Эта статья входит в число избранных

Галактика Андромеды

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Стабильная версия, проверенная 26 апреля 2025.
Запрос «Туманность Андромеды» перенаправляется сюда; см. также другие значения.
У этого термина существуют и другие значения, см. M31.
Галактика Андромеды
Галактика
Изображение галактики Андромеды с усиленной линией H-альфа
Изображение галактики Андромеды с усиленной линией H-альфа
История исследования
Обозначения M 31, NGC 224, PGC 2557
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Созвездие Андромеда
Прямое восхождение 00ч 42м 44,33с
Склонение 41° 16′ 7,50″
Видимые размеры 3° × 1°
Видимая зв. величина +3,44m
Характеристики
Тип SA(s)b
Входит в Местная группа[1][2], [TSK2008] 222[вд][1][3][…] и M31 Group[вд][1][2]
Лучевая скорость −300 ± 4 км/с[2][4]
z −0,001
Расстояние 2,4—2,7 млн св. лет (740—830 тыс. пк)
Абсолютная звёздная величина (V) −21,2m
Масса 0,8—1,5⋅1012 M☉
Радиус 23,5
килопарсека
Свойства Крупнейшая галактика
Местной группы
Информация в базах данных
SIMBAD M 31
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе
Часть галактики

Гала́ктика Андроме́ды (Тума́нность Андроме́ды, M 31, NGC 224, PGC 2557) —

Местной группы
. Её масса приблизительно равна массе Млечного Пути или даже меньше.

Галактика Андромеды имеет как выраженную

приливными взаимодействиями. Звёздное население
этой галактики в среднем более старое, чем в нашей галактике, а темп звездообразования более низкий и составляет лишь 20—30 % такового в Млечном Пути.

В галактике Андромеды известно около 400 шаровых звёздных скоплений, что в 2—3 раза больше, чем в Млечном Пути. Система шаровых скоплений и сами эти объекты в некоторых отношениях отличаются от таковых в нашей Галактике: массивные, но довольно молодые скопления в M 31 не имеют аналогов в Млечном Пути. Молодые скопления небольшой массы, похожие на рассеянные скопления Млечного Пути, и OB-ассоциации в галактике Андромеды также присутствуют.

В галактике известно как минимум 35 тысяч

экзопланеты — PA-99-N2b
.

Галактика имеет более 20 спутников, многие из которых — карликовые сфероидальные галактики. Наиболее яркие из них — M 32 и M 110, и, возможно, к её спутникам также относится галактика Треугольника.

Галактика Андромеды и Млечный Путь сближаются, по расчётам, через 4 миллиарда лет произойдёт их столкновение и последующее слияние.

Самое раннее сохранившееся упоминание галактики относится к 964 году нашей эры. До 1920-х годов данных о расстоянии до галактики практически не было, но в 1923 году

Эдвин Хаббл
показал, что M 31 находится вне нашей Галактики и по некоторым параметрам сравнима с ней. На сегодняшний день это одна из самых изученных галактик.

Галактика Андромеды имеет видимую звёздную величину +3,44m и угловой диаметр в 6 раз больше углового диаметра Луны, благодаря чему она видима невооружённым глазом и популярна как объект для наблюдения среди астрономов-любителей. Туманность Андромеды часто упоминается в научной фантастике.

Эволюция

Долгое время считалось, что галактика Андромеды и Млечный Путь являются тесными аналогами, в том числе по происхождению, однако накопленные наблюдательные данные указывают на существенные различия в их эволюционной истории. Ряд исследований указывает на то, что Андромеда имела бурное прошлое, характеризующееся масштабными аккреционными событиями[5].

