Вікіпедія

Галактика Андромеди

найближча до Чумацького Шляху спіральна галактика
(Перенаправлено з Мессьє 31)

Галактика Андромеди (Туманність Андромеди, Мессьє 31, М31, NGC 224 ) — найближча до Чумацького Шляху велика галактика, розташована в сузір'ї Андромеди і віддалена від нас, за останніми даними, на відстань 772 кілопарсек (2,52 млн світлових років). Площина галактики нахилена до нас під кутом 15°, її видимий розмір — 3,2°×1°, видима зоряна величина — +3,4 m .

Галактика Андромеди
ВідкриттяАс-Суфі 946
Розташування (епоха J2000.0)
Сузір'яАндромеда
Пряме піднесення00h 42,8m
Схилення+41° 16′
Червоний зсув−0,001
Променева швидкість~300 км/с
Відстань2,52±0,14 млн св.р.[1]
772±44кпк
Видима зоряна величина (V)+3,4
Яскравість поверхні (specify)13,5
Характеристики
Габбл-типSA(s)b
ТипСпіральна галактика
Маса1,2 ÷ 3,7× 1011 M☉
Позначення
туманність Андромеди, PGC 2557, M31, UGC 454, MCG 7-2-16, ZwG 535-17
Запит «Туманність Андромеди» перенаправляє сюди; див. також інші значення.

Історія спостережень

ред.

З давніх часів до початку ХХ століття

ред.

Перша письмова згадка про галактику Андромеди міститься в «Каталозі нерухомих зір» перського астронома Ас-Суфі (946 рік), який описав її як «маленьку хмару»[2].

У Європі раннє зображення галактики зафіксовано на нідерландській карті зоряного неба приблизно 1500 року[3], але цю карту так і не знайшли.

Перші телескопічні спостереження об'єкта здійснив німецький астроном Симон Маріус 15 грудня 1612 року. Незалежні спостереження проводили Джованні Баттіста Годьєрна (1654 р.) та Ісмаель Буйо (1661 р.). 1764 року Шарль Мессьє додав об’єкт до свого відомого каталогу під номером M31, вважаючи його першовідкривачем Маріуса[4].

Вільям Гершель був першим, хто почав систематично досліджувати туманності, зокрема й галактику Андромеди. Він вважав, що M31 та інші туманності розсіюють світло зір, через що й виглядають туманними об'єктами, — це припущення виявилося правильним для багатьох туманностей, але не для галактики Андромеди. Крім того, Гершель помилково вважав, що за періоди у кілька років зовнішній вигляд туманності змінюється. Ця ідея ґрунтувалася на тому, що за часів Гершеля фотографії не існувало, і астрономи були змушені покладатися на замальовки небесних тіл, які відрізнялися залежно від спостерігача. У 1785 році Гершель помилково обчислив відстань до галактики як 2000 відстаней (приблизно 19 тисяч світлових років) між Сонцем і Сіріусом, вважаючи її найближчою з усіх туманностей, але правильно припустив, що туманність Андромеди схожа на Чумацький Шлях[5].

У 1847 році Джордж Бонд вперше виявив пилові смуги в галактиці[6].

 
Перша фотографія Галактики Андромеди, отримана Ісааком Робертсом.

Вільям Хаггінс, спостерігаючи спектр галактики Андромеди у 1864 році, помітив, що він відрізняється від спектрів газових туманностей і досить схожий на спектри відомих зір[7]. Відтоді вважається, що M31 має досить – хоч і дивну – зоряну природу.

20 серпня 1885 року в галактиці Андромеди спостерігався вибух наднової (відомої як S Андромеди або SN 1885A), перший і поки що єдиний у цій галактиці. Ця наднова була прийнята за нову зорю, і ця помилка затвердила думку, що M31 знаходиться в нашій Галактиці[8].

У 1887 році валлійський астроном Ісаак Робертс зробив перші в історії фотографію галактики М31, на якій були виявлені деякі деталі структури галактики. Робертс помітив кільцеподібні структури і зробив хибний висновок, що він спостерігає туманність, де утворюється планетна система. У 1899 році він зробив більше фотографій галактики і зрозумів, що структури, прийняті ним за кільця, насправді є спіральними рукавами. Однак це відкриття було применшене. Дотримуючись поширеної думки, що цей об'єкт є лише туманністю(інші мови) в Чумацькому Шляху, Робертс вважав M31 планетною системою, що формується, подібною до Сонячної системи[9][10].

У 1888 році Джон Дрейєр опублікував Новий загальний каталог, що містить 7840 туманностей, зоряних скупчень та інших об'єктів. Галактика Андромеди увійшла до нього як NGC 224[11].

Променеву швидкість галактики визначив американський астроном Весто Мелвін Слайфер 1912 року. Використовуючи спектральний аналіз, він обчислив, що М31 рухається в напрямку до Сонця зі швидкістю приблизно 300 км/с[12].Це стало найбільшим на той час зафіксованим значенням такого типу. Слайфер також виявив, що різні ділянки галактики мають різні променеві швидкості, що свідчило про її обертання.

ХХ століття

ред.

До 1920-х років точних вимірів відстані до M31 не існувало. Ранні спроби давали сильно занижені або невизначені результати. Наприклад, шведський астроном Карл Болін у 1907 році виявив у M31 паралакс в 0,17 секунди дуги, що призвело до виміряної відстані всього 6 парсек. Навпаки, величина паралаксу, яку виміряв Адріан ван Маанен у 1918 році, була меншою за величину похибки вимірювання. Інші методи також призводили до подібних результатів[13].

У 1922 році Ернст Епік припустив, що сплюснутість центральних частин галактики викликана їх обертанням, і, знаючи саму швидкість обертання, оцінив відстань до галактики в 450 кілопарсек. 1923 року Кнут Лундмарк по видимому блиску нових зір, виявлених в галактиці, отримав відстань трохи більше 1 мегапарсека. По порядку величини ці результати сходяться із загальноприйнятим значенням[14].

У другій половині XX століття спостереження продовжувалися. У 1950 році Роберт Ханбері Браун та Сиріл Хазард в обсерваторії Джодрелл-Бенк виявили радіовипромінювання з галактики Андромеди[15], а перші радіокарти об’єкта були створені у 1950-х роках Джоном Болдвіном і його командою з Кембриджської радіоастрономічної групи. Ядро M31 позначено в каталозі як 2C 56[16].

У 1958 році Жерар Анрі де Вокулер вивчив профіль яскравості галактики, розділивши внесок балджу та диска. 1959 року в обсерваторії Андре Лаллеманд, М. Дюшен та Мерл Вокер в обсерваторії Лік виявили швидке обертання ядра галактики, що вказувало на його велику масу — приблизно 1,3×10⁹ мас Сонця. У 1961 році подібне відкриття було зроблено в супутнику M31 — галактиці M32. Обертання ядер цих галактик нині вважається свідченням наявності надмасивних чорних дір[17].

У 1964 році Сідні ван ден Берг відкрив OB-асоціації в M31, а Бааде та Гелтон Арп опублікували каталог областей H II. Перші планетарні туманності в галактиці також відкрив Бааде, але у великій кількості їх почали відкривати у 1970-х роках. У 1989 році був відкритий залишок наднової S Андромеди, а в 1991 — за допомогою телескопа Габбл з'ясувалося, що ядро галактики є подвійним[18][19].

Гіпотеза «острівних всесвітів»

ред.

У 1755 році німецький філософ Іммануїл Кант у своїй книзі «Загальна природнича історія і теорія неба» висловив припущення, що Чумацький Шлях є лише однією з багатьох подібних зоряних систем. Він стверджував, що якщо на галактику подивитися згори, вона виглядатиме як кругла туманність, а під кутом — як еліпсоїд. На цій підставі Кант зробив висновок, що спостережувані еліптичні туманності, зокрема туманність Андромеди, можуть бути окремими зоряними системами — іншими «острівними всесвітами»[20].

У 1917 році американський астроном Гебер Кертіс досліджуючи фотографії туманності Андромеди, виявив спалах нової зорі, а також ще одинадцять подібних об’єктів. Він звернув увагу, що ці нові були приблизно на 10 зоряних величин слабшими, ніж ті, що спостерігалися в межах Чумацького Шляху. На основі цих спостережень Кертіс оцінив відстань до туманності приблизно у 500 тисяч світлових років (32×10^9 а. о.) — значення, близьке за порядком до сучасних уявлень[21]. Хоча ця оцінка приблизно в п'ять разів нижча за найкращі оцінки, доступні зараз, це була перша відома оцінка відстані до Андромеди. Ці спостереження стали основою для формування гіпотези «острівних всесвітів», згідно з якою спіральні туманності є окремими галактиками.

