This is a good article. Click here for more information.
Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Галактика Андромеды
Andromeda Galaxy (with h-alpha).jpg
Галактика Андромеды со спутниковыми галактиками M32 (в центре слева над ядром галактики ) и M110 (в центре слева под галактикой)
Данные наблюдений ( эпоха J2000 )
Произношение/ Ae н d R ɒ м ɪ д ə /
СозвездиеАндромеда
Прямое восхождение00 ч. 42 м. 44,3 с. [1]
Склонение+ 41 ° 16 ′ 9 ″ [1]
Красное смещениег = -0,001001
(знак минус
указывает на то синее смещение ) [1]
Лучевая скорость гелио−301 ± 1 км / с [2]
Расстояние2,54 ± 0,11 Mly
(778 ± 33 кпк ) [2] [3] [4] [5] [6] [a] [ оригинальное исследование? ]
Видимая звездная величина  (V)3,44 [7] [8]
Абсолютная звездная величина  (В)−21,5 [б] [4]
Характеристики
ТипSA (s) b [1]
Масса(1,5 ± 0,5) × 10 12 [9] M ☉
Количество звезд~ 1 триллион (10 12 ) [11]
Размер~ 220  кллы (67  кпк ) (диаметр) [10]
Видимый размер  (V)3,167 ° × 1 ° [1]
Прочие обозначения
M 31, NGC 224, UGC 454, PGC 2557, 2C 56 (Core), [1] CGCG 535-17, MCG + 07-02-016, IRAS 00400 + 4059, 2MASX J00424433 + 4116074, GC 116, h 50, Боде 3, Флемстид 58, Гевелиус 32, Ha 3.3, IRC +40013

Андромеды (IPA: / Ae н d R ɒ м ɪ д ə / ), также известная как Messier 31 , М31 или NGC 224 и первоначально Туманность Андромеды (см ниже), является спиральной галактикой с перемычкой около 2,5 миллиона света -лет (770 килопарсеков ) от Земли и ближайшей к Млечному Пути большой галактики . [4] Название галактики происходит от области земного неба, в которой она появляется, - созвездия Андромеды., который назван в честь эфиопской (или финикийской) принцессы, которая была женой Персея в греческой мифологии.

Вириальная масса из Андромеды имеет тот же порядок величины, что Млечный Путь, на 1  триллион солнечных масс (2,0 × 10 42 килограмм ). Массу любой из галактик трудно оценить с какой-либо точностью, но долгое время считалось, что галактика Андромеды массивнее Млечного Пути на 25-50%. Это было поставлено под сомнение исследованием 2018 года, в котором приводилась более низкая оценка массы Галактики Андромеды [12] в сочетании с предварительными отчетами об исследовании 2019 года, оценивающем более высокую массу Млечного Пути. [13] [14] Галактика Андромеды имеет диаметр около 220 000  св. Лет (67 kpc ), что делает его крупнейшим членом локальной группы с точки зрения расширения, если не массы. [ необходима цитата ]

Количество звезд, содержащихся в Галактике Андромеды, оценивается в один триллион (1 × 10 12 ), что примерно в два раза больше, чем для Млечного Пути. [15] [ требуется обновление ]

Ожидается, что галактики Млечный Путь и Андромеда столкнутся примерно через 4,5 миллиарда лет [16] [17], сойдясь, чтобы сформировать гигантскую эллиптическую галактику [18] или большую линзовидную галактику . [19] Галактика Андромеды с видимой величиной 3,4 является одним из самых ярких объектов Мессье , [20] что делает ее видимой невооруженным глазом с Земли в безлунные ночи [21], даже если смотреть из областей с умеренным световым загрязнением. .

История наблюдений [ править ]

Большая туманность Андромеды. Автор Исаак Робертс , 1899 год.

Примерно в 964 году персидский астроном Абд аль-Рахман ас-Суфи первым описал галактику Андромеды. В своей « Книге неподвижных звезд » он назвал это «туманным пятном». [22]

Звездные карты того периода обозначили его как Маленькое Облако . [23] В 1612 году немецкий астроном Симон Мариус дал раннее описание Галактики Андромеды, основанное на телескопических наблюдениях. [24] Пьер Луи Мопертюи предположил в 1745 году, что размытое пятно было островной вселенной. [25] В 1764 году Шарль Мессье внес в каталог Андромеду объект M31 и ошибочно назвал Мариуса первооткрывателем, несмотря на то, что он был виден невооруженным глазом. В 1785 году астроном Уильям Гершель заметил слабый красноватый оттенок в центральной части Андромеды. Он считал Андромеду ближайшей из всех «великих туманностей».", и, основываясь на цвете и величине туманности, он ошибочно предположил, что она не более чем в 2000 раз превышает расстояние Сириуса , или примерно 18000  световых лет (5,5  кпк ). [26] В 1850 году Уильям Парсонс, 3-й граф Росс сделал первый рисунок спиральной структуры Андромеды .

В 1864 году сэр Уильям Хаггинс заметил, что спектр Андромеды отличается от спектра газовой туманности. [27] В спектрах Андромеды отображает континуум из частот , наложенный с темными линиями поглощения , которые помогают определить химический состав объекта. Спектр Андромеды очень похож на спектры отдельных звезд, и из этого был сделан вывод, что Андромеда имеет звездную природу. В 1885 году сверхновая звезда (известная как S Andromedae) была замечена в Андромеде, первой и пока единственной наблюдаемой в этой галактике. В то время Андромеда считалась ближайшим объектом, поэтому считалось, что причиной было гораздо менее яркое и не связанное с этим событие, названное новой , и названное соответственно; «Новая 1885». [28]

В 1888 году Исаак Робертс сделал одну из первых фотографий Андромеды, которая до сих пор считалась туманностью в нашей галактике. Робертс ошибочно принял Андромеду и подобные «спиральные туманности» за формирующиеся звездные системы . [29] [30]

В 1912 году Весто Слайфер использовал спектроскопию для измерения лучевой скорости Андромеды по отношению к нашей Солнечной системе - самой большой скорости, когда-либо измеренной, на уровне 300 км / с (190 миль / с). [31]

Островная вселенная [ править ]

Расположение галактики Андромеды (M31) в созвездии Андромеды.

В 1917 году Хибер Кертис наблюдал новую звезду в Андромеде. При поиске фотографической записи было обнаружено еще 11 новых звезд. Кертис заметил , что эти новые звезды, в среднем, 10 величины тусклее , чем те , которые имели место в другом месте в небе. В результате он смог получить оценку расстояния в 500 000 св. Лет (3,2 × 10 10  а.е.). Он стал сторонником так называемой гипотезы "островных вселенных", согласно которой спиральные туманности на самом деле являются независимыми галактиками. [32]

Галактика Андромеды над Очень Большим телескопом . [33] Треугольник Галактика видна на вершине.

В 1920 году между Харлоу Шепли и Кертисом произошли великие дебаты о природе Млечного Пути, спиральных туманностей и размеров Вселенной . Чтобы поддержать свое утверждение о том, что Большая туманность Андромеды на самом деле является внешней галактикой, Кертис также отметил появление темных полос внутри Андромеды, которые напоминают пылевые облака в нашей собственной галактике, а также исторические наблюдения значительного доплеровского сдвига галактики Андромеды . В 1922 году Эрнст Эпик представил метод оценки расстояния до Андромеды, используя измеренные скорости ее звезд. Его результат показал, что туманность Андромеды находится далеко за пределами нашей галактики на расстоянии около 450 кпк (1500 kly). [34] Эдвин Хаббл разрешил спор в 1925 году, когда он впервые идентифицировал внегалактические переменные звезды-цефеиды на астрономических фотографиях Андромеды. Они были сделаны с помощью 2,5-метрового (8 футов 2 дюйма) телескопа Хукера и позволили определить расстояние до Большой туманности Андромеды. Его измерения убедительно продемонстрировали, что эта особенность не была скоплением звезд и газа в нашей собственной галактике, а была совершенно отдельной галактикой, расположенной на значительном расстоянии от Млечного Пути. [35]

В 1943 году Вальтер Бааде был первым человеком, который разрешил звезды в центральной области Галактики Андромеды. Бааде идентифицировал две различные популяции звезд на основе их металличности , назвав молодые высокоскоростные звезды в диске Типом I, а старые красные звезды в балдже - Типом II. Впоследствии эта номенклатура была принята для звезд в Млечном Пути и в других местах. (Существование двух различных популяций было отмечено ранее Ян Оорт .) [36] Бааде также обнаружил, что существует два типа переменных звезд цефеид, что привело к удвоению оценки расстояния до Андромеды, а также оставшейся части Вселенная. [37]

В 1950 году радиоизлучение галактики Андромеды было обнаружено Хэнбери Брауном и Сирилом Хазардом в обсерватории Джодрелл-Бэнк . [38] [39] Первые радиокарты галактики были сделаны в 1950-х годах Джоном Болдуином и сотрудниками Кембриджской радиоастрономической группы . [40] Ядро галактики Андромеды названо 2C 56 в радиоастрономическом каталоге 2C . В 2009 году первая планета могла быть обнаружена в Галактике Андромеды. Это было обнаружено с помощью метода, называемого микролинзированием , которое вызвано отклонением света массивным объектом. [41]

Наблюдения линейно поляризованного радиоизлучения с помощью радиотелескопа Westerbork Synthesis , 100-метрового телескопа Эффельсберга и очень большой матрицы выявили упорядоченные магнитные поля, выровненные вдоль "кольца 10 кпк" из газа и звездообразования. [42] Общее магнитное поле имеет напряженность около 0,5 нТл, из которых 0,3 нТл являются упорядоченными.