Модель, предложенная в 2018 году

Университет Мичигана), предполагает, что существенный вклад в формирование современного вида галактики Андромеды внесло столкновение с крупной спиральной галактикой, масса которой составляла около 40 % звёздной массы Млечного Пути. Согласно реконструкции сценария событий, около 6 миллиардов лет назад сторонняя спиральная галактика вошла в сферу влияния темного гало галактики Андромеды. С этим событием, как отмечает Эрик Белл, связано прекращение звездообразования в галактиках-спутниках захваченного объекта из-за потери ими газа. Между 4 и 5 миллиардами лет назад произошло первое тесное сближение, сопровождавшееся вспышкой звездообразования на всём диске галактики Андромеды и в M32. Окончательное столкновение и слияние дисков, согласно наблюдательным данным, состоялось около 2 миллиардов лет назад. Этот катастрофический эпизод вызвал утолщение звездного диска, образование массивного и металлобогатого гало, массовое появление новых звезд и вспышки сверхновых в диске галактики Андромеды. После слияния в самой галактике Андромеде темпы звездообразования резко снизились, а в M32 оно прекратилось полностью. На этот же период приходится формирование самых молодых звезд в гало галактики Андромеды[5]
.

Согласно одной из версий ядро галактики, с которой столкнулась галактика Андромеды, сохранилось в виде компактной эллиптической галактики M32. Идея о том, что галактика Андромеды вобрала большую часть звёзд M32, высказывалась ещё в 1972 году Сандрой Фабер. На связь M32 с этим столкновением указывают её необычные свойства: высокая металличность, наличие молодых звёзд и компактные размеры. Однако вопрос о том, является ли M32 остатком разрушенной галактики, остаётся предметом дискуссий. Франсуа Хаммер не согласен с тем, что M32 является остатком слияния, утверждая, что столь массивная вторгшаяся галактика (~40 % массы Млечного Пути, или ~10 масс БМО) должна была испытать сильное динамическое трение и быстро слиться с центром галактики Андромеды без остатка. Также моделирование показывает, что остаток должен находиться к востоку от галактики Андромеды, тогда как M32 расположена к югу. Каролина Гилберт (Институт исследований космоса с помощью космического телескопа) отмечает, что доказательства связи M32 со слиянием считаются косвенными, но интригующими[5].

Свойства

Основные характеристики

Галактика Андромеды в ультрафиолетовых лучах
Снимок телескопа Спитцер
Галактика Андромеды в инфракрасном диапазоне

Галактика Андромеды —

Местной группе, а также ближайшей крупной галактикой к Млечному Пути[6][7]. Хотя расстояние до этой галактики известно с одной из лучших точностей в астрономии, погрешность всё равно заметна и обусловлена неточностью измеренного расстояния до Малого Магелланова Облака, которое служит ступенью шкалы расстояний в астрономии[8]
.

Диаметр галактики, измеренный по

квадратную секунду дуги в фотометрической полосе B, составляет 47 килопарсек[9], что больше, чем диаметр Млечного Пути[10]. В пределах 30 килопарсек от центра галактики заключена масса в 3⋅1011 M⊙, из которой на звёзды приходится около 1011 M⊙[11]. В более далёких частях галактики звёзды и газ уже практически не наблюдаются, но общая масса в области с радиусом в 100 килопарсек от центра, по разным оценкам, находится в диапазоне 0,8—1,5⋅1012 M⊙[12][13], в том числе из-за гало тёмной материи. Всего же галактика содержит порядка триллиона звёзд, а её абсолютная звёздная величина в полосе V составляет −21,2m[14][15]. Таким образом, галактика Андромеды вдвое больше по размеру, чем Млечный Путь, и содержит в 2,5—5 раз больше звёзд. При этом массы двух галактик как минимум равны, а скорее всего, масса Млечного Пути даже больше за счёт гало, хотя до недавнего времени считалось, что галактика Андромеды значительно массивнее Млечного Пути, так как не было точной информации о массе гало M 31[6][8][16]
.

Видимая звёздная величина галактики в полосе V составляет +3,44m, а показатель цвета B−V — +0,92m[17]. Плоскость галактики расположена под углом в 12,5° к лучу зрения[15], позиционный угол её большой полуоси составляет 38°[18]. Величина межзвёздного поглощения в полосе V для галактики составляет 0,19m, а межзвёздное покраснение в цвете B−V — 0,06m, но из-за больших угловых размеров галактики эта величина должна различаться для разных её областей[19]. Северо-западная часть диска галактики — ближайшая к Млечному Пути[20].

