宇宙仙女座星系

宇宙仙女座星系

的有关信息介绍如下：

概述

仙女座星系，离我们自己银河系最近的巨大星系。仙女座星系是一个盘状星系，距离约700千秒差距。它显示为仙女座中一片微弱的光（星云），是肉眼可见的最遥远天体。

来自早在18世纪，伊曼努埃尔-康德（Immanuel

Kant）就认为，这类星云可能是银河系之外的巨大恒星系统，这一见解甚至到了20世纪初仍360问答未得到证实。另一个颇有市场的观点是，星云乃银河系内部气体尘埃云形成恒星的区域。这个题是在上世纪20年代，埃德温-哈勃使用威尔逊山天文台新造的100英寸（2.54米）望远镜，在仙女座星云的外区罪何不燃绿根证认出了个别的恒星大，才获得解决。

这些恒星中有些是造父变星。由于造父变星的变化与它们的绝对星等有关，所以哈勃得以从它们的视亮度计算出到仙女座星系的距离，由此证明它确实是另外一个独立的星系。

哈勃估计的距离，后来主要通已过瓦尔特-巴德（Walter

Baade）的研究，几经修正而有所增大。但哈勃的工作证实了，我们的银河系不过是许许多多星系中的显阶胜兴真一个而已，宇宙远远伸展到了银河系边界以外。在700种究宽色角指千秒差距距离上，仙女座星系李山（根据它在一些天体表面中的编号又被称为M31或NGC措促境跑青材统露钢理镇224）的直径将是60灯欢烈看千秒差距，大致比我们的银河负金加朝蒸系大一倍，约含4000亿颗恒减温收座率调图米铁据星。

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相像，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该而成的。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号弥漫天创沿歌径概燃顾造仍吃体。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），为银河系直径的两倍，是本星系群中最大的一个星系，距离我们大约220万光年。仙女多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。

仙女座大星云是秋夜星空中最美丽的天体，也是第一个被证明是河外星系的天体，还是肉眼可以看见的最遥远的天体。它在梅西叶星表中排在第31位，所以简称M31。议培阻并很仙女座大星云实际上是一个非常典型的旋涡星系，当人们尚不知道它是旋涡星系的时候把它包与气体星云混淆在一起而取了这个名字，至今人们仍然喜欢这样称呼它。

女座星系（Andromeda

Ga冷领区座调选问培laxy，国际音标为：/ˌanˈdrɒmədə/，也称为梅西尔31、M31或NGC224，早期的文件中曾经称为仙女座星云）是一个螺旋星系，距离大约250万光年，位于仙女座的方向上，是人类肉眼可见（3.5等星）最远的深空天体。仙女座星系被相信是本星系群中最大的星系，本星系群的成员有仙女星系、银河系、三角座星系，还有大约50个小星系。但根据改进的测量技术和最近研究的数据结果，科学家现在相信银河系有许多的暗物质，并且可能是在这个集团中质量最大的。[4]然而，史匹哲太空望远镜最近的观测显示仙女座星系有将近一兆（10）颗恒星，数量远比我们的银河系为多。[5]在2006年重新估计银河系的质量大约是仙女座星系的50%，大约是7.1×10M☉。

仙女座星系在适度黑暗的天空环境下很容易用肉眼看见，但是如此的天空仅存在於小镇、被隔绝的区域、和离人口集中区域很远的地方，只受到轻度光污染的环境下。肉眼看见的仙女座星系非常小，因为它只有中心一小块的区域有足够的亮度，但是这个星系完整的角直径有满月的七倍大。

发现

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，证认出其中的星团和恒星，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。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。

详细

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（LocalGroupGalaxy

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”。

位于仙女座的一个肉眼可见的巨型旋涡星系。在梅西耶星表中编号为31，在《新总表》中编号为224，因此，记为M31或NGC224。又称仙女座大星云，现称仙女星系。1924年，美国天文学家E.P.哈勃首次在仙女星系中发现了一些造父变星，根据造父变星的周光关系算出它的距离，确认它是银河系以外的恒星系统。仙女星系的距离为690千秒差距，或225万光年。同银河系一样，为Sb型。仙女星系的直径约50千秒差距，质量约3.1×1011太阳质量，都为银河系的2倍，是该星系群中最大的一个。仙女星系周围还有几个很小的星系，它们构成该星系群中的一个次群，即仙女星系次群。

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。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。

星系碰撞

据英国《卫报》报道，由美国和德国科学家组成的研究小组称，银河系的质量比先前预计的要大50%，旋转速度也要更快，这意味着银河系对其他星系的引力也更大，因而银河系与包括仙女星系在内的其他星系相撞时间可能比科学家所预计的更早。