Общие [ править ]

Предполагаемое расстояние от Галактики Андромеды до нашей было удвоено в 1953 году, когда было обнаружено, что существует другой, более тусклый тип переменной звезды-цефеиды . В 1990-х годах измерения как стандартных красных гигантов, так и красных сгустков звезд, полученные со спутника Hipparcos , использовались для калибровки расстояний до цефеид. [43] [44]

Формирование и история [ править ]

Андромеды как видно NASA «s Wide поля Infrared Survey Explorer .

Галактика Андромеды образовалась примерно 10 миллиардов лет назад в результате столкновения и последующего слияния более мелких протогалактик . [45]

Это сильное столкновение сформировало большую часть (богатого металлами) галактического гало и протяженного диска галактики . В эту эпоху скорость звездообразования была бы очень высокой , вплоть до того, что она превратилась бы в светящуюся инфракрасную галактику примерно на 100 миллионов лет. Андромеда и Галактика Треугольника имели очень близкий проход 2–4 миллиарда лет назад. Это событие вызвало высокие темпы звездообразования на диске Галактики Андромеды - даже в некоторых шаровых скоплениях - и нарушило внешний диск M33.

Считается, что за последние 2 миллиарда лет звездообразование по всему диску Андромеды уменьшилось до состояния, близкого к бездействию. Были взаимодействия с галактиками-спутниками, такими как M32, M110 и другими, которые уже были поглощены галактикой Андромеды. Эти взаимодействия сформировали структуры, подобные Гигантскому звездному потоку Андромеды . Считается, что галактическое слияние примерно 100 миллионов лет назад привело к вращающемуся в противоположных направлениях газу в центре Андромеды, а также за присутствие там относительно молодого (100 миллионов лет) звездного населения. [45]

Оценка расстояния [ править ]

Для оценки расстояний от Земли до Галактики Андромеды использовались по крайней мере четыре различных метода. В 2003 году с использованием инфракрасных флуктуаций поверхностной яркости (I-SBF) и поправки на новое значение периодической светимости и поправки на металличность −0,2 mag dex −1 дюйма (O / H), оценка составила 2,57 ± 0,06 миллиона световых лучей. лет (1,625 × 10 11  ± 3,8 × 10 9 астрономических единиц ). Метод переменных цефеид 2004 года оценил расстояние в 2,51 ± 0,13 миллиона световых лет (770 ± 40 кпк). [2] [3] В 2005 году в галактике Андромеды была открыта затменная двойная звезда . Двоичный[c] - две горячие голубые звезды типов O и B. Изучая затмения звезд, астрономы смогли измерить их размеры. Зная размеры и температуру звезд, они смогли измерить их абсолютную величину . Когда визуальная и абсолютная звездные величины известны, расстояние до звезды можно рассчитать. Звезды расположены на расстоянии 2,52 × 10 6  ± 0,14 × 10 6  св. Лет (1,594 × 10 11  ± 8,9 × 10 9  а.е.), а вся Галактика Андромеды - примерно на 2,5 × 10 6  св. Лет (1,6 × 10^^^11  AU). [4] Это новое значение прекрасно согласуется с предыдущим независимым значением расстояния на основе цефеид. В 2005 году также использовался метод TRGB, который дал расстояние 2,56 × 10 6  ± 0,08 × 10 6 св. Лет  (1,619 × 10 11  ± 5,1 × 10 9  а.е.). [5] Усредненные вместе эти оценки расстояния дают значение 2,54 × 10 6  ± 0,11 × 10 6  св. Лет (1,606 × 10 11  ± 7,0 × 10 9  а.е.).^^^^[a] Исходя из этого, диаметр Андромеды в самом широком месте оценивается в 220 ± 3 kly (67 450 ± 920 пк). [ оригинальное исследование? ] Применяя тригонометрию ( угловой диаметр ), это эквивалентно видимомууглу неба4,96 ° .

Оценки массы [ править ]

Галактика Андромеды в ультрафиолетовом свете, сделанная GALEX (2003).
Иллюстрация, показывающая размер каждой галактики и расстояние между двумя галактиками в масштабе.
Гигантское гало вокруг галактики Андромеды. [46]

До 2018 года, массовые оценки для гало Андромеды ( в том числе и темной материи ) не дали значение приблизительно 1,5 × 10 12  M ☉ , [15] по сравнению с 8 × 10 11  M ☉ для Млечного Пути. Это противоречило более ранним измерениям, которые, казалось, указывали на то, что Галактика Андромеды и Млечный Путь почти равны по массе. В 2018 году по результатам радиосвязи было повторно установлено равенство масс примерно 8 × 10 11  M ☉ [47] [48] [49] [50] В 2006 году сфероид Галактики АндромедыБыло установлено, что звездная плотность выше, чем у Млечного Пути [51], а его галактический звездный диск был оценен примерно в два раза больше диаметра Млечного Пути. [10] Общая масса Андромеды оценивается в диапазоне от 8 × 10 11  М ☉ [47] и 1,1 × 10 12  М ☉ . [52] [53] Звездная масса M31 составляет 10-15 × 10 10  M ☉ , причем 30% этой массы приходится на центральный балдж , 56% - на диск , а оставшиеся 14% - в звездном гало .[54] Результаты радиоизлучения (аналогичная массе галактики Млечный Путь) следует считать наиболее вероятными по состоянию на 2018 год, хотя очевидно, что этот вопрос все еще активно исследуется рядом исследовательских групп по всему миру.

По состоянию 2019, текущие расчеты основаны на скорости отрыва и динамических измерениях массы положить Андромеду при 0,8 × 10 12  M ☉ , [55] , который является только половиной новой массы Млечного пути, рассчитанной в 2019 году на уровне 1,5 × 10 12  M ☉ . [56] [57] [58]

В дополнение к звездам, Андромеды в межзвездной среды содержит , по меньшей мере , 7,2 × 10 9  M ☉ [59] в виде нейтрального водорода , по меньшей мере , 3,4 × 10 8  М ☉ как молекулярный водород ( в пределах его самой внутренней 10 кпс), и 5,4 × 10 7  М ☉ от пыли . [60]

Галактика Андромеды окружена массивным ореолом горячего газа, который, по оценкам, содержит половину массы звезд в галактике. Почти невидимое гало простирается примерно на миллион световых лет от своей галактики, на полпути к нашей галактике Млечный Путь. Моделирование галактик показывает, что гало образовалось одновременно с Галактикой Андромеды. Гало обогащено элементами тяжелее водорода и гелия, образованными из сверхновых, и его свойства соответствуют свойствам, ожидаемым для галактики, расположенной в «зеленой долине» диаграммы цвет – величина Галактики (см. Ниже). Сверхновые вспыхивают в заполненном звездами диске Галактики Андромеды и выбрасывают эти более тяжелые элементы в космос. За время существования Галактики Андромеды почти половина тяжелых элементов, образованных ее звездами, была выброшена далеко за пределы звездного диска диаметром 200 000 световых лет. [61] [62] [63] [64]

Оценки светимости [ править ]

По сравнению с Млечным путем в Галактике Андромеды преобладают более старые звезды с возрастом> 7 × 10 9 лет. [54] [ требуется пояснение ] Оценочная светимость Галактики Андромеды, ~ 2,6 × 10 10  L ☉ , примерно на 25% выше, чем у нашей галактики. [65] Однако галактика имеет большой наклон, если смотреть с Земли и ее межзвездной пыли.поглощает неизвестное количество света, так что трудно оценить его фактическую яркость и другие авторы дали другие значения светимости Андромеды (некоторые авторы даже предлагают это второй по яркости галактики в радиусе 10 мега парсек Млечный Путь, после Сомбреро Галактики , [66] с абсолютной величиной около -22.21 [D] или близко [67] ).

Оценка, сделанная с помощью космического телескопа Спитцера, опубликованного в 2010 году, предполагает абсолютную звездную величину (синим цветом) -20,89 (что при цветовом индексе +0,63 соответствует абсолютной визуальной величине -21,52 [b] по сравнению с - 20.9 для Млечного пути), и общей светимости в этой длине волны от 3,64 × 10 10  L ☉ . [68]

Скорость звездообразования в Млечном Пути намного выше: Галактика Андромеды производит только около одной солнечной массы в год по сравнению с 3-5 массами Солнца для Млечного Пути. Количество новых звезд в Млечном Пути также вдвое больше, чем в Галактике Андромеды. [69] Это говорит о том, что последний когда-то пережил большую фазу звездообразования, но сейчас находится в относительном состоянии покоя, тогда как Млечный Путь переживает более активное звездообразование. [65] Если это продолжится, светимость Млечного Пути может в конечном итоге превысить яркость Галактики Андромеды.

Согласно недавним исследованиям, Галактика Андромеды находится в том, что на диаграмме цвет-величина Галактики известно как «зеленая долина», область, населенная галактиками, подобными Млечному Пути, которые переходят от «голубого облака» (галактики, активно формирующие новые звезды. ) к «красной последовательности» (галактики, в которых отсутствует звездообразование). Активность звездообразования в галактиках зеленой долины замедляется, поскольку в межзвездной среде заканчивается звездообразующий газ. Ожидается, что в смоделированных галактиках со свойствами, подобными Галактике Андромеды, звездообразование прекратится в течение примерно пяти миллиардов лет с настоящего момента, даже с учетом ожидаемого краткосрочного увеличения скорости звездообразования из-за столкновения Галактики Андромеды и Млечный Путь. [70]

Структура [ править ]

Андромеды видели в инфракрасной области по Spitzer Space Telescope , один из НАСА «s четыре Великих космических обсерваторий .
Изображение галактики Андромеды, полученное Спитцером в инфракрасном диапазоне, 24 мкм (Источник: НАСА / Лаборатория реактивного движения - Калифорнийский технологический институт / Карл Д. Гордон, Университет Аризоны ).
Воспроизвести медиа
Swift Тур Андромеды.
Изображение галактики Андромеды, полученное исследователем эволюции галактики. Сине-белые полосы, составляющие поразительные кольца галактики, - это районы, в которых находятся горячие, молодые и массивные звезды. Темно-сине-серые полосы более холодной пыли резко выделяются на фоне этих ярких колец, отслеживая области, где в настоящее время происходит звездообразование в плотных облачных коконах. При наблюдении в видимом свете кольца Галактики Андромеды больше похожи на спиральные рукава. Ультрафиолетовое изображение показывает, что эти рукава больше напоминают кольцевидную структуру, ранее наблюдаемую в инфракрасном диапазоне с помощью космического телескопа Спитцера НАСА . Астрономы, использовавшие последние, интерпретировали эти кольца как свидетельство того, что галактика была вовлечена в прямое столкновение со своим соседом, M32, более 200 миллионов лет назад.

