stringtranslate.com

Галактика Андромеды

Галактика Андромеды — спиральная галактика с перемычкой , ближайшая к Млечному Пути . Первоначально она была названа Туманностью Андромеды и занесена в каталог как Мессье 31 , M31 и NGC 224. Андромеда имеет изофотный диаметр D 25 около 46,56 килопарсеков (152 000 световых лет ) [8] и находится примерно в 765 килопарсеках (2,5 миллиона световых лет) от Земли. Название галактики происходит от области земного неба, в которой она появляется, созвездия Андромеды , которое само по себе названо в честь принцессы , которая была женой Персея в греческой мифологии . [8]

Вириальная масса галактики Андромеды имеет тот же порядок величины, что и у Млечного Пути, и составляет 1  триллион солнечных масс (2,0 × 10 42 килограммов ). Массу обеих галактик трудно оценить с какой-либо точностью, но долгое время считалось, что галактика Андромеды массивнее Млечного Пути примерно на 25–50%. [11] Однако это было поставлено под сомнение исследованиями начала 21-го века, указывающими на возможно меньшую массу галактики Андромеды [11] и большую массу Млечного Пути. [12] [13] Галактика Андромеды имеет диаметр около 46,56 кпк (152 000 световых лет), что делает ее крупнейшим членом Местной группы галактик с точки зрения протяженности. [13]

Ожидается , что галактики Млечный Путь и Андромеда столкнутся друг с другом примерно через 4–5 миллиардов лет [14] , слившись и потенциально образовав гигантскую эллиптическую галактику [15] или большую линзовидную галактику [16] .

Галактика Андромеды с видимой величиной 3,4 является одним из самых ярких объектов Мессье [ 17] и видна невооруженным глазом с Земли в безлунные ночи [18] даже при наблюдении из областей с умеренным световым загрязнением [8] .

История наблюдения

Галактика Андромеды видна невооруженным глазом на темном небе. [19] Около 964 года н. э . персидский астроном Абд аль-Рахман аль-Суфи описал галактику Андромеды в своей «Книге неподвижных звезд» как «туманное пятно» или «маленькое облако». [20] Звездные карты того периода помечали ее как Маленькое Облако . [21] В 1612 году немецкий астроном Симон Мариус дал раннее описание галактики Андромеды на основе телескопических наблюдений. [22] Пьер Луи Мопертюи в 1745 году предположил, что размытое пятно было островной вселенной. [23] Шарль Мессье каталогизировал Андромеду как объект M31 в 1764 году и ошибочно приписал Мариусу звание первооткрывателя, несмотря на то, что она была видна невооруженным глазом. В 1785 году астроном Уильям Гершель заметил слабый красноватый оттенок в центральной области Андромеды. [18] Он считал, что Андромеда является ближайшей из всех «великих туманностей », и, основываясь на цвете и величине туманности , он ошибочно предположил, что она находится не более чем в 2000 раз дальше Сириуса , или примерно в 18 000  световых лет (5,5  кпк ). [24]

В 1850 году Уильям Парсонс, 3-й граф Росс , сделал рисунок спиральной структуры Андромеды . [25] [ нужен лучший источник ]

В 1864 году Уильям Хаггинс отметил, что спектр Андромеды отличается от спектра газовой туманности. [26] Спектр Андромеды отображает континуум частот , наложенных на темные линии поглощения , которые помогают идентифицировать 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 в Андромеде была замечена сверхновая (известная как S Andromedae ), первая и пока единственная, наблюдаемая в этой галактике. [27] В то время ее называли «Новой 1885 года» [28] — разница между « новыми » в современном смысле и сверхновыми еще не была известна. Андромеда считалась близким объектом, и не было осознано, что «новая» была намного ярче обычных новых. [ необходима цитата ]

Самая ранняя известная фотография Большой «туманности» Андромеды (с M110 в правом верхнем углу), сделанная Айзеком Робертсом (29 декабря 1888 г.)

В 1888 году Айзек 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 относительно Солнечной системы — самой большой скорости, когда-либо измеренной, 300 км/с (190 миль/с). [31]

Гипотеза «островных вселенных»

Расположение галактики Андромеды (M31) в созвездии Андромеды

Еще в 1755 году немецкий философ Иммануил Кант в своей книге «Всеобщая естественная история и теория небес» выдвинул гипотезу о том, что Млечный Путь — это всего лишь одна из многих галактик . Утверждая, что структура, подобная Млечному Пути, будет выглядеть как круглая туманность, если смотреть сверху, и как эллипсоид, если смотреть под углом, он пришел к выводу, что наблюдаемые эллиптические туманности, подобные Андромеде, которые в то время нельзя было объяснить иначе, на самом деле были галактиками, похожими на Млечный Путь, а не туманностями, как обычно считалось, например, Андромеда. [32]

В 1917 году Гебер Кертис наблюдал новую в Андромеде. После изучения фотографических данных было обнаружено еще 11 новых. Кертис заметил, что эти новые были в среднем на 10 величин слабее, чем те, которые произошли в других местах на небе. В результате он смог получить оценку расстояния в 500 000 световых лет (3,2 × 10 10  а. е.). Хотя эта оценка примерно в пять раз ниже лучших оценок, доступных сейчас, это была первая известная оценка расстояния до Андромеды, которая была верна с точностью до порядка величины (т. е. с точностью до десятикратного отклонения от текущих оценок, которые устанавливают расстояние около 2,5 миллионов световых лет [2] [33] [6] [34] ). Кертис стал сторонником так называемой гипотезы «островных вселенных»: спиральные туманности на самом деле были независимыми галактиками. [35]

В 1920 году состоялся Великий спор между Харлоу Шепли и Кертисом относительно природы Млечного Пути, спиральных туманностей и размеров Вселенной . [ 36] Чтобы подтвердить свое утверждение о том, что Большая туманность Андромеды на самом деле является внешней галактикой, Кертис также отметил появление темных полос внутри Андромеды, которые напоминали пылевые облака в нашей собственной галактике, а также исторические наблюдения значительного доплеровского смещения галактики Андромеды . В 1922 году Эрнст Эпик представил метод оценки расстояния до Андромеды с использованием измеренных скоростей ее звезд. Его результат поместил туманность Андромеды далеко за пределы нашей галактики на расстоянии около 450 кпк (1500 тысяч световых лет). [27] Эдвин Хаббл разрешил спор в 1925 году, когда он впервые идентифицировал внегалактические переменные звезды цефеиды на астрономических фотографиях Андромеды. Они были сделаны с помощью 100-дюймового (2,5 м) телескопа Хукера , и они позволили определить расстояние до Большой туманности Андромеды. Его измерения убедительно продемонстрировали, что эта особенность не была скоплением звезд и газа внутри нашей собственной галактики, а была совершенно отдельной галактикой, расположенной на значительном расстоянии от Млечного Пути. [36]

В 1943 году Вальтер Бааде был первым человеком, который определил звезды в центральной области Галактики Андромеды. Бааде выделил две различные популяции звезд на основе их металличности , назвав молодые, высокоскоростные звезды в диске Типом I , а более старые, красные звезды в балдже Типом II. [37] Эта номенклатура впоследствии была принята для звезд в пределах Млечного Пути и в других местах. (Существование двух различных популяций было отмечено ранее Яном Оортом .) [37] Бааде также обнаружил, что существует два типа переменных звезд-цефеид, что привело к удвоению оценки расстояния до Андромеды, а также остальной части Вселенной. [38]

В 1950 году Роберт Ханбери Браун и Сирил Хазард в обсерватории Джодрелл-Бэнк обнаружили радиоизлучение галактики Андромеды . [39] [40] Первые радиокарты галактики были составлены в 1950-х годах Джоном Болдуином и его коллегами из Кембриджской радиоастрономической группы . [41] Ядро галактики Андромеды обозначено как 2C 56 в радиоастрономическом каталоге 2C .

В 2009 году явление микролинзирования — явление, вызванное отклонением света массивным объектом — могло привести к первому открытию планеты в галактике Андромеды. [42]

В 2020 году наблюдения линейно поляризованного радиоизлучения с помощью синтезирующего радиотелескопа Вестерборк , 100-метрового радиотелескопа Эффельсберг и Очень большого массива выявили упорядоченные магнитные поля, выровненные вдоль «10-килопарсекового кольца» образования газа и звезд. [43]

Общий

Оценочное расстояние Галактики Андромеды от нашей собственной было удвоено в 1953 году, когда было обнаружено, что существует второй, более тусклый тип переменной звезды цефеиды . В 1990-х годах измерения как стандартных красных гигантов , так и красных звезд-скоплений из измерений спутника Hipparcos использовались для калибровки расстояний цефеид. [44] [45]

Формирование и история

Обработанное изображение галактики Андромеды с усилением H-альфа для выделения областей звездообразования

Крупное слияние произошло 2–3 миллиарда лет назад в районе Андромеды, в котором участвовали две галактики с соотношением масс примерно 4. [46] [47]

Открытие недавнего слияния в галактике Андромеды было впервые основано на интерпретации ее аномального дисперсионного соотношения возраста и скорости [48] , а также на том факте, что 2 миллиарда лет назад звездообразование по всему диску Андромеды было гораздо более активным, чем сегодня. [49]

Моделирование [46] этого сильного столкновения показывает, что оно сформировало большую часть галактического гало (богатого металлами) , включая Гигантский поток, [50], а также расширенный толстый диск, тонкий диск молодого возраста и статическое кольцо в 10 кпк. В эту эпоху скорость звездообразования была бы очень высокой , вплоть до того, что галактика стала бы яркой инфракрасной галактикой примерно за 100 миллионов лет. Моделирование также восстанавливает профиль балджа, большую перемычку и общий профиль плотности гало.

