stringtranslate.com

Галактика Андромеды

Галактика Андромеды — спиральная галактика с перемычкой и ближайшая к Млечному Пути крупная галактика . Первоначально она носила название Туманность Андромеды и внесена в каталоги как Мессье 31 , M31 и NGC 224 . Андромеда имеет диаметр около 46,56 килопарсека (152 000 световых лет ) [8] и находится примерно в 765 кпк (2,5 миллиона световых лет) от Земли . Название галактики происходит от области земного неба, в которой она появляется, созвездия Андромеды , которое само названо в честь принцессы , которая была женой Персея в греческой мифологии . [8]

Вириальная масса Галактики Андромеды того же порядка, что и Млечный Путь, и составляет 1  триллион солнечных масс (2,0 × 10 42 килограмма ). Массу любой галактики трудно оценить с какой-либо точностью, но долгое время считалось, что Галактика Андромеды массивнее Млечного Пути примерно на 25–50%. [11] Это было поставлено под сомнение исследованиями начала 21-го века, указывающими на возможно более низкую массу Галактики Андромеды [11] и более высокую 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 примерно через 4–5 миллиардов лет, [14] сольются и потенциально образуют гигантскую эллиптическую галактику [15] или большую линзовидную галактику . [16] Галактика Андромеды с видимой величиной 3,4 входит в число самых ярких объектов Мессье , [17] и видна невооруженным глазом с Земли в безлунные ночи, [18] даже при наблюдении из районов с умеренным световым загрязнением . . [8]

История наблюдений

Галактику Андромеды можно было увидеть невооруженным глазом из-за темного неба на протяжении всей истории; как таковое, нельзя сказать, что оно было «открыто» каким-либо одним человеком. Около 964 года нашей эры персидский астроном Абд ар-Рахман ас-Суфи первым официально описал Галактику Андромеды. В своей «Книге неподвижных звезд» он назвал это «туманным пятном» или «маленьким облаком». [19] [20]

Звездные карты того периода обозначали его 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 представляет собой остров Вселенной. [23] В 1764 году Шарль Мессье каталогизировал Андромеду как объект M31 и ошибочно назвал Мариуса первооткрывателем, несмотря на то, что объект был виден невооруженным глазом. В 1785 году астроном Уильям Гершель заметил слабый красноватый оттенок в центральной части Андромеды. [18] 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 дальше Сириуса , или примерно на 18 000  световых лет ( 5,5  кпк ). [24]

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

В 1864 году Уильям Хаггинс заметил, что спектр Андромеды отличается от спектра газовой туманности. [26] Спектр Андромеды представляет собой континуум частот , наложенный на темные линии 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 в Андромеде была замечена сверхновая (известная как S Андромеды ), первая и пока единственная наблюдавшаяся в этой галактике. [27] В то время она называлась «Новая 1885» [28] — разница между « новыми » в современном смысле и сверхновыми еще не была известна. Андромеда считалась близлежащим объектом, и не осознавалось, что «новая» была намного ярче обычных новых. [ нужна цитата ]

Самая ранняя известная фотография Большой Андромеды «Туманность» (с M110 вверху справа), сделанная Исааком Робертсом (29 декабря 1888 г.).

В 1888 году Исаак Робертс сделал одну из первых фотографий Андромеды, которую до сих пор считали туманностью в нашей галактике. Робертс принял Андромеду и подобные ей «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 из когда-либо измеренных скоростей — 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 является лишь одной из многих галактик . Утверждая, что такая структура, как Млечный Путь, будет выглядеть как круглая туманность, если смотреть сверху, и как эллиптическая , если смотреть под углом, он пришел к выводу, что наблюдаемые эллиптические туманности, такие как Андромеда, которые в то время нельзя было объяснить иначе, действительно были галактиками. похож на Млечный Путь, а не на туманность, как обычно думали об Андромеде. [32]

В 1917 году Хибер Кертис наблюдал новую звезду внутри Андромеды. При поиске фотографических записей было обнаружено еще 11 новых. Кертис заметил, что эти новые звезды были в среднем на 10 звездных величин тусклее, чем те, что происходили в других местах на небе. В результате ему удалось получить оценку расстояния в 500 000 световых лет (3,2 × 10 10  а.е.). Хотя эта оценка примерно в пять раз ниже, чем лучшие доступные сейчас оценки, это была первая известная оценка расстояния до Андромеды, которая была верна на порядок величины (т.е. которая была верна с точностью до десяти раз по сравнению с текущими оценками высокой точности). , что соответствует расстоянию 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 между Харлоу Шепли и Кертисом состоялся Великий спор о природе Млечного Пути, спиральных туманностей и размерах Вселенной . [36] В подтверждение своего утверждения 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 за значительными масштабами галактики Андромеды. Допплеровский сдвиг . 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 километров). [27] Эдвин Хаббл разрешил спор в 1925 году, когда впервые идентифицировал внегалактические переменные звезды цефеиды на астрономических фотографиях Андромеды. Они были сделаны с помощью 100-дюймового (2,5 м) телескопа Хукера и позволили определить расстояние до Большой туманности Андромеды. Его измерения убедительно продемонстрировали, что эта особенность не является скоплением звезд и газа внутри нашей галактики, а совершенно отдельной галактикой, расположенной на значительном расстоянии от Млечного Пути. [36]

В 1943 году Вальтер Бааде был первым человеком, разрешившим звезды в центральной области Галактики Андромеды. Бааде выделил две различные популяции звезд на основе их металличности , назвав молодые высокоскоростные звезды в диске типа I и более старые красные звезды в балдже типа II. [37] Эта номенклатура впоследствии была принята для звезд Млечного Пути и других мест. (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 до остальной части Вселенная. [38]

В 1950 году радиоизлучение галактики Андромеды было обнаружено Хэнбери Брауном и Сирилом Хазардом в обсерватории Джодрелл-Бэнк . [39] [40] Первые радиокарты галактики были составлены в 1950-х годах Джоном Болдуином и сотрудниками Кембриджской радиоастрономической группы . [41] Ядро Галактики Андромеды в радиоастрономическом каталоге 2C называется 2C 56. В 2009 году возникновение микролинзирования — явления, вызванного отклонением света массивным объектом — возможно, привело к первому открытию планеты в Галактике Андромеды. [42]

Наблюдения линейно поляризованного радиоизлучения с помощью радиотелескопа Вестерборк Синтез , 100-метрового радиотелескопа Эффельсберг и Очень Большой Решётки выявили упорядоченные магнитные поля, выровненные вдоль «10-кпк кольца» газа и звездообразования. [43]

Общий

Предполагаемое расстояние Галактики Андромеды от нашей было увеличено вдвое 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 звезд красных скоплений, полученные с помощью измерений спутника Hipparcos , использовались для калибровки расстояний до 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 приняли участие две галактики с отношением масс примерно 4. [46] [47]

Открытие недавнего слияния в галактике Андромеды было в первую очередь основано на интерпретации аномального соотношения дисперсии 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 (богатого металлами) галактического гало галактики , включая Гигантский поток, [50] , а также расширенный толстый диск, молодой тонкий диск, включая статический 10 кольцо кпк. В эту эпоху скорость звездообразования была очень высокой , вплоть до превращения в светящуюся инфракрасную галактику примерно на 100 миллионов лет. Моделирование также восстанавливает профиль выпуклости, большую полосу и общий профиль плотности гало.