По внешнему виду в видимом свете галактика Андромеды классифицируется как галактика SA (s) b в расширенной системе классификации спиральных галактик де Вокулера – Сэндиджа . [1] Однако инфракрасные данные обзора 2MASS и космического телескопа Спитцера показали, что Андромеда на самом деле является спиральной галактикой с перемычкой, как Млечный Путь, с большой осью стержня Андромеды, ориентированной на 55 градусов против часовой стрелки от большой оси диска. [71]

В 2005 году астрономы использовали телескопы Кека, чтобы показать, что тонкая россыпь звезд, выходящая за пределы галактики, на самом деле является частью самого главного диска. [10] Это означает, что спиральный диск звезд в Галактике Андромеды в три раза больше в диаметре, чем предполагалось ранее. Это свидетельствует о существовании огромного протяженного звездного диска, диаметр которого составляет более 220 000 световых лет (67 килопарсеков ). Ранее оценки размеров Галактики Андромеды составляли от 70 000 до 120 000 световых лет (от 21 до 37 кпк) в поперечнике.

Галактика наклонена относительно Земли примерно на 77 ° (при этом угол в 90 ° будет смотреться прямо сбоку). Анализ формы поперечного сечения галактики, похоже, демонстрирует ярко выраженную S-образную деформацию, а не просто плоский диск. [72] Возможной причиной такого перекоса могло быть гравитационное взаимодействие со спутниковыми галактиками вблизи Галактики Андромеды. Галактика M33 может быть причиной некоторой деформации в руках Андромеды, хотя требуются более точные расстояния и лучевые скорости.

Спектроскопические исследования предоставили подробные измерения скорости вращения галактики Андромеды в зависимости от радиального расстояния от ядра. Скорость вращения имеет максимальное значение 225 км / с (140 миль / с) в 1300  LY (82000000  AU ) от ядра, и она имеет минимум , возможно , по цене от 50 км / с (31 миль / с) при 7000 ly (440 000 000 AU) из ядра. Далее скорость вращения увеличивается до радиуса 33000 св. Лет (2,1 × 10 9  а.е.), где достигает пика в 250 км / с (160 миль / с). За пределами этого расстояния скорости медленно снижаются, упав примерно до 200 км / с (120 миль / с) на скорости 80000 св. Лет (5,1 × 10 9 AU). Эти измерения скорости подразумевают концентрированную массу около 6 × 10 9  M ☉ в ядре . Полная масса галактики линейно увеличивается до 45 000 световых лет (2,8 × 10 9  а.е.), а затем более медленно за пределами этого радиуса. [73]

В спиральных рукавах галактики Туманности Андромеды очерчены сериями HII областей , первый подробно изучены по Бааду и описанные им как напоминающие «бусина на нитке». Его исследования показывают два спиральных рукава, которые кажутся сильно намотанными, хотя они расположены более широко, чем в нашей галактике. [74] Его описания спиральной структуры, когда каждый рукав пересекает большую ось Галактики Андромеды, следующие [75] §pp1062 [76] §pp92 :

Спиральные рукава М31 Бааде
Руки (N = пересечь большую ось M31 на севере, S = пересечь большую ось M31 на юге)Расстояние от центра ( угловые минуты ) (N * / S *)Расстояние от центра (кпк) (N * / S *)Примечания
N1 / S13,4 / 1,70,7 / 0,4Пыль оружие без каких - либо акушерских объединений из HII областей .
N2 / S28,0 / 10,01,7 / 2,1Пыль оружия с некоторыми ассоциациями OB.
N3 / S325/305,3 / 6,3По N2 / S2, но с некоторыми регионами HII.
N4 / S450/4711 / 9,9Большое количество ассоциаций OB, регионов HII и мало пыли.
N5 / S570/6615/14То же, что и N4 / S4, но намного слабее.
N6 / S691/9519/20Свободные ассоциации с акушерством. Пыли не видно.
N7 / S7110/11623/24То же, что и N6 / S6, но более тускло и незаметно.

Поскольку галактика Андромеды видна с ребра, ее спиральное строение сложно изучить. Выпрямленное изображение галактики , кажется, показывает довольно нормальную спиральную галактику, показывая две непрерывных продольные рычаги, которые отделенны друг от друга как минимум около 13 000  л (820,000,000  АСА ) , и что может следовать наружу от расстояния примерно 1600 LY ( 100000000 AU) из ядра. Были предложены альтернативные спиральные структуры, такие как одиночный спиральный рукав [77] или хлопьевидный [78] узор из длинных, нитевидных и толстых спиральных рукавов. [1] [79]

Наиболее вероятной причиной искажения спирального рисунка считается взаимодействие со спутниками галактик M32 и M110 . [80] Это можно увидеть по смещению облаков нейтрального водорода от звезд. [81]

В 1998 году изображения, полученные с инфракрасной космической обсерватории Европейского космического агентства, показали, что общая форма галактики Андромеды может переходить в кольцевую галактику . Газ и пыль внутри галактики обычно образуют несколько перекрывающихся колец, с особенно заметным кольцом, образованным в радиусе 32 000 световых лет (9,8 кпк) от ядра [82], которое некоторые астрономы прозвали кольцом огня . [83] Это кольцо скрыто от изображений галактики в видимом свете, потому что оно состоит в основном из холодной пыли, и большая часть звездообразования, происходящего в Галактике Андромеды, сосредоточена там. [84]

Более поздние исследования с помощью космического телескопа Спитцера показали, что спиральная структура галактики Андромеды в инфракрасном диапазоне кажется состоящей из двух спиральных рукавов, выходящих из центральной перемычки и продолжающихся за пределами большого кольца, упомянутого выше. Эти руки, однако, не являются непрерывными и имеют сегментированную структуру. [80]

Тщательное исследование внутренней области галактики Андромеды с помощью того же телескопа также показало меньшее пылевое кольцо, которое, как полагают, было вызвано взаимодействием с M32 более 200 миллионов лет назад. Моделирование показывает, что меньшая галактика прошла через диск Галактики Андромеды вдоль полярной оси последней. Это столкновение лишило меньшую M32 более половины массы и создало кольцевые структуры в Андромеде. [85] Это сосуществование давно известной большой кольцевой особенности в газе Мессье 31 вместе с этой недавно обнаруженной внутренней кольцевой структурой, смещенной от барицентра , предположило почти лобовое столкновение со спутником M32, более мягкой версией столкновения с колесом тележки . [86]

Исследования протяженного гало Галактики Андромеды показывают, что оно примерно сравнимо с гало Млечного Пути, при этом звезды в гало обычно « бедны металлами », и тем более с увеличением расстояния. [51] Это свидетельство указывает на то, что две галактики следовали сходным эволюционным путем. Вероятно, они аккрецировали и ассимилировали около 100–200 галактик с малой массой за последние 12 миллиардов лет. [87] Звезды в протяженных гало Галактики Андромеды и Млечного Пути могут простираться почти на треть расстояния, разделяющего две галактики.

Ядро [ править ]

Изображение ядра галактики Андромеды, полученное телескопом Хаббла, показывает возможную двойную структуру.  Фото НАСА / ЕКА .
Художественная концепция ядра Галактики Андромеды, показывающая вид на диск молодых голубых звезд, окружающих сверхмассивную черную дыру.  Фото НАСА / ЕКА .

Известно, что в самом центре Галактики Андромеды находится плотное и компактное звездное скопление. В большой телескоп он создает визуальное впечатление звезды, заключенной в более рассеянную окружающую выпуклость. В 1991 году космический телескоп Хаббла был использован для изображения внутреннего ядра галактики Андромеды. Ядро состоит из двух концентраций, разделенных 1,5  пк (4,9  св . Лет ). Более яркая концентрация, обозначенная как P1, смещена от центра галактики. Диммер концентрация, Р2, падает на истинном центре галактики и содержит черную дыру , измеренную при 3-5 × 10 7 М ☉ в 1993 году, [88] и на 1,1-2,3 × 10 8 М ☉в 2005 г. [89] Согласно измерениям, разброс скорости вещества вокруг него составляет ≈ 160  км / с (99  миль / с ). [90]

Изображение центра галактики Андромеды, полученное с помощью рентгеновского телескопа Chandra . Ряд источников рентгеновского излучения, вероятно, рентгеновские двойные звезды, в центральной области галактики выглядят как желтоватые точки. Синий источник в центре находится в положении сверхмассивной черной дыры .

Было высказано предположение, что наблюдаемое двойное ядро ​​можно объяснить, если P1 - это проекция диска звезд на эксцентрической орбите вокруг центральной черной дыры. [91] Эксцентриситет таков, что звезды задерживаются в апоцентре орбиты , создавая скопление звезд. P2 также содержит компактный диск горячих звезд спектрального класса A. Звезды A не видны в более красных фильтрах, но в синем и ультрафиолетовом свете они доминируют над ядром, в результате чего P2 выглядит более заметным, чем P1. [92]

Хотя на начальном этапе открытия предполагалось, что более яркая часть двойного ядра является остатком небольшой галактики, «съеденной» Галактикой Андромеды, [93] это больше не считается жизнеспособным объяснением, в основном потому, что такое ядро будет иметь чрезвычайно короткое время жизни из-за приливного разрушения центральной черной дыры. Хотя это можно было бы частично решить, если бы у P1 была своя собственная черная дыра, чтобы стабилизировать его, распределение звезд в P1 не предполагает наличия черной дыры в его центре. [91]

Дискретные источники [ править ]

Галактика Андромеды в высокоэнергетическом рентгеновском и ультрафиолетовом свете (опубликовано 5 января 2016 г.).