Структура

Профиль поверхностной яркости галактики M 31 вдоль её большой оси. Точки — наблюдательные данные, линия — модель; вклад балджа и диска показан, соответственно, красной пунктирно-точечной и синей пунктирной линиями

Галактика Андромеды имеет как выраженную сфероидальную составляющую, так и диск с заметными спиральными рукавами. По классификации Хаббла её относят к типу Sb[6][15], а в классификации де Вокулёра она имеет тип SA(s)b[18].

Диск

В диске галактики содержится 56 % звёздной массы галактики[21], он обеспечивает 70 % светимости галактики[22]. Диск имеет искривлённую форму: северо-восточная часть диска отклонена к северу, а юго-восточная — к югу относительно его большой оси[23].

Распределение яркости в диске

килопарсек, в полосе V — 5,7 килопарсека, а в полосе K — только 4,4 килопарсека. Таким образом, окраина диска имеет более голубой цвет и более молодое звёздное население, чем центральные области[24][25]
.

В диске галактики наблюдается множество сегментов

спиральных рукавов: во внутренних областях галактики они выделяются в основном за счёт пыли, а во внешних — за счёт сверхгигантов и областей H II[26][27]. Скорее всего, формирование спиральной структуры в галактике Андромеды не объясняется теорией волн плотности[18]. Кроме спиральной структуры, в диске галактики наблюдается кольцо, окружающее центр на расстоянии приблизительно в 10 килопарсек от него, — так называемый молодой диск (англ. young disc): он отличается большим количеством областей H II и OB-ассоциаций. Молодой диск содержит 1 % звёздной массы звёзд и при моделировании иногда рассматривается как отдельная от диска составляющая галактики[21][28]
.

Диск Андромеды имеет особенности, отличающие его от Млечного Пути. Если диск нашей галактики состоит в основном из тонкого диска (толщиной около 2000 световых лет в окрестностях Солнца) и более старого толстого диска, то диск Андромеды, по словам Франсуа Хаммера, представляет собой преимущественно толстый диск[5].

В 2015 году Клэр Дорман с коллегами сообщили, что звезды Андромеды старше 2 миллиардов лет имеют очень высокую дисперсию скоростей, что характерно для толстого диска. В 2023 году Джулианна Далкантон[англ.] и её коллеги измерили толщину звездного диска галактики Андромеды, которая составила примерно 5000 световых лет. Наличие относительно молодых звезд в толстом диске галактики Андромеды указывает на его недавнее формирование, около 2 миллиардов лет назад. Примерно 2-4 миллиарда лет назад по всему диску галактики Андромеды прошла мощная вспышка звездообразования. По словам Бенджамина Уильямса (Вашингтонский университет), наблюдения телескопа Hubble выявляли избыток звезд этого возраста во всех областях диска[5].

Сферическая подсистема

Светимость сферической подсистемы составляет 30 % светимости галактики[22]. Балдж и гало содержат, соответственно, 30 % и 13 % звёздной массы галактики[21].

Балдж имеет эффективный радиус в 3,8 килопарсека, видимое отношение осей составляет 0,6 ― причиной такой сплюснутости является его вращение. Гало галактики Андромеды также сплюснуто с отношением осей 0,55[29][30]. Балдж M 31 содержит как классическую составляющую, так и ящикообразную[31][32].

Гало

Звездное гало галактики Андромеды существенно отличается от гало Млечного Пути. Если гало нашей галактики содержит преимущественно старые звезды с низким содержанием металлов и имеет массу около 1 миллиарда солнечных масс (примерно 2 % от общей звездной массы), то звездное гало галактики Андромеды содержит гораздо больше звёзд — до 20 миллиардов солнечных масс. По утверждению Франсуа Хаммера, гало галактики Андромеды намного сложнее гало нашей галактики[5].

