仙女星系

仙女星系

仙女星系,又叫仙女座大星系,位於仙女座方位的擁有巨大盤狀結構的鏇渦星系,直徑16萬光年,距離我們有254萬光年,是銀河系最近的大星系。

仙女星系在梅西葉星表編號為M31,星雲星團新總表編號位NGC 224,視星等為4.36,在東北方向的天空中看起來是紡錘狀的橢圓光斑,是肉眼可見的最遙遠的天體。

仙女星系和銀河系同處於本星系群,質量是銀河系的二倍,直徑至少是銀河系的1.5倍。

  • 中文名稱
    仙女座大星系
  • 外文名稱
    Andromeda Galaxy,M31
  • 可視面積
    190′ × 60′
  • 赤    經
    00h 42m 44.3s
  • 赤    緯
    +41° 16′ 9″
  • 距地距離
    2.54Mly
  • 別    稱
    NGC 224, UGC 454, PGC 2557
  • 星    座
    仙女座
  • 視星等
    4.36
  • 分    類
    螺鏇星系
  • 可分辨星系
    M31/M32/M110
  • 發現時間
    1612年
  • 紅位移
    -301 ± 1 km/s
  • 發現者
  • 星系類型
    SA(s)b

起源

仙女座星系,離我們自己銀河系最近的巨大星系。仙女座星系是一個盤狀星系,距離約700千秒差距。它顯示為仙女座中一片微弱的光(星雲),是肉眼可見的最遙遠天體。

仙女座星系仙女座星系

早在18世紀,伊曼努埃爾-康德(Immanuel Kant)就認為,這類星雲可能是銀河系之外的巨大恆星系統,這一見解甚至到了20世紀初仍未得到證實。另一個頗有市場的觀點是,星雲乃銀河系內部氣體塵埃雲形成恆星的區域。這個題是在上世紀20年代,埃德溫-哈勃使用威爾遜山天文台新造的100英寸(2.54米)望遠鏡,在仙女座星雲的外區證認出了個別的恆星,才獲得解決。

這些恆星中有些是造父變星。由於造父變星的變化與它們的絕對星等有關,所以哈勃得以從它們的視亮度計算出到仙女座星系的距離,由此證明它確實是另外一個獨立的星系。

哈勃估計的距離,後來主要通過瓦爾特-巴德(Walter Baade)的研究,幾經修正而有所增大。但哈勃的工作證實了,我們的銀河系不過是許許多多星系中的一個而已,宇宙遠遠伸展到了銀河系邊界以外。在700千秒差距距離上,仙女座星系(根據它在一些天體表面中的編號又被稱為M31或NGC224)的直徑將是60千秒差距,大致比我們的銀河系大一倍,約含4000億顆恆星。

仙女座星系是距離我們銀河系最近的大星系。一般認為銀河系的外觀與仙女座大星系十分相像,兩者共同主宰著本星系群。仙女座大星系瀰漫的光線是由數千億顆恆星成員共同貢獻而成的。幾顆圍繞在仙女座大星系影像旁的亮星,其實是我們銀河系裡的星星,比起背景物體要近得多了。仙女座大星系又名為M31,因為它是著名的梅西耶星團星雲表中的第31號瀰漫天體。M31的距離相當遠,從它那兒發出的光需要200萬年的時間才能到達地球。星雲中的恆星可以劃分成約20個群落,這意味著它們可能來自仙女座星系"吞噬"的較小星系,

在《梅西耶星表》中的編號是M31,在《星雲星團新總表》中的編輯是NGC224,習慣稱為仙女座大星雲。

仙女座星系的直徑是50千秒差距(16萬光年),為銀河系直徑的兩倍,是本星系群中最大的一個星系,距離我們大約220萬光年。仙女座星系和銀河系有很多的相似,對二者的對比研究,能為了解銀河系的運動、結構和演化提供重要的線索。

仙女座大星雲是秋夜星空中最美麗的天體,也是第一個被證明是河外星系的天體,還是肉眼可以看見的最遙遠的天體。暗物質,可能是在這個集團中質量最大的。[4]然而,史匹哲太空望遠鏡最近的觀測顯示仙女座星系有將近一兆(10)顆恆星,數量遠比我們的銀河係為多。[5]在2006年重新估計銀河系的質量大約是仙女座星系的50%,大約是7.1×10M☉。