По-видимому, к концу 1968 года рентгеновские лучи от Галактики Андромеды не регистрировались. [94] Полет на воздушном шаре 20 октября 1970 года установил верхний предел обнаруживаемых жестких рентгеновских лучей от Галактики Андромеды. [95] Обзор всего неба Swift BAT успешно обнаружил жесткие рентгеновские лучи, исходящие из области, расположенной в 6 угловых секундах от центра галактики. Позже было обнаружено, что излучение выше 25 кэВ происходит от единственного источника, названного 3XMM J004232.1 + 411314 , и идентифицировано как двойная система, в которой компактный объект ( нейтронная звезда или черная дыра) аккрецирует вещество от звезды. [96]

С тех пор в Галактике Андромеды были обнаружены многочисленные источники рентгеновского излучения с использованием наблюдений орбитальной обсерватории XMM-Newton Европейского космического агентства (ESA) . Робин Барнард и др. выдвинули гипотезу, что это кандидаты в черные дыры или нейтронные звезды , которые нагревают поступающий газ до миллионов кельвинов и испускают рентгеновские лучи. Нейтронные звезды и черные дыры можно отличить, главным образом, путем измерения их масс. [97] В ходе наблюдательной кампании космической миссии NuSTAR было обнаружено 40 таких объектов в галактике. [98] В 2012 году микроквазарв Галактике Андромеды был обнаружен радиовсплеск, исходящий от меньшей черной дыры. Черная дыра предок находится недалеко от центра Галактики и имеет около 10 М ☉ . Он был обнаружен через данные , собранные Европейским космическим агентством «s XMM-Newton зонда , а затем наблюдали НАСА » s Swift гамма-всплеском Миссия и Чандра , в Very Large Array , и Very Long Baseline Array . Микроквазар был первым наблюдаемым в галактике Андромеды и первым за пределами галактики Млечный Путь. [99]

Шаровые скопления [ править ]

Звездные скопления в галактике Андромеды. [100]

С Галактикой Андромеды связано примерно 460 шаровых скоплений . [101] Самое массивное из этих скоплений, идентифицированное как Mayall II , по прозвищу Globular One, имеет большую светимость, чем любое другое известное шаровое скопление в Местной группе галактик. [102] Оно состоит из нескольких миллионов звезд и примерно в два раза ярче Омега Центавра , самого яркого известного шарового скопления в Млечном Пути. Globular One (или G1) имеет несколько звездных популяций и структуру, слишком массивную для обычного шарообразного. В результате некоторые считают, что G1 - это остаток ядра карликовой галактики, которая была поглощена Андромедой в далеком прошлом. [103]Шаровое тело с наибольшей видимой яркостью - G76, расположенное в восточной половине юго-западного рукава. [23] Другое массивное шаровое скопление, названное 037-B327 и обнаруженное в 2006 г., сильно покрасневшее межзвездной пылью Галактики Андромеды , считалось более массивным, чем G1 и крупнейшее скопление Местной группы; [104] однако другие исследования показали, что он действительно похож по свойствам на G1. [105]

В отличие от шаровых скоплений Млечного Пути, которые демонстрируют относительно низкую дисперсию возраста, шаровые скопления Галактики Андромеды имеют гораздо больший диапазон возрастов: от систем столь же старых, как сама галактика, до гораздо более молодых систем с возрастом от нескольких сотен миллионов лет. до пяти миллиардов лет. [106]

В 2005 году астрономы обнаружили в Галактике Андромеды совершенно новый тип звездных скоплений. Недавно обнаруженные скопления содержат сотни тысяч звезд, такое же количество звезд, которые можно найти в шаровых скоплениях. От шаровых скоплений их отличает то, что они намного больше - несколько сотен световых лет в поперечнике - и в сотни раз менее плотны. Поэтому расстояния между звездами намного больше в пределах недавно обнаруженных протяженных скоплений. [107]

Спутники [ править ]

Основная статья: галактики-спутники Андромеды
Мессье 32 находится слева от центра, Мессье 110 - внизу справа от центра.

Как и Млечный Путь, в галактике Андромеды есть галактики-спутники , состоящие из более чем 20 известных карликовых галактик . Наиболее известные и наиболее легко наблюдаемые галактики-спутники - это M32 и M110 . Основываясь на текущих данных, похоже, что M32 в прошлом близко сталкивалась с галактикой Андромеды. M32, возможно, когда-то была более крупной галактикой, звездный диск которой был удален M31, и подверглась резкому увеличению звездообразования в области ядра, которое продолжалось до относительно недавнего прошлого. [108]

M110, похоже, также взаимодействует с галактикой Андромеды, и астрономы обнаружили в гало последней поток богатых металлами звезд, которые, по-видимому, были отделены от этих галактик-спутников. [109] M110 действительно содержит пыльную полосу, которая может указывать на недавнее или продолжающееся звездообразование. [110] M32 также имеет молодое звездное население. [111]

В 2006 году было обнаружено, что девять галактик-спутников лежат в плоскости, пересекающей ядро ​​Галактики Андромеды; они не расположены случайным образом, как можно было бы ожидать от независимых взаимодействий. Это может указывать на общее приливное происхождение спутников. [112]

Событие PA-99-N2 и возможная экзопланета в галактике [ править ]

Основная статья: ПА-99-Н2

PA-99-N2 был событием микролинзирования, обнаруженным в галактике Андромеды в 1999 году. Одним из объяснений этого является гравитационное линзирование красного гиганта звездой с массой от 0,02 до 3,6 раз больше массы Солнца, что предполагает, что звезда, вероятно, вращается вокруг планеты. Эта возможная экзопланета имела бы массу в 6,34 раза больше, чем Юпитер. Если это будет окончательно подтверждено, это будет первая обнаруженная внегалактическая планета . Однако позже аномалии в этом событии были обнаружены. [113]

Столкновение с Млечным путем [ править ]

Основная статья: Столкновение Андромеды и Млечного Пути

Галактика Андромеды приближается к Млечному Пути со скоростью около 110 километров в секунду (68 миль в секунду). [114] Было измерено его приближение относительно Солнца со скоростью около 300 км / с (190 миль / с) [1], когда Солнце вращается вокруг центра галактики со скоростью около 225 км / с (140 миль / с). с). Это делает галактику Андромеды одной из примерно 100 наблюдаемых галактик со смещенным голубым смещением . [115] Тангенциальная или боковая скорость Галактики Андромеды относительно Млечного Пути относительно намного меньше, чем скорость приближения, и поэтому ожидается, что она столкнется непосредственно с Млечным путем примерно через 4 миллиарда лет. Вероятный исход столкновения состоит в том, что галактики сольются, образуя гигантскийэллиптическая галактика [116] или, возможно, даже большая дисковая галактика . [19] Такие события часты среди галактик в группах галактик . Судьба Земли и Солнечной системы в случае столкновения в настоящее время неизвестна. Перед слиянием галактик существует небольшая вероятность того, что Солнечная система может быть выброшена из Млечного Пути или присоединится к Галактике Андромеды. [117]

Любительское наблюдение [ править ]

Галактика Андромеды - самый далекий объект и единственная спиральная галактика за пределами Млечного Пути, которую можно увидеть невооруженным глазом . [118] [119] [120] Галактика обычно расположена на небе относительно созвездий Кассиопеи и Пегаса . Андромеду лучше всего наблюдать осенними ночами в Северном полушарии, когда она проходит высоко над головой, достигая своей наивысшей точки около полуночи октября и на два часа позже каждый последующий месяц. Ранним вечером он поднимается на востоке в сентябре и заходит на западе в феврале. [121] Из Южного полушарияГалактика Андромеды видна с октября по декабрь, и ее лучше всего рассматривать как можно дальше на север. Бинокль может показать некоторые более крупные структуры галактики и две ее самые яркие галактики-спутники , M32 и M110 . [122] любительский телескоп можно раскрыть диск Андромеды, некоторые из его ярких шаровых скоплений, темные полосы пыли и большая звезду облака NGC 206 . [123] [124]

См. Также [ править ]

  • Туманность Андромеды в художественной литературе
  • Галактики в художественной литературе
  • Список галактик
  • Объект Мессье
  • Новый общий каталог
  • NGC 206 - самое яркое звездное облако в галактике Андромеды

Примечания [ править ]

  1. ^ a b среднее (787 ± 18, 770 ± 40, 772 ± 44, 783 ± 25) = ((787 + 770 + 772 + 783) / 4) ± (18 2 + 40 2 + 44 2 + 25 2 ) 0,5 / 2 = 778 ± 33.
  2. ^ a b Синяя абсолютная звездная величина -20,89 - Цветовой индекс 0,63 = -21,52
  3. ^ J00443799 + 4129236 находится в небесных координатах R.A. 00 ч. 44 м. 37,99 с. , Склонение + 41 ° 29 ′ 23,6 ″.
  4. ^ Синяя абсолютная величина -21,58 (см. Ссылку) - Цветовой индекс 0,63 = абсолютная визуальная величина -22,21