Андромеда и галактика Треугольника (M33) могли иметь очень близкое прохождение 2–4 миллиарда лет назад, но это кажется маловероятным, исходя из последних измерений с помощью космического телескопа Хаббл. [51]

Оценка расстояния

Иллюстрация, показывающая размер каждой галактики и расстояние между двумя галактиками в масштабе.

По крайней мере четыре различных метода были использованы для оценки расстояний от Земли до галактики Андромеды. В 2003 году, используя инфракрасные флуктуации поверхностной яркости (I-SBF) и корректируя новое значение периода-светимости и поправку на металличность −0,2 mag dex −1 в (O/H), была получена оценка 2,57 ± 0,06 миллиона световых лет (1,625 × 10 11  ± 3,8 × 10 9 астрономических единиц ). Метод переменной цефеиды 2004 года оценил расстояние в 2,51 ± 0,13 миллиона световых лет (770 ± 40 кпк). [2] [33]

В 2005 году в галактике Андромеды была обнаружена затменная двойная звезда . Двойная [c] состоит из двух горячих голубых звезд 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 величины известны, можно вычислить расстояние до звезды. Звезды находятся на расстоянии 2,52 × 10 6  ± 0,14 × 10 6  световых лет (1,594 × 10 11  ± 8,9 × 10 9  а. е.), а вся галактика Андромеды — примерно 2,5 × 10 6  световых лет (1,6 × 10 11  а. е.). [6] Это новое значение прекрасно согласуется с предыдущим, независимым значением расстояния, основанным на цефеидах. Метод TRGB также использовался в 2005 году, дав расстояние 2,56 × 10 6  ± 0,08 × 10 6  световых лет (1,619 × 10 11  ± 5,1 × 10 9  а.е.). [34] Усредненные вместе, эти оценки расстояния дают значение 2,54 × 10 6  ± 0,11 × 10 6  световых лет (1,606 × 10 11  ± 7,0 × 10 9  а.е.). [d]^^^^^^^

Массовые оценки

Гигантское гало вокруг галактики Андромеды [52]

До 2018 года оценки массы гало галактики Андромеды (включая темную материю ) давали значение приблизительно 1,5 × 1012  M ☉ , [53] по сравнению с 8 × 1011  M ☉ для Млечного Пути. Это противоречило даже более ранним измерениям, которые, казалось, указывали на то, что Галактика Андромеды и Млечный Путь почти равны по массе. В 2018 году более ранние измерения равенства масс были восстановлены по результатам радиоизмерений как приблизительно 8 × 1011  M ☉ . [54] [55] [56] [57] В 2006 году было установлено, что сфероид галактики Андромедыимеет более высокую звездную плотность, чем Млечный Путь, [58] а ее галактический звездный диск был оценен в два раза больше диаметра Млечного Пути. [9] Общая масса галактики Андромеды оценивается в пределах от 8 × 1011  М ☉ [54] и 1,1 × 1012  M ☉ . [59] [60] Звездная масса M31 составляет 10–15 × 1010  M ☉ , при этом 30% этой массы находится в центральном балдже , 56% — в диске , а оставшиеся 14% — в звездном гало . [61] Результаты радиоизмерений (масса, аналогичная массе Млечного Пути) следует считать наиболее вероятными по состоянию на 2018 год, хотя очевидно, что этот вопрос все еще активно изучается несколькими исследовательскими группами по всему миру.

По состоянию на 2019 год текущие расчеты, основанные на измерениях скорости убегания и динамической массы, показывают, что галактика Андромеды имеет размер 0,8 × 1012  M ☉ , [62] что составляет лишь половину новой массы Млечного Пути, рассчитанной в 2019 году как 1,5 × 1012  М ☉ . [63] [64] [65]

Помимо звезд, межзвездная среда галактики Андромеды содержит не менее 7,2 × 109  M ☉ [66] в виде нейтрального водорода , не менее 3,4 × 108  M ☉ как молекулярный водород (в пределах его самых внутренних 10 килопарсеков) и 5,4 × 107  млн ​​☉ пыли . [ 67]

Галактика Андромеды окружена массивным гало горячего газа, который, по оценкам, содержит половину массы звезд в галактике. Почти невидимое гало простирается примерно на миллион световых лет от своей галактики-хозяина, на полпути к нашей Галактике Млечный Путь. Моделирование галактик показывает, что гало образовалось в то же время, что и Галактика Андромеды. Гало обогащено элементами тяжелее водорода и гелия, образованными из сверхновых , и его свойства соответствуют ожидаемым для галактики, которая находится в «зеленой долине» диаграммы цвет-величина Галактики (см. ниже). Сверхновые взрываются в звездном диске Галактики Андромеды и выбрасывают эти более тяжелые элементы в космос. За время существования Галактики Андромеды почти половина тяжелых элементов, созданных ее звездами, была выброшена далеко за пределы звездного диска галактики диаметром 200 000 световых лет. [68] [69] [70] [71]

Оценки светимости

По сравнению с Млечным Путем, галактика Андромеды, по-видимому, имеет преимущественно более старые звезды с возрастом >7 × 109 лет. [61] [ необходимо уточнение ] Оценочная светимость галактики Андромеды составляет ~2,6 × 1010  L ☉ , примерно на 25% выше, чем у нашей собственной галактики. [72] [73] Однако галактика имеет большой наклон , если смотреть с Земли, и ее межзвездная пыль поглощает неизвестное количество света, поэтому трудно оценить ее действительную яркость, и другие авторы приводят другие значения для светимости галактики Андромеды (некоторые авторы даже предполагают, что это вторая по яркости галактика в радиусе 10 мегапарсеков Млечного Пути, после галактики Сомбреро , [74] с абсолютной звездной величиной около −22,21 [e] или близкой к этому [75] ).

Оценка, проведенная с помощью космического телескопа Spitzer и опубликованная в 2010 году, предполагает абсолютную звездную величину (в синем цвете) −20,89 (что при индексе цвета +0,63 соответствует абсолютной визуальной звездной величине −21,52, [a] по сравнению с −20,9 для Млечного Пути), а общая светимость в этой длине волны составляет 3,64 × 1010  л ☉ . [76]

Скорость звездообразования в Млечном Пути намного выше, причем Галактика Андромеды производит всего около одной солнечной массы в год по сравнению с 3–5 солнечными массами для Млечного Пути. Скорость новых в Млечном Пути также вдвое больше, чем в Галактике Андромеды. [77] Это говорит о том, что последняя когда-то пережила большую фазу звездообразования, но сейчас находится в относительном состоянии покоя, тогда как Млечный Путь переживает более активное звездообразование. [72] Если это продолжится, светимость Млечного Пути может в конечном итоге превзойти светимость Галактики Андромеды.

Согласно последним исследованиям, галактика Андромеды находится в том, что на диаграмме цвет-величина галактики известно как «зеленая долина», область, населенная галактиками, такими как Млечный Путь, в переходном состоянии 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 них заканчивается газ для звездообразования в межзвездной среде. В моделируемых галактиках со свойствами, аналогичными свойствам галактики Андромеды, ожидается, что звездообразование прекратится в течение примерно пяти миллиардов лет, даже с учетом ожидаемого краткосрочного увеличения скорости звездообразования из-за столкновения галактики Андромеды и Млечного Пути. [78]

Структура

Увеличение галактики Андромеды - Панорама звезд переднего плана и ядра галактики Андромеды. Изображение является самым большим из когда-либо полученных космическим телескопом Хаббл.
Озвученная экскурсия по галактике Андромеды, проведенная командой спутников NASA Swift

На основании своего внешнего вида в видимом свете галактика Андромеды классифицируется как галактика SA(s)b в расширенной системе классификации спиральных галактик де Вокулёра-Сэндиджа. [1] Однако инфракрасные данные обзора 2MASS и космического телескопа Спитцера показали, что Андромеда на самом деле является спиральной галактикой с перемычкой , как и Млечный Путь, с большой осью перемычки Андромеды, ориентированной на 55 градусов против часовой стрелки от большой оси диска. [79]

В астрономии используются различные методы определения размера галактики, и каждый метод может давать разные результаты относительно друг друга. Наиболее часто используемым является стандарт D 25 , изофота , где фотометрическая яркость галактики в B-диапазоне (длина волны света 445 нм, в синей части видимого спектра ) достигает 25 зв. величин/угловую секунду 2 . [80] Третий справочный каталог ярких галактик (RC3) использовал этот стандарт для Андромеды в 1991 году, дав изофотный диаметр 46,56 килопарсеков (152 000 световых лет) на расстоянии 2,5 миллиона световых лет. [8] Более ранняя оценка 1981 года дала диаметр Андромеды в 54 килопарсека (176 000 световых лет). [81]

Исследование, проведенное в 2005 году телескопами Кека, показало существование разреженной россыпи звезд, или галактического гало , простирающегося наружу от галактики. [9] Звезды в этом гало ведут себя иначе, чем звезды в главном галактическом диске Андромеды, где они демонстрируют довольно неорганизованные орбитальные движения в отличие от звезд в главном диске, имеющих более упорядоченные орбиты и равномерные скорости 200 км/с. [9] Это диффузное гало простирается наружу от главного диска Андромеды с диаметром 67,45 килопарсеков (220 000 световых лет). [9]

Галактика наклонена на 77° относительно Земли (где угол 90° был бы углом к ​​ребру). Анализ поперечного сечения галактики, по-видимому, демонстрирует выраженную S-образную деформацию, а не просто плоский диск. [82] Возможной причиной такой деформации может быть гравитационное взаимодействие с галактиками-спутниками вблизи галактики Андромеды. Галактика M33 может быть ответственна за некоторую деформацию в рукавах Андромеды, хотя требуются более точные расстояния и лучевые скорости.

