出 m31核心部分的天体﹐证认出其中的星团和恒星﹐并指明星族的空间分布与银河系相似。m31旋臂上是极端星族i﹐其中有o-b型星(见恒星光谱分类)﹑亮超巨星﹑ob星协﹑电离氢区。在星系盘上观测到经典造父变星﹑新星﹑红巨星﹑行星状星云等盘族天体。中心区则有星族Ⅱ造父变星。晕星族成员的球状星团离星系主平面可达30千秒差距以外。近年来还发现﹐m31成员的重元素含量﹐从外围向中心逐渐增加。这种现象表明﹐恒星抛射物质致使星际物质重元素增多的过程﹐在星系中心区域比外围部分频繁得多。1914年皮斯探知 m31有自转运动。1939年以来历经h.d.巴布科克等人的研究﹐测出从中心到边缘的自转速度曲线﹐并由此得知星系的质量。据目前估计﹐m31的质量不小于 3.1×10个太阳质量﹐比银河系大一倍以上﹐是本星系群中质量最大的一个。
         
m31的绝对星等m =-21.1﹐是本星系群中最亮的一个成员。从表面亮度分布可知﹐m31中心有一个类星核心﹐绝对星等m =-11﹐直径只有8秒差距(25光年)﹐质量相当于10个太阳﹐即一立方秒差距内聚集1﹐500个恒星。类星核心的红外辐射很强﹐约等于银河系整个核心区的辐射。但那里的射电却只有银心射电的1/20。射电观测指出﹐中性氢多集中在半径为10千秒差距的宽环带中。氢的含量为总质量的1%﹐这个比值较之银河系的(1.4~7%)要小。由此可以认为﹐m31的气体大部分已形成恒星。m31有两个矮伴星系──m32(ngc221)和ngc205﹐按形态分类分别为 e2和e5p。后者拥有大量的年轻蓝星﹐是个特殊的椭圆星系。在本星系群中﹐m31还和其他星系──ngc147﹑ngc185﹑m33(ngc598)以及andΙ﹐andⅡ﹐andⅢ﹐andⅣ──构成所谓仙女星系次群。
         
m31和银河系相似﹐对二者进行对比研究﹐就能为了解银河系的运动﹑结构和演化提供重要的线索.
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