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b c d e f g h i "Результаты для Мессье 31" . Внегалактическая база данных НАСА / IPAC . НАСА / IPAC . Проверено 28 февраля 2019 .
  2. ^ a b c Караченцев Игорь Д .; Кашибадзе, Ольга Г. (2006). «Массы Местной группы и группы M81, оцененные по искажениям в местном поле скоростей». Астрофизика . 49 (1): 3–18. Bibcode : 2006Ap ..... 49 .... 3K . DOI : 10.1007 / s10511-006-0002-6 . S2CID 120973010 . 
  3. ^ a b Караченцев Игорь Д .; Караченцева Валентина Е .; Huchtmeier, Walter K .; Макаров, Дмитрий I. (2004). «Каталог соседних галактик» . Астрономический журнал . 127 (4): 2031–2068. Bibcode : 2004AJ .... 127.2031K . DOI : 10.1086 / 382905 .
  4. ^ a b c d Рибас, Игнаси; Хорди, Карме; Виларделл, Франсеск; и другие. (2005). «Первое определение расстояния и фундаментальных свойств затменной двойной системы в галактике Андромеды». Письма в астрофизический журнал . 635 (1): L37 – L40. arXiv : astro-ph / 0511045 . Bibcode : 2005ApJ ... 635L..37R . DOI : 10.1086 / 499161 . S2CID 119522151 . 
  5. ^ a b МакКоннаки, Алан В .; Ирвин, Майкл Дж .; Фергюсон, Аннетт Миннесота; и другие. (2005). «Расстояния и металличность 17 галактик Местной группы». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 356 (4): 979–997. arXiv : astro-ph / 0410489 . Bibcode : 2005MNRAS.356..979M . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2004.08514.x .
  6. ^ Дженсен, Джозеф Б .; Тонри, Джон Л .; Баррис, Брайан Дж .; и другие. (2003). «Измерение расстояний и исследование неразрешенных звездных популяций галактик с помощью инфракрасных флуктуаций яркости поверхности». Астрофизический журнал . 583 (2): 712–726. arXiv : astro-ph / 0210129 . Bibcode : 2003ApJ ... 583..712J . DOI : 10.1086 / 345430 . S2CID 551714 . 
  7. ^ "М 31" . Проверено 30 сентября 2018 года .
  8. ^ Хиль де Пас, Армандо; Буасье, Самуэль; Мадор, Барри Ф .; и другие. (2007). "Ультрафиолетовый атлас ближайших галактик GALEX". Астрофизический журнал . 173 (2): 185–255. arXiv : astro-ph / 0606440 . Bibcode : 2007ApJS..173..185G . DOI : 10.1086 / 516636 . S2CID 119085482 . 
  9. ^ "Средние значения масс Млечного Пути и Андромеды равны M G =0,8+0,4
    -0,3    × 10 12  M ☉     и M A =1.5+0,5
    −0,4    × 10 12  M ☉     на уровне 68% " Peñarrubia, Jorge; Ma, Yin-Zhe; Walker, Matthew G .; McConnachie, Alan W. (29 июля 2014 г.)." Динамическая модель локального космического расширения ". Ежемесячно Уведомления Королевского астрономического общества . 433 (3): 2204–2222. ArXiv : 1405.0306 . Bibcode : 2014MNRAS.443.2204P . Doi : 10.1093 / mnras / stu879 . S2CID 119295582 . , но сравните «[мы оцениваем] вириальную массу и радиус галактики как 0,8 × 10 12  ± 0,1 × 10 12 M ☉ (1,59 × 10 42  ± 2,0 × 10 41 кг )» Kafle, Prajwal R .; Шарма, Санджиб; Льюис, Герайнт Ф .; и другие. (1 февраля 2018 г.). «Жажда скорости: скорость убегания и измерения динамической массы галактики Андромеды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 475 (3): 4043–4054. arXiv : 1801.03949 . Bibcode : 2018MNRAS.475.4043K .^^  DOI : 10.1093 / MNRAS / sty082 . ISSN  0035-8711 . S2CID  54039546 .
  10. ^ a b c Чепмен, Скотт С.; Ибата, Родриго А .; Льюис, Герайнт Ф .; и другие. (2006). «Кинематически выбранный сфероид с низким содержанием металла на окраине M31». Астрофизический журнал . 653 (1): 255–266. arXiv : astro-ph / 0602604 . Bibcode : 2006ApJ ... 653..255C . DOI : 10.1086 / 508599 . S2CID 14774482 . См. Также пресс-релиз «Звездное гало Андромеды показывает, что происхождение галактики похоже на происхождение Млечного Пути» (пресс-релиз). Caltech по связям со СМИ . 27 февраля 2006 Архивировано из оригинала 9 мая 2006 года . Проверено 24 мая 2006 года .
  11. ↑ Янг, Келли (6 июня 2006 г.). «В галактике Андромеды находится триллион звезд» . Новый ученый . Проверено 6 октября 2014 года .
  12. ^ Kafle, Prajwal R .; Шарма, Санджиб; Льюис, Герайнт Ф .; и другие. (1 февраля 2018 г.). «Жажда скорости: скорость убегания и измерения динамической массы галактики Андромеды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 475 (3): 4043–4054. arXiv : 1801.03949 . Bibcode : 2018MNRAS.475.4043K . DOI : 10.1093 / MNRAS / sty082 . ISSN 0035-8711 . S2CID 54039546 .  
  13. ^ "Млечный Путь достигает 1,5 триллиона солнечных масс" (11 марта 2019 г.). AstronomyNow.com . Дата обращения 13 июля 2019.
  14. ↑ Махон, Крис (20 мая 2018 г.). «Новое исследование показывает, что Млечный Путь намного больше, чем мы думали». OuterPlaces.com . Дата обращения 13 июля 2019.
  15. ^ a b Пеньяррубия, Хорхе; Ма, Инь-Чжэ; Уокер, Мэтью Дж .; МакКонначи, Алан В. (29 июля 2014 г.). «Динамическая модель локального космического расширения». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 433 (3): 2204–2222. arXiv : 1405.0306 . Bibcode : 2014MNRAS.443.2204P . DOI : 10.1093 / MNRAS / stu879 . S2CID 119295582 . 
  16. ↑ Майк Уолл (8 февраля 2019 г.). «Мы наконец знаем, когда наш Млечный Путь рухнет в галактику Андромеды» . Будущие США, Inc . Дата обращения 18 мая 2020 .
  17. ↑ Надя Дрейк (8 февраля 2019 г.). «Наша галактика должна врезаться в своего соседа, но когда? Измерения космического корабля Gaia скорректировали прогнозы того, когда и как Млечный Путь столкнется с соседней галактикой Андромеды» . Нэшнл Географик Партнерс, ООО . Дата обращения 18 мая 2020 .
  18. ^ "Хаббл НАСА показывает, что Млечный Путь обречён на лобовое столкновение" . НАСА. 31 мая 2012 года Архивировано из оригинала 4 июня 2014 года . Проверено 12 июля 2012 года .
  19. ^ а б Уэда, Джунко; Ионо, Дайсуке; Юн, Мин С .; и другие. (2014). «Холодный молекулярный газ в остатках слияния. I. Формирование молекулярных газовых дисков». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 214 (1): 1. arXiv : 1407.6873 . Bibcode : 2014ApJS..214 .... 1U . DOI : 10.1088 / 0067-0049 / 214/1/1 . S2CID 716993 . 
  20. ^ Фроммерт, Хартмут; Кронберг, Кристина (22 августа 2007 г.). «Данные объекта Мессье, отсортированные по кажущейся визуальной величине» . САСЫ . Архивировано из оригинала 12 июля 2007 года . Проверено 27 августа 2007 года .
  21. ^ "М 31, М 32 и М 110" . 15 октября 2016 г.
  22. ^ Хафез, Ихсан (2010). Абд аль-Рахман ас-Суфи и его книга неподвижных звезд: путешествие к новым открытиям (докторская диссертация). Университет Джеймса Кука. Bibcode : 2010PhDT ....... 295H . Проверено 23 июня +2016 .
  23. ^ a b Кеппл, Джордж Роберт; Саннер, Глен В. (1998). Руководство наблюдателя за ночным небом . Vol. 1. Вильманн-Белл. п. 18. ISBN 978-0-943396-58-3.
  24. ^ Дэвидсон, Норман (1985). Астрономия и воображение: новый подход к восприятию человеком звезд . Рутледж Кеган и Пол. п. 203. ISBN 978-0-7102-0371-7.
  25. ^ Кант, Эммануил , Универсальная естественная история и теория небес (1755)
  26. ^ Гершель, Уильям (1785). «О строительстве неба». Философские труды Лондонского королевского общества . 75 : 213–266. DOI : 10,1098 / rstl.1785.0012 . S2CID 186213203 . 
  27. ^ Хаггинс, Уильям (1864). «О спектрах некоторых туманностей» . Философские труды Лондонского королевского общества . 154 : 437–444. Bibcode : 1864RSPT..154..437H . DOI : 10,1098 / rstl.1864.0013 .
  28. ^ Backhouse, Thomas W. (1888). «Туманность в Андромеде и Новой, 1885» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 48 (3): 108–110. Bibcode : 1888MNRAS..48..108B . DOI : 10.1093 / MNRAS / 48.3.108 .
  29. ^ Робертс, I. (1888). "фотографии туманностей M 31, h 44, h 51 Андромеды и M 27 Vulpeculæ" . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 49 (2): 65–66. Bibcode : 1888MNRAS..49 ... 65R . DOI : 10.1093 / MNRAS / 49.2.65 .
  30. ↑ Исаак Робертс: Фотография туманности M 31 , 1 октября 1888 г.
  31. ^ Слайфер, Весто М. (1913). "Радиальная скорость туманности Андромеды". Бюллетень обсерватории Лоуэлла . 1 : 56–57. Bibcode : 1913LowOB ... 2 ... 56S .
  32. ^ Curtis, Хибера Дуст (1988). «Новые звезды в спиральных туманностях и теория островной вселенной» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 100 : 6. Bibcode : 1988PASP..100 .... 6C . DOI : 10.1086 / 132128 .
  33. ^ "Две видимые невооруженным глазом галактики над VLT" . Изображение недели ESO . Проверено 22 октября 2013 года .
  34. ^ Öpik, Эрнст (1922). «Оценка расстояния до туманности Андромеды». Астрофизический журнал . 55 : 406–410. Bibcode : 1922ApJ .... 55..406O . DOI : 10,1086 / 142680 .
  35. ^ Хаббл, Эдвин П. (1929). «Спиральная туманность как звездная система, Мессье 31». Астрофизический журнал . 69 : 103–158. Bibcode : 1929ApJ .... 69..103H . DOI : 10.1086 / 143167 .
  36. ^ Бааде, Уолтер (1944). «Резолюция Мессье 32, NGC 205 и центральной части туманности Андромеды». Астрофизический журнал . 100 : 137. Bibcode : 1944ApJ ... 100..137B . DOI : 10.1086 / 144650 .
  37. ^ Гриббин, Джон Р. (2001). Рождение времени: как астрономы измеряют возраст Вселенной . Издательство Йельского университета . п. 151. ISBN. 978-0-300-08914-1.
  38. ^ Браун, Роберт Хэнбери; Опасность, Кирилл (1950). «Радиочастотное излучение Большой туманности в Андромеде (M.31)». Природа . 166 (4230): 901–902. Bibcode : 1950Natur.166..901B . DOI : 10.1038 / 166901a0 . S2CID 4170236 . 
  39. ^ Браун, Роберт Хэнбери; Опасность, Кирилл (1951). «Радиоизлучение туманности Андромеды» . МНРАС . 111 (4): 357–367. Bibcode : 1951MNRAS.111..357B . DOI : 10.1093 / MNRAS / 111.4.357 .
  40. ^ van der Kruit, Piet C .; Аллен, Рональд Дж. (1976). "Морфология радиоконтинуума спиральных галактик". Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 14 (1): 417–445. Bibcode : 1976ARA & A..14..417V . DOI : 10.1146 / annurev.aa.14.090176.002221 .
  41. ^ Ингроссо, Габриэле; Кальчи Новати, Себастьяно; Де Паолис, Франческо; и другие. (2009). «Пиксельная линза как способ обнаружения внесолнечных планет в M31». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 399 (1): 219–228. arXiv : 0906.1050 . Bibcode : 2009MNRAS.399..219I . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2009.15184.x . S2CID 6606414 . 
