仙女星系

仙女星系 andromeda galaxy 本星系群中的重要成员，又叫M31。 概述 仙女座星系，位于仙女星座的一个巨型旋涡星系，视星等为3.5等，肉眼可见。是我们银河系的近邻。视星等为3.5等。肉眼可以见到它，状如暗弱的椭圆小光斑。很早以前天文学家就发现了它，梅西叶在1764年8月3日为它编号。 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很像，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中的第31号弥漫天体。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)，为银河系直径的一倍，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。 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?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。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。据目前估计，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(Local Group Galaxy 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。中心区则有星族?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。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。据目前估计,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,And?,And?,And???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. 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。中心区则有星族?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。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。据目前估计,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,And?,And?,And???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