Смілива пропозиція Кертіса мала широкий резонанс в астрономічній спільноті. 26 квітня 1920 року Кертіс і Гарлоу Шеплі провели свої знамениті Великі дебати щодо Чумацького Шляху, спіральних туманностей та розмірів Всесвіту . Шеплі вважав, що наша галактика унікальна та становить увесь Всесвіт, а спіральні туманності є її частиною. Щоб підтвердити своє твердження про те, що Велика туманність Андромеди насправді є зовнішньою галактикою, Кертіс зазначив появу темних смуг у Андромеді, які нагадували пилові хмари в нашій власній галактиці, а також історичні спостереження значного доплерівського зсуву галактики Андромеди[22].

У 1923 році Едвін Габбл зробив детальні зображення галактики M31 за допомогою найбільшого на той час рефлектора — 2,5-метрового. Під час пошуків нових зір він випадково знайшов змінну зорю на одній з них[23]. Знайшовши більше, він ідентифікував їх як цефеїди, що дозволило йому обчислити відстань до галактики Андромеди. Результат був значно вищим, ніж результати дослідження Гебера Кертіса. Дослідження Габбла остаточно довели, що M31 насправді є окремою галактикою, набагато далі від нас. Однак, на той час Хаббл не знав, що існує два типи цефеїд – його оцінка відстані виявилася більш ніж удвічі меншою .

У 1944 році Вальтер Бааде вперше спостерігав окремі червоні гіганти в центрі галактики. Це дозволило йому встановити наявність двох зоряних популяцій — I та II, що мають різні характеристики. У 1952 році він довів, що цефеїди цих популяцій мають різну залежність між періодом та світністю, що призвело до подвоєння оцінки відстані до Андромеди, а також до решти Всесвіту[24].

ХХІ століття

ред.
 
Найбільша мозаїка Андромеди, створена Габблом, з деталями: (a) Скупчення яскравих блакитних зір, вбудовані в галактику, фонові галактики, що видно набагато далі, та фотобомбардування кількома яскравими зорями переднього плану, які насправді знаходяться всередині нашого Чумацького Шляху; (b) NGC 206 – найпомітніша зоряна хмара в Андромеді; (c) Молоде скупчення блакитних новонароджених зір; (d) Галактика-супутник M32, яка може бути залишковим ядром галактики, що колись зіткнулася з Андромедою; (e) Темні пилові смуги через міріади зір.

На початку XXI століття галактика Андромеди стала об’єктом активних наукових досліджень. Вона привертає особливу увагу астрономів завдяки зручному розташуванню: на відміну від Чумацького Шляху, Андромеда спостерігається з боку, і її структура добре видима без перешкод міжзоряного пилу[25].

У 2009 році можливе відкриття планети в галактиці Андромеди було зроблено завдяки явищу мікролінзування — гравітаційного ефекту, що виникає при проходженні масивного об’єкта перед джерелом світла[26].

У 2018 році за даними космічного телескопа Gaia було проведено детальне дослідження динаміки Андромеди та великої кількості її зір, що дозволило уточнити уявлення про структуру галактики та її еволюцію[27].

У 2020 році за допомогою радіотелескопа Вестерборк Синтез, 100-метрового радіотелескопа Еффельсберг та Дуже великої антенної решітки було зафіксовано лінійно поляризоване радіовипромінювання з області так званого «кільця 10 кпк» — зони активного зореутворення. Ці спостереження підтвердили наявність впорядкованих магнітних полів, орієнтованих уздовж цієї структури[28].

Серед ключових проєктів дослідження Андромеди — Panchromatic Hubble Andromeda Treasury (PHAT), який охопив центральну частину та диск галактики, а також Pan-Andromeda Archaeological Survey (PAndAS), присвячений вивченню зовнішніх структур, гало, приливних елементів і супутників. Ці програми дозволили виявити зоряні скупчення, визначити вікові та хімічні характеристики зір і реконструювати історію зореутворення[29].

На початку 2025 року NASA оприлюднило надзвичайно деталізовану мозаїку галактики Андромеди, створену на основі знімків телескопа «Габбл», зібраних протягом десяти років у рамках проєктів PHAT і PHAST. Зображення охоплює близько 600 перекривних полів і має роздільну здатність 2,5 мільярда пікселів. На ньому видно приблизно 200 мільйонів гарячих зір, хоча це лише частина всього зоряного населення M31[30].

Ці досягнення зробили галактику Андромеди однією з найкраще вивчених зовнішніх галактик і важливим еталоном для вивчення структури, динаміки та еволюції галактичних систем.

Загальні характеристики

ред.
 
Галактика Андромеди в ультрафіолетових променях .

Формування та історія

ред.

Близько 2–3 мільярдів років тому на місці сучасної галактики Андромеди відбулося значне злиття, у якому брали участь дві галактики з приблизним співвідношенням мас 4:1.[31][32]

Про це нещодавнє злиття вперше стало відомо завдяки інтерпретації аномальної залежності між віком і розсіюванням швидкостей зір у галактиці,[33] а також через те, що близько 2 мільярдів років тому формування зір у диску Андромеди було значно активнішим, ніж сьогодні.[34]

Моделювання цього потужного зіткнення[31] показало, що воно сформувало більшу частину металозбагаченого гало галактики, включаючи Величезний потік,[35] а також розширений товстий диск, молодий тонкий диск і статичне кільце на відстані 10 кпк. У цей період темп зореутворення був дуже високим, і галактика, ймовірно, ставала яскравою інфрачервоною галактикою приблизно на 100 мільйонів років. Моделі також відтворюють форму балджа, велику бару та загальний профіль густини гало.

Галактики Андромеда та Трикутника (M33), ймовірно, мали дуже тісне зближення 2–4 мільярди років тому, хоча останні вимірювання з космічного телескопа «Габбл» свідчать, що це малоймовірно.[36]

Оцінка відстані

ред.

Для оцінки відстані від Землі до галактики Андромеди було використано принаймні чотири різні методи. У 2003 році, використовуючи інфрачервоні флуктації поверхневої яскравості(інші мови)(I-SBF) і враховуючи нове значення періоду світності та поправку на металічність у −0,2 зоряної величини на декс в (O/H), було отримано оцінку в 2,57 ± 0,06 мільйонів світлових років (162,5 ± 3,8 мільярдів а.о.). Метод змінних цефеїд, запропонований у 2004 році, оцінив відстань у 2,51 ± 0,13 мільйона світлових років (770 ± 40 кпк)[37][38].

 
Ілюстрація, яка показує як розміри кожної галактики, так і відстані між двома галактиками в масштабі

У 2005 році в галактиці Андромеди була відкрита затемнена подвійна зоря. Подвійна система[39] складається з двох гарячих блакитних зір класів O і B. Вивчаючи затемнення зір, астрономи отримали змогу виміряти їхні розміри. Знаючи їхні розміри і температуру, вони змогли виміряти їхню абсолютну величину. Коли відомі видимі та абсолютні величини візуальні та абсолютні величини, можна обчислити відстань до зорі. Зорі лежать на відстані 2,52 ± 0,14 млн. св.р. (159,4 ± 8,9 млрд. а.о.), а вся галактика Андромеди — близько 2,5 млн. св.р. (160 млрд. а.о.)[40]. Це нове значення чудово узгоджується з попереднім незалежним значенням відстані на основі цефеїд. Метод вершини гілки червоних гігантів (англ. Tip of the red-giant branch, TRGB) також використовувався в 2005 році і надав показання відстані у 2,56 ± 0,08 млн. св.р. (161,9 ± 5,1 млрд а.о.)[41]. Усереднені разом ці оцінки відстані дають значення у 2,54 ± 0,11 мільйона св.р. (160,6 ± 7,0 мільярда а.о.)[42].

Оцінка маси

ред.
 
Гігантське гало навколо галактики Андромеди

До 2018 року оцінки маси гало Галактики Андромеди (включаючи темну матерію) давали значення приблизно 1,5 × 1012M☉[43] порівняно з 8 × 1011M☉ для Чумацького Шляху. Це суперечило навіть ще давнішим вимірюванням, які, як здавалося, вказували на те, що галактика Андромеди та Чумацький Шлях майже однакові за масою. У 2018 році попередні вимірювання рівності маси були відновлені за результатами радіозв’язку приблизно як 8 × 1011M☉[44][45][46]. У 2006 році було встановлено, що сфероїд галактики Андромеди має вищу зоряну щільність, ніж щільність Чумацького Шляху[47], а її галактичний зоряний диск оцінювався вдвічі більшим за діаметр Чумацького Шляху[48]. Загальна маса галактики Андромеди оцінюється в межах від 8 × 1011M☉[44] до 1,1 × 1012M☉[49][50]. Зоряна маса M31 становить 10–15×1010M☉, причому 30% цієї маси припадає на центральний балдж, 56% — на диск, а решта 14% — на зоряне гало[51]. Результати радіозв’язку (маса подібна до галактики Чумацький Шлях) слід вважати найвірогіднішими за 2018 рік, хоча очевидно, що це питання все ще активно досліджується кількома дослідницькими групами по всьому світу.