  42. ^ Бек, Райнер; Berkhuijsen, Elly M .; Гиссюбель, Рене; и другие. (2020). «Магнитные поля и космические лучи в М 31». Астрономия и астрофизика . 633 : А5. arXiv : 1910.09634 . Bibcode : 2020A & A ... 633A ... 5В . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201936481 . S2CID 204824172 . 
  43. ^ Холланд, Стивен (1998). «Расстояние до системы шарового скопления M31». Астрономический журнал . 115 (5): 1916–1920. arXiv : astro-ph / 9802088 . Bibcode : 1998AJ .... 115.1916H . DOI : 10.1086 / 300348 . S2CID 16333316 . 
  44. ^ Станек, Кшиштоф З .; Гарнавич, Питер М. (1998). «Расстояние до M31 с HST и Hipparcos Red Clump Stars». Письма в астрофизический журнал . 503 (2): 131–141. arXiv : astro-ph / 9802121 . Bibcode : 1998ApJ ... 503L.131S . DOI : 10.1086 / 311539 .
  45. ^ a b Дэвидж, Тимоти (Тим) Дж .; McConnachie, Alan W .; Фардал, Марк А .; и другие. (2012). "Недавняя звездная археология M31 - ближайшей галактики Красный диск". Астрофизический журнал . 751 (1): 74. arXiv : 1203.6081 . Bibcode : 2012ApJ ... 751 ... 74D . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 751/1/74 . S2CID 59933737 . 
  46. ^ «Хаббл находит гигантский гало вокруг галактики Андромеды» . Дата обращения 14 июня 2015 .
  47. ^ a b Kafle, Prajwal R .; Шарма, Санджиб; Льюис, Герайнт Ф .; и другие. (2018). «Потребность в скорости: измерения убегающей скорости и динамической массы галактики Андромеды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества (MNRAS) . 475 (3): 4043–4054. arXiv : 1801.03949 . Bibcode : 2018MNRAS.475.4043K . DOI : 10.1093 / MNRAS / sty082 . S2CID 54039546 . 
  48. ^ Kafle, Prajwal R .; Шарма, Санджиб; Льюис, Герайнт Ф .; Роботэм, Аарон С. Дж .; Драйвер, Саймон П. (2018). «Потребность в скорости: измерения убегающей скорости и динамической массы галактики Андромеды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 475 (3): 4043–4054. arXiv : 1801.03949 . Bibcode : 2018MNRAS.475.4043K . DOI : 10.1093 / MNRAS / sty082 . S2CID 54039546 . 
  49. ^ "Млечный Путь связывает с соседом в галактической гонке вооружений" . 15 февраля 2018.
  50. ^ Наука, Саманта Мэтьюсон 2018-02-20T19: 05: 26Z; Астрономия. «Галактика Андромеды в конце концов не больше Млечного Пути» . Space.com .
  51. ^ а б Калираи, Джейсонджот Сингх; Гилберт, Каролина М .; Гухатакурта, Пурагра; и другие. (2006). "Бедный металлом гало спиральной галактики Андромеды (M31)". Астрофизический журнал . 648 (1): 389–404. arXiv : astro-ph / 0605170 . Bibcode : 2006ApJ ... 648..389K . DOI : 10.1086 / 505697 . S2CID 15396448 . 
  52. ^ Бармби, Полина; Эшби, Мэтью Л.Н.; Бьянки, Лучиана; и другие. (2006). «Пыльные волны на звездном море: вид M31 в среднем инфракрасном диапазоне». Астрофизический журнал . 650 (1): L45 – L49. arXiv : astro-ph / 0608593 . Bibcode : 2006ApJ ... 650L..45B . DOI : 10.1086 / 508626 . S2CID 16780719 . 
  53. ^ Бармби, Полина; Эшби, Мэтью Л.Н.; Бьянки, Лучиана; и другие. (2007). «Опечатка: пыльные волны на звездном море: вид M31 в среднем инфракрасном диапазоне » . Астрофизический журнал . 655 (1): L61. Bibcode : 2007ApJ ... 655L..61B . DOI : 10.1086 / 511682 .
  54. ^ а б Тамм, Антти; Темпель, Элмо; Тенджес, Пеэтер; и другие. (2012). «Карта звездной массы и распределение темной материи в M 31». Астрономия и астрофизика . 546 : A4. arXiv : 1208,5712 . Бибкод : 2012A & A ... 546A ... 4T . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201220065 . S2CID 54728023 . 
  55. ^ Kafle, Prajwal R .; Шарма, Санджиб; Льюис, Герайнт Ф .; Роботэм, Аарон С. Дж .; Драйвер, Саймон П. (2018). «Жажда скорости: измерения убегающей скорости и динамической массы галактики Андромеды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 475 (3): 4043–4054. arXiv : 1801.03949 . Bibcode : 2018MNRAS.475.4043K . DOI : 10.1093 / MNRAS / sty082 . S2CID 54039546 . 
  56. ^ "Хаббл и Гайя раскрывают вес Млечного Пути: 1,5 триллиона солнечных масс" . Cite magazine requires |magazine= (help)
  57. ↑ Старр, Мишель (8 марта 2019 г.). «Последний расчет массы Млечного Пути просто изменил то, что мы знаем о нашей Галактике» . ScienceAlert.com . Архивировано 8 марта 2019 года . Проверено 8 марта 2019 .
  58. ^ Уоткинс, Лаура L .; и другие. (2 февраля 2019 г.). "Свидетельства существования Млечного Пути средней массы по движениям галоидального скопления Gaia DR2". Астрофизический журнал . 873 (2): 118. arXiv : 1804.11348 . Bibcode : 2019ApJ ... 873..118W . DOI : 10,3847 / 1538-4357 / ab089f . S2CID 85463973 . 
  59. ^ Браун, Роберт; Тилкер, Дэвид А .; Вальтербос, Рене А.М.; Корбелли, Эдвиг (2009). "Мозаика Мессье 31 с высоким разрешением и высоким разрешением. I. Непрозрачный атомный газ и плотность скорости звездообразования". Астрофизический журнал . 695 (2): 937–953. arXiv : 0901.4154 . Bibcode : 2009ApJ ... 695..937B . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 695/2/937 . S2CID 17996197 . 
  60. ^ Draine, Брюс Т .; Аниано, Гонсало; Краузе, Оливер; и другие. (2014). «Пыль Андромеды». Астрофизический журнал . 780 (2): 172. arXiv : 1306.2304 . Bibcode : 2014ApJ ... 780..172D . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 780/2/172 . S2CID 118999676 . 
  61. ^ «HubbleSite - NewsCenter - Хаббл находит гигантское ореол вокруг галактики Андромеды (05.07.2015) - Полная история» . hubblesite.org . Дата обращения 7 мая 2015 .
  62. ↑ Гебхард, Марисса (7 мая 2015 г.). «Хаббл обнаруживает массивный гало вокруг Галактики Андромеды» . Новости Университета Нотр-Дам .
  63. ^ Ленер, Николас; Хок, Крис; Ваккер, Барт (25 апреля 2014 г.). «Свидетельства массивной расширенной циркумгалактической среды вокруг галактики Андромеды». Астрофизический журнал . 804 (2): 79. arXiv : 1404.6540 . Bibcode : 2015ApJ ... 804 ... 79L . DOI : 10.1088 / 0004-637x / 804/2/79 . S2CID 31505650 . 
  64. ^ «Хаббл НАСА обнаруживает гигантский гало вокруг галактики Андромеды» . 7 мая 2015 . Дата обращения 7 мая 2015 .
  65. ^ a b van den Bergh, Сидней (1999). «Местная группа галактик». Обзор астрономии и астрофизики . 9 (3–4): 273–318. Bibcode : 1999A & ARv ... 9..273V . DOI : 10.1007 / s001590050019 . S2CID 119392899 . 
  66. ^ Караченцев, Игорь Д .; Караченцева Валентина Е .; Huchtmeier, Walter K .; Макаров, Дмитрий Иванович (2003). «Каталог соседних галактик» . Астрономический журнал . 127 (4): 2031–2068. Bibcode : 2004AJ .... 127.2031K . DOI : 10.1086 / 382905 .
  67. ^ Макколл, Маршалл Л. (2014). «Совет гигантов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 440 (1): 405–426. arXiv : 1403,3667 . Bibcode : 2014MNRAS.440..405M . DOI : 10.1093 / MNRAS / stu199 . S2CID 119087190 . 
  68. ^ Темпель, Элмо; Тамм, Антти; Тенджес, Пеэтер (2010). «Фотометрия поверхности M 31 с поправкой на пыль по данным наблюдений спутника Spitzer в дальней инфракрасной области». Астрономия и астрофизика . 509 : A91. arXiv : 0912.0124 . Bibcode : 2010A&A ... 509A..91T . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200912186 . S2CID 118705514 . wA91. 
  69. ^ Лиллер, Уильям; Майер, Бен (1987). «Скорость образования новых звезд в Галактике». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 99 : 606–609. Bibcode : 1987PASP ... 99..606L . DOI : 10.1086 / 132021 .
  70. ^ Матч, Саймон Дж .; Кротон, Даррен Дж .; Пул, Грегори Б. (2011). «Кризис среднего возраста Млечного Пути и M31». Астрофизический журнал . 736 (2): 84. arXiv : 1105.2564 . Bibcode : 2011ApJ ... 736 ... 84М . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 736/2/84 . S2CID 119280671 . 
  71. ^ Битон, Рэйчел Л .; Majewski, Steven R .; Гухатакурта, Пурагра; и другие. (2006). "Открытие выпуклой балки и перемычки спиральной галактики Андромеды". Письма в астрофизический журнал . 658 (2): L91. arXiv : astro-ph / 0605239 . Bibcode : 2007ApJ ... 658L..91B . DOI : 10.1086 / 514333 . S2CID 889325 . 
  72. ^ «Астрономы находят доказательства экстремального искривления звездного диска галактики Андромеды» (пресс-релиз). Калифорнийский университет в Санта-Крус . 9 января 2001 года Архивировано из оригинала 19 мая 2006 года . Проверено 24 мая 2006 года .
  73. ^ Рубин, Вера С .; Форд, У. Кент младший (1970). "Вращение туманности Андромеды по спектроскопическому исследованию излучения". Астрофизический журнал . 159 : 379. Bibcode : 1970ApJ ... 159..379R . DOI : 10.1086 / 150317 .
  74. ^ Арп Хальтон (1964). «Спиральная структура в М31». Астрофизический журнал . 139 : 1045. Bibcode : 1964ApJ ... 139.1045A . DOI : 10.1086 / 147844 .
  75. ^ Ван ден Берг, Сидней (1991). «Звездные популяции M31». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 103 : 1053–1068. Bibcode : 1991PASP..103.1053V . DOI : 10.1086 / 132925 .
  76. ^ Ходж, Пол У. (1966). Галактики и космология . Макгроу Хилл.
  77. ^ Симиен, Франсуа; Пелле, Андре; Моне, Гай; и другие. (1978). «Спиральная структура M31 - морфологический подход». Астрономия и астрофизика . 67 (1): 73–79. Bibcode : 1978A&A .... 67 ... 73S .
  78. ^ Хаас, Мартин (2000). «Холодная пыль в M31 согласно карте ISO». Межзвездная среда в M31 и M33. Материалы 232. Семинар WE-Heraeus : 69–72. Bibcode : 2000immm.proc ... 69H .
  79. ^ Вальтербос, Рене AM; Кенникатт, Роберт С. мл. (1988). «Оптическое исследование звезд и пыли в галактике Андромеды». Астрономия и астрофизика . 198 : 61–86. Bibcode : 1988A & A ... 198 ... 61W .
  80. ^ a b Гордон, Карл Д .; Bailin, J .; Engelbracht, Charles W .; и другие. (2006). "Инфракрасное изображение M31 с помощью Spitzer MIPS: дополнительные доказательства спирально-кольцевой композитной структуры". Астрофизический журнал . 638 (2): L87 – L92. arXiv : astro-ph / 0601314 . Bibcode : 2006ApJ ... 638L..87G . DOI : 10.1086 / 501046 . S2CID 15495044 . 
  81. ^ Браун, Роберт (1991). «Распределение и кинематика нейтрального газа, область HI в M31» . Астрофизический журнал . 372 : 54–66. Bibcode : 1991ApJ ... 372 ... 54В . DOI : 10.1086 / 169954 .