Андромеда и галактика Треугольник (M33) могли пройти очень близко 2–4 миллиарда лет назад, но это кажется маловероятным, судя по последним измерениям космического телескопа Хаббл. [51]

Оценка расстояния

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

Для оценки расстояний от Земли до галактики Андромеды использовались как минимум четыре различных метода. В 2003 году, используя флуктуации инфракрасной поверхностной яркости (I-SBF) и корректируя новое значение периода-светимости и поправку на металличность -0,2 mag dex -1 дюйм (O/H), оценка составила 2,57 ± 0,06 миллиона свето- 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] [33]

В 2005 году в Галактике Андромеды была обнаружена затменная двойная звезда . Двойная система [c] представляет собой 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 . Зная визуальную и абсолютную величину, можно рассчитать расстояние до звезды. Звезды лежат 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  а.е.). [6] Это новое значение прекрасно согласуется с предыдущим независимым значением расстояния, основанным на цефеидах. Метод TRGB также использовался в 2005 г., что дало расстояние 2,56 × 10 6  ± 0,08 × 10 6  св. лет (1,619 × 10 11  ± 5,1 × 10 9  а.е.). [34] Усреднённые 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.). [д]^^^^^^^

Массовые оценки

Гигантское гало вокруг галактики Андромеды [52]

До 2018 года оценки массы гало Галактики Андромеды (включая темную материю ) давали значение примерно 1,5 × 10.12  M ☉ , [53] по сравнению с 8 × 1011  M ☉ для Млечного Пути. Это противоречило даже более ранним измерениям, которые, казалось, указывали на то, что Галактика Андромеда и Млечный Путь почти равны по массе. В 2018 году более ранние измерения равенства массы были восстановлены по результатам радиосвязи и составили примерно 8 × 10.11  М ☉ . [54] [55] [56] [57] В 2006 году было установлено, что сфероид Галактики Андромедыимеет более высокую звездную плотность, чем у Млечного Пути, [58] и его галактический звездный диск оценивался в два раза больше диаметра этого сфероида. Млечного Пути. [9] Общая масса Галактики Андромеды оценивается в пределах 8 × 1011  М ☉ [54] и 1,1 × 1012  М ☉ . [59] [60] Звездная масса M31 составляет 10–15 × 1010  M ☉ , 30 % этой массы находится в центральном балдже , 56 % — в диске , а оставшиеся 14 % — в звёздном гало . [61] Радиорезультаты (масса, аналогичная массе Галактики Млечный Путь) следует считать наиболее вероятными по состоянию на 2018 год, хотя очевидно, что этот вопрос все еще находится в стадии активного изучения несколькими исследовательскими группами по всему миру.

По состоянию на 2019 год текущие расчеты, основанные на измерениях скорости убегания и динамической массы, дают галактике Андромеды размер 0,8 × 10.12  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 как минимум 7,2 × 109  M ☉ [66] в виде нейтрального водорода , не менее 3,4 × 108  M ☉ в виде молекулярного водорода (в пределах 10 килопарсек) и 5,4 × 107  M ☉ пыли. _ [67]

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 родительской 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, образовавшимися из сверхновых , и его свойства соответствуют ожидаемым для галактики, лежащей 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, 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, в Галактике Андромеды преобладают более старые звезды с возрастом >7 × 10.9 лет. [61] [ нужны разъяснения ] Предполагаемая светимость Галактики Андромеды, ~2,6 × 1010  L ☉ примерно на 25% выше, чем в нашей галактике. [72] [73] Однако галактика имеет большой наклон , если смотреть с Земли, а ее межзвездная пыль поглощает неизвестное количество света, поэтому трудно оценить ее фактическую яркость, и другие авторы дали другие значения светимости Галактика Андромеды (некоторые авторы даже предполагают, что это вторая по яркости галактика в радиусе 10 мегапарсеков Млечного Пути после Галактики Сомбреро [ 74] с абсолютной величиной около -22,21 [e] или близкой [75] ).

Оценка, сделанная с помощью космического телескопа Спитцер, опубликованная в 2010 году, предполагает абсолютную звездную величину (синим цветом) -20,89 (что при цветовом показателе +0,63 соответствует абсолютной визуальной величине -21,52, [a] по сравнению с — 20,9 для Млечного Пути), а полная светимость на этой длине волны 3,64 × 1010  л ☉ . [76]

Скорость звездообразования в Млечном Пути намного выше: Галактика Андромеды производит всего около одной солнечной массы в год по сравнению с 3–5 солнечными массами в Млечном Пути. Скорость появления новых в Млечном Пути также вдвое выше, чем в Галактике Андромеды. [77] Это говорит о том, что последний когда-то пережил фазу великого звездообразования, но сейчас находится в относительном состоянии покоя, тогда как Млечный Путь переживает более активное звездообразование. [72] Если так будет продолжаться, светимость Млечного Пути может в конечном итоге превысить яркость Галактики Андромеды.

Согласно недавним исследованиям, Галактика Андромеды находится в зоне, известной на диаграмме цвет-величина галактики как «зеленая долина», области, населенной галактиками, такими как Млечный Путь, в переходе от «голубого облака» (галактики, активно образующие новые звезды). ) до «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, даже с учетом ожидаемого краткосрочного увеличения скорости звездообразования из-за столкновения Галактики Андромеды и Млечного галактики. Способ. [78]

Состав

Панорама звезд переднего плана и ядра галактики Андромеды.
Рассказанный тур по галактике Андромеды, сделанный спутниковой командой НАСА Swift.

На основании внешнего вида в видимом свете Галактика Андромеды классифицируется как галактика SA(s)b в расширенной системе классификации спиральных галактик де Вокулера-Сэндеджа . [1] Однако инфракрасные данные обзора 2MASS и космического телескопа Спитцер показали, что Андромеда на самом деле представляет собой спиральную галактику 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 , фотометрическая яркость галактики в B-диапазоне (длина волны света 445 нм, в синей части видимого спектра ) достигает 25 магн./угл. сек 2 . [80] Третий справочный каталог ярких галактик (RC3) использовал этот стандарт для Андромеды в 1991 году, получив изофотный диаметр 46,56 килопарсека (152 000 световых лет) на расстоянии 2,5 миллиона световых лет. [8] Более ранняя оценка 1981 года давала диаметр Андромеды в 54 килопарсека (176 000 световых лет). [81]

Исследование, проведенное в 2005 году телескопами Кека, показало существование тонкой россыпи звезд, или галактического гало , простирающегося за пределы галактики. [9] Звезды в этом гало ведут себя иначе, чем звезды в главном галактическом диске Андромеды, где они демонстрируют довольно неорганизованное орбитальное движение, в отличие от звезд в главном диске, имеющих более упорядоченные орбиты и равномерные скорости 200 км/с. [9] Это диффузное гало простирается за пределы главного диска Андромеды и имеет диаметр 67,45 килопарсека (220 000 световых лет). [9]

Галактика наклонена примерно на 77° относительно Земли (где угол 90° соответствует направлению с ребра). Анализ формы поперечного сечения галактики, по-видимому, демонстрирует выраженную S-образную деформацию, а не просто плоский диск. [82] Возможной причиной такого искривления может быть гравитационное взаимодействие с галактиками-спутниками вблизи Галактики Андромеды. Галактика M33 может быть ответственна за некоторую деформацию рукавов Андромеды, хотя необходимы 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) на  расстоянии 1300 световых лет (82 000 000  а.е. ) от ядра, а минимальное значение, возможно, составляет всего 50 км/с (31 миль/с) на высоте 7000 а.е. ly (440 000 000 а.е.) от ядра. Дальше скорость вращения возрастает до радиуса 33 000 световых лет (2,1 × 10 9  а.е.), где достигает пика в 250 км/с (160 миль/с). За пределами этого расстояния скорости медленно снижаются, падая примерно до 200 км/с (120 миль/с) на высоте 80 000 лет назад (5,1 × 10 9  а.е.). Эти измерения скорости предполагают наличие концентрированной массы размером около 6 × 109  M ☉ в ядре . Общая масса галактики увеличивается линейно до 45 000 световых лет (2,8 × 10 9  а.е.), а затем медленнее за пределами этого радиуса. [83]

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

Изображение Галактики Андромеды, полученное Спитцером в инфракрасном диапазоне, 24 микрометра (Фото: НАСА / Лаборатория реактивного движения – Калифорнийский технологический институт /Карл Д. Гордон, Университет Аризоны )

Поскольку Галактика Андромеды видна близко с ребра, изучить ее спиральную структуру сложно. Ректифицированные изображения галактики, по-видимому, показывают довольно обычную спиральную галактику с двумя непрерывными скользящими рукавами, которые отделены друг от друга минимум примерно на 13 000 световых  лет (820 000 000  а.е. ), и за ними можно следить на расстоянии примерно 1600 световых лет ( 100 000 000 а.е.) из ядра. Были предложены альтернативные спиральные структуры, такие как одиночный спиральный рукав [87] или хлопьевидный узор [88] из длинных, нитевидных и толстых спиральных рукавов. [1] [89]

Наиболее вероятной причиной искажений спирального узора считается взаимодействие со спутниками галактик М32 и М110 . [90] Это можно увидеть по смещению нейтральных водородных облаков от звезд. [91]

В 1998 году изображения Инфракрасной космической обсерватории Европейского космического агентства продемонстрировали , что общая форма Галактики Андромеды может превращаться в кольцевую галактику . Газ и пыль внутри галактики обычно образуют несколько перекрывающихся колец, из которых особенно заметное кольцо образуется в радиусе 32 000 световых лет (9,8 кпк) от ядра, [92] которое некоторые астрономы называют огненным кольцом . [93] Это кольцо скрыто от изображений галактики в видимом свете, поскольку оно состоит в основном из холодной пыли, и там сосредоточена большая часть звездообразования, происходящего в Галактике Андромеды. [94]