仙女座星系在適度黑暗的天空環境下很容易用肉眼看見,但是如此的天空僅存在於小鎮、被隔絕的區域、和離人口集中區域很遠的地方,只受到輕度光污染的環境下。肉眼看見的仙女座星系非常小,因為它只有中心一小塊的區域有足夠的亮度,但是這個星系完整的角直徑有滿月的七倍大。

仙女座星系
星系星系表
觀測資料
(曆元J2000)
星座仙女座
赤經004244.3
赤緯+41°16′9″
紅位移-301 ± 1km/s
距離2.54 ± 0.06Mly
(778 ± 17kpc)
分類SA(s)bI-II
視直徑(V)190′ × 60′
視星等(V)+4.36
附註
其他名稱

M31, NGC 224, UGC 454, PGC 2557

發現

1786年,F·W·赫歇耳第一個將它列入能分解為恆星的星雲。1924年,哈勃在照相底片上證認出仙女座星系鏇臂上的造父變星,並根據周光關係算出距離,確認它是銀河系之外的恆星系統。1944年,巴德又分辨出仙女座星系核心部分的天體,證認出其中的星團和恆星。

仙女座星系仙女座星系

M31在天文學史上有著重要的地位。1786年,赫歇耳第一個將它列入能分解為恆星的星雲。1924年,哈勃在照相底片上證認出M31鏇臂上的造父變星,並根據周光關係算出距離,確認它是銀河系之外的恆星系統。現代測定它的距離是670千秒差距(220萬光年)。直徑是50千秒差距(16萬光年),為銀河系的兩倍,是本星系群中最大的一個。1944年,巴德又分辨出M31核心部分的天體,證認出其中的星團和恆星,並指明星族的空間分布與銀河系相。M31鏇臂上是極端星族I,其中有O-B型星、亮超巨星、OB星協、電離氫區。在星系盤上觀測到經典造父變星、新星、紅巨星行星狀星雲等盤族天體。中心區則有星族Ⅱ造父變星。暈星族成員的球狀星團離星系主平面可達30千秒差距以外。還發現,M31成員的重元素含量,從外圍向中心逐漸增加。這種現象表明,恆星拋射物質致使星際物質重元素增多的過程,在星系中心區域比外圍部分頻繁得多。1914年皮斯探知M31有自轉運動。1939年以來歷經巴布科克等人的研究,測出從中心到邊緣的自轉速度曲線,並由此得知星系的質量。據估計,M31的質量不小於 3.1×1011個太陽質量,比銀河系大一倍以上,是本星系群中質量最大的一個。M31的中心有一個類星核心,直徑只有25光年,質量相當於107太陽,即一立方秒差距內聚集1500個恆星。類星核心的紅外輻射很強,約等於銀河系整個核心區的輻射。但那裡的射電卻只有銀心射電的1/20。射電觀測指出,中性氫多集中在半徑為10千秒差距的寬環帶中。氫的含量為總質量的1%,這個比值較之銀河系的(1.4~7%)要小。由此可以認為,M31的氣體大部分已形成恆星。M31和銀河系相似,對二者進行對比研究,就能為了解銀河系的運動、結構和演化提供重要的線索。

詳細

由於人類身處銀河系,無法觀測到銀河系的全貌,但天文學家想像銀河系也是一個類似於仙女座星系的螺鏇星系。仙女座星系、銀河系和其他30多個星系共同組成一個更大的星系集團--本星系群(Local Group Galaxy Cluster)。我們銀河系和仙女座星系正在相互靠近對方,在大約30億年後兩者可能會碰撞,在融合過程中將會暫時形成一個明亮、結構複雜的混血星系。一系列恆星將被拋散,星系中大部分游離的氣體也將會被壓縮產生新的恆星。大約再過幾十億年後,星系的鏇臂將會消失,兩個螺鏇星系將會融合成一個巨大的橢圓星系。

仙女座星繫結構仙女座星繫結構

不過,兩星系的碰撞、融合只發生在遙不可及的未來,人類大可不必為此"憂天"。

位於仙女座的一個肉眼可見的巨型鏇渦星系。在梅西耶星表中編號為31,在《新總表》中編號為224,因此,記為M31或NGC224。又稱仙女座大星雲,現稱仙女星系。1924年,美國天文學家E.P.哈勃首次在仙女星系中發現了一些造父變星,根據造父變星的周光關係算出它的距離,確認它是銀河系以外的恆星系統。仙女星系的距離為690千秒差距,或225萬光年。同銀河系一樣,為Sb型。仙女星系的直徑約50千秒差距,質量約3.1×1011太陽質量,都為銀河系的2倍,是該星系群中最大的一個。仙女星系周圍還有幾個很小的星系,它們構成該星系群中的一個次群,即仙女星系次群。