Станом на 2019 рік поточні розрахунки, засновані на вимірюванні швидкості втечі та динамічної маси, показують, що галактика Андромеди становить 0,8 × 1012M☉[52], що становить лише половину новішої маси Чумацького Шляху, розрахованої в 2019 році в 1,5 × 1012M☉[53][54][55].

Окрім зір, міжзоряне середовище галактики Андромеди містить принаймні 7,2 × 109M☉[56] у формі нейтрального водню, принаймні 3,4 × 108M☉ у вигляді молекулярного водню (в межах 10 кілопарсеків) і 5,4 × 107M☉ пилу[57].

Галактика Андромеди оточена масивним ореолом гарячого газу, який, за оцінками, містить половину маси зір у галактиці. Майже невидиме гало простягається приблизно на мільйон світлових років від своєї материнської галактики на півдорозі до галактики Чумацький Шлях. Симуляції галактик вказують на те, що гало утворилося одночасно з галактикою Андромеди. Гало збагачене елементами, важчими за водень і гелій, утвореними з наднових, і його властивості відповідають очікуваним властивостям галактики, яка лежить у «зеленій долині» діаграми колір- зоряна величина Галактики (див. нижче). Наднові спалахують у заповненому зірками диску галактики Андромеди та викидають ці важчі елементи у космос. За час існування галактики Андромеди майже половина важких елементів, створених її зорями, була викинута далеко за межі зоряного диска галактики діаметром 200 000 світлових років[58][59][60][61].

Оцінка світності

ред.
 
Фотографія галактики Андромеди, зроблена з поверхні Землі за допомогою телескопа

Очікувана світність галактики Андромеди становить приблизно 2,6 × 10¹⁰ L☉, що на близько 25 % перевищує світність Чумацького Шляху[62][63]. Втім, через значний кут нахилу диска галактики щодо Землі, а також наявність міжзоряного пилу, який поглинає частину світла, точну світність визначити складно. Через це різні дослідники подають різні оцінки світності галактики Андромеди. Деякі з них навіть вважають, що вона є лише другою за яскравістю галактикою в межах 10 мегапарсеків від Чумацького Шляху, поступаючись галактиці Сомбреро[64], абсолютна зоряна величина якої становить приблизно −22,21[65].

Згідно з дослідженнями, виконаними на основі спостережень космічного телескопа «Спітцер» і опублікованими 2010 року, абсолютна зоряна величина галактики Андромеди у синій частині спектра становить −20,89. За колірним індексом +0,63 це відповідає абсолютній візуальній зоряній величині −21,52, що є вищим за аналогічне значення для Чумацького Шляху (приблизно −20,9). Загальна світність Андромеди в цьому діапазоні становить 3,64 × 10¹⁰ L☉[66].

Незважаючи на більшу світність, швидкість зореутворення в галактиці Андромеди нижча, ніж у Чумацькому Шляху: вона утворює приблизно одну сонячну масу зір на рік, тоді як в нашій галактиці цей показник становить 3–5 сонячних мас на рік. Частота появи нових зір у Чумацькому Шляху також приблизно вдвічі вища[67]. Це свідчить про те, що галактика Андромеди вже пройшла фазу активного зореутворення й наразі перебуває у порівняно спокійному стані[68]. Якщо тенденція збережеться, світність Чумацького Шляху з часом може перевищити світність галактики Андромеди.

Сучасні дослідження класифікують Андромеду як галактику, що перебуває у так званій «зеленій долині» на діаграмі кольору та зоряної величини. Цей регіон населяють галактики, подібні до Чумацького Шляху, що еволюціонують від «блакитної хмари» (молоді галактики з активним зореутворенням) до «червоної послідовності» (старі галактики з незначною або відсутньою активністю зореутворення). У галактиках «зеленої долини» темпи утворення нових зір зменшуються через вичерпання газу в міжзоряному середовищі. Моделювання показує, що в галактиках із характеристиками, подібними до Андромеди, зореутворення може повністю припинитися приблизно через п’ять мільярдів років, попри потенційне короткочасне його зростання, спричинене майбутнім зіткненням з Чумацьким Шляхом[69].

Рух у Місцевій групі

ред.
Докладніше: Зіткнення галактик Чумацький Шлях і Туманність Андромеди
Файл:Local Group (clickable map).svg
Місцева група галактик (інтерактивна карта)

Галактика Андромеди (M31), як і Чумацький Шлях, входить до складу Місцевої групи галактик — скупчення, що включає понад 50 галактик. Вона наближається до Сонця зі швидкістю приблизно 300 км/с, що робить її однією з небагатьох великих галактик із синім зсувом у спектрі.[70]

Враховуючи рух Сонця навколо центру Чумацького Шляху зі швидкістю близько 225 км/с, астрономи розрахували, що Андромеда наближається до Чумацького Шляху зі швидкістю 100–140 км/с у центрі мас системи.[71] Це означає, що міжгалактичне зближення є неминучим і з великою ймовірністю завершиться зіткненням через 3–4 мільярди років.

Майбутнє зіткнення

ред.

Очікується, що зіткнення галактик Чумацький Шлях і Андромеда завершиться їхнім злиттям в одну масивну еліптичну або гігантську дискову галактику. Подібні події є типовими в еволюції галактик у групах.

Незважаючи на масштабність явища, ймовірність прямого зіткнення зір у межах галактик є дуже малою через великі міжзоряні відстані. Тим не менш, гравітаційні збурення можуть спричинити значні зміни орбіт, зокрема можливе викидання Сонячної системи в міжгалактичний простір. Проте зруйнування Сонця або планет малоймовірне.

 Sextans BSextans AЧумацький ШляхLeo I (dwarf galaxy)Карликова галактика Великий ПесLeo II (dwarf galaxy)NGC 6822Phoenix DwarfTucana DwarfWolf-Lundmark-MelotteCetus DwarfIC 1613SagDIGAquarius DwarfГалактика ТрикутникаNGC 185NGC 147IC 10Галактика АндромедиМессьє 110Leo ANGC 3109Antlia DwarfLGS 3Pegasus DwarfAndromeda IIAndromeda IIIAndromeda I
Local group (clickable map)

Структура

ред.

Галактика Андромеди має масу в 1,5 рази більшу Чумацького Шляху і є найбільшою в Місцевій групі – ґрунтуючись на даних, отриманих за допомогою космічного телескопа Спітцер, астрономи з'ясували, що до її складу входить близько трильйона зір. У неї є кілька відомих нам карликових супутників: M32, M110, NGC 185, NGC 147. Її діаметр становить 260 000 світлових років, що в 2,6 рази більше, ніж у Чумацького Шляху[72].

Ядро

ред.

В ядрі М31, як і в багатьох інших галактиках (зокрема, і в Чумацькому Шляху) перебуває кандидат у надмасивні чорні діри (НЧД). Розрахунки показали, що його маса перевищує 140 мільйонів мас Сонця. 2005 року космічний телескоп «Габбл» виявив загадковий диск із молодих блакитних зір, які оточують цю НЧД[73]. Вони обертаються навколо релятивістського об'єкта, як планети навколо Сонця. Астрономи були здивовані тим, як такий диск у формі бублика міг утворитися так близько до настільки масивного об'єкта. За розрахунками, значні припливні сили НЧД не дозволяють газопиловим хмарам конденсуватися й утворювати нові зорі[74].

 
Подвійне ядро галактики.

Відкриття цього диску поклало ще один аргумент у скарбничку теорії існування чорних дір. Вперше блакитне світло в ядрі М31 астрономи виявили ще 1995 року за допомогою телескопа «Габбл». Через три роки світло було ідентифіковане зі скупченням блакитних зір. І лише 2005 року, використовуючи спектрограф, встановлений на телескопі, спостерігачі визначили, що скупчення складається з понад 400 зір, що утворилися приблизно 200 мільйонів років тому. Зорі зібрано в диск діаметром усього 1 світловий рік[75]. У центрі диска гніздяться старіші та холодніші червоні зірки, виявлені раніше «Габблом». Було обчислено радіальні швидкості зірок диска. Через гравітаційний вплив НЧД, вони виявилася рекордно великими: 1000 км/с (3,6 млн км/год). За такої швидкості можна за 40 секунд облетіти земну кулю або за шість хвилин дістатися від Землі до Місяця[76].