Более поздние исследования с помощью космического телескопа Спитцер показали, что спиральная структура Галактики Андромеды в инфракрасном диапазоне выглядит состоящей из двух спиральных рукавов, которые выходят из центрального перемычки и продолжаются за пределами большого кольца, упомянутого выше. Однако эти рукава не являются сплошными и имеют сегментированную структуру. [90]

Тщательное изучение внутренней области Галактики Андромеды с помощью того же телескопа также выявило пылевое кольцо меньшего размера, которое, как полагают, образовалось в результате взаимодействия с M32 более 200 миллионов лет назад. Моделирование показывает, что меньшая галактика прошла через диск Галактики Андромеды вдоль полярной оси последней. Это столкновение лишило меньший M32 более половины массы и создало кольцевые структуры в Андромеде. [95] Сосуществование давно известной большой кольцеобразной особенности в газе Мессье 31 вместе с этой недавно открытой внутренней кольцеобразной структурой, смещенной от барицентра , позволило предположить почти лобовое столкновение. со спутником М32, более мягкой версией столкновения с Картвилом . [96]

Исследования расширенного гало Галактики Андромеды показывают, что оно примерно сравнимо с гало Млечного Пути, при этом звезды в гало, как правило, « бедны металлами », и все больше и больше на большем расстоянии. [58] Эти данные указывают на то, что две галактики прошли схожие пути эволюции. Вероятно, за последние 12 миллиардов лет они аккрецировали и ассимилировали около 100–200 галактик малой массы. [97] Звезды в расширенных гало Галактики Андромеды и Млечного Пути могут простираться почти на треть расстояния, разделяющего две галактики.

Ядро

Изображение ядра Галактики Андромеды, сделанное Хабблом, демонстрирует возможную двойную структуру. Фото НАСА / ЕКА .

Известно, что в самом центре Галактики Андромеды находится плотное и компактное звездное скопление, похожее на нашу собственную галактику . Большой телескоп создает визуальное впечатление звезды, погруженной в более размытую окружающую выпуклость. В 1991 году космический телескоп «Хаббл» был использован для изображения внутреннего ядра галактики Андромеды. Ядро состоит из двух концентраций, разделенных расстоянием 1,5  пк (4,9  св. лет ). Более яркая концентрация, обозначенная как P1, смещена от центра галактики. Более тусклая концентрация P2 приходится на истинный центр галактики и содержит черную дыру с размерами 3–5 × 10 7 M ☉ в 1993 г. [98] и 1,1–2,3 × 10 8 M ☉ в 2005 г. [99 ] Разброс скоростей материала вокруг него, по измерениям, составляет ≈ 160  км/с (100  миль/с ). [100]

Было высказано предположение, что наблюдаемое двойное ядро ​​можно объяснить, если P1 представляет собой проекцию звездного диска на эксцентричной орбите вокруг центральной черной дыры. [101] Эксцентриситет таков, что звезды задерживаются в апоцентре орбиты , создавая концентрацию звезд. Было высказано предположение, что такой эксцентричный диск мог образоваться в результате предыдущего слияния черных дыр, когда выброс гравитационных волн мог «подтолкнуть» звезды к их нынешнему эксцентричному распределению. [102] P2 также содержит компактный диск горячих звезд спектрального класса А. Звезды А не видны в красных фильтрах, но в синем и ультрафиолетовом свете они доминируют в ядре, в результате чего P2 кажется более заметным, чем P1. [103]

Хотя в начальный момент его открытия предполагалось, что более яркая часть двойного ядра является остатком небольшой галактики, «поглощенной» Галактикой Андромеды, [104] это больше не считается жизнеспособным объяснением, во многом потому, что такое Ядро будет иметь чрезвычайно короткое время жизни из-за приливного разрушения центральной черной дыры. Хотя эту проблему можно было бы частично решить, если бы у P1 была собственная черная дыра для стабилизации, распределение звезд в P1 не предполагает, что в ее центре находится черная дыра. [101]

Дискретные источники

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

По-видимому, к концу 1968 года рентгеновские лучи от Галактики Андромеды не были обнаружены. [105] Полет на воздушном шаре 20 октября 1970 года установил верхний предел обнаруживаемого жесткого рентгеновского излучения от Галактики Андромеды. [106] Обзор всего неба Swift BAT успешно обнаружил жесткое рентгеновское излучение, исходящее из области, расположенной в 6 угловых секундах от центра галактики . Позже было обнаружено, что излучение с энергией выше 25 кэВ исходит от единственного источника под названием 3XMM J004232.1+411314 и идентифицировано как двойная система, в которой компактный объект ( нейтронная звезда или черная дыра) аккумулирует вещество из звезды. [107]

С тех пор в галактике Андромеды были обнаружены многочисленные источники рентгеновского излучения с помощью наблюдений орбитальной обсерватории XMM-Ньютон Европейского космического агентства (ЕКА) . Робин Барнард и др. выдвинул гипотезу, что это кандидаты в черные дыры или нейтронные звезды , которые нагревают поступающий газ до миллионов кельвинов и испускают рентгеновские лучи. Различить нейтронные звезды и черные дыры можно главным образом путем измерения их масс. [108] В ходе наблюдательной кампании космической миссии NuSTAR было обнаружено 40 объектов такого типа в галактике. [109] В 2012 году в Галактике Андромеды был обнаружен микроквазар — радиовсплеск, исходящий из меньшей черной дыры. Чёрная дыра-прародительница расположена недалеко от центра галактики и имеет размер около 10 M ☉ . Он был обнаружен с помощью данных, собранных зондом XMM-Newton Европейского космического агентства , и впоследствии наблюдался миссией НАСА Swift Gamma-Ray Burst и рентгеновской обсерваторией Чандра , Очень большой решеткой и Очень длинной базовой решеткой . Микроквазар был первым обнаруженным в Галактике Андромеды и первым за пределами Галактики Млечный Путь. [110]

Шаровые скопления

Звездные скопления в Галактике Андромеды [111]

С Галактикой Андромеды связано около 460 шаровых скоплений . [112] Самое массивное из этих скоплений, идентифицированное как Мэйолл II , прозванное Шаровым, имеет большую светимость, чем любое другое известное шаровое скопление в Местной группе галактик. [113] Оно содержит несколько миллионов звезд и примерно в два раза ярче, чем Омега Центавра , самое яркое известное шаровое скопление в Млечном Пути. Шаровидный Один (или G1) имеет несколько звездных популяций и структуру, слишком массивную для обычного шаровика. В результате некоторые считают G1 остатком ядра карликовой галактики , поглощенной Андромедой в далеком прошлом. [114] Шаровой объект с наибольшей видимой яркостью — G76, расположенный в восточной половине юго-западного рукава. [21] Другое массивное шаровое скопление, названное 037-B327 и обнаруженное в 2006 году, поскольку оно сильно покраснело от межзвездной пыли Галактики Андромеды , считалось более массивным, чем G1, и самым большим скоплением Местной группы; [115] , однако другие исследования показали, что по свойствам он на самом деле аналогичен G1. [116]

В отличие от шаровых скоплений Млечного Пути, которые демонстрируют относительно низкую дисперсию возраста, шаровые скопления Галактики Андромеды имеют гораздо более широкий 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. [117]

В 2005 году астрономы обнаружили в Галактике Андромеды звездное скопление совершенно нового типа. Недавно обнаруженные скопления содержат сотни тысяч звезд — столько же звезд можно найти в шаровых скоплениях. От шаровых скоплений их отличает то, что они намного крупнее — несколько сотен световых лет в поперечнике — и в сотни раз менее плотны. Таким образом, внутри недавно открытых расширенных скоплений расстояния между звездами намного больше. [118]

Самое массивное шаровое скопление в Галактике Андромеды, B023-G078, вероятно, имеет центральную промежуточную черную дыру массой почти 100 000 солнечных масс. [119]

Событие PA-99-N2 и возможная экзопланета в галактике

PA-99-N2 — событие микролинзирования, обнаруженное 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 позволило предположить, что вокруг звезды, вероятно, вращается планета. Эта возможная экзопланета будет иметь массу в 6,34 раза больше массы Юпитера. Если это наконец подтвердится, это будет первая когда-либо обнаруженная внегалактическая планета . Однако позже были обнаружены аномалии в событии. [120]

