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梅西耶天體/M31

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< 梅西耶星表
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仙女座星系
仙女座星系的可見光影像。
觀測資料 (J2000 曆元)
星座仙女座
赤經00h 42m 44.3s[1]
赤緯+41° 16′ 9″[1]
紅移−301 ± 1 km/s[2]
距離2.54 ± 0.06 百萬光年
(778 ± 17 千秒差距)[3][2][4][5][6]a
型別SA(s)b[1]
視直徑 (V)190′ × 60′[1]
視星等 (V)4.4[1]
其他名稱
M31，NGC 224，UGC 454，PGC 2557，2C 56 (核心)[1]，LEDA 2557

仙女座星系（也稱為梅西耶31、M31或NGC 224；在較舊的文獻中常被稱為大仙女座星雲）是一個距離我們大約250萬光年[4]的螺旋星系，位於仙女座星座。它是我們銀河系最近的螺旋星系。由於它在無月的夜晚可以被視為一個微弱的光斑，它是肉眼可見的最遙遠的天體之一，甚至在有光汙染的城市地區也能用雙筒望遠鏡看到。它以希臘神話中的公主仙女座（希臘語：Ανδρομέδη - Andromédē）命名。仙女座星系是w:本星系群中最大的星系，本星系群由仙女座星系、銀河系、三角座星系以及大約30個其他較小的星系組成。雖然仙女座星系是最大的，但它可能不是質量最大的，因為最近的研究表明銀河系包含更多的暗物質，可能是這個星系群中質量最大的。[7]2006年，斯皮策太空望遠鏡的觀測顯示，M31包含一萬億（1012）顆恆星，遠遠超過我們銀河系中的恆星數量。[8]雖然2006年的估計認為銀河系的質量約為仙女座星系質量的80%，仙女座星系的質量估計為7.1×1011 [太陽質量[2]，但2009年的一項研究得出結論，仙女座星系和銀河系的質量大致相等。[9]

仙女座星系的視星等為4.4，是明亮的梅西耶天體之一[10]，即使在中等光汙染的地區也能輕鬆地用肉眼看到。雖然透過更大的望遠鏡拍攝的照片顯示它比滿月寬六倍多，但肉眼只能看到較亮的中心區域。

觀測歷史

最早記錄的仙女座星系的觀測是在公元964年由波斯天文學家阿卜杜勒-拉赫曼·蘇菲（阿佐菲）[11]進行的，他在他的《恆星之書》中將其描述為“一個小云”。同一時期的其他星圖將其標記為小云[11]。基於望遠鏡觀測對該天體進行的第一個描述是由西蒙·馬裡烏斯[11]在1612年給出的。查爾斯·梅西耶在1764年將其編入目錄，編號為M31，並錯誤地將馬裡烏斯認定為發現者，當時他並不知道蘇菲早期的工作。1785年，天文學家威廉·赫歇爾注意到M31核心區域有微弱的紅色調。他認為它是所有“大星雲”中最靠近我們的，並且根據星雲的顏色和星等，他錯誤地估計它距離w:天狼星不超過2000倍。[12]

w:威廉·哈金斯在1864年觀測了M31的w:光譜，並注意到它與氣體星雲不同[13]。M31的光譜顯示了w:連續譜的頻率，疊加了暗吸收線，有助於識別天體的化學成分。仙女座星雲的光譜與單個恆星的光譜非常相似，由此推斷M31具有恆星性質。1885年，在M31中發現了一顆超新星（稱為“仙女座S”），這是迄今為止在該星系中觀測到的第一顆也是唯一一顆。當時，M31被認為是一個附近的天體，所以其原因被認為是一個光度較低且無關的事件，稱為新星，並因此命名為“1885年新星”。[14]