位於仙女星座的巨型鏇渦星系 (M31)。1950.0曆元的天球坐標是赤經0400﹐赤緯+41°00。視星等m 為3.5等。肉眼可見﹐狀如暗弱的橢圓小光斑。在照片上呈現為傾角77°的Sb型星系(見星系的分類)﹐大小是160′×40′﹐從亮核伸展出兩條細而緊的鏇臂﹐範圍可達245′×75′。在《梅西耶星表》中的編號是M31﹐《星雲星團新總表》中的編號是NGC224﹐習稱仙女座大星雲﹐現稱仙女星系。1786年﹐F·W·赫歇耳第一個將它列入能分解為恆星的星雲。1924年﹐哈勃在照相 底片上證認出 M31鏇臂上的造父變星﹐並根據周光關係算出距離﹐確認它是銀河系之外的恆星系統。現代測定它的距離是 670千秒差距(220萬光年)。直徑是 50千秒差距(16萬光年)﹐為銀河系的一倍﹐是本星系群中最大的一個。1944年﹐巴德又分辨出 M31核心部分的天體﹐證認出其中的星團和恆星﹐並指明星族的空間分布與銀河系相似。M31鏇臂上是極端星族I﹐其中有O-B型星(見恆星光譜分類)﹑亮超巨星﹑OB星協﹑電離氫區。在星系盤上觀測到經典造父變星﹑新星﹑紅巨星﹑行星狀星雲等盤族天體。還發現﹐M31成員的重元素含量﹐從外圍向中心逐漸增加。這種現象表明﹐恆星拋射物質致使星際物質重元素增多的過程﹐在星系中心區域比外圍部分頻繁得多。1914年皮斯探知 M31有自轉運動。1939年以來歷經H.D.巴布科克等人的研究﹐測出從中心到邊緣的自轉速度曲線﹐並由此得知星系的質量。據估計﹐M31的質量不小於 3.1×10的11次方個太陽質量﹐比銀河系大一倍以上﹐是本星系群中質量最大的一個。

仙女星系

M31的絕對星等M =-21.1﹐是本星系群中最亮的一個成員。從表面亮度分布可知﹐M31中心有一個類星核心﹐絕對星等M =-11﹐直徑只有8秒差距(25光年)﹐質量相當於10個太陽﹐即一立方秒差距內聚集1﹐500個恆星。類星核心的紅外輻射很強﹐約等於銀河系整個核心區的輻射。但那裡的射電卻只有銀心射電的1/20。射電觀測指出﹐中性氫多集中在半徑為10千秒差距的寬環帶中。氫的含量為總質量的1%﹐這個比值較之銀河系的(1.4~7%)要小。由此可以認為﹐M31的氣體大部分已形成恆星。M31有兩個矮伴星系──M32(NGC221)和NGC205﹐按形態分類分別為 E2和E5p。後者擁有大量的年輕藍星﹐是個特殊的橢圓星系。在本星系群中﹐M31還和其他星系──NGC147﹑NGC185﹑M33(NGC598)以及AndΙ﹐AndⅡ﹐AndⅢ﹐AndⅣ──構成所謂仙女星系次群。

M31和銀河系相似﹐對二者進行對比研究﹐就能為了解銀河系的運動﹑結構和演化提供重要的線索。

星系碰撞

據英國《衛報》報導,由美國和德國科學家組成的研究小組稱,銀河系的質量比先前預計的要大50%,鏇轉速度也要更快,這意味著銀河系對其他星系的引力也更大,因而銀河系與包括仙女星系在內的其他星系相撞時間可能比科學家所預計的更早。

未來碰撞

研究人員表示,銀河系一旦與其它星系相遇,碰撞時所產生的超大衝擊波將會壓縮星系內部的星際氣體雲團。但幸運的是,這一巨大的災難只會發生於遙遠的未來。德國馬普研究院天文學家卡爾-門特恩解釋說,碰撞將可能發生於數十億年之後,雖然兩者碰撞的時間比科學家所預測的要早得多,但對於人類來說這一時間仍然是屬於遙不可及的未來,不會引起人類的恐慌。