Спектроскопические исследования предоставили подробные измерения скорости вращения галактики Андромеды как функции радиального расстояния от ядра. Скорость вращения имеет максимальное значение 225 км/с (140 миль/с) на расстоянии 1300  световых лет (82 000 000  а.е. ) от ядра, а ее минимум, возможно, составляет всего 50 км/с (31 миля/с) на расстоянии 7000 световых лет (440 000 000 а.е.) от ядра. Далее скорость вращения возрастает до радиуса 33 000 световых лет (2,1 × 10 9  а.е.), где она достигает пика 250 км/с (160 миль/с). Скорости медленно снижаются за пределами этого расстояния, падая до примерно 200 км/с (120 миль/с) на 80 000 световых лет (5,1 × 10 9  а.е.). Эти измерения скорости подразумевают концентрированную массу около 6 × 109  M ☉ в ядре . Общая масса галактики линейно увеличивается до 45 000 световых лет (2,8 × 10 9  а.е.), затем более медленно за пределами этого радиуса. [83]

Спиральные рукава Галактики Андромеды очерчены серией областей HII , впервые подробно изученных Вальтером Бааде и описанных им как напоминающие «бусины на нитке». Его исследования показывают два спиральных рукава, которые кажутся плотно закрученными, хотя они более широко разнесены, чем в нашей галактике. [84] Его описания спиральной структуры, поскольку каждый рукав пересекает большую ось Галактики Андромеды, следующие [85] §pp1062 [86] §pp92 :

Изображение галактики Андромеды, полученное телескопом «Спитцер» в инфракрасном диапазоне, 24 микрометра (Источник: NASA / JPL – Caltech / Karl D. Gordon, University of Arizona )

Поскольку галактика Андромеды видна близко к ребру, ее спиральную структуру трудно изучать. Выпрямленные изображения галактики, по-видимому, показывают довольно обычную спиральную галактику, демонстрирующую два непрерывных отстающих рукава, которые отделены друг от друга минимум примерно на 13 000  световых лет (820 000 000  а.е. ) и которые можно проследить наружу с расстояния примерно 1 600 световых лет (100 000 000 а.е.) от ядра. Были предложены альтернативные спиральные структуры, такие как один спиральный рукав [87] или флоккулентный [88] узор из длинных, нитевидных и толстых спиральных рукавов. [1] [89]

Наиболее вероятной причиной искажений спирального узора считается взаимодействие со спутниками галактики M32 и M110 . [90] Это можно увидеть по смещению облаков нейтрального водорода от звезд. [91]

В 1998 году изображения, полученные с Инфракрасной космической обсерватории Европейского космического агентства, продемонстрировали , что общая форма галактики Андромеды может трансформироваться в кольцевую галактику . Газ и пыль внутри галактики, как правило, образуют несколько перекрывающихся колец, причем особенно заметное кольцо образовано в радиусе 32 000 световых лет (9,8 кпк) от ядра, [92] прозванное некоторыми астрономами огненным кольцом . [93] Это кольцо скрыто от видимых световых изображений галактики, поскольку оно состоит в основном из холодной пыли, и большая часть звездообразования, происходящего в галактике Андромеды, сосредоточена там. [94]

Более поздние исследования с помощью космического телескопа Spitzer показали, что спиральная структура галактики Андромеды в инфракрасном диапазоне, по-видимому, состоит из двух спиральных рукавов, которые выходят из центральной перемычки и продолжаются за пределы большого кольца, упомянутого выше. Однако эти рукава не являются непрерывными и имеют сегментированную структуру. [90]

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. [95] Именно сосуществование давно известной большой кольцеобразной особенности в газе Мессье 31 вместе с этой недавно обнаруженной внутренней кольцеобразной структурой, смещенной от барицентра , предполагает почти лобовое столкновение со спутником M32, более мягкую версию столкновения Колеса Телеги . [96]

Исследования расширенного гало Галактики Андромеды показывают, что оно примерно сопоставимо с гало Млечного Пути, причем звезды в гало в целом « бедны металлами », и тем более с увеличением расстояния. [58] Эти данные указывают на то, что две галактики следовали схожим эволюционным путям. Вероятно, они аккрецировали и ассимилировали около 100–200 галактик с малой массой за последние 12 миллиардов лет. [97] Звезды в расширенных гало Галактики Андромеды и Млечного Пути могут простираться почти на треть расстояния, разделяющего две галактики.

Ядро

Изображение ядра галактики Андромеды, полученное с помощью телескопа Хаббл, на котором видны P1, P2 и P3, причем P3 содержит M31*. Фото NASA / ESA

Известно, что в самом центре галактики Андромеды находится плотное и компактное звездное скопление, похожее на нашу собственную галактику . Большой телескоп создает визуальное впечатление звезды, встроенной в более рассеянную окружающую выпуклость. В 1991 году космический телескоп Хаббл был использован для получения изображения внутреннего ядра галактики Андромеды. Ядро состоит из двух концентраций, разделенных 1,5  пк (4,9  световых лет ). Более яркая концентрация, обозначенная как P1, смещена относительно центра галактики. Более тусклая концентрация, P2, приходится на истинный центр галактики и содержит встроенное звездное скопление, называемое P3, [98], содержащее множество ярких в ультрафиолетовом диапазоне А -звезд и сверхмассивную черную дыру , называемую M31*. [99] [100] Черная дыра классифицируется как AGN с низкой светимостью (LLAGN), и она была обнаружена только в радиодиапазоне и рентгеновском диапазоне . [100] Он был спокоен в 2004–2005 годах, но был очень изменчив в 2006–2007 годах. [99] Масса M31* была измерена в 3–5 × 10 7 M ☉ в 1993 году, [101] и в 1,1–2,3 × 10 8 M ☉ в 2005 году. [98] Измерено, что  дисперсия скоростей вещества вокруг него составляет ≈ 160 км/с (100  миль/с ). [102]

Было высказано предположение, что наблюдаемое двойное ядро ​​можно объяснить, если P1 является проекцией диска звезд на эксцентрической орбите вокруг центральной черной дыры. [103] Эксцентриситет таков, что звезды задерживаются в орбитальном апоцентре , создавая концентрацию звезд. Было высказано предположение, что такой эксцентрический диск мог образоваться в результате предыдущего слияния черных дыр, когда высвобождение гравитационных волн могло «вытолкнуть» звезды в их текущее эксцентрическое распределение. [104] 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. [105]

Хотя в начальный момент его открытия была выдвинута гипотеза, что более яркая часть двойного ядра является остатком небольшой галактики, «съеденной» галактикой Андромеды, [106] это больше не считается жизнеспособным объяснением, в основном потому, что такое ядро ​​имело бы чрезвычайно короткое время жизни из-за приливного разрушения центральной черной дырой. Хотя это можно было бы частично решить, если бы у P1 была своя собственная черная дыра для его стабилизации, распределение звезд в P1 не предполагает, что в ее центре есть черная дыра. [103]

Дискретные источники

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

По-видимому, к концу 1968 года рентгеновские лучи из галактики Андромеды не были обнаружены. [107] Полет на воздушном шаре 20 октября 1970 года установил верхний предел обнаруживаемого жесткого рентгеновского излучения из галактики Андромеды. [108] Обзор всего неба Swift BAT успешно обнаружил жесткое рентгеновское излучение, исходящее из области, расположенной в 6 угловых секундах от центра галактики. Позднее было обнаружено, что излучение выше 25 кэВ исходит из одного источника, названного 3XMM J004232.1+411314 , и идентифицировано как двойная система, в которой компактный объект ( нейтронная звезда или черная дыра) аккрецирует вещество из звезды. [109]

С тех пор в галактике Андромеда было обнаружено несколько источников рентгеновского излучения с использованием наблюдений с 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 входящий газ до миллионов кельвинов и испускают рентгеновские лучи. Нейтронные звезды и черные дыры можно отличить в основном по измерению их масс. [110] Наблюдательная кампания космической миссии NuSTAR выявила 40 объектов такого рода в галактике. [111] В 2012 году в галактике Андромеда был обнаружен микроквазар , радиовсплеск, исходящий от меньшей черной дыры. Черная дыра-прародительница расположена недалеко от галактического центра и имеет массу около 10 M ☉ . Он был обнаружен с помощью данных, собранных зондом XMM-Newton Европейского космического агентства , и впоследствии наблюдался миссией NASA Swift Gamma-Ray Burst Mission и рентгеновской обсерваторией Chandra , Very Large Array и Very Long Baseline Array . Микроквазар был первым, обнаруженным в галактике Андромеды, и первым за пределами галактики Млечный Путь. [112]

Шаровые скопления

Звездные скопления в галактике Андромеды [113]

Существует около 460 шаровых скоплений , связанных с галактикой Андромеды. [114] Самое массивное из этих скоплений, идентифицированное как Mayall II , прозванное Globular One, имеет большую светимость, чем любое другое известное шаровое скопление в Местной группе галактик. [115] Оно содержит несколько миллионов звезд и примерно в два раза ярче, чем Omega Centauri , самое яркое известное шаровое скопление в Млечном Пути. Globular One (или G1) имеет несколько звездных популяций и структуру, слишком массивную для обычного шарового скопления. В результате некоторые считают G1 остатком ядра карликовой галактики , которая была поглощена Андромедой в далеком прошлом. [116] Шаровое скопление с наибольшей видимой яркостью - G76, которое расположено в восточной половине юго-западного рукава. [21] Другое массивное шаровое скопление, названное 037-B327 и обнаруженное в 2006 году, поскольку оно сильно покраснело из-за межзвездной пыли галактики Андромеды , считалось более массивным, чем G1, и самым большим скоплением Местной группы; [117] однако другие исследования показали, что на самом деле оно похоже по свойствам на G1. [118]