  82. ^ «ISO раскрывает скрытые кольца Андромеды» (пресс-релиз). Европейское космическое агентство . 14 октября 1998 . Проверено 24 мая 2006 года .
  83. ^ Моррисон, Хизер; Колдуэлл, Нельсон; Хардинг, Пол; и другие. (2008). Молодые звездные скопления в M 31 . Галактики в местном объеме, Труды по астрофизике и космическим наукам . Труды по астрофизике и космической науке. 5 . С. 227–230. arXiv : 0708.3856 . Bibcode : 2008ASSP .... 5..227M . DOI : 10.1007 / 978-1-4020-6933-8_50 . ISBN 978-1-4020-6932-1. S2CID  17519849 .
  84. ^ Пагани, Лоран; Лекё, Джеймс; Цезарский, Диего; и другие. (1999). «Наблюдения за кольцом звездообразования М 31 в среднем и дальнем ультрафиолетовом диапазоне». Астрономия и астрофизика . 351 : 447–458. arXiv : astro-ph / 9909347 . Бибкод : 1999A & A ... 351..447P .
  85. ^ Агилар, Дэвид А .; Пуллиам, Кристина (18 октября 2006 г.). «Разоренный! Астрономы обнаруживают преступника в галактическом нападении и бегстве» . Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики . Архивировано 8 октября 2014 года . Проверено 6 октября 2014 года .
  86. ^ Блок, Дэвид Л .; Бурно, Фредерик; Комб, Франсуаза; и другие. (2006). «Почти лобовое столкновение как источник двух смещенных от центра колец в галактике Андромеды». Природа . 443 (1): 832–834. arXiv : astro-ph / 0610543 . Bibcode : 2006Natur.443..832B . DOI : 10,1038 / природа05184 . PMID 17051212 . S2CID 4426420 .  
  87. ^ Баллок, Джеймс С .; Джонстон, Кэтрин В. (2005). «Прослеживание образования галактик по звездным гало I: методы». Астрофизический журнал . 635 (2): 931–949. arXiv : astro-ph / 0506467 . Bibcode : 2005ApJ ... 635..931B . DOI : 10.1086 / 497422 . S2CID 14500541 . 
  88. ^ Лауэр, Тод Р .; Faber, Sandra M .; Грот, Эдвард Дж .; и другие. (1993). "Наблюдения с помощью планетарной камеры двойного ядра M31" (PDF) . Астрономический журнал . 106 (4): 1436–1447, 1710–1712. Bibcode : 1993AJ .... 106.1436L . DOI : 10.1086 / 116737 .
  89. ^ Бендер, Ральф; Корменди, Джон; Бауэр, Гэри; и другие. (2005). «HST STIS-спектроскопия тройного ядра M31: два вложенных диска в кеплеровском вращении вокруг сверхмассивной черной дыры». Астрофизический журнал . 631 (1): 280–300. arXiv : astro-ph / 0509839 . Bibcode : 2005ApJ ... 631..280B . DOI : 10.1086 / 432434 . S2CID 53415285 . 
  90. ^ Гебхардт, Карл; Бендер, Ральф; Бауэр, Гэри; и другие. (Июнь 2000 г.). «Связь между массой ядерной черной дыры и дисперсией скорости галактики». Астрофизический журнал . 539 (1): L13 – L16. arXiv : astro-ph / 0006289 . Bibcode : 2000ApJ ... 539L..13G . DOI : 10.1086 / 312840 . S2CID 11737403 . 
  91. ^ a b Tremaine, Скотт (1995). «Модель эксцентрического диска для ядра M31». Астрономический журнал . 110 : 628–633. arXiv : astro-ph / 9502065 . Bibcode : 1995AJ .... 110..628T . DOI : 10.1086 / 117548 . S2CID 8408528 . 
  92. ^ "Космический телескоп Хаббла обнаруживает двойное ядро ​​в галактике Андромеды" (пресс-релиз). Служба новостей Хаббла. 20 июля 1993 . Проверено 26 мая 2006 года .
  93. ^ Шеве, Филипп Ф .; Штейн, Бен (26 июля 1993 г.). «Галактика Андромеды имеет двойное ядро» . Новости физики . Американский институт физики . Архивировано из оригинального 15 августа 2009 года . Проверено 10 июля 2009 года .
  94. ^ Фудзимото, Мицуаки; Хаякава, Сатио; Като, Такако (1969). «Корреляция между плотностями рентгеновских источников и межзвездного газа». Астрофизика и космическая наука . 4 (1): 64–83. Bibcode : 1969Ap & SS ... 4 ... 64F . DOI : 10.1007 / BF00651263 . S2CID 120251156 . 
  95. ^ Петерсон, Лоуренс Э. (1973). «Жесткие космические источники рентгеновского излучения». В Брэдте, Хейле; Джаккони, Риккардо (ред.). Рентгеновская и гамма-астрономия, Труды симпозиума МАС № 55 проходило в Мадриде, Испания, 11–13 мая 1972 года . Рентгеновская и гамма-астрономия . 55 . Международный астрономический союз . С. 51–73. Bibcode : 1973IAUS ... 55 ... 51P . DOI : 10.1007 / 978-94-010-2585-0_5 . ISBN 978-90-277-0337-8.
  96. ^ Марелли, Мартино; Тиенго, Андреа; Де Лука, Андреа; и другие. (2017). «Обнаружение периодических провалов в самом ярком источнике жесткого рентгеновского излучения M31 с помощью EXTraS». Письма в астрофизический журнал . 851 (2): L27. arXiv : 1711.05540 . Bibcode : 2017ApJ ... 851L..27M . DOI : 10.3847 / 2041-8213 / aa9b2e . S2CID 119266242 . 
  97. ^ Барнард, Робин; Колб, Ульрих С .; Осборн, Джулиан П. (2005). «Синхронизация яркого рентгеновского излучения ядра M31 с помощью XMM-Newton». arXiv : astro-ph / 0508284 .
  98. ^ "Галактика Андромеды, сканированная с помощью высокоэнергетического рентгеновского зрения" . Проверено 22 сентября 2018 года .
  99. ^ Простак, Sergio (14 декабря 2012). «Микроквазар в галактике Андромеды поражает астрономов» . Sci-News.com.
  100. ^ "Звездное скопление в галактике Андромеды" . Проверено 7 сентября 2015 года .
  101. ^ Бармби, Полина; Хухра, Джон П. (2001). "Шаровые скопления M31 в архиве космического телескопа Хаббла . I. Обнаружение скоплений и полнота". Астрономический журнал . 122 (5): 2458–2468. arXiv : astro-ph / 0107401 . Bibcode : 2001AJ .... 122.2458B . DOI : 10.1086 / 323457 . S2CID 117895577 . 
  102. ^ "Шпионы Хаббла Шаровое скопление в соседней галактике" (пресс-релиз). Информационная служба Хаббла STSci-1996-11. 24 апреля 1996 года. Архивировано 1 июля 2006 года . Проверено 26 мая 2006 года .
  103. ^ Мейлан, Жорж; Сарадждини, Ата; Яблонька, Паскаль; и другие. (2001). «G1 в M31 - гигантское шаровое скопление или ядро ​​карликовой эллиптической галактики?». Астрономический журнал . 122 (2): 830–841. arXiv : astro-ph / 0105013 . Bibcode : 2001AJ .... 122..830M . DOI : 10.1086 / 321166 . S2CID 17778865 . 
  104. ^ Ма, июнь; де Грайс, Ричард; Ян, Янбинь; и другие. (2006). «Старое« супер »звездное скопление: самое массивное звездное скопление в Местной группе». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 368 (3): 1443–1450. arXiv : astro-ph / 0602608 . Bibcode : 2006MNRAS.368.1443M . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2006.10231.x . S2CID 15947017 . 
  105. ^ Коэн, Джудит Г. (2006). «Необычное шаровое скопление 037-B327 в M31» (PDF) . Астрофизический журнал . 653 (1): L21 – L23. arXiv : astro-ph / 0610863 . Bibcode : 2006ApJ ... 653L..21C . DOI : 10.1086 / 510384 . S2CID 1733902 .  
  106. ^ Бурштейн, Дэвид; Ли, Юн; Freeman, Kenneth C .; и другие. (2004). "Шаровое скопление и формирование галактики: M31, Млечный Путь и последствия для систем шаровых скоплений спиральных галактик". Астрофизический журнал . 614 (1): 158–166. arXiv : astro-ph / 0406564 . Bibcode : 2004ApJ ... 614..158B . DOI : 10.1086 / 423334 . S2CID 56003193 . 
  107. ^ Huxor, Avon P .; Tanvir, Nial R .; Ирвин, Майкл Дж .; и другие. (2005). «Новое население протяженных светящихся звездных скоплений в гало M31». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 360 (3): 993–1006. arXiv : astro-ph / 0412223 . Bibcode : 2005MNRAS.360.1007H . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2005.09086.x . S2CID 6215035 . 
  108. ^ Бекки, Кендзи; Диван, Уоррик Дж .; Дринкуотер, Майкл Дж .; и другие. (2001). «Новая модель образования для M32: обмолоченная спираль раннего типа?». Письма в астрофизический журнал . 557 (1): L39 – L42. arXiv : astro-ph / 0107117 . Полномочный код : 2001ApJ ... 557L..39B . DOI : 10.1086 / 323075 . S2CID 18707442 . 
  109. ^ Ибата, Родриго А .; Ирвин, Майкл Дж .; Льюис, Герайнт Ф .; и другие. (2001). «Гигантский поток богатых металлом звезд в гало галактики M31». Природа . 412 (6842): 49–52. arXiv : astro-ph / 0107090 . Bibcode : 2001Natur.412 ... 49i . DOI : 10.1038 / 35083506 . PMID 11452300 . S2CID 4413139 .  
  110. ^ Янг, Лиза М. (2000). «Свойства молекулярных облаков в NGC 205». Астрономический журнал . 120 (5): 2460–2470. arXiv : astro-ph / 0007169 . Bibcode : 2000AJ .... 120.2460Y . DOI : 10.1086 / 316806 . S2CID 18728927 . 
  111. ^ Руденко, Павел; Уорти, Гай; Матео, Марио (2009). «Скопления среднего возраста в поле со звездами M31 и M32» . Астрономический журнал . 138 (6): 1985–1989. Bibcode : 2009AJ .... 138.1985R . DOI : 10,1088 / 0004-6256 / 138/6/1985 .
  112. ^ Кох, Андреас; Гребель, Ева К. (март 2006 г.). "Анизотропное распределение спутниковых галактик M31: большой полярный самолет спутников ранних типов". Астрономический журнал . 131 (3): 1405–1415. arXiv : astro-ph / 0509258 . Bibcode : 2006AJ .... 131.1405K . DOI : 10,1086 / 499534 . S2CID 3075266 . 
  113. ^ "Аномалия в потенциальном событии микролинзирования PA-99-N2" .
  114. Перейти ↑ Cowen, Ron (2012). «Андромеда встречает курс на Млечный Путь» . Природа . DOI : 10.1038 / nature.2012.10765 . S2CID 124815138 . Проверено 6 октября 2014 года . 
  115. ^ «Кроме Андромеды, движутся ли к нам другие галактики? - Факты о космосе - Астрономия, Солнечная система и космическое пространство - Журнал« Все о космосе »» . Дата обращения 3 апреля 2016 .
  116. ^ Кокс, Томас Дж .; Лоеб, Авраам (2008). «Столкновение Млечного Пути и Андромеды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 386 (1): 461–474. arXiv : 0705.1170 . Bibcode : 2008MNRAS.386..461C . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2008.13048.x . S2CID 14964036 . 
  117. ^ Каин, Фрейзер (2007). "Когда наша галактика врезается в Андромеду, что происходит с Солнцем?" . Вселенная сегодня . Архивировано 17 мая 2007 года . Проверено 16 мая 2007 года .
  118. ^ https://starchild.gsfc.nasa.gov/docs/StarChild/questions/question15.html
  119. ^ «Сегодня вечером найдите галактику Андромеды» . 18 сентября 2019.
  120. ^ «Как увидеть самое дальнее, что вы можете увидеть - небо и телескоп» . 9 сентября 2015.
  121. ^ http://www.physics.ucla.edu/~huffman/m31.html
  122. ^ "Наблюдайте за цветением Андромеды в бинокль - небо и телескоп" . 16 сентября 2015 г.
  123. ^ "Наблюдение M31, Галактика Андромеды" .
  124. ^ "Шаровые скопления в галактике Андромеды" .