卡爾和他所領導的國際研究團隊利用"甚長基線電波干涉陣列"射電望遠鏡對銀河系進行了精確的測量。銀河系在鏇轉的過程中,某些放射無線電波的部分會向地球方向移動。正是基於此現象,科學家們才可以計算出銀河系鏇轉的速度。

科學家們記錄了來自銀河系4個鏇臂所發射出來的無線電波,並根據這些無線電波進行測量。經過測量發現,太陽系會隨著銀河系以大約100萬公里/小時的速度鏇轉,比預期中的要快近17萬公里/小時。卡爾認為,"測量結果要求我們必須要重新認識和理解銀河系的結構和運行規律。"太陽系距離銀河系中心大約為2.8萬光年。仙女座星系大約是太陽質量的2700億倍,距離我們太陽系有200多萬光年。銀河系的這種高速鏇轉意味著它的質量應該與仙女座星系相當,比以前的預測要重三分之一左右。卡爾研究團隊成員、美國哈佛大學史密森天文物理學中心科學家馬克-里德認為,"從此,我們不再認為銀河系只是仙女座星系的小妹妹。"

天文學家們認為,這次碰撞將會在未來的70億年之內出現。太陽耗盡最後一絲能量之日,差不多也就是兩個星系的碰撞之時。在發生碰撞時,恆星和行星應該不會發生碰撞。相反,星系碰撞後會相互融合,形成一個新的更大的星系。英國劍橋大學天文研究所格里-吉莫爾介紹說,"兩者會戲劇性攪活、粘合在一起,最後所有恆星都將死亡,新星系變成一個巨大的死亡星系。目前尚不清楚兩者是否會正面相撞。"如果是側向碰撞的話,還將可能會引起進一步的碰撞。整個碰撞過程可能會持續數百萬年時間。根據吉莫爾的說法,這項研究不僅僅提前了銀河系死亡的時間,而且還對暗物質研究提供了新的依據。研究發現,銀河系中心的暗物質比天文學家們早期的預測要冷得多、密得多。

仙女星系

研究人員們還表示,一旦確定了銀河系鏇轉速度,那么最終控制這一速度的複雜公式便可確定銀河系中所有暗物質的質量。暗物質是我們肉眼所看不到的,但卻是迄今為止宇宙中數量最多的物質。所以,這意味著銀河系的質量是天文學家以前估計的1.5倍。美國加州大學洛杉磯分校天體物理學家馬克-莫里斯說,最新發現意義重大,但並不是有關銀河系大小的最終結論。莫里斯沒有參加雷德的這項研究。體積更大還意味著銀河系和仙女座之間的引力更加強烈。據雷德介紹,天文學家長期預測的銀河系和仙女座星系之間的碰撞可能發生得更早,同時側面碰撞的可能性更小,然而不用擔心,畢竟銀河系與仙女座相撞至少是幾十億年之後的事了。

人類生存

如果銀河系果真和其它星系發生碰撞,那時候人類可能會仍然存在,他們將看到一個未來完全不同的天空景象。狹長的銀河系將會消失,取而代之的是一個由數十億顆星球組成的巨大隆起。天文學家們日前繪製了一幅更為詳細的銀河系三維立體圖,發現它的寬度比天文學家以前認為的多15%。更為重要的是,銀河系的密度更大,質量比天文學家以前認為的多50%。2012年1月5日天文學家在加州長灘市舉行的美國天文學會大會上公布了這一最新發現,

衛星星系

依據現有的證據,似乎在不久前的過去M32曾經與M31遭遇過。M32原本可能是一個大星系,但核心被M31從星盤內移除,並且在核心區域經歷恆星形成的暴增。

在2006年,發現了9個星系沿著橫越過仙女座星系核心的平面延伸著,而不是隨意的散布在周圍。這也許可以說明這些衛星星系有共同的起源。

在1900年前發現的仙女座大星系的衛星星系

名稱

類型

距離

fromSun

(百萬光年)