В 1980-х и 1990-х годах астрономы обнаружили, что гало галактики Андромеды, вопреки ожиданиям, относительно богато металлами. Эрик Белл назвал это открытие «крайне удивительным». В 2001 году Родриго Ибата[фр.] с коллегами обнаружил звездный поток в южной части гало галактики Андромеды, простирающийся на 330 000 световых лет. Франсуа Хаммер описал этот поток как «гигантский» и «совершенно необычный», не имеющий аналогов в Млечном Пути. Звезды в этом потоке имеют содержание железа около 45 % от солнечного, что значительно выше, чем в гало Млечного Пути (1-10 %)[5].

По одной из гипотез, миллиарды звезд из спиральной галактики, с которой столкнулась галактика Андромеды, были рассеяны по её гало, что объясняет его необычные характеристики[5].

Бар

Галактика Андромеды наклонена к

атомарного водорода или ориентация внутренних изофот галактики[33]
.

Ядро

Изображение двойного ядра галактики Андромеды

В центре галактики Андромеды наблюдается ядро. Его видимая звёздная величина в полосе V составляет 12,6m, что соответствует абсолютной звёздной величине −12,0m[34]. Ядро является двойным: в середине наблюдаются две области, P1 и P2, разделённые расстоянием в 1,8 парсека, где концентрируются звёзды. P1 более яркая, при этом в центре галактики находится не она, а более тусклая P2. Более тусклая область имеет эффективный радиус в 0,2 парсека и, возможно, содержит сверхмассивную чёрную дыру массой 5⋅107 M⊙[34].

Двойственность ядра можно объяснить либо тем, что галактика Андромеды в прошлом поглотила шаровое скопление или небольшую галактику, ядро которой и наблюдается, либо тем, что ядро частично затенено пылью, что может создавать иллюзию двойственности ядра[7][8]. Само ядро имеет очень высокую светимость, в 60 раз превышающую светимость среднего шарового скопления в галактике. Также ядро, подобно ядру нашей Галактики, является радиоисточником, но его светимость в этом диапазоне в 30 раз слабее, чем у источника в центре Млечного Пути[28].

Приливные структуры

В галактике наблюдается множество структур, возникших в результате

приливных взаимодействий. Особенно они заметны во внешнем гало ― на расстояниях более 50 килопарсек от центра галактики, некоторые из них простираются до расстояний более 100 килопарсек от центра M 31. Эти структуры удаётся отслеживать по звёздам вершины ветви красных гигантов[35]
.

Например, Гигантский звёздный поток (англ. Giant stellar stream) ― наиболее заметная из приливных структур M 31 ― образовалась в результате прохождения карликового спутника в нескольких килопарсеках от центра галактики Андромеды. Спутник имел массу, составляющую, по разным оценкам, 1―5⋅109 M⊙, двигался по практически радиальной орбите, а прохождение случилось 1―2 миллиарда лет назад[35].

Звёздное население

В центральных частях галактики доминируют звёзды классического балджа, у большинства из которых возраст составляет 11—13 миллиардов лет и наблюдается повышенная металличность ― в центре она равна 0,35[комм. 1] и понижается с удалением от центра. У этих звёзд также наблюдается повышенное содержание альфа-элементов относительно железа. У звёзд бара содержание альфа-элементов относительно железа повышено, но их металличность близка к солнечной. В диске звёздное население более молодое, в некоторых областях его средний возраст составляет 3―4 миллиарда лет. Таким образом, во внутренних областях M 31 сначала за сравнительно короткое время образовался классический балдж и первичный диск, в котором сформировался бар, сейчас наблюдаемый как ящикообразная компонента балджа. После этого звездообразование в балдже продолжалось, что увеличивало металличность центральных областей, а диск сформировался позже[37][38].

В

шаровые скопления
в гало распределены по-разному: для звёзд их пространственная плотность зависит от расстояния как , а для скоплений — как , то есть система шаровых скоплений является более протяжённой, чем звёздная. Кроме того, у звёзд внутренней части гало выше металличность, чем у скоплений, — это может объясняться тем, что скопления сформировались раньше, чем большинство звёзд в гало[40].