由w:艾薩克·羅伯茨拍攝的仙女座大星雲。

M31的第一張照片是由w:艾薩克·羅伯茨於1887年在他在w:英格蘭薩塞克斯的私人天文臺拍攝的。長時間曝光首次顯示了該星系的螺旋結構[15]。然而，當時人們普遍認為這個天體是我們銀河系中的一個星雲，羅伯茨錯誤地認為M31和類似的螺旋星雲實際上是在形成的恆星系統，其伴星是新生的行星。w:徑向速度相對於我們的w:太陽系，該天體的徑向速度是由w:維斯托·斯萊弗在1912年使用w:光譜學在w:洛厄爾天文臺測量的。結果是當時記錄到的最大速度，為300公里/秒（186英里/秒），朝向太陽運動[16]。

M31與飛馬座的鄰近關係

島宇宙

1917年，w:希伯·柯蒂斯在M31中觀測到一顆新星。透過搜尋照片記錄，又發現了11顆新星。柯蒂斯注意到，這些新星的平均亮度比銀河系中出現的新星暗了10個星等。因此，他能夠估算出仙女座星系的距離為50萬光年。他成為了所謂的“島宇宙”假說的支持者，該假說認為螺旋星雲實際上是獨立的星系。[17]

1920年，w:大辯論在w:哈羅·沙普利和w:希伯·柯蒂斯之間展開，討論了w:銀河系、螺旋星雲以及w:宇宙的尺度。為了支援他關於大仙女座星雲（M31）是一個外部星系的論點，柯蒂斯還指出了類似於我們銀河系中塵埃雲的暗帶，以及顯著的w:多普勒頻移。1922年，w:恩斯特·厄皮克提出了一種非常優雅和簡單的天文物理方法來估算M31的距離，他的結果（450千秒差距）表明仙女座星雲遠在銀河系之外。[18] w:埃德溫·哈勃在1925年解決了這場爭論，當時他首次在M31的天文照片中識別出河外w:造父變星。這些照片是使用2.5米（100英寸）的w:胡克望遠鏡拍攝的，它們使得能夠確定大仙女座星系的距離。他的測量結果明確地證明，這個天體並非是我們銀河系內的一團恆星和氣體，而是一個完全獨立的星系，位於我們銀河系之外相當遠的距離。[19]

這個星系在星系研究中扮演著重要的角色，因為它是最鄰近的巨型螺旋星系（儘管不是最近的星系）。1943年，w:沃爾特·巴德是第一個分辨出仙女座星系中心區域恆星的人。根據他對這個星系的觀測，他能夠根據恆星的w:金屬丰度區分出兩種不同的恆星族群，將星盤中年輕、高速的恆星稱為I型，將核球中較老、紅色的恆星稱為II型。這種命名法隨後被應用於銀河系內部以及其他地方的恆星。（w:簡·奧爾特較早地注意到了兩種不同族群的存在）。[20] 巴德博士還發現了兩種型別的造父變星，這導致了對M31以及宇宙其餘部分的距離估計值翻倍。[21]

仙女座星系的射電輻射首次由w:格羅特·雷伯於1940年探測到。20世紀50年代，約翰·鮑德溫和他在w:卡文迪許天體物理學小組的合作者繪製了該星系的第一批射電圖。[22] 仙女座星系的核在2C射電天文學星表中被稱為2C 56。2009年，可能在仙女座星系中發現了第一顆行星。這個候選者是使用一種稱為w:微透鏡的技術探測到的，這種技術是由大質量天體對光的偏折引起的。[23]

概述

仙女座星系正以大約300公里/秒（186英里/秒）的速度接近w:太陽，因此它是少數幾個w:藍移星系之一。仙女座星系和銀河系正以每秒100至140公里（62-87英里/秒；223,200-313,200英里/小時）的速度相互接近。[24] 預測這兩個星系將在大約25億年後發生碰撞。在這種情況下，這兩個星系可能會合並形成一個巨大的w:橢圓星系。[25] 然而，仙女座星系相對於銀河系的切向速度僅被確定到大約兩倍的誤差範圍內，這使得碰撞的細節存在不確定性。[26] 這種事件在w:星系群中的星系之間很常見。碰撞事件中w:地球和w:太陽系的命運目前尚不清楚，但太陽系被從銀河系中彈出或加入仙女座星系的可能性很小。[27]

