仙女座星系数据

仙女座星系

本星系群的重要成员，也叫M31。

仙女座星系(Andromeda galaxy)是仙女座中的一个巨大螺旋星系，肉眼可见，视星等为3.5。是我们银河系的近邻。表观星等3.5。肉眼可见，像一个微弱的椭圆形斑点。天文学家在很久以前就发现了它，梅西耶将其编号为8月3日，1764。

仙女座星系是离我们星系最近的最大星系。一般认为，银河系的外观与仙女座星系非常相似，都主导着本星系群。仙女座星系的漫射光是由数千亿个恒星成员组成的。仙女座星系图像周围的几颗亮星实际上是我们银河系中的恒星，它们比背景物体要近得多。仙女座星系也被称为M31，因为它是著名的梅西耶星团星云列表中的第31号弥散体。M31相当遥远，它发出的光需要200万年才能到达地球。星云中的恒星可以分为大约20个群落，这意味着它们可能来自被仙女座“吞噬”的较小星系。

梅西耶星表中的编号是M31，新的星云星团总表中的编者是NGC224，以前被称为仙女座星云。

仙女座星系的直径是50000秒差距(160000光年)，是银河系直径的两倍。它是这个星系群中最大的星系，距离我们大约220万光年。仙女座星系和银河系有很多相似之处。对它们进行比较研究，可以为理解银河系的运动、结构和演化提供重要线索。

1786年，F.W .赫歇尔第一个将其列为可以分解成恒星的星云。1924年，哈勃在摄影胶片上认出了仙女座星系旋臂上的造父变星，并根据周期-光度关系计算出距离，确认它是银河系外的一个恒星系统。1944年，巴德区分了仙女座星系核心的天体，确定了其中的星团和恒星。

M31在天文学史上占有重要地位。1786年，赫歇尔第一个将其包含在一个可以分解成恒星的星云中。1924年，哈勃在摄影胶片上识别出M31旋臂上的造父变星，并根据周期-光度关系计算出距离，确认它是银河系外的一个恒星系统。现代距离是67万秒差距(220万光年)。它的直径是5万秒差距(654.38+0.6百万光年)，是银河系的两倍，也是这个星系群中最大的。1944年，巴德确定了M31核心的天体，确定了其中的星团和恒星，指出了星群的空间分布和银河系相位。在M31的旋臂上是极端星座I，包括O-B星、明亮超巨星、OB星协和电离氢区。在银盘上观测到了经典造父变星、诺瓦斯、红巨星、行星状星云和其他盘族天体。在中心区域，有造父变星二。光晕成员的球状星团距离星系主平面可达3万秒差距。近年来还发现M31成员的重元素含量由外围向中心逐渐增加。这一现象表明，恒星抛射引起的星际物质中重元素的过程，在星系中心区域要比外围区域频繁得多。1914，皮斯发现M31有旋转运动。从1939开始，经过巴布科克等人的研究，测得了从中心到边缘的自转速度曲线，并由此得知了银河系的质量。根据目前的估计，M31的质量不小于3.1× 101太阳质量，是银河系的两倍多，是这个星系群中最大的一个。M31中心有一个类似恒星的核心，直径只有25光年，质量相当于107个太阳，即1500颗恒星聚集在一个立方秒差距内。类星核心的红外辐射很强，大约等于整个银河系核心区域的辐射。但是那里的收音机只有银心收音机的1/20。射电观测表明，中性氢大多集中在一个半径为10千秒差距的宽环中。氢的含量为总质量的1%，小于银河系的1.4 ~ 7%。可以认为M31中的大部分气体已经形成了恒星。M31类似于银河系。对二者进行对比研究，可以为理解银河系的运动、结构和演化提供重要线索。

因为人类身处银河系，不可能观测到银河系的全貌，但天文学家设想银河系也是一个类似仙女座的螺旋星系。仙女座星系、银河系和其他30多个星系* * *组成了一个更大的星系群——本星系群。

我们的银河系和仙女座星系正在相互靠近，它们可能在大约30亿年后发生碰撞，在融合的过程中会暂时形成一个明亮复杂的混合星系。一系列的恒星会被打散，星系中的大部分游离气体会被压缩产生新的恒星。大约几十亿年后，星系的旋臂将会消失，两个螺旋星系将会合并成一个巨大的椭圆星系。

但两个星系的碰撞融合只会发生在遥远的未来，人类无需为此担忧。

位于仙女座的巨大螺旋星系(M31)。1950.0历元的天球坐标为赤经0400，赤纬+41 00。视震级m为3.5。肉眼可见，它看起来像一个微弱的椭圆形斑点。照片中，它呈现为一个倾角为77°的Sb型星系(见星系分类)，大小为160′×40 ′,从亮核伸出两条细而紧的旋臂，范围为245′×75′。梅西耶星表中的序号是M31，新的星云星团总表中的序号是NGC224，被称为仙女座星云，现在称为仙女座星系。在1786年，F.W .赫歇尔第一个把它列在一个可以分解成恒星的星云里。1924年，哈勃在摄影胶片上识别出M31旋臂上的造父变星，并根据周期-光度关系计算出距离，确认它是银河系外的一个恒星系统。现代距离是67万秒差距(220万光年)。它的直径是5万秒差距(654.38+0.6百万光年)，是银河系的两倍，也是这个星系群中最大的。1944年，巴德确定了M31核心的天体，确定了其中的星团和恒星，并指出恒星群的空间分布与银河系相似。在M31的旋臂上是极端星群I，包括O-B型星(见恒星光谱分类)、明亮超巨星、OB星协和电离氢区。在银盘上观测到了经典造父变星、新星、红巨星、行星状星云等盘族天体。在中心区域，有造父变星二。光晕成员的球状星团距离星系主平面可达3万秒差距。近年来还发现M31成员中的重元素含量从外围向中心逐渐增加。这一现象表明，恒星抛射引起的星际物质中重元素的过程，在星系中心区域要比外围区域频繁得多。1914，皮斯发现M31有旋转运动。1939年以来，通过H.D. babcock等人的研究，测得了从中心到边缘的自转速度曲线，并由此得知了银河系的质量。根据目前的估计，M31的质量不小于3.1×10个太阳质量，是银河系的两倍多，是这个星系群中最大的。

M31的绝对星等，M =-21.1，是这个星系群中最亮的成员。根据表面亮度分布，M31的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1500颗恒星聚集在一个立方秒差距内。类星核心的红外辐射很强，大约等于整个银河系核心区域的辐射。但是那里的收音机只有银心收音机的1/20。射电观测表明，中性氢大多集中在一个半径为10千秒差距的宽环中。氢的含量为总质量的1%，小于银河系的1.4 ~ 7%。可以认为M31中的大部分气体已经形成了恒星。M31有两个矮星系──M32(NGC221)和NGC 205 \\,它们在形态学上分别被归类为E2和E5p。后者是一个特殊的椭圆星系，拥有大量年轻的蓝星。在本星系群中，M31和其他星系——NGC 147、NGC185、M33 (NGC598)和ι、和II、和III、和IV——组成了所谓的仙女座星系子群。

M31类似于银河系。对它们进行比较研究，可以为理解银河系的运动、结构和演化提供重要线索。