Крім НЧД і диска блакитних зірок, в ядрі галактики є й інші об'єкти. 1993 року було відкрито подвійне зоряне скупчення в центрі М31, що виявилося несподіванкою для астрономів, оскільки два сусідні скупчення зливаються в одне за досить короткий проміжок часу: близько 100 тисяч років. За розрахунками, злиття мало відбутися мільйони років тому, але цього не сталося. Скотт Тремейн (англ. Scott Tremaine) із Принстонського університету запропонував пояснення, що в центрі галактики розташовано не подвійне скупчення, а кільце зі старих червоних зір[77]. Це кільце може виглядати як два скупчення, оскільки ми бачимо зірки тільки на протилежних сторонах кільця. Таким чином, це кільце має перебувати на відстані 5 світлових років від НЧД і оточувати диск з молодих блакитних зір[75]. Кільце й диск обернені до нас одним боком, що може свідчити про їх взаємопов'язане існування[77].

Вивчаючи центр М31 за допомогою космічного телескопа XMM-Newton, група європейських дослідників виявила 63 дискретних джерела рентгенівського випромінювання. Більшість з них (46 об'єктів) ідентифіковано як маломасивні рентгенівські подвійні зорі, решта ж являють собою або нейтронні зорі, або кандидати в чорні діри в подвійних системах[78].

Скупчення

ред.
 
Зоряні скупчення в галактиці Андромеди

У галактиці зареєстровано близько 460 кулястих скупчень[79]. Наймасивніше з них — Maял II[en], яке ще називають G1, — має найбільшу світність серед скупчень у Місцевій групі, воно яскравіше за Омегу Центавра (найяскравіше скупчення Чумацького Шляху)[80]. Скупчення перебуває на відстані близько 130 тисяч світлових років від центру галактики Андромеди й містить, щонайменше, 300 тисяч зір. Mayall II має кілька зоряних популяцій та структуру, занадто масивну для звичайного кулястого скупчення. Це вказує на те, що, швидше за все, це ядро давньої карликової галактики, колись поглиненої М31[81]. Згідно з дослідженнями, у центрі цього скупчення перебуває кандидат у чорні діри масою 20 тисяч Сонячних[82]. Інше масивне кулясте скупчення, назване 037-B327 (також відоме як Bol 37), відкрите у 2006 році, вважалося масивнішим за Mayall II[83], але інші дослідження показали, що воно насправді подібне за властивостями до Mayall II[84].

 
Кулясте скупчення Mayall II .

На відміну від кулястих скупчень Чумацького Шляху, які демонструють відносно низьку дисперсію віку, кулясті скупчення Галактики Андромеди мають набагато ширший діапазон віку: від систем, таких же старих, як і сама галактика, до набагато молодших систем, з віком від кількох сотень мільйонів років до п'яти мільярдів років[85].

У 2005 році астрономи виявили в гало М31 новий вид зоряних скупчень. Три нововідкритих скупчення містять сотні тисяч яскравих зірок — майже таку ж кількість, як і кулясті скупчення. Але від кулястих скупчень їх відрізняє те, що вони набагато більші за розмірами — кількасот світлових років у діаметрі — а також те, що вони менш масивні. Відстані між зорями в них теж значно більші. Можливо, вони являють собою перехідний клас систем між кулястими скупченнями й карликовими сфероїдальними галактиками[86].

Наймасивніше кулясте скупчення в галактиці Андромеди, B023-G078, ймовірно, має центральну проміжну чорну діру масою майже 100 000 сонячних мас[87].

PA-99-N2 — мікролінзування, що було виявлене в галактиці Андромеди в 1999 році. Одним із пояснень цього є гравітаційне лінзування червоного гіганта зіркою з масою від 0,02 до 3,6 мас Сонця, що свідчить про те, що навколо зірки, ймовірно, обертається планета. Ця можлива екзопланета мала б масу в 6,34 рази більшу за масу Юпітера. Якщо це остаточно підтвердиться, це буде перша знайдена позагалактична планета. Однак пізніше було виявлено аномалії в цій події[88].

Рентгенівське випромінювання

ред.
 
Галактика Андромеди у високоенергетичному рентгенівському та ультрафіолетовому світлі (опубліковано 5 січня 2016 року)

До кінця 1968 року рентгенівське випромінювання від галактики Андромеди не було зареєстровано[89]. Під час польоту на повітряній кулі 20 жовтня 1970 року було встановлено верхню межу для можливого виявлення жорсткого рентгенівського випромінювання з цієї галактики[90]. Згодом огляд усього неба, проведений за допомогою телескопа Swift BAT, зафіксував жорстке рентгенівське випромінювання з області, центр якої розташований на відстані приблизно 6 кутових секунд від центру галактики Андромеди.

Подальші спостереження засвідчили, що джерело випромінювання з енергією понад 25 кеВ — це об'єкт 3XMM J004232.1+411314, який ідентифіковано як подвійну систему. У цій системі компактний об'єкт — нейтронна зоря або чорна діра — акреціює (поглинає) матерію зі свого зоряного компаньйона[91].

Пізніше за допомогою орбітальної рентгенівської обсерваторії XMM-Newton, яку використовує Європейське космічне агентство (ESA), у галактиці Андромеди було виявлено кілька джерел рентгенівського випромінювання. Дослідник Робін Барнард з колегами припустили, що ці об'єкти є кандидатами на чорні діри або нейтронні зорі. Вони нагрівають навколишній газ до температур у мільйони кельвінів, унаслідок чого відбувається інтенсивне рентгенівське випромінювання. Розрізнити нейтронні зорі та чорні діри здебільшого можна за їхньою масою[92].

У межах спостережної кампанії космічної місії NuSTAR у галактиці Андромеди було виявлено 40 подібних об'єктів[93]. У 2012 році астрономи зафіксували в цій галактиці мікроквазар — потужний радіоспалах, що виникає внаслідок активності компактного об'єкта, ймовірно, невеликої чорної діри масою близько 10 M☉. Вона розташована поблизу центру галактики.

Мікроквазар був виявлений на основі даних, зібраних апаратом XMM-Newton, а надалі підтверджений спостереженнями, проведеними місією Swift (NASA), рентгенівською обсерваторією Chandra, а також за допомогою радіоінтерферометрів Very Large Array та Very Long Baseline Array. Це був перший мікроквазар, зареєстрований у галактиці Андромеди, і водночас перший відомий мікроквазар поза межами Чумацького Шляху[94].

Ближні та супутникові галактики

ред.
 
Галактика Андромеди з галактиками-супутниками M32 (у центрі ліворуч над ядром галактики) та M110 (у центрі праворуч під галактикою)

Подібно до Чумацького Шляху, галактика Андромеди має власну систему супутників — карликових галактик, кількість яких перевищує 20 відомих об'єктів. Загальна структура та популяція супутників схожі на аналогічну систему Чумацького Шляху, хоча кількісно галактик-супутників у Андромеди значно більше[95].

Найвідомішими та найяскравішими серед них є галактики M32 та M110. Дані спостережень свідчать, що M32 у минулому можливо зазнала тісної взаємодії з галактикою Андромеди. Існує гіпотеза, що M32 колись була більш масивною галактикою, зоряний диск якої було частково зруйновано внаслідок гравітаційного впливу Андромеди. Ця взаємодія, імовірно, призвела до спалаху зореутворення в центральній частині M32, який тривав до порівняно недавнього часу[96].

Галактика M110, ще один яскравий супутник Андромеди, що також демонструє ознаки взаємодії з головною галактикою. У її гало було виявлено потоки зір з підвищеним вмістом металів, які, як припускають, були відірвані внаслідок гравітаційної взаємодії з Андромедою[97]. У M110 спостерігається пилова смуга, що може свідчити про нещодавнє або тривале зореутворення[98]. M32, своє чергою, також містить молоду зоряну популяцію[99].

Галактика Трикутника (M33) є більшою за карликові супутники й розташована на відстані близько 750 000 світлових років від Андромеди. На сьогодні точно не встановлено, чи входить вона до системи супутників галактики Андромеди[100].

2006 року було встановлено, що дев’ять із відомих галактик-супутників розташовані в єдиній площині, яка проходить через центр галактики Андромеди. Їхнє просторове розташування не є випадковим, як це очікується у випадку незалежного формування, що може свідчити про спільне припливне походження цих об'єктів[101].