1953年，當人們發現另一種更暗淡型別的w:造父變星時，對仙女座星系的距離測量值增加了一倍。在20世紀90年代，標準w:紅巨星以及w:依巴谷衛星測量結果中的w:紅團簇恆星的測量結果被用來校準造父變星的距離。[28][29]

w:星系演化探測器在w:紫外線光下拍攝的仙女座星系照片

最新的距離估計

至少有四種不同的技術被用來測量仙女座星系的距離。

2003年，利用紅外w:表面亮度漲落（I-SBF）並根據Freedman等人2001年提出的新的周光關係值進行調整，並使用(O/H)中-0.2 mag dex−1的金屬丰度校正，得出的估計值為2.57 ± 0.06百萬光年（787 ± 18千秒差距）。

2004年，使用造父變星方法，得出的估計值為2.51 ± 0.13百萬光年（770 ± 40千秒差距）。[3][2]

2005年，由w:伊格納西·裡巴斯（西班牙國家研究委員會，加泰羅尼亞空間研究所）及其同事組成的天文學家小組宣佈在仙女座星系中發現了一顆食雙星。這顆名為M31VJ00443799+4129236c的雙星有兩顆明亮且熾熱的藍色恆星，分別屬於光譜型O和B。透過研究這兩顆恆星的食現象，該現象每3.54969天發生一次，天文學家能夠測量它們的尺寸。知道恆星的尺寸和溫度，他們就能測量恆星的w:絕對星等。當知道恆星的視星等和絕對星等時，就可以測量到該恆星的距離。這兩顆恆星位於距離2.52 ± 0.14百萬光年（770 ± 40千秒差距）處，整個仙女座星系大約位於2.5百萬光年處。[4] 這個新值與之前獨立的基於造父變星的距離值非常吻合。

仙女座星系足夠近，因此也可以使用w:紅巨星分支頂端（TRGB）方法來估計它的距離。2005年，利用這種技術對M31的距離估計為2.56 ± 0.08百萬光年（785 ± 25千秒差距）。[5]

將所有這些距離測量值平均起來，得到的組合距離估計值為2.54 ± 0.06百萬光年（778 ± 17千秒差距）。a 根據上述距離，估計M31在最寬處的直徑為141 ± 3千光年。d

質量和光度估計

仙女座星系暈（包括w:暗物質）的質量估計值為大約1.23×1012 M☉[30]（或12億億w:太陽質量），而銀河系的質量為1.9×1012 M☉。因此，M31的質量可能小於我們自己的星系，儘管誤差範圍仍然太大，無法確定。即便如此，銀河系和M31的質量仍然相當，而且M31的w:球狀體的恆星密度實際上高於銀河系。[31]

特別是，仙女座星系似乎擁有比銀河系多得多的普通恆星，並且估計的w:光度約為2.6×1010 L☉，比我們銀河系的光度高出約25%。[32]然而，銀河系恆星形成的速率要高得多，仙女座星系每年僅產生約一個太陽質量，而銀河系則為3-5個太陽質量。銀河系中w:超新星的發生率也是仙女座星系的2倍。[33]這表明，仙女座星系在過去經歷過一個巨大的恆星形成階段，但現在相對w:平靜，而銀河系則正在經歷更活躍的恆星形成。[32]如果這種情況持續下去，銀河系的光度將來可能會超過仙女座星系。

結構

根據仙女座星系在可見光下的外觀，它被歸類為德沃庫勒-桑德奇擴充套件分類系統中的SA(s)b型螺旋星系。[1]然而，來自w:2微米全天巡天的資料表明，M31的核球呈現出盒狀外觀，這意味著該星系實際上是一個棒旋星系，其棒狀結構幾乎是沿著其長軸方向觀測到的。[34]

由w:美國宇航局的四大大型空間天文臺之一的w:斯皮策太空望遠鏡在w:紅外線波段拍攝的仙女座星系影像

2005年，天文學家利用w:凱克望遠鏡表明，從星系向外延伸的稀疏恆星實際上是主星盤的一部分。[35]這意味著仙女座星系中的螺旋星盤直徑是先前估計的三倍。這證明存在一個巨大的、延伸的恆星盤，使該星系的直徑超過22萬光年。此前，對仙女座星系大小的估計範圍為7萬至12萬光年。