В отличие от шаровых скоплений Млечного Пути, которые показывают относительно низкую дисперсию возраста, шаровые скопления галактики Андромеды имеют гораздо больший диапазон возрастов: от систем, таких же старых, как и сама галактика, до гораздо более молодых систем, возраст которых составляет от нескольких сотен миллионов лет до пяти миллиардов лет. [119]

В 2005 году астрономы обнаружили совершенно новый тип звездного скопления в галактике Андромеды. Новые обнаруженные скопления содержат сотни тысяч звезд, аналогичное количество звезд, которое можно найти в шаровых скоплениях. Что отличает их от шаровых скоплений, так это то, что они намного больше — несколько сотен световых лет в поперечнике — и в сотни раз менее плотные. Расстояния между звездами, таким образом, намного больше в пределах недавно обнаруженных расширенных скоплений. [120]

Самое массивное шаровое скопление в галактике Андромеды, B023-G078, вероятно, имеет центральную промежуточную черную дыру массой почти 100 000 солнечных масс. [121]

Событие PA-99-N2 и возможная экзопланета в галактике

PA-99-N2 было микролинзированием, 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 массы Солнца , что предполагает, что вокруг звезды, вероятно, вращается планета. Эта возможная экзопланета будет иметь массу в 6,34 массы Юпитера. Если это окончательно подтвердится, это будет первая когда-либо обнаруженная внегалактическая планета . Однако позже были обнаружены аномалии в событии. [122]

Ближайшие и спутниковые галактики

Галактика Андромеды со спутниковыми галактиками M32 (в центре слева над ядром галактики ) и M110 (в центре справа под галактикой)

Как и Млечный Путь, Галактика Андромеды имеет более мелкие галактики-спутники , состоящие из более чем 20 известных карликовых галактик . Население карликовых галактик Галактики Андромеды очень похоже на население Млечного Пути, но галактики гораздо более многочисленны. [123] Наиболее известными и наиболее легко наблюдаемыми галактиками-спутниками являются M32 и M110 . На основании текущих данных, по-видимому, M32 претерпела тесное столкновение с Галактикой Андромеды в прошлом. M32, возможно, когда-то была более крупной галактикой, чей звездный диск был удален M31 и которая претерпела резкое увеличение звездообразования в области ядра, которое продолжалось до относительно недавнего прошлого. [124]

M110 также, по-видимому, взаимодействует с галактикой Андромеды, и астрономы обнаружили в гало последней поток богатых металлами звезд, которые, по-видимому, были отделены от этих спутниковых галактик. [125] M110 действительно содержит пылевую полосу, которая может указывать на недавнее или продолжающееся звездообразование. [126] M32 также имеет молодое звездное население. [127]

Галактика Треугольника — некарликовая галактика, которая находится в 750 000 световых лет от Андромеды. В настоящее время неизвестно, является ли она спутником Андромеды. [128]

В 2006 году было обнаружено, что девять спутниковых галактик 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. [129]

Столкновение с Млечным Путем

Иллюстрация траектории столкновения Млечного Пути и галактики Андромеды

Галактика Андромеды приближается к Млечному Пути со скоростью около 110 километров (68 миль) в секунду. [130] Было измерено, что она приближается относительно Солнца со скоростью около 300 км/с (190 миль/с) [1] , поскольку Солнце вращается вокруг центра галактики со скоростью около 225 км/с (140 миль/с). Это делает галактику Андромеды одной из примерно 100 наблюдаемых галактик с синим смещением . [131] Тангенциальная или боковая скорость галактики Андромеды относительно Млечного Пути относительно намного меньше, чем скорость приближения, и поэтому ожидается, что она столкнется напрямую с Млечным Путем примерно через 2,5–4 миллиарда лет. Вероятным результатом столкновения является то, что галактики сольются , образуя гигантскую эллиптическую галактику [132] или, возможно, большую дисковую галактику . [16] Такие события часто происходят среди галактик в группах галактик . Судьба Земли и Солнечной системы в случае столкновения в настоящее время неизвестна. До того, как галактики сольются, есть небольшая вероятность того, что Солнечная система может быть выброшена из Млечного Пути или присоединиться к Галактике Андромеды. [133]

Любительское наблюдение

Наложенная картинка, показывающая размеры Луны и галактики Андромеды, наблюдаемые с Земли. Поскольку галактика не очень яркая с точки зрения любителя, ее размер не очевиден. [134] [135]

В большинстве условий наблюдения галактика Андромеды является одним из самых далеких объектов, которые можно увидеть невооруженным глазом , из-за ее огромных размеров. ( M33 и, для наблюдателей с исключительно хорошим зрением, M81 можно увидеть под очень темным небом.) [136] [137] [138] [139] Галактика обычно расположена на небе около созвездий Кассиопеи и Пегаса . Андромеду лучше всего видно осенними ночами в Северном полушарии , когда она проходит высоко над головой, достигая своей наивысшей точки около полуночи в октябре и на два часа раньше каждого последующего месяца. Ранним вечером она восходит на востоке в сентябре и заходит на западе в феврале. [140] Из Южного полушария галактика Андромеды видна с октября по декабрь, лучше всего ее наблюдать как можно дальше на север. Бинокль может обнаружить некоторые более крупные структуры галактики и две ее самые яркие галактики-спутники , M32 и M110 . [141] Любительский телескоп может обнаружить диск Андромеды, некоторые из ее самых ярких шаровых скоплений, темные пылевые полосы и большое звездное облако NGC 206. [ 142] [143]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ ab Синяя абсолютная величина −20,89 – Индекс цвета 0,63 = −21,52
  2. ^ Это диаметр, измеренный с помощью стандарта D 25. Гало простирается на расстояние до 67,45 килопарсеков (220 × 10 3  световых лет). [9]^
  3. ^ J00443799+4129236 имеет небесные координаты : прямое восхождение 00 ч. 44 м. 37,99 с. , склонение +41° 29′ 23,6″.
  4. ^ 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.
  5. ^ Абсолютная величина синего цвета −21,58 (см. ссылку) – Индекс цвета 0,63 = абсолютная визуальная величина −22,21