外形

使用欧洲空间局的XMM－牛顿轨道天文台发现M31有数个X射线源。罗宾·巴纳德博士等人假设这些都是黑洞或中子星的候选者，将接踵而至的气体加热至数千万K所辐射出的X射线。中子星和假设中的黑洞，光谱是一样的，但是可以从质量上的差异区别出来。

仙女座星系大约有460个球状星团，这些星团中质量最大的，被命名为梅欧II的，绰号是G1（Gloup

one），是本星系群中最明亮的球状星团之一。它拥有数百万颗的恒星，亮度大约是半人马座ω－银河系内所知最明亮的球状星团的两倍。G1有几种不同的星族，而且以一般的球状星团来看结构也太巨大了。因此，有些人认为G1是以前被M31吞噬的矮星系残骸。另一个巨大且明显的球状星团是位于西南旋臂东侧一半位置上的G76。在2005年，天文学家在M31又发现一种全新型态的星团。新发现的星团拥有成千上万的恒星，在数量上与球状星团相似。不同的是体积非常庞大，直径达到数百光年，密度也低了数百倍；恒星之间的距离也远了许多。观测简史最早的仙女座星系观测纪录可能出自波斯的天文学家阿尔苏飞，他描述它是“小云”，星图上的标记在那个时代也是“小云”。第一个以望远镜进行观测和记录是西门·马里乌斯，时为1612年。在1764年梅西尔将他编目为M31，并不正确地相信西门·马里乌斯为发现者，却未察觉阿尔苏飞在更加早期的工作。在1785年，天文学家威廉·赫歇尔注意到在星系的核心区域有偏红色的杂色，使他相信这是所有星云中最靠近的“大星云”，并依据星云的颜色和亮度估计（并不正确）距离应在天狼星的2,000倍之内。威廉·哈金斯在1864年观察仙女座星系的光谱，注意到与气体星云不同仙女座星系的光谱是在频率上连续的连续光谱上叠加上了暗线，很像是单独的一颗恒星，因此他推论仙女座星系具有恒星的本质。在1885年，一颗超新星出现在仙女座星系（现在知道是仙女座S），这是第一次看见如此遥远星系中的恒星。在当时，他的亮度被低估了，只被认为是一颗新星，因此称为1885新星。这个星系的第一张照片是以撒·罗伯斯于1887年在他坐落在英国萨塞克斯郡的私人天文台拍摄的。长时间的曝光使世人第一次看见她的螺旋结构。可是，在当时这类被认为星云的物体，一般都相信是在我们银河系内的天体，罗伯茨也错误的相信M31和类似的螺旋星云实际上都是正在形成的太阳系、卫星和诞生中的行星。M31相对于太阳系的径向速度在1912年被维斯托·斯里弗在罗威尔天文台使用光谱仪测量出来。相对于太阳系的速度是每秒300公里（186英里/秒），这结果是当时最快的速度记录。岛宇宙在1917年，希伯·柯蒂斯观测到M31内的一颗新星，搜寻照相的记录又找到了11颗。柯蒂斯注意到这些新星的平均光度约为10等，远低于发生在银河系内的星等。这一结果使估计的距离提高至500,000光年，也是他成为“岛宇宙”假说的拥护者。此一假说认为螺旋星云也是独立的星系。在1920年，发生了哈洛·夏普利和希伯·柯蒂斯之间的大辩论，就银河系、螺旋星云、和宇宙的尺度进行辩论。为了支持他所声称的M31是外在的星系，柯蒂斯提出我们自己的银河系也有尘埃云造成类似的黑色小道，并且有明显的多普勒位移。1925年，当哈柏第一次在星系的照片上辨认出了银河系外的造父变星之后，辩论便平息了。这些使用2.5米(100

英吋.)反射镜拍摄的照片，使M31的距离得以被确认。他的测量决定性的证实这些恒星和气体不在我们的银河系之内，而整体都是离我们银河系有极大距离的一个星系。这个星系在星系的研究中扮演着一个重要的角色，因为它虽然不是最近的星系，却是距离最近的一个巨大螺旋星系。在1943年，沃尔特·巴德是第一位将仙女座星系核心区域的恒星解析出来的人，基于他对这个星系的观测，他分辨出两种不同星族的恒星，他称呼在星系盘中年轻的、高速运动的恒星为第一星族，在核球年老的、偏红色的是第二星族，这个命名的原则随后也被引用在我们的银河系内，以及其他的各种场合。（恒星分为二个星族的现象欧特在此之前就注意到了。）巴德博士也发现造父变星有两种不同的型态，使得对M31的距离估计又增加了一倍，也对其余的宇宙产生影响。仙女座星系的第一张无线电图是在1950年代由约翰·鲍德温和剑桥无线电天文小组合作共同完成的。在2C星表无线电天文目录上，仙女座星系的核心被编目为2C