該星系相對於地球的傾角估計為77°（如果角度為90°，則將從側面直接觀察）。對星系橫截面形狀的分析表明，它呈現出明顯的S形彎曲，而不是一個扁平的圓盤。[36]這種彎曲的可能原因可能是與M31附近的衛星星系之間的引力相互作用。星系M33可能導致了M31旋臂的一些彎曲，不過需要更精確的距離和徑向速度資料。

光譜學研究提供了對M31旋轉速度的詳細測量，這些測量是在距核心不同半徑處進行的。在核心附近，旋轉速度上升到峰值225公里/秒（140英里/秒），半徑為1300w:光年，然後下降到7000光年處的最小值，在那裡旋轉速度可能低至50公里/秒（31英里/秒）。此後，速度穩步再次上升，直到33000光年的半徑處，在那裡達到250公里/秒（155英里/秒）的峰值。在超過該距離後，速度緩慢下降，在8萬光年處降至約200公里/秒（124英里/秒）。這些速度測量結果意味著在核中集中了約6×109 M☉的質量。星系的總質量w:線性地增加到45000光年，然後在超過該半徑後緩慢增加。[37]

仙女座星系的w:旋臂由一系列w:H II區勾勒出來，巴德將它們描述為“串珠”。它們看起來纏繞得很緊，儘管它們之間的間距比我們銀河系中的更大。[38]仙女座星系的校正影像顯示了一個相當正常的螺旋星系，其旋臂以順時針方向纏繞。有兩個連續的尾隨旋臂，它們之間的最小間距約為13000光年。從距核心約1600光年的距離開始，就可以跟蹤這些旋臂向外延伸。螺旋圖案最可能的成因被認為是與M32的相互作用。這可以透過中性氫雲從恆星中偏移來觀察到。[39]

斯皮策望遠鏡拍攝的仙女座星系（M31）紅外影像，24w:微米（來源：w:美國宇航局/w:噴氣推進實驗室-w:加州理工學院/K. Gordon（w:亞利桑那大學））

1998年，來自w:歐洲航天局的w:紅外空間天文臺的影像表明，仙女座星系的整體形態可能正在轉變為w:環狀星系。仙女座星系內部的氣體和塵埃通常形成幾個重疊的環，其中一個特別突出的環形成在距核心32000光年的半徑處。[40]這個環在星系的可見光影像中是隱藏的，因為它主要由冷塵埃組成。

對仙女座星系內部區域的仔細檢查發現了一個較小的塵埃環，據信它是由於2億多年前與M32的相互作用造成的。模擬顯示，較小的星系穿過仙女座星系的星盤，沿著後者的極軸運動。這次碰撞剝奪了較小的M32一半以上的質量，並在仙女座星系中形成了環狀結構。[41]

對M31擴充套件暈的研究表明，它與銀河系的暈大致相當，暈中的恆星通常“金屬貧乏”，並且隨著距離的增加，金屬丰度越來越低。[42]這一證據表明，這兩個星系遵循了相似的演化路徑。在過去的120億年中，它們可能吸積並同化了大約1-200個低質量星系。[43]M31和銀河系擴充套件暈中的恆星可能延伸到這兩個星系之間距離的三分之一左右。

核心

哈勃太空望遠鏡拍攝的仙女座星系核心影像，顯示了可能的雙結構。w:美國宇航局/w:歐洲航天局 照片。
仙女座星系核心的藝術家概念圖，顯示了穿過一個神秘的年輕藍色恆星盤的景象，該恆星盤環繞著一個超大質量黑洞。w:美國宇航局/w:歐洲航天局 照片。

已知M31在其最中心擁有一個密集而緊湊的星團。在大型望遠鏡中，它給人一種嵌入在更彌散的周圍核球中的恆星的視覺印象。核心的光度超過了最明亮的球狀星團。[需要引用來源]