Ссылки

  1. ^ abcdefghij «Результаты Мессье 31» . Внегалактическая база данных НАСА/IPAC . НАСА / ИПАК . Проверено 28 февраля 2019 г.
  2. ^ abc Караченцев, Игорь Д.; Кашибадзе, Ольга Г. (2006). "Массы Местной группы и группы M81, оцененные по искажениям в локальном поле скоростей". Астрофизика . 49 (1): 3–18. Bibcode :2006Ap.....49....3K. doi :10.1007/s10511-006-0002-6. S2CID  120973010.
  3. ^ Рисс, Адам Г.; Флир, Юрген; Вальс-Габо, Дэвид (2012). «Соотношения периода и светимости цефеид в ближнем инфракрасном диапазоне и расстояние до M31 по данным камеры поля 3 космического телескопа Хаббл». The Astrophysical Journal . 745 (2): 156. arXiv : 1110.3769 . Bibcode :2012ApJ...745..156R. doi :10.1088/0004-637X/745/2/156. S2CID  119113794.
  4. ^ "M 31" . Получено 30 сентября 2018 г. .
  5. ^ Хиль де Пас, Армандо; Буасье, Самуэль; Мадор, Барри Ф.; и др. (2007). «Ультрафиолетовый атлас близлежащих галактик GALEX». Астрофизический журнал . 173 (2): 185–255. arXiv : astro-ph/0606440 . Бибкод : 2007ApJS..173..185G. дои : 10.1086/516636. S2CID  119085482.
  6. ^ abc Рибас, Игнаси; Жорди, Карме ; Виларделл, Франческ; и др. (2005). «Первое определение расстояния и фундаментальных свойств затменной двойной системы в галактике Андромеды». Письма астрофизического журнала . 635 (1): L37–L40. arXiv : astro-ph/0511045 . Бибкод : 2005ApJ...635L..37R. дои : 10.1086/499161. S2CID  119522151.
  7. ^ "Средние значения масс Млечного Пути и Андромеды составляют M G =0.8+0,4
    −0,3    × 10 12  М ☉     и М А =1.5+0,5
    −0,4    × 10 12  M ☉     на уровне 68%" Пеньярубия, Хорхе; Ма, Инь-Чжэ; Уокер, Мэтью Г.; Макконнаки, Алан В. (29 июля 2014 г.). "Динамическая модель локального космического расширения". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 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 )" Кафле, Праджвал Р.; Шарма, Санджиб; Льюис, Герайнт Ф.; и др. (1 февраля 2018 г.). "Жажда скорости: скорость убегания и динамические измерения массы галактики Андромеды". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 475 (3): 4043–4054. arXiv : 1801.03949 . Bibcode :2018MNRAS.475.4043K. doi : 10.1093/mnras/sty082 . ISSN  0035-8711. S2CID  54039546.^^  
  8. ^ abcde Де Вокулёр, Жерар; Де Вокулёр, Антуанетта; Корвин, Герольд Г.; Бута, Рональд Дж.; Патюрель, Жорж; Фуке, Паскаль (1991). Третий справочный каталог ярких галактик . Бибкод : 1991rc3..книга.....Д.
  9. ^ abcde Chapman, Scott C.; Ibata, Rodrigo A.; Lewis, Geraint F.; et al. (2006). «Кинематически выбранный, бедный металлами сфероид на окраине M31». Astrophysical Journal . 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 Media Relations . 27 февраля 2006 г. Архивировано из оригинала 9 мая 2006 г. Получено 24 мая 2006 г.
  10. ^ Янг, Келли (6 июня 2006 г.). «В галактике Андромеда обитает триллион звезд». New Scientist . Получено 6 октября 2014 г.
  11. ^ ab Kafle, Prajwal R.; Sharma, Sanjib; Lewis, Geraint F.; et al. (1 февраля 2018 г.). «Жажда скорости: скорость убегания и динамические измерения массы галактики Андромеды». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 475 (3): 4043–4054. arXiv : 1801.03949 . Bibcode : 2018MNRAS.475.4043K. doi : 10.1093/mnras/sty082 . ISSN  0035-8711. S2CID  54039546.
  12. ^ Лопес-Корредойра, М.; Прието, К. Альенде; Гарсон, Ф.; Ван, Х.; Лю, К.; Дэн, Л. (1 апреля 2018 г.). «Дисковые звезды в Млечном Пути обнаружены за пределами 25 кпк от его центра». Астрономия и астрофизика . 612 : L8. arXiv : 1804.03064 . Bibcode : 2018A&A...612L...8L. doi : 10.1051/0004-6361/201832880 – через www.aanda.org.
  13. ^ ab "Млечный Путь склоняет чашу весов на 1,5 триллиона солнечных масс". Astronomy Now . 11 марта 2019 г. Получено 11 сентября 2024 г.
  14. ^ Скьяви, Риккардо; Капуццо-Дольчетта, Роберто; Арка-Седда, Мануэль; Спера, Марио (октябрь 2020 г.). «Будущее слияние Млечного Пути с галактикой Андромеды и судьба их сверхмассивных черных дыр». Астрономия и астрофизика . 642 : A30. arXiv : 2102.10938 . Bibcode : 2020A&A...642A..30S. doi : 10.1051/0004-6361/202038674. S2CID  224991193.
  15. ^ "NASA's Hubble Shows Milky Way is Destination for Front-On Collision". NASA. 31 мая 2012 г. Архивировано из оригинала 4 июня 2014 г. Получено 12 июля 2012 г.
  16. ^ ab Ueda, Junko; Iono, Daisuke; Yun, Min S.; et al. (2014). "Холодный молекулярный газ в остатках слияния. I. Формирование молекулярных газовых дисков". Серия приложений к Astrophysical Journal . 214 (1): 1. arXiv : 1407.6873 . Bibcode : 2014ApJS..214....1U. doi : 10.1088/0067-0049/214/1/1. S2CID  716993.
  17. ^ Фроммерт, Хартмут; Кронберг, Кристин. «Данные объектов Мессье, отсортированные по кажущейся визуальной величине». SEDS . Получено 22 июля 2024 г.
  18. ^ ab "M 31, M 32 & M 110". 15 октября 2016 г.
  19. ^ "Галактика Андромеды (M31): местоположение, характеристики и изображения". Space.com . 10 января 2018 г.
  20. ^ Хафез, Ихсан (2010). Абд ар-Рахман ас-Суфи и его книга неподвижных звезд: путешествие повторного открытия (докторская диссертация). Университет Джеймса Кука. Bibcode : 2010PhDT.......295H . Получено 23 июня 2016 г.
  21. ^ аб Кеппл, Джордж Роберт; Саннер, Глен В. (1998). Путеводитель для наблюдателей ночного неба . Том. 1. Вильманн-Белл. п. 18. ISBN 978-0-943396-58-3.
  22. ^ Дэвидсон, Норман (1985). Астрономия и воображение: новый подход к восприятию человеком звезд . Routledge Kegan & Paul. стр. 203. ISBN 978-0-7102-0371-7.
  23. ^ Кант, Иммануил (1969). Всеобщая естественная история и теория небес. Издательство Мичиганского университета.
  24. ^ Гершель, Уильям (1785). «О строении небес». Философские труды Лондонского королевского общества . 75 : 213–266. doi : 10.1098/rstl.1785.0012 . S2CID  186213203.
  25. ^ Payne-Gaposchkin, Cecilia H. (1953). «Почему галактики имеют спиральную форму?». Scientific American . 189 (3): 89–99. Bibcode : 1953SciAm.189c..89P. doi : 10.1038/scientificamerican0953-89. ISSN  0036-8733. JSTOR  24944338.
  26. ^ 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 .
  27. ^ ab Öpik, Ernst (1922). «Оценка расстояния до туманности Андромеды». Astrophysical Journal . 55 : 406–410. Bibcode : 1922ApJ....55..406O. doi : 10.1086/142680.
  28. ^ Бэкхаус, Томас У. (1888). «Туманность в Андромеде и Новая, 1885». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 48 (3): 108–110. Bibcode : 1888MNRAS..48..108B. doi : 10.1093/mnras/48.3.108 .
  29. ^ Робертс, И. (1888). «Фотографии туманностей М 31, h 44 и h 51 Андромеды и М 27 Лисичек». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 49 (2): 65–66. Бибкод : 1888MNRAS..49...65R. дои : 10.1093/mnras/49.2.65 . ISSN  0035-8711.
  30. ^ БИБЛИОТЕКА, КОРОЛЕВСКОЕ АСТРОНОМИЧЕСКОЕ ОБЩЕСТВО/НАУЧНОЕ ФОТО. "Галактика Андромеды, 19 век – Изображение – C014/5148". Библиотека научных фотографий .
  31. ^ Slipher, Vesto M. (1913). «Лучевая скорость туманности Андромеды». Бюллетень обсерватории Лоуэлла . 1 (8): 56–57. Bibcode : 1913LowOB...2...56S.
  32. ^ "Сайт: Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels.djvu/41 - Wikisource" . de.wikisource.org (на немецком языке).
  33. ^ ab Караченцев, Игорь Д.; Караченцева, Валентина Е.; Хухтмайер, Вальтер К.; Макаров, Дмитрий И. (2004). "Каталог соседних галактик". Astronomical Journal . 127 (4): 2031–2068. Bibcode :2004AJ....127.2031K. doi : 10.1086/382905 .
  34. ^ ab McConnachie, Alan W.; Irwin, Michael J.; Ferguson, Annette MN; et al. (2005). «Расстояния и металличность для 17 галактик местной группы». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 356 (4): 979–997. arXiv : astro-ph/0410489 . Bibcode : 2005MNRAS.356..979M. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08514.x .
  35. ^ Кертис, Хебер Дуст (1988). «Новые в спиральных туманностях и теория островной вселенной». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 100 : 6. Bibcode : 1988PASP..100....6C. doi : 10.1086/132128 .
  36. ^ ab Хаббл, Эдвин П. (1929). «Спиральная туманность как звездная система, Мессье 31». Astrophysical Journal . 69 : 103–158. Bibcode : 1929ApJ....69..103H. doi : 10.1086/143167 .
  37. ^ ab Baade, Walter (1944). "Разрешение Мессье 32, NGC 205 и центральная область туманности Андромеды". Astrophysical Journal . 100 : 137. Bibcode : 1944ApJ...100..137B. doi : 10.1086/144650 .
  38. ^ Гриббин, Джон Р. (2001). Рождение времени: как астрономы измеряют возраст Вселенной . Издательство Йельского университета . стр. 151. ISBN 978-0-300-08914-1.