56。一般资讯

仙女座星系以大约每秒300公里（180

英里/秒）的速度靠近太阳，所以它是少数蓝移的星系之一。将太阳系在银河内的速度考量进去，将会发现仙女座星系以100～140公里/秒(62–87

英里/秒)的速度接近我们的银河系。即使如此，这并不意味着未来会和银河系发生碰撞，因为我们并不知道仙女座星系的横向速度。即使会发生碰撞，也是30亿（10）年后的事情。在这种情况下，两个星系会合并成一个更巨大的星系。在星系群中这种事件是经常发生的。

在1953年发现有一种光度较暗的造父变星，使仙女座大星系的距离增加了一倍。在1990年代，使用依巴谷卫星利用标准的红巨星和红丛集测量的距离，为造父变星测量的距离校准。距离的估计至少有三种方法被用来测量M31的距离。在2004年，使用造父变星法，估计的距离是251±13万光年（770±40千秒差距）在2005年，包括Ignasi

Ribas（西班牙研究委员会，CSIC、卡塔龙尼亚的太空研究学院）和他的同事在内的一群天文学家，宣布在仙女座星系发现了食双星。这对双星的名称（编号）是M31VJ00443799+4129236，两颗星分别是明亮且热的O型和B型。研究得知食的周期是3.54969日，这让天文学家可以测量它们的大小。知道恒星的大小和温度，就能测量出绝对星等。而知道了视星等和绝对星等，距离就能测量出来了。这对恒星的距离经测定为252万±14万光年，而仙女座星系的整体的距离是250万光年。这新的数值被认为比早先单独使用造父变星测量的距离更为精准。仙女座星系的距离近到足以利用红巨星分支技术（TipoftheRedGiantBranch

,TRGB）的方法来估计距离。在2005年，用这种方法测出的距离是256±8万光年（785±25千秒差距）。平均上述的值，这些测量给的距离估计是253±7万光年（775±22千秒差距）。基于上述的距离，M31的直径最宽处估计是140,000±4000光年。质量的估计目前估计仙女座星系的质量（包括暗物质）大约是1.23×10M☉（或1.23兆太阳质量），相当于银河系质量（5.8×10M☉）的2.12倍。虽然误差的范围仍然太大以至于难以完全确认，但这样的结果将已经可确认M31的质量比我们的银河系大，而且M31比我们的银河系尺寸更大、包含更多的恒星。特别的是，M31看上去有比银河系更多的普通恒星，而且估计的亮度是我们银河系的两倍。但是恒星形成的效率在银河系高了许多，在M31每年只能制造出一个太阳质量的恒星，而银河系是3-5个太阳质量。新星出现的比率银河系也高于M31一倍。这显示M31已经经历了恒星形成的阶段，而我们的银河系正在恒星形成的阶段中。而这意味着在将来，银河系中恒星将会与我们在M31观察到的数量相当。结构

以可见光下看见的形状为依据，仙女座星系在de

Vaucouleurs-Sandage延伸与扩张的分类系统下被分类为SA(s)b的螺旋星系。然而，在2MASS巡天的资料中，M31的核球呈现箱状的形状，这暗示著M31实际上是棒旋星系，而我们几乎是正对着长轴的方向观察这个星系。仙女座星系也是一个LINRER星系（低游离核辐射线区），在分类上是一种很普通的活跃星系核。

在2005年，天文学家使用凯克望远镜观察到细微的像被喷洒而向外延伸的恒星，实际上也是主星盘本体的一部分。这意味着仙女座星系的螺旋盘面比早先估计的大三倍。这个证据显示仙女座星系盘的直径超过220,000光年，是一张巨大且延展的星盘。早先估计的直径是70,000至120,000光年。星系相对于地球的倾斜估计是77°（90°是直接从侧面观看），分析星系横断面的形状像是字母S的形状，而不是一个平坦的平面。造成这种形状翘曲的一个可能是与邻近M31的卫星星系引力的交互作用。