Близкие и спутниковые галактики

Галактика Андромеды с галактиками-спутниками M32 (в центре слева над ядром галактики ) и M110 (в центре справа под галактикой)

Как и Млечный Путь, Галактика Андромеды имеет меньшие галактики-спутники , состоящие из более чем 20 известных карликовых галактик . Население карликовых галактик в Галактике Андромеды очень похоже на население Млечного Пути, но галактик гораздо больше. [121] Самыми известными и наиболее часто наблюдаемыми галактиками-спутниками являются M32 и M110 . Судя по имеющимся данным, кажется, что M32 в прошлом подвергалась близкому столкновению с галактикой Андромеды. M32, возможно, когда-то была более крупной галактикой, звездный диск которой был удален M31 и подвергся резкому увеличению звездообразования в области ядра, которое продолжалось до относительно недавнего прошлого. [122]

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 галактик-спутников. [123] На M110 есть пыльная полоса, которая может указывать на недавнее или продолжающееся звездообразование. [124] В M32 также имеется молодое звездное население. [125]

Галактика Треугольник — некарликовая галактика, расположенная на расстоянии 750 000 световых лет от Андромеды. В настоящее время неизвестно, является ли это спутником Андромеды. [126]

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. [127]

Столкновение с Млечным Путем

Иллюстрация пути столкновения Млечного Пути и галактики Андромеды.

Галактика Андромеды приближается к Млечному Пути со скоростью около 110 километров (68 миль) в секунду. [128] Было измерено его приближение к Солнцу со скоростью около 300 км/с (190 миль/с) [1] , когда Солнце вращается вокруг центра галактики со скоростью примерно 225 км/с (140 миль/с). с). Это делает Галактику Андромеды одной из примерно 100 наблюдаемых галактик с голубым смещением . [129] 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 2,5-4 миллиарда лет. Вероятным результатом столкновения является то, что галактики сольются , образовав гигантскую эллиптическую галактику [130] или, возможно, большую дисковую галактику . [16] Такие события часто происходят среди галактик в группах галактик . Судьба Земли и Солнечной системы в случае столкновения на данный момент неизвестна. Прежде чем галактики сольются, существует небольшая вероятность того, что Солнечная система может быть выброшена из Млечного Пути или присоединиться к Галактике Андромеды. [131]

Любительское наблюдение

Наложенное изображение, показывающее размеры Луны и Галактики Андромеды, наблюдаемые с Земли. Поскольку галактика не очень яркая с точки зрения любителя, ее размеры не очевидны. [132] [133]

В большинстве условий наблюдения Галактика Андромеды является одним из самых далеких объектов, которые можно увидеть невооруженным глазом ( M33 и M81 можно увидеть под очень темным небом) из-за ее огромных размеров. [134] [135] [136] [137] Галактика обычно расположена на небе около созвездий Кассиопеи и Пегаса . Андромеду лучше всего наблюдать осенними ночами в Северном полушарии , когда она проходит высоко над головой, достигая своей высшей точки около полуночи октября и на два часа раньше каждого последующего месяца. Ранним вечером он восходит на востоке в сентябре и заходит на западе в феврале. [138] В южном полушарии Галактику Андромеды можно увидеть в период с октября по декабрь. Лучше всего ее наблюдать с максимально дальнего севера. Бинокль может выявить некоторые более крупные структуры галактики и две ее самые яркие галактики-спутники , M32 и M110 . [139] Любительский телескоп может обнаружить диск Андромеды, некоторые из ее самых ярких шаровых скоплений, темные пылевые полосы и большое звездное облако NGC 206 . [140] [141]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ ab Абсолютная величина синего цвета -20,89 - Индекс цвета 0,63 = -21,52.
  2. ^ Это диаметр, измеренный по стандарту D 25 . Гало простирается на расстояние 67,45 килопарсека (220 × 10 3  св. лет). [9]^
  3. ^ J00443799+4129236 находится в небесных координатах RA. 00 ч 44 м 37,99 с , декабрь +41° 29′ 23,6″.
  4. ^ среднее (787±18, 770±40, 772±44, 783±25) = ((787+770+772+783)/4)±(182 + 402 + 442 + 252 ) 0,5 / 2 = 778 ± 33.
  5. ^ Абсолютная величина синего цвета -21,58 (см. ссылку) - Индекс цвета 0,63 = абсолютная визуальная величина -22,21.