  39. ^ Браун, Роберт Ханбери; Хазард, Сирил (1950). «Радиочастотное излучение от Большой туманности в Андромеде (М.31)». Nature . 166 (4230): 901–902. Bibcode :1950Natur.166..901B. doi :10.1038/166901a0. S2CID  4170236.
  40. ^ Браун, Роберт Ханбери; Хазард, Сирил (1951). «Радиоизлучение туманности Андромеды». MNRAS . 111 (4): 357–367. Bibcode :1951MNRAS.111..357B. doi : 10.1093/mnras/111.4.357 .
  41. ^ Ван дер Круит, Пит К.; Аллен, Рональд Дж. (1976). «Морфология радиоконтинуума спиральных галактик». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 14 (1): 417–445. Bibcode : 1976ARA&A..14..417V. doi : 10.1146/annurev.aa.14.090176.002221.
  42. ^ Ингроссо, Габриэле; Кальки Новати, Себастьяно; Де Паолис, Франческо; и др. (2009). «Пиксельное линзирование как способ обнаружения внесолнечных планет в M31». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 399 (1): 219–228. arXiv : 0906.1050 . Бибкод : 2009MNRAS.399..219I. дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.15184.x . S2CID  6606414.
  43. ^ Бек, Райнер; Беркхейсен, Элли М.; Гиссубель, Рене; и др. (2020). «Магнитные поля и космические лучи в M 31». Астрономия и астрофизика . 633 : A5. arXiv : 1910.09634 . Bibcode : 2020A&A...633A...5B. doi : 10.1051/0004-6361/201936481. S2CID  204824172.
  44. ^ Холланд, Стивен (1998). «Расстояние до системы шарового скопления M31». Astronomical Journal . 115 (5): 1916–1920. arXiv : astro-ph/9802088 . Bibcode : 1998AJ....115.1916H. doi : 10.1086/300348. S2CID  16333316.
  45. ^ Stanek, Krzysztof Z.; Garnavich, Peter M. (1998). «Расстояние до M31 с помощью HST и звезд красного скопления Hipparcos». Astrophysical Journal Letters . 503 (2): 131–141. arXiv : astro-ph/9802121 . Bibcode : 1998ApJ...503L.131S. doi : 10.1086/311539. S2CID  6383832.
  46. ^ ab Hammer, F; Yang, YB; Wang, JL; Ibata, R; Flores, H; Puech, M (1 апреля 2018 г.). «Парадигма крупного слияния возрастом 2–3 миллиарда лет для галактики Андромеды и ее окрестностей». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 475 (2): 2754–2767. arXiv : 1801.04279 . doi : 10.1093/mnras/stx3343 .
  47. ^ D'Souza, Richard; Bell, Eric F. (сентябрь 2018 г.). «Самое важное слияние галактики Андромеды около 2 миллиардов лет назад как вероятный прародитель M32». Nature Astronomy . 2 (9): 737–743. arXiv : 1807.08819 . Bibcode :2018NatAs...2..737D. doi :10.1038/s41550-018-0533-x. ISSN  2397-3366. S2CID  256713163.
  48. ^ Дорман, Клэр Э.; Гухатакурта, Пурагра; Сет, Анил К.; Вайс, Дэниел Р.; Белл, Эрик Ф.; Далкантон, Джулианна Дж.; Гилберт, Каролин М.; Хамрен, Кэтрин М.; Льюис, Алексия Р.; Скиллман, Эван Д.; Толоба, Элиза; Уильямс, Бенджамин Ф. (9 апреля 2015 г.). "Четкая корреляция дисперсии возраста и скорости в звездном диске Андромеды". The Astrophysical Journal . 803 (1): 24. arXiv : 1502.03820 . Bibcode :2015ApJ...803...24D. doi :10.1088/0004-637X/803/1/24. S2CID  119223754.
  49. ^ Уильямс, Бенджамин Ф.; Далкантон, Джулианна Дж.; Долфин, Эндрю Э.; Вайс, Дэниел Р.; Льюис, Алексия Р.; Лэнг, Дастин; Белл, Эрик Ф.; Бойер, Марта; Фуэно, Морган; Гилберт, Каролин М.; Монакези, Антонела; Скиллман, Эван (5 июня 2015 г.). "Глобальный эпизод звездообразования в M31 2-4 млрд лет назад". The Astrophysical Journal . 806 (1): 48. arXiv : 1504.02120 . Bibcode :2015ApJ...806...48W. doi :10.1088/0004-637X/806/1/48. S2CID  118435748.
  50. ^ Ибата, Родриго; Ирвин, Майкл; Льюис, Герайнт; Фергюсон, Аннетт Миннесота; Танвир, Ниал (июль 2001 г.). «Гигантский поток богатых металлами звезд в гало галактики М31». Природа . 412 (6842): 49–52. arXiv : astro-ph/0107090 . Бибкод : 2001Natur.412...49I. дои : 10.1038/35083506. PMID  11452300. S2CID  4413139.
  51. ^ Patel, Ekta; Besla, Gurtina; Sohn, Sangmo Tony (1 февраля 2017 г.). «Орбиты массивных спутниковых галактик – I. Пристальный взгляд на Большое Магелланово Облако и новая орбитальная история M33». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 464 (4): 3825–3849. doi : 10.1093/mnras/stw2616 . hdl : 10150/623269 .
  52. ^ "Hubble находит гигантское гало вокруг галактики Андромеды" . Получено 14 июня 2015 г. .
  53. ^ Пеньярубиа, Хорхе; Ма, Инь-Чжэ; Уокер, Мэтью Г.; Макконначи, Алан В. (29 июля 2014 г.). «Динамическая модель локального космического расширения». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 433 (3): 2204–2222. arXiv : 1405.0306 . Bibcode : 2014MNRAS.443.2204P. doi : 10.1093/mnras/stu879 . S2CID  119295582.
  54. ^ ab Kafle, Prajwal R.; Sharma, Sanjib; Lewis, Geraint F.; et al. (2018). «Потребность в скорости: скорость убегания и динамические измерения массы галактики Андромеда». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 475 (3): 4043–4054. arXiv : 1801.03949 . Bibcode : 2018MNRAS.475.4043K. doi : 10.1093/mnras/sty082 . S2CID  54039546.
  55. ^ Кафле, Праджвал Р.; Шарма, Санджиб; Льюис, Герайнт Ф.; Роботэм, Аарон С. Г.; Драйвер, Саймон П. (2018). «Жажда скорости: скорость убегания и динамические измерения массы галактики Андромеда». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 475 (3): 4043–4054. arXiv : 1801.03949 . Bibcode : 2018MNRAS.475.4043K. doi : 10.1093/mnras/sty082 . S2CID  54039546.
  56. ^ «Млечный Путь объединяется с соседом в гонке галактических вооружений». 15 февраля 2018 г.
  57. ^ Science, Samantha Mathewson 2018-02-20T19:05:26Z; Astronomy (20 февраля 2018 г.). «В конце концов, галактика Андромеды не больше Млечного Пути». Space.com .{{cite web}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка )
  58. ^ ab Kalirai, Jasonjot Singh; Gilbert, Karoline M.; Guhathakurta, Puragra; et al. (2006). "The Metal-Poor Halo of the Andromeda Spiral Galaxy (M31)". Astrophysical Journal . 648 (1): 389–404. arXiv : astro-ph/0605170 . Bibcode :2006ApJ...648..389K. doi :10.1086/505697. S2CID  15396448.
  59. ^ Barmby, Pauline; Ashby, Matthew LN; Bianchi, Luciana; et al. (2006). «Пыльные волны на звездном море: вид M31 в среднем инфракрасном диапазоне». The Astrophysical Journal . 650 (1): L45–L49. arXiv : astro-ph/0608593 . Bibcode :2006ApJ...650L..45B. doi :10.1086/508626. S2CID  16780719.
  60. ^ Barmby, Pauline; Ashby, Matthew LN; Bianchi, Luciana; et al. (2007). "Erratum: Dusty Waves on a Starry Sea: The Mid-Infrared View of M31". The Astrophysical Journal . 655 (1): L61. Bibcode :2007ApJ...655L..61B. doi : 10.1086/511682 .
  61. ^ ab Тамм, Антти; Темпель, Элмо; Теньес, Питер; и др. (2012). "Карта звездной массы и распределение темной материи в M 31". Астрономия и астрофизика . 546 : A4. arXiv : 1208.5712 . Bibcode : 2012A&A...546A...4T. doi : 10.1051/0004-6361/201220065. S2CID  54728023.
  62. ^ Кафле, Праджвал Р.; Шарма, Санджиб; Льюис, Герайнт Ф.; Роботэм, Аарон С. Г.; Драйвер, Саймон П. (2018). «Жажда скорости: скорость убегания и динамические измерения 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.
  63. ^ Даунер, Бетани; Телескоп, ЕКА/Хаббл (10 марта 2019 г.). «Хаббл и Гайя раскрывают вес Млечного Пути: 1,5 триллиона солнечных масс».
  64. ^ Старр, Мишель (8 марта 2019 г.). «Последние расчеты массы Млечного Пути просто изменили то, что мы знаем о нашей Галактике». ScienceAlert.com . Архивировано из оригинала 8 марта 2019 г. . Получено 8 марта 2019 г. .
  65. ^ Уоткинс, Лора Л.; ван дер Марел, Руланд П.; Сон, Сангмо Тони; Вин Эванс, Н.; и др. (март 2019 г.). «Доказательства существования Млечного Пути средней массы по движениям шарового скопления гало Gaia DR2». The Astrophysical Journal . 873 (2): 118. arXiv : 1804.11348 . Bibcode : 2019ApJ...873..118W. doi : 10.3847/1538-4357/ab089f . ISSN  1538-4357. S2CID  85463973.
  66. ^ Браун, Роберт; Тилькер, Дэвид А.; Уолтербос, Рене AM; Корбелли, Эдвиг (2009). «Широкоугольная мозаика HI высокого разрешения Мессье 31. I. Плотность непрозрачного атомарного газа и скорости звездообразования». The Astrophysical Journal . 695 (2): 937–953. arXiv : 0901.4154 . Bibcode :2009ApJ...695..937B. doi :10.1088/0004-637X/695/2/937. S2CID  17996197.
  67. ^ Дрейн, Брюс Т.; Аниано, Гонсало; Краузе, Оливер; и др. (2014). «Пыль Андромеды». The Astrophysical Journal . 780 (2): 172. arXiv : 1306.2304 . Bibcode : 2014ApJ...780..172D. doi : 10.1088/0004-637X/780/2/172. S2CID  118999676.
  68. ^ "HubbleSite – NewsCenter – Hubble находит гигантское гало вокруг галактики Андромеды (05/07/2015) – Полная история". hubblesite.org . Получено 7 мая 2015 г. .