星等

發現者

發現年

橢圓星系M32

cE2

2.65 ± 0.10

+9.0

Guillaume Le Gentil

1749

橢圓星系M110

E5 pec

2.9

+8.9

梅西爾

1773

矮橢球星系NGC 185

dSph/dE3

2.08 ± 0.15

+10.1

威廉·赫歇爾

1787

NGC 147

dSph/dE5

2.67 ± 0.18

+10.5

約翰·赫歇爾

1829

觀測簡史

最早的仙女座星系觀測紀錄可能出自波斯的天文學家阿爾蘇飛,他描述它是"小雲",星圖上的標記在那個時代也是"小雲"。第一個以望遠鏡進行觀測和記錄是西門·馬里烏斯,時為1612年。在1764年梅西爾將他編目為M31,並不正確地相信西門·馬里烏斯為發現者,卻未察覺阿爾蘇飛在更加早期的工作。在1785年,天文學家威廉·赫歇爾注意到在星系的核心區域有偏紅色的雜色,使他相信這是所有星雲中最靠近的"大星雲",並依據星雲的顏色和亮度估計(並不正確)距離應在天狼星的2,000倍之內。

威廉·哈金斯在1864年觀察仙女座星系的光譜,注意到與氣體星雲不同仙女座星系的光譜是在頻率上連續的連續光譜上疊加上了暗線,很像是單獨的一顆恆星,因此他推論仙女座星系具有恆星的本質。

在1885年,一顆超新星出現在仙女座星系(是仙女座S),這是第一次看見如此遙遠星系中的恆星。在當時,他的亮度被低估了,只被認為是一顆新星,因此稱為1885新星。

這個星系的第一張照片是以撒·羅伯斯於1887年在他坐落在英國薩塞克斯郡的私人天文台拍攝的。長時間的曝光使世人第一次看見她的螺鏇結構。可是,在當時這類被認為星雲的物體,一般都相信是在我們銀河系內的天體,羅伯茨也錯誤的相信M31和類似的螺鏇星雲實際上都是正在形成的太陽系、衛星和誕生中的行星。

M31相對於太陽系的徑向速度在1912年被維斯托·斯里弗在羅威爾天文台使用光譜儀測量出來。相對於太陽系的速度是每秒300公里(186英里/秒),這結果是當時最快的速度記錄。

島宇宙

在1917年,希伯·柯蒂斯觀測到M31內的一顆新星,搜尋照相的記錄又找到了11顆。柯蒂斯注意到這些新星的平均光度約為10等,遠低於發生在銀河系內的星等。這一結果使估計的距離提高至500,000光年,也是他成為"島宇宙"假說的擁護者。此一假說認為螺鏇星雲也是獨立的星系。

在1920年,發生了哈洛·夏普利和希伯·柯蒂斯之間的大辯論,就銀河系、螺鏇星雲、和宇宙的尺度進行辯論。為了支持他所聲稱的M31是外在的星系,柯蒂斯提出我們自己的銀河系也有塵埃雲造成類似的黑色小道,並且有明顯的都卜勒位移。

1925年,當哈柏第一次在星系的照片上辨認出了銀河系外的造父變星之後,辯論便平息了。這些使用2.5米(100 英吋.)反射鏡拍攝的照片,使M31的距離得以被確認。他的測量決定性的證實這些恆星和氣體不在我們的銀河系之內,而整體都是離我們銀河系有極大距離的一個星系。

這個星系在星系的研究中扮演著一個重要的角色,因為它雖然不是最近的星系,卻是距離最近的一個巨大螺鏇星系。在1943年,沃爾特·巴德是第一位將仙女座星系核心區域的恆星解析出來的人,基於他對這個星系的觀測,他分辨出兩種不同星族的恆星,他稱呼在星系盤中年輕的、高速運動的恆星為第一星族,在核球年老的、偏紅色的是第二星族,這個命名的原則隨後也被引用在我們的銀河系內,以及其他的各種場合。(恆星分為二個星族的現象歐特在此之前就注意到了。)巴德博士也發現造父變星有兩種不同的型態,使得對M31的距離估計又增加了一倍,也對其餘的宇宙產生影響。

仙女座星系的第一張無線電圖是在1950年代由約翰·鮑德溫和劍橋無線電天文小組合作共同完成的。在2C星表無線電天文目錄上,仙女座星系的核心被編目為2C 56。

一般資訊

仙女座星系以大約每秒300公里(180 英里/秒)的速度靠近太陽,所以它是少數藍移的星系之一。將太陽系在銀河內的速度考量進去,將會發現仙女座星系以100~140公里/秒(62–87 英里/秒)的速度接近我們的銀河系。即使如此,這並不意味著未來會和銀河系發生碰撞,因為我們並不知道仙女座星系的橫向速度。即使會發生碰撞,也是30億(10)年後的事情。在這種情況下,兩個星系會合併成一個更巨大的星系。在星系群中這種事件是經常發生的。