Рекомендации

  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 оценены по искажениям поля локальной скорости». Астрофизика . 49 (1): 3–18. Бибкод : 2006Ап.....49....3К. дои : 10.1007/s10511-006-0002-6. S2CID  120973010.
  3. ^ Рисс, Адам Г.; Флири, Юрген; Вальс-Габо, Дэвид (2012). «Зависимость периода цефеид от светимости в ближнем инфракрасном диапазоне и расстояние до M31, полученное с помощью широкоугольной камеры космического телескопа Хаббл 3». Астрофизический журнал . 745 (2): 156. arXiv : 1110.3769 . Бибкод : 2012ApJ...745..156R. дои : 10.1088/0004-637X/745/2/156. S2CID  119113794.
  4. ^ "М 31" . Проверено 30 сентября 2018 г.
  5. ^ Хиль де Пас, Армандо; Буасье, Самуэль; Мадор, Барри Ф.; и другие. (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 другие. (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  M ☉     и MA =1,5+0,5
    −0,4    × 10 12  M ☉     на уровне 68%» Пеньярубиа, Хорхе; Ма, Инь-Же; Уокер, Мэтью Г.; МакКонначи, Алан В. (29 июля 2014 г.). «Динамическая модель локального космического расширения». Ежемесячно . Уведомления Королевского астрономического общества . 433 (3): 2204–2222. arXiv : 1405.0306 . Бибкод : 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 другие. (1 февраля 2018 г.). «Жажда скорости: ускользающая скорость и измерения динамической массы галактики Андромеды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 475 (3): 4043–4054. arXiv : 1801.03949 . Бибкод : 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 Чепмен, Скотт С.; Ибата, Родриго А.; Льюис, Герайнт Ф.; и другие. (2006). «Кинематически выбранный сфероид с низким содержанием металлов на окраине М31». Астрофизический журнал . 653 (1): 255–266. arXiv : astro-ph/0602604 . Бибкод : 2006ApJ...653..255C. дои : 10.1086/508599. S2CID  14774482.См. также пресс-релиз «Звездный ореол Андромеды показывает, что происхождение Галактики похоже на происхождение Млечного Пути» (пресс-релиз). Связи со СМИ Калифорнийского технологического института . 27 февраля 2006 г. Архивировано из оригинала 9 мая 2006 г. Проверено 24 мая 2006 г.
  10. ↑ Янг, Келли (6 июня 2006 г.). «В галактике Андромеды находится триллион звезд». Новый учёный . Проверено 6 октября 2014 г.
  11. ^ аб Кафле, Праджвал Р.; Шарма, Санджиб; Льюис, Герайнт Ф.; и другие. (1 февраля 2018 г.). «Жажда скорости: ускользающая скорость и измерения динамической массы галактики Андромеды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 475 (3): 4043–4054. arXiv : 1801.03949 . Бибкод : 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 Млечного Пути обнаружены на расстоянии более 25 кпк от его центра». Астрономия и астрофизика . 612 : Л8. arXiv : 1804.03064 . Бибкод : 2018A&A...612L...8L. doi : 10.1051/0004-6361/201832880 – через www.aanda.org.
  13. ^ ab «Млечный Путь весит 1,5 триллиона солнечных масс» (11 марта 2019 г.). AstronomyNow.com . Проверено 13 июля 2019 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 : А30. arXiv : 2102.10938 . Бибкод : 2020A&A...642A..30S. дои : 10.1051/0004-6361/202038674. S2CID  224991193.
  15. ^ «Хаббл НАСА показывает, что Млечный Путь обречен на лобовое столкновение» . НАСА. 31 мая 2012 года. Архивировано из оригинала 4 июня 2014 года . Проверено 12 июля 2012 г.
  16. ^ аб Уэда, Джунко; Ионо, Дайсуке; Юн, Мин С.; и другие. (2014). «Холодный молекулярный газ в остатках слияния. I. Образование дисков молекулярного газа». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 214 (1): 1. arXiv : 1407.6873 . Бибкод : 2014ApJS..214....1U. дои : 10.1088/0067-0049/214/1/1. S2CID  716993.
  17. ^ Фроммерт, Хартмут; Кронберг, Кристина (22 августа 2007 г.). «Данные объекта Мессье, отсортированные по кажущейся визуальной величине». СЭДС . Архивировано из оригинала 12 июля 2007 года . Проверено 27 августа 2007 г.
  18. ^ ab "М 31, М 32 и М 110" . 15 октября 2016 г.
  19. ^ Хафез, Ихсан (2010). Абд ар-Рахман аль-Суфи и его книга о неподвижных звездах: путешествие новых открытий (докторская диссертация). Университет Джеймса Кука. Бибкод : 2010PhDT.......295H . Проверено 23 июня 2016 г.
  20. ^ «Галактика Андромеды (M31): местоположение, характеристики и изображения» . Space.com . 10 января 2018 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 звезд человеком . Рутледж Кеган и Пол. п. 203. ИСБН 978-0-7102-0371-7.
  23. ^ Кант, Иммануил , Универсальная естественная история и теория небес (1755)
  24. ^ Гершель, Уильям (1785). «О построении небес». Философские труды Лондонского королевского общества . 75 : 213–266. дои : 10.1098/rstl.1785.0012. S2CID  186213203.
  25. ^ Пейн-Гапошкин, Сесилия Х. (1953). «Почему галактики имеют спиральную форму?». Научный американец . 189 (3): 89–99. Бибкод : 1953SciAm.189c..89P. doi : 10.1038/scientificamerican0953-89. JSTOR  24944338 – через JSTOR.
  26. ^ Хаггинс, Уильям (1864). «О спектрах некоторых туманностей». Философские труды Лондонского королевского общества . 154 : 437–444. Бибкод : 1864RSPT..154..437H. дои : 10.1098/rstl.1864.0013 .
  27. ^ аб Эпик, Эрнст (1922). «Оценка расстояния до туманности Андромеды». Астрофизический журнал . 55 : 406–410. Бибкод : 1922ApJ....55..406O. дои : 10.1086/142680.
  28. ^ Бэкхаус, Томас В. (1888). «Туманность в Андромеде и Новой, 1885». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 48 (3): 108–110. Бибкод : 1888MNRAS..48..108B. дои : 10.1093/mnras/48.3.108 .
  29. ^ Робертс, И. (1888). «фотографии туманностей M 31, h 44 и h 51 Андромеды и M 27 Лисичек». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 49 (2): 65–66. Бибкод : 1888MNRAS..49...65R. дои : 10.1093/mnras/49.2.65 .
  30. ^ БИБЛИОТЕКА КОРОЛЕВСКОГО АСТРОНОМИЧЕСКОГО ОБЩЕСТВА / НАУЧНОЕ ФОТО. «Галактика Андромеды, 19 век – стоковое изображение – C014/5148». Научная фотобиблиотека .
  31. ^ Слайфер, Весто М. (1913). «Лучевая скорость туманности Андромеды». Бюллетень обсерватории Лоуэлл . 1 (8): 56–57. Бибкод : 1913LowOB...2...56S.
  32. ^ "Сайт: Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels.djvu/41 - Wikisource" . de.wikisource.org (на немецком языке).
  33. ^ аб Караченцев, Игорь Д.; Караченцева Валентина Евгеньевна; Хухтмайер, Вальтер К.; Макаров, Дмитрий Иванович (2004). «Каталог соседних галактик». Астрономический журнал . 127 (4): 2031–2068. Бибкод : 2004AJ....127.2031K. дои : 10.1086/382905 .
  34. ^ аб МакКонначи, Алан В.; Ирвин, Майкл Дж.; Фергюсон, Аннетт Миннесота; и другие. (2005). «Расстояния и металличность для 17 галактик Местной группы». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 356 (4): 979–997. arXiv : astro-ph/0410489 . Бибкод : 2005MNRAS.356..979M. дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.08514.x.
  35. ^ Кертис, Хибер Дуст (1988). «Новые в спиральных туманностях и теория островной Вселенной». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 100 : 6. Бибкод : 1988PASP..100....6C. дои : 10.1086/132128 .
  36. ^ аб Хаббл, Эдвин П. (1929). «Спиральная туманность как звездная система Мессье 31». Астрофизический журнал . 69 : 103–158. Бибкод : 1929ApJ....69..103H. дои : 10.1086/143167 .
  37. ^ Аб Бааде, Уолтер (1944). «Разрешение Мессье 32, NGC 205 и центральной области туманности Андромеды». Астрофизический журнал . 100 : 137. Бибкод : 1944ApJ...100..137B. дои : 10.1086/144650 .
  38. ^ Гриббин, Джон Р. (2001). Рождение времени: как астрономы измеряют возраст Вселенной . Издательство Йельского университета . п. 151. ИСБН 978-0-300-08914-1.
  39. ^ Браун, Роберт Хэнбери; Опасность, Сирил (1950). «Радиочастотное излучение Большой туманности Андромеды (М.31)». Природа . 166 (4230): 901–902. Бибкод : 1950Natur.166..901B. дои : 10.1038/166901a0. S2CID  4170236.