  69. ^ Гебхард, Марисса (7 мая 2015 г.). «Хаббл обнаружил массивное гало вокруг галактики Андромеды». Новости Университета Нотр-Дам .
  70. ^ Ленер, Николас; Хоук, Крис; Ваккер, Барт (25 апреля 2014 г.). «Доказательства существования массивной, расширенной окологалактической среды вокруг галактики Андромеды». The Astrophysical Journal . 804 (2): 79. arXiv : 1404.6540 . Bibcode :2015ApJ...804...79L. doi :10.1088/0004-637x/804/2/79. S2CID  31505650.
  71. ^ "NASA's Hubble Finds Giant Halo Around the Andromeda Galaxy". 7 мая 2015 г. Получено 7 мая 2015 г.
  72. ^ ab van den Bergh, Sidney (1999). "Местная группа галактик". Astronomy and Astrophysics Review . 9 (3–4): 273–318. Bibcode :1999A&ARv...9..273V. doi :10.1007/s001590050019. S2CID  119392899.
  73. ↑ Москвич, Катя (25 ноября 2010 г.). «Андромеда „рождена в столкновении“». BBC News . Архивировано из оригинала 26 ноября 2010 г. Получено 25 ноября 2010 г.
  74. ^ Караченцев, Игорь Д.; Караченцева, Валентина Е.; Хухтмайер, Вальтер К.; Макаров, Дмитрий И. (2003). «Каталог соседних галактик». The Astronomical Journal . 127 (4): 2031–2068. Bibcode : 2004AJ....127.2031K. doi : 10.1086/382905 .
  75. ^ 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.
  76. ^ Tempel, Elmo; Tamm, Antti; Tenjes, Peeter (2010). "Пыльно-скорректированная поверхностная фотометрия M 31 по наблюдениям Spitzer в дальнем инфракрасном диапазоне". Astronomy and Astrophysics . 509 : A91. arXiv : 0912.0124 . Bibcode : 2010A&A...509A..91T. doi : 10.1051/0004-6361/200912186. S2CID  118705514. wA91.
  77. ^ Лиллер, Уильям; Майер, Бен (1987). «Скорость образования новых звезд в Галактике». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 99 : 606–609. Bibcode : 1987PASP...99..606L. doi : 10.1086/132021 . S2CID  122526653.
  78. ^ Матч, Саймон Дж.; Кротон, Даррен Дж.; Пул, Грегори Б. (2011). «Кризис среднего возраста Млечного Пути и M31». The Astrophysical Journal . 736 (2): 84. arXiv : 1105.2564 . Bibcode : 2011ApJ...736...84M. doi : 10.1088/0004-637X/736/2/84. S2CID  119280671.
  79. ^ Beaton, Rachael L.; Majewski, Steven R.; Guhathakurta, Puragra; et al. (1 апреля 2007 г.). «Unveiling the Boxy Bulge and Bar of the Andromeda Spiral Galaxy». The Astrophysical Journal . 658 (2): L91–L94. arXiv : astro-ph/0605239 . Bibcode : 2007ApJ...658L..91B. doi : 10.1086/514333. ISSN  0004-637X. S2CID  889325.
  80. ^ «Размеры галактик». ned.ipac.caltech.edu .
  81. ^ «Атлас галактики Андромеды». ned.ipac.caltech.edu .
  82. ^ "Astronomers Find Evidence of an Extreme Warp in the Stellar Disk of the Andromeda Galaxy" (пресс-релиз). Калифорнийский университет в Санта-Крусе . 9 января 2001 г. Архивировано из оригинала 19 мая 2006 г. Получено 24 мая 2006 г.
  83. ^ Рубин, Вера К.; Форд, У. Кент-младший (1970). «Вращение туманности Андромеды по данным спектроскопического исследования излучения». Astrophysical Journal . 159 : 379. Bibcode : 1970ApJ...159..379R. doi : 10.1086/150317. S2CID  122756867.
  84. ^ Арп, Хэлтон (1964). "Спиральная структура в M31". Astrophysical Journal . 139 : 1045. Bibcode : 1964ApJ...139.1045A. doi : 10.1086/147844 .
  85. ^ Ван ден Берг, Сидней (1991). «Звездное население M31». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 103 : 1053–1068. Bibcode : 1991PASP..103.1053V. doi : 10.1086/132925 . S2CID  249711674.
  86. ^ Ходж, Пол У. (1966). Галактики и космология. McGraw Hill.
  87. ^ Симиен, Франсуа; Пелле, Андре; Монне, Гай; и др. (1978). «Спиральная структура M31 – морфологический подход». Астрономия и астрофизика . 67 (1): 73–79. Bibcode : 1978A&A....67...73S.
  88. ^ Хаас, Мартин (2000). «Холодная пыль в M31, отображенная ISO». Межзвездная среда в M31 и M33. Труды 232. Семинар WE-Heraeus : 69–72. Bibcode : 2000immm.proc...69H.
  89. ^ Уолтербос, Рене AM; Кенникатт, Роберт С. младший (1988). «Оптическое исследование звезд и пыли в галактике Андромеды». Астрономия и астрофизика . 198 : 61–86. Bibcode :1988A&A...198...61W.
  90. ^ ab Gordon, Karl D.; Bailin, J.; Engelbracht, Charles W.; et al. (2006). "Инфракрасная визуализация M31 с помощью Spitzer MIPS: дополнительные доказательства спирально-кольцевой композитной структуры". The Astrophysical Journal . 638 (2): L87–L92. arXiv : astro-ph/0601314 . Bibcode :2006ApJ...638L..87G. doi :10.1086/501046. S2CID  15495044.
  91. ^ Браун, Роберт (1991). «Распределение и кинематика нейтрального газа, область HI в M31» . Astrophysical Journal . 372 : 54–66. Bibcode : 1991ApJ...372...54B. doi : 10.1086/169954.
  92. ^ "ISO раскрывает скрытые кольца Андромеды" (пресс-релиз). Европейское космическое агентство . 14 октября 1998 г. Получено 24 мая 2006 г.
  93. ^ Моррисон, Хизер; Колдуэлл, Нельсон; Хардинг, Пол; и др. (2008). "Молодые звездные скопления в M 31". Галактики в локальном объеме . Труды Astrophysics and Space Science. Том 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.
  94. ^ Пагани, Лоран; Лекё, Джеймс; Сесарски, Диего; и др. (1999). «Наблюдения звездообразующего кольца M 31 в среднем инфракрасном и дальнем ультрафиолетовом диапазонах». Астрономия и астрофизика . 351 : 447–458. arXiv : astro-ph/9909347 . Bibcode : 1999A&A...351..447P.
  95. ^ Агилар, Дэвид А.; Пуллиам, Кристин (18 октября 2006 г.). «Поймали! Астрономы поймали виновника галактического ДТП». Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики . Архивировано из оригинала 8 октября 2014 г. Получено 6 октября 2014 г.
  96. ^ Блок, Дэвид Л.; Бурно, Фредерик; Комб, Франсуаза; и др. (2006). «Почти лобовое столкновение как источник двух нецентральных колец в галактике Андромеды». Nature . 443 (1): 832–834. arXiv : astro-ph/0610543 . Bibcode :2006Natur.443..832B. doi :10.1038/nature05184. PMID  17051212. S2CID  4426420.
  97. ^ Буллок, Джеймс С.; Джонстон, Кэтрин В. (2005). «Отслеживание формирования галактик с помощью звездных гало I: методы». Astrophysical Journal . 635 (2): 931–949. arXiv : astro-ph/0506467 . Bibcode :2005ApJ...635..931B. doi :10.1086/497422. S2CID  14500541.
  98. ^ ab Бендер, Ральф; Корменди, Джон; Бауэр, Гэри; и др. (2005). "HST STIS Спектроскопия тройного ядра M31: два вложенных диска в кеплеровском вращении вокруг сверхмассивной черной дыры". Astrophysical Journal . 631 (1): 280–300. arXiv : astro-ph/0509839 . Bibcode :2005ApJ...631..280B. doi :10.1086/432434. S2CID  53415285.
  99. ^ ab Garcia, Michael R.; Hextall, Richard; Baganoff, Frederick K.; Galache, Jose; Melia, Fulvio; Murray, Stephen S.; Primini, FA; Sjouwerman, Loránt O.; Williams, Ben (1 февраля 2010 г.). "Рентгеновская и радиопеременность M31*, ядерной сверхмассивной черной дыры галактики Андромеды". The Astrophysical Journal . 710 (1): 755–763. arXiv : 0907.4977 . Bibcode :2010ApJ...710..755G. doi :10.1088/0004-637X/710/1/755. ISSN  0004-637X.
  100. ^ Аб Ян, Ян; Ли, Чжиюань; Сьюверман, Лорант О.; Юань, Фэн; Шен, Чжи-Цян (1 августа 2017 г.). «Наблюдения многоканального мониторинга M31 * с очень большой решеткой». Астрофизический журнал . 845 (2): 140. arXiv : 1707.08317 . Бибкод : 2017ApJ...845..140Y. дои : 10.3847/1538-4357/aa8265 . ISSN  0004-637X.
  101. ^ Лауэр, Тод Р.; Фабер, Сандра М.; Грот, Эдвард Дж.; и др. (1993). «Наблюдения с помощью планетарной камеры за двойным ядром M31» (PDF) . Astronomical Journal . 106 (4): 1436–1447, 1710–1712. Bibcode :1993AJ....106.1436L. doi :10.1086/116737.
  102. ^ Гебхардт, Карл; Бендер, Ральф; Бауэр, Гэри; и др. (июнь 2000 г.). «Связь между массой ядерной черной дыры и дисперсией скоростей галактики». The Astrophysical Journal . 539 (1): L13–L16. arXiv : astro-ph/0006289 . Bibcode :2000ApJ...539L..13G. doi :10.1086/312840. S2CID  11737403.
  103. ^ ab Tremaine, Scott (1995). "Модель эксцентричного диска для ядра M31". Astronomical Journal . 110 : 628–633. arXiv : astro-ph/9502065 . Bibcode : 1995AJ....110..628T. doi : 10.1086/117548. S2CID  8408528.
  104. ^ Акиба, Тацуя; Мадиган, Энн-Мари (1 ноября 2021 г.). «О формировании эксцентричного ядерного диска после гравитационного удара отдачи сверхмассивной черной дыры». The Astrophysical Journal Letters . 921 (1): L12. arXiv : 2110.10163 . Bibcode : 2021ApJ...921L..12A. doi : 10.3847/2041-8213/ac30d9 . ISSN  2041-8205. S2CID  239049969.
  105. ^ "Космический телескоп Хаббл обнаружил двойное ядро ​​в галактике Андромеды" (пресс-релиз). Hubble News Desk. 20 июля 1993 г. Получено 26 мая 2006 г.
  106. ^ Шеве, Филлип Ф.; Стайн, Бен (26 июля 1993 г.). «Галактика Андромеды имеет двойное ядро». Physics News Update . American Institute of Physics . Архивировано из оригинала 15 августа 2009 г. Получено 10 июля 2009 г.