Зіткнення з Чумацьким Шляхом

ред.
Докладніше: Зіткнення Андромеди з Чумацьким Шляхом
Файл:Milky Way Andromeda Collision.svg
Ілюстрація траєкторії зіткнення між Чумацьким Шляхом та галактикою Андромеди

Галактика Андромеди наближається до Чумацького Шляху зі швидкістю приблизно 110 км/с (68 миль/с).[102] Відносно Сонця її швидкість наближення оцінюється близько 300 км/с (190 миль/с),[103] при цьому Сонце обертається навколо центру Чумацького Шляху зі швидкістю приблизно 225 км/с (140 миль/с). Таким чином, галактика Андромеди є однією з приблизно 100 спостережуваних галактик із синім зсувом спектру.[104]

Тангенціальна (поперечна) швидкість Андромеди щодо Чумацького Шляху є значно меншою за швидкість наближення, тому передбачається, що зіткнення буде прямим і відбудеться приблизно через 2,5–4 мільярди років. Ймовірним результатом такого зіткнення є утворення гігантської еліптичної галактики[105] або, можливо, великої дискової галактики.[106] Подібні події є звичайними серед галактик у групах галактик.

Подальша доля Землі та Сонячної системи у випадку зіткнення наразі невідома. Перед злиттям існує невелика ймовірність того, що Сонячна система буде викинута з Чумацького Шляху або приєднається до галактики Андромеди.[107]

Аматорські спостереження

ред.
 
Туманність Андромеди в сузір'ї Андромеди.

За більшості умов спостереження, галактика Андромеди є одним із найвіддаленіших об’єктів, видимий із Землі неозброєним оком, завдяки її величезним розмірам. (M33 і, для спостерігачів з винятково хорошим зором, M81 можна побачити під дуже темним небом.)[108][109][110][111] Найкращий час для спостережень «Туманності Андромеди» — осінь-зима. Рано ввечері вона сходить на сході у вересні і заходить на заході в лютому[112]. З південної півкулі галактику Андромеди видно в період з жовтня по грудень; її найкраще спостерігати якомога далі на північ. На темному сільському небі (вдалині від засвіченого міського неба) дифузний овал М31 бачать неозброєним оком поруч із зорею ν Андромеди. Через скінчену швидкість світла на Землі її бачать такою, якою вона була 2 з половиною мільйони років тому. Для прикладу, на Землі 2,5 млн років тому ще не було сучасних людей. Але відповідно до спеціальної теорії відносності, не існує ніякого способу дізнатися, як ця галактика виглядає «зараз», оскільки те, що ми бачимо, для нас і є «зараз»[113][114][115][116].

 
Мессьє 31 — Туманність Андромеди. Малюнок Ш. Мессьє. Опублікований в 1807 р[117].
 
Фото галактики Андромеди, зроблене з аматорського телескопу

У бінокль галактика помітна навіть на засвіченому небі великих міст. Але її спостереження в аматорські телескопи середньої апертури (150—200 мм) зазвичай розчаровують. Навіть на чистому небі в безмісячну ніч галактика виглядає просто великим еліпсоїдом з розмитими й тьмяними краями та яскравим ядром. Уважний спостерігач спостерігає одну-дві пилові смуги на північно-західному (ближчому до нас) краю галактики і невелике підвищення яскравості на південному заході (величезна область зореутворення в туманності М31). Ніяких інших деталей, за винятком двох супутників — невеликих еліптичних галактик M32 і М110[118] — не спостерігається. В аматорський телескоп неможливо спостерігати нічого подібного до барвистих фотографій та ілюстрацій, що є в популярних виданнях[119][120].

Причина полягає в особливостях нічного зору людини. Наші очі, хоч і мають високу світлочутливість, не здатні, подібно до сучасних фотоприймачів, накопичувати світло в процесі тривалої експозиції. До того ж, нічна чутливість людських очей досягається за рахунок втрати розпізнавання кольорів і значного зниження гостроти зору. Як наслідок — під час візуальних спостережень дифузних об'єктів далекого космосу видно лише нечіткі світло-сірі об'єкти на темно-сірому фоні. До цього додаються великі розміри М31, що зменшує її контрасти та деталізацію[121][122].

Галерея

ред.
  •  
    Туманність Андромеди в інфрачервоному з космічного телескопа Спітцера.
  •  
    Зображення галактики Андромеда з телескопа Спітцера в інфрачервоному (Фото: NASA JPL/[[ ]]- Caltech / К. Гордон, Університет Аризони)
  •  
    Центр M31 (Рентгенівський телескоп Чандра). Численні джерела рентгенівського випромінювання, ймовірно, рентгенівські подвійні зорі, у центральному регіоні Андромеди виглядають як жовтуваті крапки. Синє джерело в центрі - надмасивна чорна діра.
  •  
    галактика Андромеда, вид на диску молодих блакитних зір, що оточують надмасивну чорну діру. (Зображення художника)
  •  
    Галактика Туманність Андромеди (M31). Сума 29 знімків по 30 секунд кожен. Canon 500D, об'єктив Юпитер 37А.
Тур по галактиці Андромеди

Див. також

ред.