  40. ^ Браун, Роберт Хэнбери; Опасность, Сирил (1951). «Радиоизлучение туманности Андромеды». МНРАС . 111 (4): 357–367. Бибкод : 1951MNRAS.111..357B. дои : 10.1093/mnras/111.4.357 .
  41. ^ ван дер Круит, Пит С.; Аллен, Рональд Дж. (1976). «Морфология радиоконтинуума спиральных галактик». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 14 (1): 417–445. Бибкод : 1976ARA&A..14..417V. дои : 10.1146/annurev.aa.14.090176.002221.
  42. ^ Ингроссо, Габриэле; Кальки Новати, Себастьяно; Де Паолис, Франческо; и другие. (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.; Гиссюбель, Рене; и другие. (2020). «Магнитные поля и космические лучи в М 31». Астрономия и астрофизика . 633 : А5. arXiv : 1910.09634 . Бибкод : 2020A&A...633A...5B. дои : 10.1051/0004-6361/201936481. S2CID  204824172.
  44. ^ Холланд, Стивен (1998). «Расстояние до системы шаровых скоплений M31». Астрономический журнал . 115 (5): 1916–1920. arXiv : astro-ph/9802088 . Бибкод : 1998AJ....115.1916H. дои : 10.1086/300348. S2CID  16333316.
  45. ^ Станек, Кшиштоф З.; Гарнавич, Питер М. (1998). «Расстояние до M31 со звездами красного скопления HST и Hipparcos». Письма астрофизического журнала . 503 (2): 131–141. arXiv : astro-ph/9802121 . Бибкод : 1998ApJ...503L.131S. дои : 10.1086/311539. S2CID  6383832.
  46. ^ аб Хаммер, Ф; Ян, Ю.Б.; Ван, Дж.Л.; Ибата, Р; Флорес, Х; Пуэх, М. (1 апреля 2018 г.). «Парадигма крупного слияния галактики Андромеды и ее окраин, возраст которой составляет 2–3 миллиарда лет». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 475 (2): 2754–2767. arXiv : 1801.04279 . doi : 10.1093/mnras/stx3343.
  47. ^ Д'Суза, Ричард; Белл, Эрик Ф. (сентябрь 2018 г.). «Самое важное слияние галактики Андромеды около 2 миллиардов лет назад, ставшее вероятным прародителем M32». Природная астрономия . 2 (9): 737–743. arXiv : 1807.08819 . Бибкод : 2018NatAs...2..737D. дои : 10.1038/s41550-018-0533-x. ISSN  2397-3366. S2CID  256713163.
  48. ^ Дорман, Клэр Э.; Гухатхакурта, Пурагра; Сет, Анил С.; Вайс, Дэниел Р.; Белл, Эрик Ф.; Далкантон, Джулианна Дж.; Гилберт, Кэролайн М.; Хамрен, Кэтрин М.; Льюис, Алексия Р.; Скиллман, Эван Д.; Толоба, Элиза; Уильямс, Бенджамин Ф. (9 апреля 2015 г.). «ЯСНАЯ КОРРЕЛЯЦИЯ ДИСПЕРСИИ ВОЗРАСТА И СКОРОСТИ В ЗВЕЗДНОМ ДИСКЕ АНДРОМЕДЫ». Астрофизический журнал . 803 (1): 24. arXiv : 1502.03820 . Бибкод : 2015ApJ...803...24D. дои : 10.1088/0004-637X/803/1/24. S2CID  119223754.
  49. ^ Уильямс, Бенджамин Ф.; Далкантон, Джулианна Дж.; Дельфин, Эндрю Э.; Вайс, Дэниел Р.; Льюис, Алексия Р.; Лэнг, Дастин; Белл, Эрик Ф.; Бойер, Марта; Фуэно, Морган; Гилберт, Кэролайн М.; Моначези, Антонела; Скиллман, Эван (5 июня 2015 г.). «ЭПИЗОД ГЛОБАЛЬНОГО ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ В M31 2–4 МЛН НАЗАД». Астрофизический журнал . 806 (1): 48. arXiv : 1504.02120 . Бибкод : 2015ApJ...806...48W. дои : 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. ^ Патель, Экта; Бесла, Гуртина; Сон, Сангмо Тони (1 февраля 2017 г.). «Орбиты массивных галактик-спутников - I. Пристальный взгляд на Большое Магелланово Облако и новая орбитальная история M33». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 464 (4): 3825–3849. doi : 10.1093/mnras/stw2616. hdl : 10150/623269 .
  52. ^ «Хаббл находит гигантское гало вокруг галактики Андромеды» . Проверено 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». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 433 (3): 2204–2222. arXiv : 1405.0306 . Бибкод : 2014MNRAS.443.2204P. doi : 10.1093/mnras/stu879. S2CID  119295582.
  54. ^ аб Кафле, Праджвал Р.; Шарма, Санджиб; Льюис, Герайнт Ф.; и другие. (2018). «Потребность в скорости: ускользающая скорость и измерения динамической массы галактики Андромеды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 475 (3): 4043–4054. arXiv : 1801.03949 . Бибкод : 2018MNRAS.475.4043K. doi : 10.1093/mnras/sty082. S2CID  54039546.
  55. ^ Кафле, Праджвал Р.; Шарма, Санджиб; Льюис, Герайнт Ф.; Роботэм, Аарон С.Г.; Водитель, Саймон П. (2018). «Потребность в скорости: ускользающая скорость и измерения динамической массы галактики Андромеды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 475 (3): 4043–4054. arXiv : 1801.03949 . Бибкод : 2018MNRAS.475.4043K. doi : 10.1093/mnras/sty082. S2CID  54039546.
  56. ^ «Млечный Путь связан с соседом в гонке галактических вооружений» . 15 февраля 2018 г.
  57. ^ Наука, Саманта Мэтьюсон 20 февраля 2018T19:05:26Z; Астрономия (20 февраля 2018 г.). «Галактика Андромеды в конце концов не больше Млечного Пути». Space.com .{{cite web}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка )
  58. ^ аб Калирай, Джейсонджот Сингх; Гилберт, Кэролайн М.; Гухатхакурта, Пурагра; и другие. (2006). «Бедное металлами гало спиральной галактики Андромеды (M31)». Астрофизический журнал . 648 (1): 389–404. arXiv : astro-ph/0605170 . Бибкод : 2006ApJ...648..389K. дои : 10.1086/505697. S2CID  15396448.
  59. ^ Бармби, Полина; Эшби, Мэтью Л.Н.; Бьянки, Лусиана; и другие. (2006). «Пыльные волны на звездном море: вид M31 в среднем инфракрасном диапазоне». Астрофизический журнал . 650 (1): L45–L49. arXiv : astro-ph/0608593 . Бибкод : 2006ApJ...650L..45B. дои : 10.1086/508626. S2CID  16780719.
  60. ^ Бармби, Полина; Эшби, Мэтью Л.Н.; Бьянки, Лусиана; и другие. (2007). «Ошибка: Пыльные волны в звездном море: вид M31 в среднем инфракрасном диапазоне». Астрофизический журнал . 655 (1): L61. Бибкод : 2007ApJ...655L..61B. дои : 10.1086/511682 .
  61. ^ аб Тамм, Антти; Темпель, Эльмо; Теньес, Петер; и другие. (2012). «Карта звездной массы и распределение темной материи в М 31». Астрономия и астрофизика . 546 : А4. arXiv : 1208.5712 . Бибкод : 2012A&A...546A...4T. дои : 10.1051/0004-6361/201220065. S2CID  54728023.
  62. ^ Кафле, Праджвал Р.; Шарма, Санджиб; Льюис, Герайнт Ф.; Роботэм, Аарон С.Г.; Водитель, Саймон П. (2018). «Жажда скорости: ускользающая скорость и измерения динамической массы галактики Андромеды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 475 (3): 4043–4054. arXiv : 1801.03949 . Бибкод : 2018MNRAS.475.4043K. doi : 10.1093/mnras/sty082. S2CID  54039546.
  63. ^ Даунер, Бетани; Телескоп, ЕКА/Хаббл (10 марта 2019 г.). «Хаббл и Гайя показывают 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 года . Проверено 8 марта 2019 г.
  65. ^ Уоткинс, Лаура Л.; и другие. (2 февраля 2019 г.). «Доказательства существования Млечного Пути средней массы по данным движений шарового скопления Halo DR2». Астрофизический журнал . 873 (2): 118. arXiv : 1804.11348 . Бибкод : 2019ApJ...873..118W. дои : 10.3847/1538-4357/ab089f . S2CID  85463973.
  66. ^ Браун, Роберт; Тилкер, Дэвид А.; Вальтербос, Рене AM; Корбелли, Эдвиг (2009). «Широкоугольная HI-мозаика Мессье 31 с высоким разрешением. I. Непрозрачный атомный газ и плотность скорости звездообразования». Астрофизический журнал . 695 (2): 937–953. arXiv : 0901.4154 . Бибкод : 2009ApJ...695..937B. дои : 10.1088/0004-637X/695/2/937. S2CID  17996197.
  67. ^ Дрен, Брюс Т.; Аниано, Гонсало; Краузе, Оливер; и другие. (2014). «Пыль Андромеды». Астрофизический журнал . 780 (2): 172. arXiv : 1306.2304 . Бибкод : 2014ApJ...780..172D. дои : 10.1088/0004-637X/780/2/172. S2CID  118999676.
  68. ^ «HubbleSite - NewsCenter - Хаббл находит гигантское гало вокруг галактики Андромеды (07.05.2015) - Полная история» . сайт хабблсайт.org . Проверено 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 массивной протяженной окологалактической среды вокруг галактики Андромеды». Астрофизический журнал . 804 (2): 79. arXiv : 1404.6540 . Бибкод : 2015ApJ...804...79L. дои : 10.1088/0004-637x/804/2/79. S2CID  31505650.