  107. ^ Фудзимото, Мицуаки; Хаякава, Сатио; Като, Такако (1969). «Корреляция между плотностями источников рентгеновского излучения и межзвездного газа». Астрофизика и космическая наука . 4 (1): 64–83. Bibcode :1969Ap&SS...4...64F. doi :10.1007/BF00651263. S2CID  120251156.
  108. ^ Петерсон, LE (1973). «Источники жесткого космического рентгеновского излучения». В Bradt, H.; Giacconi, R. (ред.). Рентгеновская и гамма-астрономия . Дордрехт: Springer Netherlands. стр. 51–73. doi :10.1007/978-94-010-2585-0_5. ISBN 978-90-277-0337-8.
  109. ^ Марелли, Мартино; Тиенго, Андреа; Де Лука, Андреа; и др. (2017). «Открытие периодических провалов в самом ярком источнике жесткого рентгеновского излучения M31 с помощью EXTraS». The Astrophysical Journal Letters . 851 (2): L27. arXiv : 1711.05540 . Bibcode : 2017ApJ...851L..27M. doi : 10.3847/2041-8213/aa9b2e . S2CID  119266242.
  110. ^ Барнард, Робин; Колб, Ульрих К.; Осборн, Джулиан П. (2005). «Определение времени яркой рентгеновской популяции ядра M31 с помощью XMM-Newton». arXiv : astro-ph/0508284 .
  111. ^ "Андромеда Галактика Сканирование с Высокоэнергетическим Рентгеновским Видением". Лаборатория Реактивного Движения . 5 января 2016. Получено 22 сентября 2018 .
  112. ^ Простак, Серджио (14 декабря 2012 г.). «Микроквазар в галактике Андромеды поражает астрономов». Sci-News.com.
  113. ^ "Звездное скопление в галактике Андромеды". ESA. 4 сентября 2015 г. Получено 7 сентября 2015 г.
  114. ^ Barmby, Pauline; Huchra, John P. (2001). «M31 Шаровые скопления в архиве космического телескопа Хаббл . I. Обнаружение скоплений и полнота». Astronomical Journal . 122 (5): 2458–2468. arXiv : astro-ph/0107401 . Bibcode : 2001AJ....122.2458B. doi : 10.1086/323457. S2CID  117895577.
  115. ^ "Hubble Spies Globular Cluster in Neighboring Galaxy" (пресс-релиз). Hubble news desk STSci-1996-11. 24 апреля 1996 г. Архивировано из оригинала 1 июля 2006 г. Получено 26 мая 2006 г.
  116. ^ Мейлан, Жорж; Сараджедини, Ата; Яблонка, Паскаль; и др. (2001). «G1 в M31 – гигантское шаровое скопление или ядро ​​карликовой эллиптической галактики?». Астрономический журнал . 122 (2): 830–841. arXiv : astro-ph/0105013 . Бибкод : 2001AJ....122..830M. дои : 10.1086/321166. S2CID  17778865.
  117. ^ Ma, Jun; de Grijs, Richard; Yang, Yanbin; et al. (2006). «Старое „супер“ звездное скопление: самое массивное звездное скопление в Местной группе». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 368 (3): 1443–1450. arXiv : astro-ph/0602608 . Bibcode : 2006MNRAS.368.1443M. doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10231.x . S2CID  15947017.
  118. ^ Коэн, Джудит Г. (2006). «Не такое уж 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.
  119. ^ Burstein, David; Li, Yong; Freeman, Kenneth C.; et al. (2004). «Globular Cluster and Galaxy Formation: M31, the Milky Way, and Implications for Globular Cluster Systems of Spiral Galaxies». Astrophysical Journal . 614 (1): 158–166. arXiv : astro-ph/0406564 . Bibcode :2004ApJ...614..158B. doi :10.1086/423334. S2CID  56003193.
  120. ^ Хуксор, Эйвон П.; Танвир, Ниал Р.; Ирвин, Майкл Дж.; и др. (2005). «Новая популяция протяженных ярких звездных скоплений в гало M31». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 360 (3): 993–1006. arXiv : astro-ph/0412223 . Бибкод : 2005MNRAS.360.1007H. дои : 10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x . S2CID  6215035.
  121. ^ Печетти, Ренука; Сет, Анил; Каманн, Себастьян; Колдуэлл, Нельсон; Страдер, Джей (январь 2022 г.). «Обнаружение черной дыры массой 100 000 M ⊙ в самом массивном шаровом скоплении M31: приливно-отрывистое ядро». The Astrophysical Journal . 924 (2): 13. arXiv : 2111.08720 . Bibcode : 2022ApJ...924...48P. doi : 10.3847/1538-4357/ac339f . S2CID  245876938.
  122. ^ Ан, Джин Х.; Эванс, Северо-Запад; Керинс, Э.; Байон, П.; Кальчи Новати, С.; Карр, Би Джей; Крез, М.; Жиро-Эро, Ю.; Гулд, А.; Хьюитт, П.; Джетцер, доктор философии; Каплан, Дж.; Паулин-Хенрикссон, С.; Смартт, С.Дж.; Цапрас, Ю.; Вальс-Габо, Д. (2004). «Аномалия в событии-кандидате в микролинзирование PA-99-N2». Астрофизический журнал . 601 (2): 845–857. arXiv : astro-ph/0310457 . Бибкод : 2004ApJ...601..845A. дои : 10.1086/380820. ISSN  0004-637X. S2CID  8312033.
  123. ^ Хиггс, CR; Макконнаки, AW (2021). «Соло-карлики IV: сравнение и сопоставление спутниковых и изолированных карликовых галактик в Местной группе». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 506 (2): 2766–2779. arXiv : 2106.12649 . doi : 10.1093/mnras/stab1754 .
  124. ^ Бекки, Кенджи; Коуч, Уоррик Дж.; Дринкуотер, Майкл Дж.; и др. (2001). «Новая модель формирования M32: обрушенная спираль раннего типа?». Astrophysical Journal Letters . 557 (1): L39–L42. arXiv : astro-ph/0107117 . Bibcode : 2001ApJ...557L..39B. doi : 10.1086/323075. S2CID  18707442.
  125. ^ Ибата, Родриго А.; Ирвин, Майкл Дж.; Льюис, Герайнт Ф.; и др. (2001). «Гигантский поток богатых металлами звезд в гало галактики M31». Nature . 412 (6842): 49–52. arXiv : astro-ph/0107090 . Bibcode :2001Natur.412...49I. doi :10.1038/35083506. PMID  11452300. S2CID  4413139.
  126. ^ Янг, Лиза М. (2000). «Свойства молекулярных облаков в NGC 205». Astronomical Journal . 120 (5): 2460–2470. arXiv : astro-ph/0007169 . Bibcode : 2000AJ....120.2460Y. doi : 10.1086/316806. S2CID  18728927.
  127. ^ Руденко, Павел; Уорти, Гай; Матео, Марио (декабрь 2009 г.). «Скопления среднего возраста в поле, содержащем звезды M31 и M32». The Astronomical Journal . 138 (6): 1985–1989. Bibcode : 2009AJ....138.1985R. doi : 10.1088/0004-6256/138/6/1985 . ISSN  0004-6256.
  128. ^ "Мессье 33". Каталог Мессье SEDS . Получено 22 июля 2024 г.
  129. ^ Кох, Андреас; Гребель, Ева К. (март 2006 г.). «Анизотропное распределение спутниковых галактик M31: большая полярная плоскость спутников раннего типа». Astronomical Journal . 131 (3): 1405–1415. arXiv : astro-ph/0509258 . Bibcode :2006AJ....131.1405K. doi :10.1086/499534. S2CID  3075266.
  130. ^ Коуэн, Рон (2012). «Андромеда на пути к столкновению с Млечным Путем». Nature . doi :10.1038/nature.2012.10765. S2CID  124815138.
  131. ^ О'Каллаган, Джонатан (14 мая 2018 г.). «Помимо Андромеды, движутся ли к нам какие-либо другие галактики?». Космические факты . Получено 3 апреля 2016 г.
  132. ^ Кокс, Томас Дж.; Лёб, Абрахам (2008). «Столкновение Млечного Пути и Андромеды». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 386 (1): 461–474. arXiv : 0705.1170 . Bibcode : 2008MNRAS.386..461C. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13048.x . S2CID  14964036.
  133. ^ Кейн, Фрейзер (2007). «Когда наша галактика врезается в Андромеду, что происходит с Солнцем?». Universe Today . Архивировано из оригинала 17 мая 2007 года . Получено 16 мая 2007 года .
  134. ^ Плэйт, Фил (1 января 2014 г.). «Да, эта фотография Луны и галактики Андромеды почти верна». Журнал Slate . Получено 29 июля 2022 г.
  135. ^ "Коллаж Андромеды и Луны". www.noirlab.edu . Получено 29 июля 2022 г. .
  136. ^ «Можно ли увидеть другие галактики без телескопа?». starchild.gsfc.nasa.gov .
  137. ↑ Кинг, Боб (9 сентября 2015 г.). «Как увидеть самую дальнюю вещь, которую вы можете увидеть». Sky & Telescope .
  138. ↑ Гарнер, Роб (20 февраля 2019 г.). «Мессье 33 (Галактика Треугольник)». НАСА . Проверено 6 августа 2021 г.
  139. ^ Харрингтон, Филип С. (2010). Космический вызов: окончательный список наблюдений для любителей . Cambridge University Press. стр. 28–29. ISBN 9781139493680. Но можно ли увидеть рассеянное свечение [M81] величиной 7,9 без оптических приспособлений? Ответ — да, но с несколькими важными оговорками. Место наблюдения должно быть не только необычайно темным и полностью лишенным любых атмосферных помех, как естественных, так и искусственных, но и наблюдатель должен обладать исключительно острым зрением.
  140. ^ «Наблюдение за галактикой Андромеды». Калифорнийский университет .
  141. ↑ Кинг, Боб (16 сентября 2015 г.). «Наблюдайте за цветением Андромеды в бинокль». Sky & Telescope .
  142. ^ "Наблюдение за M31, галактикой Андромеды". Архивировано из оригинала 5 августа 2020 года . Получено 5 октября 2016 года .
  143. ^ «Шаровые скопления в галактике Андромеды». www.astronomy-mall.com .

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме «Галактика Андромеды».