Примітки

ред.
  1. ↑ I. Ribas, C. Jordi, F. Vilardell, E.L. Fitzpatrick, R.W. Hilditch, F. Edward (2005). First Determination of the Distance and Fundamental Properties of an Eclipsing Binary in the Andromeda Galaxy. Astrophysical Journal. 635: L37—L40. doi:10.1086/499161. Архів оригіналу за 1 вересня 2018. Процитовано 2 березня 2007.
  2. ↑ С.Вайнберг. "Перші три хвилини. Сучасний погляд на походження Всесвіту. — Іжевськ, НДЦ «Регулярна і хаотична динаміка», 2000, с. 28
  3. ↑ Richard Hickley Allen (1963). Star Names, Their Lore and Meaning. Nowy Jork: Dover Publication.
  4. ↑ New General Catalog Objects: NGC 200 - 249. cseligman.com. Процитовано 1 червня 2025.
  5. ↑ Herschel, William. On the Construction of the Heavens, Philosophical Transactions of the Royal Society of London, 75: 213–266. 1785.
  6. ↑ Hodge, Paul W. (1992). The Andromeda Galaxy. Astrophysics and space science library. Dordrecht ; Boston: Kluwer Academic Publishers. ISBN 978-0-7923-1654-1.
  7. ↑ William Huggins, On the Spectra of Some of the Nebulae, Philosophical Transactions of the Royal Society of London, 154: 437–444. 1864.
  8. ↑ Hodge, Paul W. (1992). The Andromeda Galaxy. Astrophysics and Space Science Library. Dordrecht: Springer Netherlands. ISBN 978-0-7923-1654-1.
  9. ↑ Al-Sufi, Abd Al-Rahman (2000). Book Review Book of the Constellations of the fixed Stars. Patrick Moore’s Millennium Yearbook. London: Springer London. с. 91—92. ISBN 978-1-85233-619-6.
  10. ↑ Kepple, George Robert; Sanner, Glen W. (1998). The night sky observers guide. Richmond (Va.): Willmann-Bell. ISBN 978-0-943396-58-3.
  11. ↑ SEDS Messier Database (Messier Catalog). Reference Reviews. 19 (8): 45—45. 1 грудня 2005. doi:10.1108/09504120510632796. ISSN 0950-4125.
  12. ↑ Slipher, Vesto (1913). The radial velocity of the Andromeda Nebula (англійською) . Ловеллівська обсерваторія. с. 56—57. Bibcode:1913LowOB...2...56S. Архів оригіналу за 15 січня 2008. Процитовано 30 червня 2009.
  13. ↑ Hodge, Paul W. (1992). The Andromeda Galaxy. Astrophysics and Space Science Library. Dordrecht: Springer Netherlands. ISBN 978-0-7923-1654-1.
  14. ↑ Hodge, Paul W. (1992). The Andromeda Galaxy. Astrophysics and Space Science Library. Dordrecht: Springer Netherlands. ISBN 978-0-7923-1654-1.
  15. ↑ Karachentsev, Igor D.; Karachentseva, Valentina E.; Huchtmeier, Walter K.; Makarov, Dmitry I. (2004-04). A Catalog of Neighboring Galaxies. The Astronomical Journal (англ.). 127 (4): 2031—2068. doi:10.1086/382905. ISSN 0004-6256.
  16. ↑ McConnachie, A. W.; Irwin, M. J.; Ferguson, A. M. N.; Ibata, R. A.; Lewis, G. F.; Tanvir, N. (2005-01). Distances and metallicities for 17 Local Group galaxies. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). 356 (3): 979—997. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08514.x.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  17. ↑ Curtis, Heber D. (1988-01). Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory. Publications of the Astronomical Society of the Pacific (англ.). 100: 6. doi:10.1086/132128. ISSN 0004-6280.
  18. ↑ Inglis, Mike (2018). The Milky Way: January – February. The Patrick Moore Practical Astronomy Series. Cham: Springer International Publishing. с. 7—75. ISBN 978-3-319-72949-7.
  19. ↑ Hodge, Paul W. (1992). The Andromeda Galaxy. Astrophysics and Space Science Library. Dordrecht: Springer Netherlands. ISBN 978-0-7923-1654-1.
  20. ↑ Brush, Stephen G. (1 жовтня 1970). Immanuel Kant: Universal Natural History and Theory Of The Heavens. Physics Today. 23 (10): 63—63. doi:10.1063/1.3021795. ISSN 0031-9228.
  21. ↑ Curtis, Heber D. (1988-01). Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 100: 6. doi:10.1086/132128. ISSN 0004-6280.
  22. ↑ Roberts, I. (14 грудня 1888). Photographs of the Nebulae M 31, h 44, and h 51 Andromedae, and M 27 Vulpeculae. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). 49 (2): 65—66. doi:10.1093/mnras/49.2.65. ISSN 0035-8711.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  23. ↑ Roberts, I. (14 грудня 1888). Photographs of the Nebulae M 31, h 44, and h 51 Andromedae, and M 27 Vulpeculae. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). 49 (2): 65—66. doi:10.1093/mnras/49.2.65. ISSN 0035-8711.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  24. ↑ 3. VESTO SLIPHER: The Radial Velocity of the Andromeda Nebula. The Tests of Time. Princeton University Press. 31 грудня 2003. с. 561—563.
  25. ↑ Frommert, Hartmut (2014). Messier, Charles. Biographical Encyclopedia of Astronomers. New York, NY: Springer New York. с. 1463—1465. ISBN 978-1-4419-9916-0.
  26. ↑ Gribbin, John R. (2001). The Birth of Time: How Astronomers Measure the Age of the Universe. Yale University Press. p. 151. ISBN 978-0-300-08914-1.
  27. ↑ van der Marel, Roeland P.; Fardal, Mark A.; Sohn, Sangmo Tony; Patel, Ekta; Besla, Gurtina; Pino, Andrés del; Sahlmann, Johannes; Watkins, Laura L. (10 лютого 2019). First Gaia Dynamics of the Andromeda System: DR2 Proper Motions, Orbits, and Rotation of M31 and M33. The Astrophysical Journal. 872 (1): 24. doi:10.3847/1538-4357/ab001b. ISSN 0004-637X.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  28. ↑ Brown, R. Hanbury; Hazard, C. (1950-11). Radio-frequency Radiation from the Great Nebula in Andromeda (M.31). Nature (англ.). 166 (4230): 901—902. doi:10.1038/166901a0. ISSN 0028-0836.
  29. ↑ Bhattacharya, Souradeep; Arnaboldi, Magda; Hartke, Johanna; Gerhard, Ortwin; Comte, Valentin; McConnachie, Alan; Caldwell, Nelson (2019-04). The survey of planetary nebulae in Andromeda (M 31): I. Imaging the disc and halo with MegaCam at the CFHT. Astronomy & Astrophysics. 624: A132. doi:10.1051/0004-6361/201834579. ISSN 0004-6361.
  30. ↑ information@eso.org. ESA/Hubble Space Telescope. esahubble.org (англ.). Процитовано 1 червня 2025.
  31. ↑ а б [51]
  32. ↑ [52]
  33. ↑ [53]
  34. ↑ [54]
  35. ↑ [55]
  36. ↑ [56]
  37. ↑ Karachentsev, Igor D.; Kashibadze, Olga G. (2006). "Masses of the Local Group and of the M81 group estimated from distortions in the local velocity field". Т. 49. Astrophysics. с. 3—18. Bibcode:2006Ap.....49....3K. doi:10.1007/s10511-006-0002-6.
  38. ↑ Karachentsev, Igor D.; Karachentseva, Valentina E.; Huchtmeier, Walter K.; Makarov, Dmitry I. "A Catalog of Neighboring Galaxies". Т. 127. Astronomical Journal. с. 2031—2068. Bibcode:2004AJ....127.2031K. doi:10.1086/382905.
  39. ↑ J00443799+4129236 знаходиться на небесних координатах прямого піднесення 00h 44m 37.99s, Схилення: +41° 29′ 23.6″.
  40. ↑ Ribas, Ignasi; Jordi, Carme; Vilardell, Francesc. "First Determination of the Distance and Fundamental Properties of an Eclipsing Binary in the Andromeda Galaxy". Т. 635. Astrophysical Journal Letters. arXiv:astro-ph/0511045. Bibcode:2005ApJ...635L..37R. doi:10.1086/499161.
  41. ↑ McConnachie, Alan W.; Irwin, Michael J.; Ferguson, Annette M. N. "Distances and metallicities for 17 Local Group galaxies". Т. 356. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. с. 979—997. arXiv:astro-ph/0410489. Bibcode:2005MNRAS.356..979M. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08514.x.{{cite book}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  42. ↑ середнє значення(787 ± 18, 770 ± 40, 772 ± 44, 783 ± 25) = ((787 + 770 + 772 + 783) / 4) ± (182 + 402 + 442 + 252)0.5 / 2 = 778 ± 33.
  43. ↑ Peñarrubia, Jorge; Ma, Yin-Zhe; Walker, Matthew G.; McConnachie, Alan W. "A dynamical model of the local cosmic expansion". Т. 433. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. с. 2204—2222. arXiv:1405.0306. Bibcode:2014MNRAS.443.2204P. doi:10.1093/mnras/stu879.{{cite book}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  44. ↑ а б Kafle, Prajwal R.; Sharma, Sanjib; Lewis, Geraint F.; Robotham, Aaron S G.; Driver, Simon P. (2018). "The need for speed: Escape velocity and dynamical mass measurements of the Andromeda galaxy". Т. 475. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. с. 4043—4054. arXiv:1801.03949. Bibcode:2018MNRAS.475.4043K. doi:10.1093/mnras/sty082.{{cite book}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  45. ↑ "Milky Way ties with neighbour in galactic arms race". 15 лютого 2018.