  71. ^ «Хаббл НАСА обнаружил гигантское гало вокруг галактики Андромеды» . 7 мая 2015 года . Проверено 7 мая 2015 г.
  72. ^ Аб ван ден Берг, Сидней (1999). «Местная группа галактик». Обзор астрономии и астрофизики . 9 (3–4): 273–318. Бибкод : 1999A&ARv...9..273В. дои : 10.1007/s001590050019. S2CID  119392899.
  73. ↑ Москвич, Катя (25 ноября 2010 г.). «Андромеда, рожденная в результате столкновения». Новости BBC . Архивировано из оригинала 26 ноября 2010 года . Проверено 25 ноября 2010 г.
  74. ^ Караченцев, Игорь Д.; Караченцева Валентина Евгеньевна; Хухтмайер, Вальтер К.; Макаров, Дмитрий Иванович (2003). «Каталог соседних галактик». Астрономический журнал . 127 (4): 2031–2068. Бибкод : 2004AJ....127.2031K. дои : 10.1086/382905 .
  75. ^ МакКолл, Маршалл Л. (2014). «Совет гигантов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 440 (1): 405–426. arXiv : 1403.3667 . Бибкод : 2014MNRAS.440..405M. doi : 10.1093/mnras/stu199. S2CID  119087190.
  76. ^ Темпель, Элмо; Тамм, Антти; Тенджес, Пеетер (2010). «Фотометрия поверхности М 31 с поправкой на пыль по данным наблюдений Спитцера в дальнем инфракрасном диапазоне». Астрономия и астрофизика . 509 : А91. arXiv : 0912.0124 . Бибкод : 2010A&A...509A..91T. дои : 10.1051/0004-6361/200912186. S2CID  118705514. WA91.
  77. ^ Лиллер, Уильям; Майер, Бен (1987). «Скорость производства новых в Галактике». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 99 : 606–609. Бибкод : 1987PASP...99..606L. дои : 10.1086/132021 . S2CID  122526653.
  78. ^ 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 . Бибкод : 2011ApJ...736...84M. дои : 10.1088/0004-637X/736/2/84. S2CID  119280671.
  79. ^ Битон, Рэйчел Л.; Маевски, Стивен Р.; Гухатхакурта, Пурагра; и другие. (2006). «Обнаружение квадратной выпуклости и перемычки спиральной галактики Андромеды». Письма астрофизического журнала . 658 (2): L91. arXiv : astro-ph/0605239 . Бибкод : 2007ApJ...658L..91B. дои : 10.1086/514333. S2CID  889325.
  80. ^ «Размеры галактик». ned.ipac.caltech.edu .
  81. ^ «Атлас Галактики Андромеды». ned.ipac.caltech.edu .
  82. ^ «Астрономы находят свидетельства экстремального искривления в звездном диске галактики Андромеды» (пресс-релиз). Калифорнийский университет в Санта-Крус . 9 января 2001 года. Архивировано из оригинала 19 мая 2006 года . Проверено 24 мая 2006 г.
  83. ^ Рубин, Вера С.; Форд, В. Кент младший (1970). «Вращение туманности Андромеды по данным спектроскопического исследования излучения». Астрофизический журнал . 159 : 379. Бибкод : 1970ApJ...159..379R. дои : 10.1086/150317. S2CID  122756867.
  84. ^ Арп, Хэлтон (1964). «Спиральная структура в M31». Астрофизический журнал . 139 : 1045. Бибкод : 1964ApJ...139.1045A. дои : 10.1086/147844 .
  85. ^ ван ден Берг, Сидней (1991). «Звездное население M31». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 103 : 1053–1068. Бибкод : 1991PASP..103.1053V. дои : 10.1086/132925 . S2CID  249711674.
  86. ^ Ходж, Пол В. (1966). Галактики и космология. МакГроу Хилл.
  87. ^ Симен, Франсуа; Пелле, Андре; Монне, Гай; и другие. (1978). «Спиральная структура M31 - морфологический подход». Астрономия и астрофизика . 67 (1): 73–79. Бибкод : 1978A&A....67...73S.
  88. ^ Хаас, Мартин (2000). «Холодная пыль в M31 по карте ISO». Межзвездная среда в M31 и M33. Материалы 232. Семинар WE-Heraeus : 69–72. Бибкод : 2000immm.proc...69H.
  89. ^ Вальтербос, Рене AM; Кенникатт, Роберт С. младший (1988). «Оптическое исследование звезд и пыли в галактике Андромеды». Астрономия и астрофизика . 198 : 61–86. Бибкод : 1988A&A...198...61W.
  90. ^ Аб Гордон, Карл Д.; Байлин, Дж.; Энгельбрахт, Чарльз В.; и другие. (2006). «Инфракрасное изображение M31 от Spitzer MIPS: дополнительные доказательства спирально-кольцевой композитной структуры». Астрофизический журнал . 638 (2): L87–L92. arXiv : astro-ph/0601314 . Бибкод : 2006ApJ...638L..87G. дои : 10.1086/501046. S2CID  15495044.
  91. ^ Браун, Роберт (1991). «Распределение и кинематика нейтрального газа, область HI в М31» . Астрофизический журнал . 372 : 54–66. Бибкод : 1991ApJ...372...54B. дои : 10.1086/169954.
  92. ^ «ISO раскрывает скрытые кольца Андромеды» (пресс-релиз). Европейское космическое агентство . 14 октября 1998 года . Проверено 24 мая 2006 г.
  93. ^ Моррисон, Хизер; Колдуэлл, Нельсон; Хардинг, Пол; и другие. (2008). «Молодые звездные скопления в M 31». Галактики в локальном объеме . Труды по астрофизике и космической науке. Том. 5. С. 227–230. arXiv : 0708.3856 . Бибкод : 2008ASSP....5..227M. дои : 10.1007/978-1-4020-6933-8_50. ISBN 978-1-4020-6932-1. S2CID  17519849.
  94. ^ Пагани, Лоран; Леке, Джеймс; Цесарский, Диего; и другие. (1999). «Наблюдения кольца звездообразования М 31 в среднем инфракрасном и дальнем ультрафиолетовом диапазоне». Астрономия и астрофизика . 351 : 447–458. arXiv : astro-ph/9909347 . Бибкод : 1999A&A...351..447P.
  95. ^ Агилар, Дэвид А.; Пуллиам, Кристина (18 октября 2006 г.). «Разоблачен! Астрономы нашли виновника галактического нападения». Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики . Архивировано из оригинала 8 октября 2014 года . Проверено 6 октября 2014 г.
  96. ^ Блок, Дэвид Л.; Бурно, Фредерик; Комб, Франсуаза; и другие. (2006). «Почти лобовое столкновение как возникновение двух смещенных от центра колец в галактике Андромеды». Природа . 443 (1): 832–834. arXiv : astro-ph/0610543 . Бибкод : 2006Natur.443..832B. дои : 10.1038/nature05184. PMID  17051212. S2CID  4426420.
  97. ^ Буллок, Джеймс С.; Джонстон, Кэтрин В. (2005). «Отслеживание формирования галактик с помощью звездных гало I: методы». Астрофизический журнал . 635 (2): 931–949. arXiv : astro-ph/0506467 . Бибкод : 2005ApJ...635..931B. дои : 10.1086/497422. S2CID  14500541.
  98. ^ Лауэр, Тод Р.; Фабер, Сандра М.; Грот, Эдвард Дж.; и другие. (1993). «Наблюдения планетарной камерой двойного ядра M31» (PDF) . Астрономический журнал . 106 (4): 1436–1447, 1710–1712. Бибкод : 1993AJ....106.1436L. дои : 10.1086/116737.
  99. ^ 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 . Бибкод : 2005ApJ...631..280B. дои : 10.1086/432434. S2CID  53415285.
  100. ^ Гебхардт, Карл; Бендер, Ральф; Бауэр, Гэри; и другие. (июнь 2000 г.). «Связь между массой ядерной черной дыры и дисперсией скоростей галактик». Астрофизический журнал . 539 (1): Л13–Л16. arXiv : astro-ph/0006289 . Бибкод : 2000ApJ...539L..13G. дои : 10.1086/312840. S2CID  11737403.
  101. ^ аб Тремейн, Скотт (1995). «Модель эксцентрического диска ядра M31». Астрономический журнал . 110 : 628–633. arXiv : astro-ph/9502065 . Бибкод : 1995AJ....110..628T. дои : 10.1086/117548. S2CID  8408528.
  102. ^ Акиба, Тацуя; Мэдиган, Анн-Мари (1 ноября 2021 г.). «О формировании эксцентричного ядерного диска в результате гравитационной отдачи сверхмассивной черной дыры». Письма астрофизического журнала . 921 (1): Л12. arXiv : 2110.10163 . Бибкод : 2021ApJ...921L..12A. дои : 10.3847/2041-8213/ac30d9 . ISSN  2041-8205. S2CID  239049969.
  103. ^ «Космический телескоп Хаббл обнаружил двойное ядро ​​в галактике Андромеды» (пресс-релиз). Служба новостей Хаббла. 20 июля 1993 года . Проверено 26 мая 2006 г.
  104. ^ Шве, Филипп Ф.; Штейн, Бен (26 июля 1993 г.). «Галактика Андромеды имеет двойное ядро». Обновление новостей физики . Американский институт физики . Архивировано из оригинала 15 августа 2009 года . Проверено 10 июля 2009 г.
  105. ^ Фудзимото, Мицуаки; Хаякава, Сатио; Като, Такако (1969). «Корреляция между плотностью источников рентгеновского излучения и межзвездного газа». Астрофизика и космическая наука . 4 (1): 64–83. Бибкод : 1969Ap&SS...4...64F. дои : 10.1007/BF00651263. S2CID  120251156.