Внешние ссылки [ править ]

  • Галактика Андромеды на WikiSky : DSS2 , SDSS , GALEX , IRAS , Hydrogen α , X-Ray , Astrophoto , Sky Map , статьи и изображения
  • StarDate: информационный бюллетень M31
  • Мессье 31, страницы Мессье SEDS
  • Астрономическая картина дня
    • Гигантское шаровое скопление в M31 1998 17 октября.
    • M31: Галактика Андромеды 2004, 18 июля.
    • Остров Андромеды Вселенная 2005 22 декабря.
    • Остров Андромеды Вселенная 2010 9 января.
    • WISE Infrared Andromeda 2010 19 февраля
  • M31 и его центральная ядерная спираль
  • Любительская фотосъемка - М31
  • Шаровые скопления в M31 в Обсерватории Кердриджа
  • Первое прямое расстояние до Андромеды - статья в журнале Astronomy
  • Галактика Андромеды на SolStation.com
  • Галактика Андромеды в Энциклопедии астробиологии, астрономии и космических полетов
  • M31, галактика Андромеды в ночное времяSkyInfo.com
  • Тан, Кер (23 января 2006 г.). «Странная установка: все спутниковые галактики Андромеды выстроились в линию» . Space.com.
  • Хаббл обнаружил таинственный диск голубых звезд вокруг черной дыры. Наблюдения Хаббла (20 сентября 2005 г.) показали, что масса черной дыры в ядре Андромеды составляет 140 миллионов солнечных масс.
  • M31 (видимо) Novae Page (IAU)
  • Многоволновой композит
  • Проект Андромеда (краудсорс)
  • Грей, Меган; Шиманек, Ник ; Меррифилд, Майкл. «M31 - Галактика Андромеды» . Deep Sky Videos . Брэди Харан .
  • Галактика Андромеды (M31) в Constellation Guide
  • Астрономическая картинка дня - 1 августа 2013 г. (угловой размер M31 по сравнению с полной Луной)
  • Панорамный вид Галактики Андромеды с телескопом высокого разрешения
  • Руководство по загрузке и обработке изображений Creative Commons Astrophotography M31 Andromeda

Координаты : Sky map 00 ч 42 м 44,3 с , + 41 ° 16 ′ 9 ″.