  46. ↑ Science, Samantha Mathewson (20 лютого 2018). "The Andromeda Galaxy Is Not Bigger Than the Milky Way After All". Т. 19. Space.com.
  47. ↑ Kalirai, Jasonjot Singh; Gilbert, Karoline M.; Guhathakurta, Puragra. "The Metal-Poor Halo of the Andromeda Spiral Galaxy (M31)". Т. 648. Astrophysical Journal. с. 389—404. arXiv:astro-ph/0605170. Bibcode:2006ApJ...648..389K. doi:10.1086/505697.
  48. ↑ Chapman, Scott C.; Ibata, Rodrigo A.; Lewis, Geraint F. "A kinematically selected, metal-poor spheroid in the outskirts of M31". Т. 653. Astrophysical Journal. с. 255—266. arXiv:astro-ph/0602604. Bibcode:2006ApJ...653..255C. doi:10.1086/508599.
  49. ↑ Barmby, Pauline; Ashby, Matthew L. N.; Bianchi, Luciana. "Dusty Waves on a Starry Sea: The Mid-Infrared View of M31". Т. 650. The Astrophysical Journal. arXiv:astro-ph/0608593. Bibcode:2006ApJ...650L..45B. doi:10.1086/508626.
  50. ↑ Barmby, Pauline; Ashby, Matthew L. N.; Bianchi, Luciana (2007). "Erratum: Dusty Waves on a Starry Sea: The Mid-Infrared View of M31". Т. 655. The Astrophysical Journal. Bibcode:2007ApJ...655L..61B. doi:10.1086/511682.
  51. ↑ Tamm, Antti; Tempel, Elmo; Tenjes, Peeter (2012). "Stellar mass map and dark matter distribution in M 31". Т. 546. Astronomy & Astrophysics. arXiv:1208.5712. Bibcode:2012A&A...546A...4T. doi:10.1051/0004-6361/201220065.
  52. ↑ Kafle, Prajwal R.; Sharma, Sanjib; Lewis, Geraint F.; Robotham, Aaron S G.; Driver, Simon P. (2018). "The Need for Speed: Escape velocity and dynamical mass measurements of the Andromeda galaxy". Т. 475. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. с. 4043–4054. arXiv:1801.03949. Bibcode:2018MNRAS.475.4043K. doi:10.1093/mnras/sty082.{{cite book}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  53. ↑ Downer, Bethany; Telescope, ESA/Hubble (2019). "Hubble & Gaia Reveal Weight of the Milky Way: 1.5 Trillion Solar Masses".
  54. ↑ Starr, Michelle (2019). "The Latest Calculation of Milky Way's Mass Just Changed What We Know About Our Galaxy". ScienceAlert.com. Архів оригіналу за 8 березня 2019.
  55. ↑ Watkins, Laura L.; van der Marel, Roeland P.; Sohn, Sangmo Tony; Wyn Evans, N. "Evidence for an Intermediate-mass Milky Way from Gaia DR2 Halo Globular Cluster Motions". Т. 873. The Astrophysical Journal. arXiv:1804.11348. Bibcode:2019ApJ...873..118W. doi:10.3847/1538-4357/ab089f. ISSN 1538-4357.{{cite book}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  56. ↑ Braun, Robert; Thilker, David A.; Walterbos, René A. M.; Corbelli, Edvige (2009). "A Wide-Field High-Resolution H I Mosaic of Messier 31. I. Opaque Atomic Gas and Star Formation Rate Density". Т. 695. The Astrophysical Journal. с. 937—953. arXiv:0901.4154. Bibcode:2009ApJ...695..937B. doi:10.1088/0004-637X/695/2/937.
  57. ↑ Draine, Bruce T.; Aniano, Gonzalo; Krause, Oliver (2014). "Andromeda's Dust". Т. 780. The Astrophysical Journal. с. 172. arXiv:1306.2304. Bibcode:2014ApJ...780..172D. doi:10.1088/0004-637X/780/2/172.
  58. ↑ "HubbleSite – NewsCenter – Hubble Finds Giant Halo Around the Andromeda Galaxy (05/07/2015) – The Full Story". hubblesite.org. 2015.
  59. ↑ Gebhard, Marissa (2015). "Hubble finds massive halo around the Andromeda Galaxy". University of Notre Dame News.
  60. ↑ Lehner, Nicolas; Howk, Chris; Wakker, Bart (2014). "Evidence for a Massive, Extended Circumgalactic Medium Around the Andromeda Galaxy". Т. 804. The Astrophysical Journal. arXiv:1404.6540. Bibcode:2015ApJ...804...79L. doi:10.1088/0004-637x/804/2/79.
  61. ↑ "NASA's Hubble Finds Giant Halo Around the Andromeda Galaxy". 7 травня 2015.
  62. ↑ van den Bergh, Sidney (1 вересня 1999). The local group of galaxies. Astronomy and Astrophysics Review. 9 (3-4): 273—318. doi:10.1007/s001590050019. ISSN 0935-4956.
  63. ↑ Andromeda 'born in a collision'. BBC News (брит.). 25 листопада 2010. Процитовано 14 червня 2025.
  64. ↑ Hubble finds oldest known spiral galaxy. Physics Today. 2012 (07). 19 липня 2012. doi:10.1063/pt.5.026180. ISSN 1945-0699.
  65. ↑ Lehner, Nicolas; Howk, J. Christopher; Wakker, Bart P. (4 травня 2015). EVIDENCE FOR A MASSIVE, EXTENDED CIRCUMGALACTIC MEDIUM AROUND THE ANDROMEDA GALAXY. The Astrophysical Journal. 804 (2): 79. doi:10.1088/0004-637x/804/2/79. ISSN 1538-4357.
  66. ↑ Lehner, Nicolas; Howk, J. Christopher; Wakker, Bart P. (4 травня 2015). EVIDENCE FOR A MASSIVE, EXTENDED CIRCUMGALACTIC MEDIUM AROUND THE ANDROMEDA GALAXY. The Astrophysical Journal. 804 (2): 79. doi:10.1088/0004-637X/804/2/79. ISSN 1538-4357.
  67. ↑ Milky Way may escape fated collision with Andromeda galaxy. AAAS Articles DO Group. 9 серпня 2024. Процитовано 14 червня 2025.
  68. ↑ Braun, R.; Thilker, D. A.; Walterbos, R. A. M.; Corbelli, E. (20 квітня 2009). A WIDE-FIELD HIGH-RESOLUTION H I MOSAIC OF MESSIER 31. I. OPAQUE ATOMIC GAS AND STAR FORMATION RATE DENSITY. The Astrophysical Journal. 695 (2): 937—953. doi:10.1088/0004-637X/695/2/937. ISSN 0004-637X.
  69. ↑ van den Bergh, Sidney (1 вересня 1999). The local group of galaxies. Astronomy and Astrophysics Review. 9 (3-4): 273—318. doi:10.1007/s001590050019. ISSN 0935-4956.
  70. ↑ [41]
  71. ↑ [42]
  72. ↑ Gordon, K. D.; Bailin, J.; Engelbracht, C. W.; Rieke, G. H.; Misselt, K. A.; Latter, W. B.; Young, E. T.; Ashby, M. L. N.; Barmby, P. (20 лютого 2006). Sp i t zer MIPS Infrared Imaging of M31: Further Evidence for a Spiral-Ring Composite Structure. The Astrophysical Journal (англ.). 638 (2): L87—L92. doi:10.1086/501046. ISSN 0004-637X.
  73. ↑ Beasley, Dolores; Hendrix, Susan; Weaver, Donna (20 вересня 2005). Hubble Finds Mysterious Disk of Blue Stars Around Black Hole. hubblesite.org (англ.). Прес-реліз на офіційному сайті телескопа «Габбл». Архів оригіналу за 23 травня 2009. Процитовано 16 червня 2009.
  74. ↑ Gurzadian, V. G., Ozernoi, L. M. (1981). Accretion of the cloud of gas debris of stars disrupted by the tidal forces of a supermassive black hole. Astronomy and Astrophysics, vol. 95, no. 1. с. 39—45.
  75. ↑ а б Lauer, Tod R.; Bender, Ralf; Kormendy, John; Rosenfield, Philip; Green, Richard F. (1 лютого 2012). THE CLUSTER OF BLUE STARS SURROUNDING THE M31 NUCLEAR BLACK HOLE. The Astrophysical Journal. 745 (2): 121. doi:10.1088/0004-637X/745/2/121. ISSN 0004-637X.
  76. ↑ van den Bergh, Sidney (1991-10). The stellar populations of M 31. Publications of the Astronomical Society of the Pacific (англ.). 103: 1053. doi:10.1086/132925. ISSN 0004-6280.
  77. ↑ а б J. Binney, S. Tremaine (1987). Galactic dynamics. Princeton: Princeton series in astrophysics.
  78. ↑ Barnard, R.; Kolb, U.; Osborne, J. P. (08/2005). Timing the bright X-ray population of the core of M31 with XMM-Newton. Arxiv.org (англ.). Архів оригіналу за 30 липня 2016. Процитовано 17 червня 2009.
  79. ↑ Barmby, Pauline; Huchra, Hohn P. (Листопад 2001). M31 Globular Clusters in the Hubble Space Telescope Archive. I. Cluster Detection and Completeness (англ.). The Astronomical Journal. arXiv:astro-ph/0107401. Bibcode:2001AJ....122.2458B. doi:10.1086/323457.{{cite web}}: Обслуговування CS1: Сторінки з параметром url-status, але без параметра archive-url (посилання)
  80. ↑ Hubble Spies Globular Cluster in Neighboring Galaxy. hubblesite.org (англ.). Прес-реліз на офіційному сайті телескопа Габбл. 24 квітня 1996. Архів оригіналу за 23 травня 2009. Процитовано 17 червня 2009.
  81. ↑ G. Meylan, A. Sarajedini, P. Jablonka, S. G. Djorgovski, T. Bridges, R. M. Rich (1 травня 2001). Mayall II = G1 in M31: Giant Globular Cluster or Core of a Dwarf Elliptical Galaxy ?. Arxiv.org (англ.). Архів оригіналу за 12 серпня 2014. Процитовано 17 червня 2009.