  106. ^ Петерсон, Лоуренс Э. (1973). «Источники жесткого космического рентгеновского излучения». В Брэдте, Хейл; Джаккони, Риккардо (ред.). Рентгеновская и гамма-астрономия, Труды симпозиума МАС №. 55 состоялись в Мадриде, Испания, 11–13 мая 1972 г. Том. 55. Международный астрономический союз . стр. 51–73. Бибкод : 1973IAUS...55...51P. дои : 10.1007/978-94-010-2585-0_5. ISBN 978-90-277-0337-8. {{cite book}}: |journal=игнорируется ( помощь )
  107. ^ Марелли, Мартино; Тьенго, Андреа; Де Лука, Андреа; и другие. (2017). «Обнаружение периодических провалов в самом ярком источнике жесткого рентгеновского излучения M31 с помощью EXTraS». Письма астрофизического журнала . 851 (2): Л27. arXiv : 1711.05540 . Бибкод : 2017ApJ...851L..27M. дои : 10.3847/2041-8213/aa9b2e . S2CID  119266242.
  108. ^ Барнард, Робин; Колб, Ульрих К.; Осборн, Джулиан П. (2005). «Расчет времени появления яркого рентгеновского излучения ядра M31 с помощью XMM-Newton». arXiv : astro-ph/0508284 .
  109. ^ «Галактика Андромеды, сканированная с помощью высокоэнергетического рентгеновского зрения» . Лаборатория реактивного движения . 5 января 2016 года . Проверено 22 сентября 2018 г.
  110. ↑ Простак, Серджио (14 декабря 2012 г.). «Микроквазар в галактике Андромеды поражает астрономов». Sci-News.com.
  111. ^ «Звездное скопление в галактике Андромеды». ЕКА. 4 сентября 2015 г. Проверено 7 сентября 2015 г.
  112. ^ Бармби, Полина; Хухра, Джон П. (2001). «Шаровые скопления M31 в архиве космического телескопа Хаббл . I. Обнаружение и полнота скопления». Астрономический журнал . 122 (5): 2458–2468. arXiv : astro-ph/0107401 . Бибкод : 2001AJ....122.2458B. дои : 10.1086/323457. S2CID  117895577.
  113. ^ «Хаббл шпионит за шаровым скоплением в соседней галактике» (пресс-релиз). Служба новостей Хаббла STSci-1996-11. 24 апреля 1996 года. Архивировано из оригинала 1 июля 2006 года . Проверено 26 мая 2006 г.
  114. ^ Мейлан, Жорж; Сараджедини, Ата; Яблонка, 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 . Бибкод : 2001AJ....122..830M. дои : 10.1086/321166. S2CID  17778865.
  115. ^ Ма, Джун; де Грийс, Ричард; Ян, Янбинь; и другие. (2006). «Состарившееся «супер» звездное скопление: самое массивное звездное скопление в Местной группе». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 368 (3): 1443–1450. arXiv : astro-ph/0602608 . Бибкод : 2006MNRAS.368.1443M. дои : 10.1111/j.1365-2966.2006.10231.x. S2CID  15947017.
  116. ^ Коэн, Джудит Г. (2006). «Не такое уж и необычное шаровое скопление 037-B327 в M31» (PDF) . Астрофизический журнал . 653 (1): L21–L23. arXiv : astro-ph/0610863 . Бибкод : 2006ApJ...653L..21C. дои : 10.1086/510384. S2CID  1733902.
  117. ^ Бурштейн, Дэвид; Ли, Юн; Фриман, Кеннет К.; и другие. (2004). «Шаровое скопление и формирование галактик: M31, Млечный Путь и последствия для систем шаровых скоплений спиральных галактик». Астрофизический журнал . 614 (1): 158–166. arXiv : astro-ph/0406564 . Бибкод : 2004ApJ...614..158B. дои : 10.1086/423334. S2CID  56003193.
  118. ^ Хуксор, Эйвон П.; Танвир, Ниал Р.; Ирвин, Майкл Дж.; и другие. (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.
  119. ^ Печетти, Ренука; Сет, Анил; Каманн, Себастьян; Колдуэлл, Нельсон; Стрейдер, Джей (январь 2022 г.). «Обнаружение черной дыры с массой 100 000 M ⊙ в самом массивном шаровом скоплении M31: ядро, лишенное приливов». Астрофизический журнал . 924 (2): 13. arXiv : 2111.08720 . Бибкод : 2022ApJ...924...48P. дои : 10.3847/1538-4357/ac339f . S2CID  245876938.
  120. ^ 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.
  121. ^ Хиггс, CR; МакКонначи, AW (2021). «Одинокие карлики IV: Сравнение и противопоставление спутниковых и изолированных карликовых галактик в Местной группе». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 506 (2): 2766–2779. arXiv : 2106.12649 . дои : 10.1093/mnras/stab1754.
  122. ^ Бекки, Кенджи; Коуч, Уоррик Дж.; Дринкуотер, Майкл Дж.; и другие. (2001). «Новая модель пласта для M32: обмолоченная спираль раннего типа?». Письма астрофизического журнала . 557 (1): L39–L42. arXiv : astro-ph/0107117 . Бибкод : 2001ApJ...557L..39B. дои : 10.1086/323075. S2CID  18707442.
  123. ^ Ибата, Родриго А.; Ирвин, Майкл Дж.; Льюис, Герайнт Ф.; и другие. (2001). «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.
  124. ^ Янг, Лиза М. (2000). «Свойства молекулярных облаков в NGC 205». Астрономический журнал . 120 (5): 2460–2470. arXiv : astro-ph/0007169 . Бибкод : 2000AJ....120.2460Y. дои : 10.1086/316806. S2CID  18728927.
  125. ^ Руденко, Павел; Уорти, Гай; Матео, Марио (2009). «Скопления среднего возраста в поле, содержащем звезды M31 и M32». Астрономический журнал . 138 (6): 1985–1989. Бибкод : 2009AJ....138.1985R. дои : 10.1088/0004-6256/138/6/1985 .
  126. ^ "Мессье Объект 33" . www.messier.seds.org . Архивировано из оригинала 29 июня 2023 года . Проверено 21 мая 2021 г.
  127. ^ Кох, Андреас; Гребель, Ева К. (март 2006 г.). «Анизотропное распределение галактик-спутников M31: великая полярная плоскость спутников раннего типа». Астрономический журнал . 131 (3): 1405–1415. arXiv : astro-ph/0509258 . Бибкод : 2006AJ....131.1405K. дои : 10.1086/499534. S2CID  3075266.
  128. ^ Коуэн, Рон (2012). «Андромеда на пути к столкновению с Млечным Путем». Природа . дои : 10.1038/nature.2012.10765. S2CID  124815138.
  129. ^ О'Каллаган, Джонатан (14 мая 2018 г.). «Кроме Андромеды, движутся ли к нам еще какие-нибудь галактики?». Космические факты . Проверено 3 апреля 2016 г.
  130. ^ Кокс, Томас Дж.; Леб, Авраам (2008). «Столкновение Млечного Пути и Андромеды». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 386 (1): 461–474. arXiv : 0705.1170 . Бибкод : 2008MNRAS.386..461C. дои : 10.1111/j.1365-2966.2008.13048.x. S2CID  14964036.
  131. ^ Каин, Фрейзер (2007). «Когда наша Галактика врезается в Андромеду, что происходит с Солнцем?». Вселенная сегодня . Архивировано из оригинала 17 мая 2007 года . Проверено 16 мая 2007 г.
  132. ↑ Плейт, Фил (1 января 2014 г.). «Да, это изображение Луны и галактики Андромеды примерно соответствует действительности». Журнал «Сланец» . Проверено 29 июля 2022 г.
  133. ^ «Андромеда и лунный коллаж». www.noirlab.edu . Проверено 29 июля 2022 г.
  134. ^ «Можете ли вы увидеть другие галактики без телескопа?». starchild.gsfc.nasa.gov .
  135. ↑ Кинг, Боб (9 сентября 2015 г.). «Как увидеть самое дальнее, что можно увидеть». Небо и телескоп .
  136. ↑ Гарнер, Роб (20 февраля 2019 г.). «Мессье 33 (Галактика Треугольник)». НАСА . Проверено 6 августа 2021 г.
  137. ^ Харрингтон, Филип С. (2010). Космический вызов: полный список наблюдений для любителей . Издательство Кембриджского университета. стр. 28–29. ISBN 9781139493680. Но можно ли на самом деле увидеть рассеянное свечение звездной величины 7,9 без какой-либо оптической помощи? Ответ – да, но с некоторыми важными оговорками. Место наблюдения должно быть не только чрезвычайно темным и полностью лишенным каких-либо атмосферных помех, как естественных, так и искусственных, но и наблюдатель должен обладать исключительно острым зрением.
  138. ^ "M31.html". www.физика.ucla.edu .
  139. ↑ Кинг, Боб (16 сентября 2015 г.). «Наблюдайте за цветением Андромеды в бинокль». Небо и телескоп .
  140. ^ «Наблюдение M31, галактики Андромеды». Архивировано из оригинала 5 августа 2020 года . Проверено 5 октября 2016 г.
  141. ^ «Шаровые скопления в галактике Андромеды». www.astronomy-mall.com .

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы по теме Галактики Андромеды.