在1953年發現有一種光度較暗的造父變星,使仙女座大星系的距離增加了一倍。在1990年代,使用依巴谷衛星利用標準的紅巨星和紅叢集測量的距離,為造父變星測量的距離校準。

距離的估計

至少有三種方法被用來測量M31的距離。在2004年,使用造父變星法,估計的距離是251 ± 13萬光年(770 ± 40千秒差距)

在2005年,包括Ignasi Ribas(西班牙研究委員會,CSIC、卡塔龍尼亞的太空研究學院)和他的同事在內的一群天文學家,宣布在仙女座星系發現了食雙星。這對雙星的名稱(編號)是M31VJ00443799+4129236,兩顆星分別是明亮且熱的O型和B型。研究得知食的周期是3.54969日,這讓天文學家可以測量它們的大小。知道恆星的大小和溫度,就能測量出絕對星等。而知道了視星等和絕對星等,距離就能測量出來了。這對恆星的距離經測定為252萬± 14萬光年,而仙女座星系的整體的距離是250萬光年。這新的數值被認為比早先單獨使用造父變星測量的距離更為精準。

仙女座星系的距離近到足以利用紅巨星分支技術(Tip of the Red Giant Branch ,TRGB)的方法來估計距離。在2005年,用這種方法測出的距離是256±8萬光年(785 ± 25千秒差距)。

平均上述的值,這些測量給的距離估計是253 ±7萬光年(775 ± 22千秒差距)。

基於上述的距離,M31的直徑最寬處估計是140,000 ± 4000光年。

質量的估計

估計仙女座星系的質量(包括暗物質)大約是1.23×10M☉(或1.23兆太陽質量),相當於銀河系質量(5.8×10M☉)的2.12倍。雖然誤差的範圍仍然太大以至於難以完全確認,但這樣的結果將已經可確認M31的質量比我們的銀河系大,而且M31比我們的銀河系尺寸更大、包含更多的恆星。

特別的是,M31看上去有比銀河系更多的普通恆星,而且估計的亮度是我們銀河系的兩倍。但是恆星形成的效率在銀河系高了許多,在M31每年只能製造出一個太陽質量的恆星,而銀河系是3-5個太陽質量。新星出現的比率銀河系也高於M31一倍。這顯示M31已經經歷了恆星形成的階段,而我們的銀河系正在恆星形成的階段中。而這意味著在將來,銀河系中恆星將會與我們在M31觀察到的數量相當。

結構

以可見光下看見的形狀為依據,仙女座星系在de Vaucouleurs-Sandage延伸與擴張的分類系統下被分類為SA(s)b的螺鏇星系。然而,在2MASS巡天的資料中,M31的核球呈現箱狀的形狀,這暗示著M31實際上是棒鏇星系,而我們幾乎是正對著長軸的方向觀察這個星系。仙女座星系也是一個LINRER星系(低游離核輻射線區),在分類上是一種很普通的活躍星系核

在2005年,天文學家使用凱克望遠鏡觀察到細微的像被噴灑而向外延伸的恆星,實際上也是主星盤本體的一部分。這意味著仙女座星系的螺鏇盤面比早先估計的大三倍。這個證據顯示仙女座星系盤的直徑超過220,000光年,是一張巨大且延展的星盤。早先估計的直徑是70,000至120,000光年。

星系相對於地球的傾斜估計是77°(90°是直接從側面觀看),分析星系橫斷面的形狀像是字母S的形狀,而不是一個平坦的平面。造成這種形狀翹曲的一個可能是與鄰近M31的衛星星系引力的互動作用。 分光鏡的觀測對星系的自轉速度在距離核心不同的半徑上提供了詳細的測量。在鄰近核心的地區,鏇轉的速度達到225公里/秒(140英哩/秒)的峰值;在半徑1,300光年處開始下降,在7,000光年處達到最低的50公里/秒(31英哩/秒)。然後,速度在平穩得上升,在半徑33,000光年的距離上達到的豐值是250公里/秒(155英哩/秒)。在這距離之外的速度又慢慢的下降,在80,000光年處降至200公里/秒(124英哩/秒)。這些速度的測量暗示集中在核心的質量大約是6 × 10M☉,總質量成線性的增加至半徑45,000光年處,然後隨半徑的增加而逐漸減緩。