  82. ↑ Gebhardt, Karl; Rich, R. M; Ho, Luis C. A 20000 M solar Black Hole in the Stellar Cluster G1 NASA/ADS (англ.). The Astrophysical Journal. arXiv:astro-ph/0209313. Bibcode:2002ApJ...578L..41G. doi:10.1086/342980.
  83. ↑ Ma, J.; De Grijs, R.; Yang, Y.; Zhou, X.; Chen, J.; Jiang, Z.; Wu, Z.; Wu, J. (1 квітня 2006). A ‘super’ star cluster grown old: the most massive star cluster in the Local Group. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 368 (3): 1443—1450. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10231.x. ISSN 0035-8711.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  84. ↑ Cohen, Judith G. (10 грудня 2006). The Not So Extraordinary Globular Cluster 037-B327 in M31. The Astrophysical Journal (англ.). 653 (1): L21—L23. doi:10.1086/510384. ISSN 0004-637X.
  85. ↑ Burstein, David; Li, Yong; Freeman, Kenneth C.; Norris, John E.; Bessell, Michael S.; Bland‐Hawthorn, Joss; Gibson, Brad K.; Beasley, Michael A.; Lee, Hyun‐chul (10 жовтня 2004). Globular Cluster and Galaxy Formation: M31, the Milky Way, and Implications for Globular Cluster Systems of Spiral Galaxies. The Astrophysical Journal (англ.). 614 (1): 158—166. doi:10.1086/423334. ISSN 0004-637X.
  86. ↑ A. P. Huxor, N. R. Tanvir, M. J. Irwin, R. Ibata, J. L. Collett, A. M. N. Ferguson, T. Bridges, G. F. Lewis (9 Dec 2004). A new population of extended, luminous star clusters in the halo of M31. Arxiv.org (англ.). Архів оригіналу за 21 січня 2016. Процитовано 17 червня 2009.
  87. ↑ Pechetti, Renuka; Seth, Anil; Kamann, Sebastian; Caldwell, Nelson; Strader, Jay (January 2022). Detection of a 100,000 M ⊙ black hole in M31's Most Massive Globular Cluster: A Tidally Stripped Nucleus. The Astrophysical Journal. 924 (2): 13. arXiv:2111.08720. Bibcode:2022ApJ...924...48P. doi:10.3847/1538-4357/ac339f.
  88. ↑ G. Ingrosso, S. Calchi Novati, F. De Paolis, Ph. Jetzer, A.A. Nucita, A.F. Zakharov (5 Jun 2009). Pixel-lensing as a way to detect extrasolar planets in M31. Arxiv.org (англ.). Архів оригіналу за 17 січня 2016. Процитовано 16 червня 2009.
  89. ↑ Gebhardt, Karl; Bender, Ralf; Bower, Gary; Dressler, Alan; Faber, S. M.; Filippenko, Alexei V.; Green, Richard; Grillmair, Carl; Ho, Luis C. (10 серпня 2000). A Relationship between Nuclear Black Hole Mass and Galaxy Velocity Dispersion. The Astrophysical Journal. 539 (1): L13—L16. doi:10.1086/312840.
  90. ↑ Tremaine, Scott (1995-08). An Eccentric-Disk Model for the Nucleus of M31. The Astronomical Journal. 110: 628. doi:10.1086/117548.
  91. ↑ Akiba, Tatsuya; Madigan, Ann-Marie (1 листопада 2021). On the Formation of an Eccentric Nuclear Disk following the Gravitational Recoil Kick of a Supermassive Black Hole. The Astrophysical Journal Letters. 921 (1): L12. doi:10.3847/2041-8213/ac30d9. ISSN 2041-8205.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  92. ↑ Hubble Space Telescope Finds a Double Nucleus in the Andromeda Galaxy - NASA Science (амер.). 20 липня 1993. Процитовано 14 червня 2025.
  93. ↑ Physics News Update Number 138 - THE ANDROMEDA GALAXY HAS A DOUBLE NUCLEUS. www.aip.org. Архів оригіналу за 15 серпня 2009. Процитовано 14 червня 2025.
  94. ↑ Fujimoto, M.; Hayakawa, S.; Kato, T. (1969-05). Correlation between the densities of X-ray sources and interstellar gas. Astrophysics and Space Science (англ.). 4 (1): 64—83. doi:10.1007/BF00651263. ISSN 0004-640X.
  95. ↑ Cohen, Judith G. (10 грудня 2006). The Not So Extraordinary Globular Cluster 037-B327 in M31. The Astrophysical Journal (англ.). 653 (1): L21—L23. doi:10.1086/510384. ISSN 0004-637X.
  96. ↑ Burstein, David; Li, Yong; Freeman, Kenneth C.; Norris, John E.; Bessell, Michael S.; Bland‐Hawthorn, Joss; Gibson, Brad K.; Beasley, Michael A.; Lee, Hyun‐chul (10 жовтня 2004). Globular Cluster and Galaxy Formation: M31, the Milky Way, and Implications for Globular Cluster Systems of Spiral Galaxies. The Astrophysical Journal (англ.). 614 (1): 158—166. doi:10.1086/423334. ISSN 0004-637X.
  97. ↑ Huxor, A. P.; Tanvir, N. R.; Irwin, M. J.; Ibata, R.; Collett, J. L.; Ferguson, A. M. N.; Bridges, T.; Lewis, G. F. (2005-07). A new population of extended, luminous star clusters in the halo of M31. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). 360 (3): 1007—1012. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  98. ↑ Pechetti, Renuka; Seth, Anil; Kamann, Sebastian; Caldwell, Nelson; Strader, Jay; den Brok, Mark; Luetzgendorf, Nora; Neumayer, Nadine; Voggel, Karina (1 січня 2022). Detection of a 100,000 M ⊙ black hole in M31's Most Massive Globular Cluster: A Tidally Stripped Nucleus. The Astrophysical Journal. 924 (2): 48. doi:10.3847/1538-4357/ac339f. ISSN 0004-637X.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  99. ↑ An, Jin H.; Evans, N. W.; Kerins, E.; Baillon, P.; Calchi Novati, S.; Carr, B. J.; Creze, M.; Giraud‐Heraud, Y.; Gould, A. (2004-02). The Anomaly in the Candidate Microlensing Event PA‐99‐N2. The Astrophysical Journal (англ.). 601 (2): 845—857. doi:10.1086/380820. ISSN 0004-637X.
  100. ↑ Higgs, C R; McConnachie, A W (22 липня 2021). Solo dwarfs IV: comparing and contrasting satellite and isolated dwarf galaxies in the Local Group. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.). 506 (2): 2766—2779. doi:10.1093/mnras/stab1754. ISSN 0035-8711.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  101. ↑ Bekki, Kenji; Couch, Warrick J.; Drinkwater, Michael J.; Gregg, Michael D. (10 серпня 2001). A New Formation Model for M32: A Threshed Early-Type Spiral Galaxy?. The Astrophysical Journal. 557 (1): L39—L42. doi:10.1086/323075.
  102. ↑ [136]
  103. ↑ [1]
  104. ↑ [137]
  105. ↑ [138]
  106. ↑ [16]
  107. ↑ [139]
  108. ↑ "Can you see other galaxies without a telescope?". starchild.gsfc.nasa.gov.
  109. ↑ King, Bob (2015). "How to See the Farthest Thing You Can See". Sky & Telescope.
  110. ↑ Garner, Rob (2019). "Messier 33 (The Triangulum Galaxy)". NASA.
  111. ↑ Harrington, Philip S. (2010). Cosmic Challenge: The Ultimate Observing List for Amateurs. Cambridge University Press. с. 28–29. ISBN 9781139493680. Але чи можна помітити розсіяне світіння [M81] магнітудою 7,9 без будь-якої оптичної допомоги? Відповідь - так, але з кількома важливими умовами. Місце спостереження повинно бути не тільки надзвичайно темним і повністю відсутнім будь-яким атмосферним впливом, природним або штучним, але й спостерігач повинен мати винятково гострий зір.
  112. ↑ "Observing the Andromeda Galaxy". University of California.
  113. ↑ Kohl, J. "Time and Light.". Time in Contemporary Musical Thought. Routledge. с. 203—220.
  114. ↑ Jarvis, Stephen H. (2020). "The Relativity of Time." (PDF).
  115. ↑ Greene, Brian (2004). The fabric of the cosmos: Space, time, and the texture of reality. Knopf.
  116. ↑ Davies, Paul, and P. C. W. Davies (1996). "About time: Einstein's unfinished revolution".
  117. ↑ Messier's Drawings of M31/32/110 and M42/43 (англ.). Архів оригіналу за 25 листопада 2009. Процитовано 31 грудня 2009.
  118. ↑ King, Bob (2015). "Watch Andromeda Blossom in Binoculars". Sky & Telescope.
  119. ↑ "Observing M31, the Andromeda Galaxy". Архів оригіналу за 5 серпня 2020.
  120. ↑ "Globular Clusters in the Andromeda Galaxy". www.astronomy-mall.com.
  121. ↑ Andrew Crumey (2014). Human Contrast Threshold and Astronomical Visibility. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. с. 2600—2619. arXiv:1405.4209. doi:10.48550/arXiv.1405.4209.
  122. ↑ Human eye: color vision - the work of the retina. Britannica.com. 23 квітня 2025.
 
Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Галактика Андромеди

Посилання

ред.




◄ NGC 220 | NGC 221 | NGC 222 | NGC 223 | NGC 224 | NGC 225 | NGC 226 | NGC 227 | NGC 228 ►

Координати:   00г 42.44м 30с, +41° 16′ 10″

Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Галактика_Андромеди&oldid=45487525