Наиболее яркие звёзды

населения II. Например, известно, что звёзды Вольфа — Райе последовательности WN сходны с таковыми во Млечном Пути, а последовательности WC — отличаются более слабыми и широкими линиями в спектре[41]
.

Нынешний темп

полосе g соотношение масса — светимость в единицах M⊙/L⊙ составляет порядка 5,3 для балджа, 5,2 для диска, 6,2 для гало и 1,2 для молодого диска[21]
.

Звёздные скопления и ассоциации

Местной группе
Некоторые звёздные скопления M 31

Галактика Андромеды имеет выраженную систему

Местной группе, которое имеет массу в 7—15 миллионов масс Солнца (что вдвое больше, чем у Омеги Центавра) и, возможно, является ядром разрушенной карликовой галактики[8][15][28][43]. В среднем шаровые звёздные скопления в галактике Андромеды имеют бо́льшую металличность, чем в Млечном Пути[44]
.

В галактике Андромеды известны скопления с большим количеством звёзд, по возрастам занимающие три диапазона: первый — от 100 до 500 миллионов лет, второй — около 5 миллиардов лет, третий — 10—12 миллиардов лет, при этом некоторые из таких скоплений относятся к диску галактики. В отличие от галактики Андромеды, в Млечном Пути скопления с большим количеством звёзд — шаровые скопления — практически одинаково старые, с возрастом 10—12 миллиардов лет, а молодые отсутствуют[45][46].

Вероятно, наличие молодых скоплений в галактике Андромеды объясняется поглощением ею неправильных галактик в прошлом. Такие скопления малого возраста могут рассматриваться и как шаровые, и как отдельный тип, называемый населёнными голубыми скоплениями (англ. populous blue clusters), представители которого считаются предшественниками типичных шаровых скоплений[45][46].

Кроме того, в галактике Андромеды имеются звёздные скопления, по характеристикам промежуточные между шаровыми звёздными скоплениями и карликовыми сфероидальными галактиками, аналогов которым в Млечном Пути не обнаружено. Хотя их светимости и цвета такие же, как и у обычных шаровых скоплений, они отличаются очень большими радиусами — порядка 30 парсек[47].

В галактике Андромеды нет выраженной границы между скоплениями гало и скоплениями балджа, в отличие от Млечного Пути. В нашей Галактике скопления балджа имеют металличность выше −1,0[комм. 1], а скопления гало — ниже, а скоплений с промежуточными значениями металличности наблюдается мало, в то время как в галактике Андромеды распределение скоплений по металличностям более равномерное. Кроме того, в M 31 некоторые скопления, расположенные в гало достаточно далеко от центра, имеют относительно высокие металличности — до −0,5[48].

Молодые скопления небольшой массы, похожие на рассеянные скопления Млечного Пути, в галактике Андромеды также присутствуют — по оценкам, в M 31 таких объектов должно быть около 10 тысяч[46]. В галактике известно около 200 OB-ассоциаций: они сосредоточены в спиральных рукавах и в молодом диске (см. выше➤), но даже там их концентрация относительно мала в сравнении с нашей Галактикой[49][50].

Межзвёздная среда

атомарного водорода в галактике составляет около 4⋅109 M⊙[15][52], а масса пыли — 5⋅107 M⊙[53]
.

В галактике Андромеды пыли достаточно, чтобы она наблюдалась в виде пылевых полос, частично затемняющих свет с северо-западной стороны от балджа. Пылевые полосы хорошо заметны из-за большого угла наклона плоскости галактики к картинной плоскости. Всего в галактике известно более 700 отдельных пылевых облаков[54].

Пыль в галактике M 31 влияет на поглощение и покраснение света. Помимо того избытка цвета, которое создаёт пыль в нашей Галактике, покраснение в цвете B−V за счёт пыли в галактике Андромеды в некоторых областях достигает 0,45m. Зависимость величины поглощения от длины волны отличается от таковой для пыли Млечного Пути. Пыль также вносит вклад в поляризацию излучения M 31, и зависимость степени поляризации от длины волны тоже отличается от наблюдаемой в нашей Галактике. Из-за некоторого нагрева пыль сама излучает в инфракрасном диапазоне[54]. Отношение количества пыли к количеству газа постепенно уменьшается от центра галактики к периферии[53].