仙女座星系的螺鏇臂向外延伸出一連串的電離氫區,巴德描述成"一串珍珠"。它們看似緊緊的纏繞著,但在我們的銀河系卻是被遠遠的分隔著。矯正過的星系圖很明確的顯示有順時針方向鏇轉的螺鏇臂纏繞在螺鏇星系內。從距離核心大約1,600光年處有兩條連續的螺鏇臂向外拖曳著,彼此間最近的距離大約是13,000光年。螺鏇的樣式很可能肇因於與M32的互動作用。這些置換可以由來自於恆星的中性氫雲觀察到。

在1998年,來自歐洲空間局的紅外線太空天文台的影像顯示出仙女座星系的整體形象可能是會被轉換成圓環星系。在仙女座星系內的氣體含塵埃形成了幾個重疊的圓環,其中最突出的一個圓環在距離核心32,000光年的半徑上。這個環由冰冷的塵土組成,因此在可見光的影像中這個環是看不見。

更周詳的觀察顯示內部還有更小的塵埃環,相信是在200萬年前與M32的互動作用造成的。模擬顯示,這個較小的星系沿著極軸方向穿越了仙女座星系的盤面。這次碰撞從較小的M32剝離了超過一半的質量,並且創造了仙女座星系內的環結構。

對M31擴展開來的暈的研究顯示,大致上是可以和銀河系做比較的,在允中的恆星同樣是屬於金屬貧乏的,並且隨著距離的增加更形貧乏。這些證據顯示這兩個星系走著相似的演化路線,在過去的120億年中,它們可能各自都吞噬了1-2百個低質量的星系。在M31擴展的暈中的恆星和銀河系中的恆星可能近到只有兩星系間⁄3的距離。

核心

長久以來M31就被知道在核心有一個密集和緊湊的星團。在大望遠鏡下,感覺有許多模糊的星點環繞著核心。核心的亮度也遠超過最亮的球狀星團。

在1991年,Tod R. Lauer使用哈柏太空望遠鏡上的WFPC拍到了仙女座星系核心的影像。有兩個相距1.5秒差距的核心,較亮的核被標示為P1,位置偏離了星系的中心;稍暗的標示為P2,位置在星系真正的中心上,被認為是擁有10M☉的黑洞。

隨後地基的觀測也證實了兩個核心的存在,並且推測兩著在相對的移動,其中一個是被M31吞噬,正在潮汐裂解中的小星系。包括M31在內,許多星系的核心,都是充滿了相當狂野的、劇烈變動的的區域,並且經常都以有超重質量黑洞存在其中來解釋。

Scott Tremaine提出了以下的說明來解釋雙核心: P1是在盤面上以異常軌道環繞中心黑洞的恆星投影。這異常的離心率使恆星長期逗留在軌道的遠心點上,造成了恆星的集中。P2也包含了盤面上高熱的、光譜A型恆星。在紅色的濾光鏡下,A型恆星是不明顯的,但是在藍色和紫外線下,它們會比主要的核心更為明亮,造成P2看上去比P1更為突出。

外形

使用歐洲空間局的XMM-牛頓軌道天文台發現M31有數個X射線源。羅賓·巴納德博士等人假設這些都是黑洞或中子星的候選者,將接踵而至的氣體加熱至數千萬K所輻射出的X射線。中子星和假設中的黑洞,光譜是一樣的,但是可以從質量上的差異區別出來。

仙女座大星系仙女座大星系

仙女座星系大約有460個球狀星團,這些星團中質量最大的,被命名為馬亞爾II的,綽號是G1(Gloup one),是本星系群中最明亮的球狀星團之一。它擁有數百萬顆的恆星,亮度大約是半人馬座ω-銀河系內所知最明亮的球狀星團的兩倍。 G1有幾種不同的星族,而且以一般的球狀星團來看結構也太巨大了。因此,有些人認為G1是以前被M31吞噬的矮星系殘骸。

另一個巨大且明顯的球狀星團是位於西南鏇臂東側一半位置上的G76。

在2005年,天文學家在M31又發現一種全新型態的星團。新發現的星團擁有成千上萬的恆星,在數量上與球狀星團相似。不同的是體積非常龐大,直徑達到數百光年,密度也低了數百倍;恆星之間的距離也遠了許多。

相關詞條

其它詞條