1991年，w:託德·勞爾利用當時搭載在w:哈勃太空望遠鏡上的WFPC對仙女座星系的內部核心進行了成像。核心由兩個濃度區域組成，它們之間的距離為1.5w:秒差距。較亮的濃度區域，稱為P1，偏離了星系的中心。較暗的濃度區域，P2，位於星系的真正中心，幷包含一個108M☉的w:黑洞。[44]

斯科特·特雷梅因w:Scott Tremaine提出，如果P1是星盤在中心黑洞周圍偏心軌道上的投影，就可以解釋觀測到的雙核現象。[45] 偏心率使得恆星在軌道遠心點附近停留較長時間，從而形成恆星的密集區域。P2也包含一個緻密的、由溫度較高的光譜型A型恆星組成的星盤。A型星在紅色濾鏡下並不明顯，但在藍色和紫外線下卻佔據主導地位，導致P2看起來比P1更突出。[46]

在其最初被發現時，人們假設雙核中較亮的部分是一個被仙女座星系“吞噬”的小星系的殘餘物。[47] 但這種解釋不再被認為是可行的。主要原因是，由於中心黑洞的潮汐瓦解作用，這種星核的壽命會非常短。雖然如果P1擁有自己的黑洞來穩定它，這個問題可以部分得到解決，但P1中恆星的分佈並不表明其中心存在黑洞。[45]

離散源

利用歐洲航天局的w:XMM-牛頓軌道天文臺的觀測資料，在仙女座星系中探測到多個X射線源。w:羅賓·巴納德等人假設這些是候選黑洞或w:中子星，它們將進入的氣體加熱到數百萬開爾文併發出X射線。中子星的光譜與假設的黑洞相同，但可以透過它們的質量來區分。[48]

仙女座星系大約有460個與之相關的w:球狀星團。[49] 其中質量最大的星團，被稱為w:梅奧爾II，也稱球狀星團一號，其光度超過了w:本星系群中任何已知的其他球狀星團。[50] 它包含數百萬顆恆星，並且其光度大約是w:ω星團（銀河系中最亮的已知球狀星團）的兩倍。球狀星團一號（或G1）擁有多個恆星族群，並且其結構對於普通的球狀星團來說過於龐大。因此，一些人認為G1是遙遠過去被M31吞噬的w:矮星系的殘餘核心。[51] 表面亮度最大的球狀星團是w:G76，位於西南臂的東半部。[11]

2005年，天文學家在M31中發現了一種全新的星團型別。這些新發現的星團包含數十萬顆恆星，數量與球狀星團相似。但與球狀星團不同的是，它們更大——跨度達數百光年——並且密度低數百倍。因此，在新發現的擴充套件星團中，恆星之間的距離要大得多。[52]

衛星星系

主條目：仙女座的衛星星系

與銀河系一樣，仙女座星系也有衛星星系，包含14個已知的矮星系。最著名和最容易觀測到的衛星星系是M32和M110。根據目前的證據，M32似乎在過去與M31（仙女座）發生過近距離接觸。M32可能曾經是一個更大的星系，其恆星盤被M31剝離，並在核心區域經歷了w:恆星形成的急劇增加，一直持續到相對較近的過去。[53]

M110似乎也正在與M31相互作用，天文學家在M31的光暈中發現了一條富含金屬的恆星流，這似乎是從這些衛星星系中剝離出來的。[54] M110確實包含一條塵埃帶，這可能表明最近或正在進行的恆星形成。[55]

2006年，人們發現這9個星系都位於一個穿過仙女座星系核心的平面上，而不是像獨立相互作用那樣隨機分佈。這可能表明這些衛星星系具有共同的潮汐起源。[56]

註釋

^a 平均值(787 ± 18, 770 ± 40, 772 ± 44, 783 ± 25) = ((787 + 770 + 772 + 783) / 4) ± ((182 + 402 + 442 + 252)0.5 / 4) = 778 ± 17
^b 表觀星等4.36 - w:距離模數24.4 = −20.0
^c J00443799+4129236位於天球座標赤經00h 44m 37.99s，赤緯+41° 29′ 23.6″。
^d 距離 × tan(直徑角 = 190′) = 141 ± 3 kly直徑

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