分光镜的观测对星系的自转速度在距离核心不同的半径上提供了详细的测量。在邻近核心的地区，旋转的速度达到225公里/秒（140英哩/秒）的峰值；在半径1,300光年处开始下降，在7,000光年处达到最低的50公里/秒（31英哩/秒）。然后，速度在平稳得上升，在半径33,000光年的距离上达到的丰值是250公里/秒（155英哩/秒）。在这距离之外的速度又慢慢的下降，在80,000光年处降至200公里/秒（124英哩/秒）。这些速度的测量暗示集中在核心的质量大约是6

×10M☉，总质量成线性的增加至半径45,000光年处，然后随半径的增加而逐渐减缓。仙女座星系的螺旋臂向外延伸出一连串的电离氢区，巴德描述成"一串珍珠"。它们看似紧紧的缠绕着，但在我们的银河系却是被远远的分隔着。矫正过的星系图很明确的显示有顺时针方向旋转的螺旋臂缠绕在螺旋星系内。从距离核心大约1,600光年处有两条连续的螺旋臂向外拖曳著，彼此间最近的距离大约是13,000光年。螺旋的样式很可能肇因于与M32的交互作用。这些置换可以由来自于恒星的中性氢云观察到。在1998年，来自欧洲空间局的红外线太空天文台的影像显示出仙女座星系的整体形象可能是会被转换成圆环星系。在仙女座星系内的气体含尘埃形成了几个重叠的圆环，其中最突出的一个圆环在距离核心32,000光年的半径上。这个环由冰冷的尘土组成，因此在可见光的影像中这个环是看不见。更周详的观察显示内部还有更小的尘埃环，相信是在200万年前与M32的交互作用造成的。模拟显示，这个较小的星系沿着现在的极轴方向穿越了仙女座星系的盘面。这次碰撞从较小的M32剥离了超过一半的质量，并且创造了仙女座星系内的环结构。对M31扩展开来的晕的研究显示，大致上是可以和银河系做比较的，在允中的恒星同样是属于金属贫乏的，并且随着距离的增加更形贫乏。这些证据显示这两个星系走着相似的演化路线，在过去的120亿年中，它们可能各自都吞噬了1-2百个低质量的星系。在M31扩展的晕中的恒星和银河系中的恒星可能近到只有两星系间⁄3的距离。核

长久以来M31就被知道在核心有一个密集和紧凑的星团。在大望远镜下，感觉有许多模糊的星点环绕着核心。核心的亮度也远超过最亮的球状星团。

在1991年，TodR.

Lauer使用哈柏太空望远镜上的WFPC拍到了仙女座星系内核的影像。有两个相距1.5秒差距的核心，较亮的核被标示为P1，位置偏离了星系的中心；稍暗的标示为P2，位置在星系真正的中心上，被认为是拥有10M☉的黑洞。随后地基的观测也证实了两个核心的存在，并且推测两著在相对的移动，其中一个是被M31吞噬，正在潮汐裂解中的小星系。包括M31在内，许多星系的核心，都是充满了相当狂野的、剧烈变动的的区域，并且经常都以有超重质量黑洞存在其中来解释。Scott

Tremaine提出了以下的说明来解释双核心：P1是在盘面上以异常轨道环绕中心黑洞的恒星投影。这异常的离心率使恒星长期逗留在轨道的远心点上，造成了恒星的集中。P2也包含了盘面上高热的、光谱A型恒星。在红色的滤光镜下，A型恒星是不明显的，但是在蓝色和紫外线下，它们会比主要的核心更为明亮，造成P2看上去比P1更为突出。

外形

使用欧洲空间局的XMM-牛顿轨道天文台发现M31有数个X射线源。罗宾·巴纳德博士等人假设这些都是黑洞或中子星的候选者，将接踵而至的气体加热至数千万K所辐射出的X射线。中子星和假设中的黑洞，光谱是一样的，但是可以从质量上的差异区别出来。T仙女座星系大约有460个球状星团，这些星团中质量最大的，被命名为马亚尔II的，绰号是G1（Gloup

one），是本星系群中最明亮的球状星团之一。它拥有数百万颗的恒星，亮度大约是半人马座ω－银河系内所知最明亮的球状星团的两倍。

G1有几种不同的星族，而且以一般的球状星团来看结构也太巨大了。因此，有些人认为G1是以前被M31吞噬的矮星系残骸。另一个巨大且明显的球状星团是位于西南旋臂东侧一半位置上的G76。在2005年，天文学家在M31又发现一种全新型态的星团。新发现的星团拥有成千上万的恒星，在数量上与球状星团相似。不同的是体积非常庞大，直径达到数百光年，密度也低了数百倍；恒星之间的距离也远了许多。