Атомарный водород в M 31 сосредоточен в диске, особенно в спиральных рукавах и в кольце радиусом в 10 килопарсек (см. выше➤), а искривление диска лучше всего заметно именно по структуре атомарного водорода. В местах, где происходит активное звездообразование, плотность атомарного водорода снижена[55]
.

В галактике известно более 3900

радиодиапазоне. Хотя области H II в галактике сами по себе довольно типичны, в их совокупности мало ярких объектов. Металличность областей H II понижается от центра к окраине галактики[60]
.

В галактике также наблюдается излучение отдельных

CO, которые располагаются в молекулярных облаках. В спиральных рукавах излучение приходит из гигантских молекулярных облаков с массами порядка 106 M⊙, а между рукавами излучают менее крупные облака с массами порядка 104 M⊙[61]
.

Переменные звёзды

В галактике Андромеды известно как минимум 35 тысяч

переменные типа R Северной Короны[64][65]
.

Одна из переменных звёзд — M31-RV — проявилась довольно необычным образом: она резко увеличила свою яркость в 1988 году, достигла абсолютной звёздной величины −10m и стала одной из самых ярких звёзд галактики, а затем потускнела и перестала быть видимой. При этом по наблюдаемым свойствам эта звезда сильно отличалась от типичных новых звёзд и была похожа на переменную V838 Единорога, вспыхнувшую в нашей Галактике. Одно из возможных объяснений такого поведения ― слияние двух звёзд[66][67].

Новые и сверхновые

В галактике Андромеды вспыхивает в среднем около 50

новых звёзд в год, всего в галактике зарегистрировано не менее 800 таких объектов[68]. При этом отношение частоты вспышек новых звёзд к светимости галактики довольно низко по сравнению с другими галактиками, что может быть связано с низким темпом звездообразования в M 31[69][70]. У одной из повторных новых звёзд ― M31N 2008-12a ― вспышки наблюдались уже как минимум 8 раз[71]
.

За всю историю наблюдений в галактике была зарегистрирована единственная сверхновая — S Андромеды, наблюдавшаяся в 1885 году[8]. Её видимая звёздная величина составила 6,7m в максимуме блеска, и современниками она была принята за новую звезду, а не сверхновую (см. ниже➤). Количество остатков сверхновых, а значит, и частота их вспышек в галактике невелики для её светимости из-за пониженного темпа звездообразования[72][73].

Экзопланеты

В галактике есть кандидат в

микролинзирования, наблюдавшееся в 1999 году. Однако после объявления об открытии оно было поставлено под сомнение[74], и на данный момент планета считается неподтверждённой[75]
.

Радиоизлучение

Как и многие галактики, M 31 излучает в

МГц наблюдается 405 источников[76], среди них, например, остатки сверхновых. Радиоизлучение приходит в основном из центра галактики и из кольца с радиусом в 10 килопарсек, а области, где мощность радиоизлучения повышена, соответствуют областям более активного звездообразования. Радиоизлучение M 31 поляризовано: галактика имеет магнитное поле, поэтому электроны, движущиеся в нём с релятивистскими скоростями, создают поляризованное синхротронное излучение[77][78]
.

Рентгеновские источники

В галактике Андромеды известно как минимум 1897 источников

белые карлики с высокой температурой[79][80]. Некоторые источники наблюдаются в шаровых скоплениях галактики — яркость скоплений M 31 в рентгеновском диапазоне выше, чем шаровых скоплений Млечного Пути[81]. Ещё одно отличие источников в галактике Андромеды от источников в Млечном Пути — сосредоточение в центре: ярких источников в балдже M 31 гораздо больше, чем в балдже Млечного Пути, а ещё более сильным различие становится при сравнении внутренних частей балджей[82]
.

Движение

Кривая вращения M 31. Пунктирными линиями указан вклад различных частей галактики в общую кривую вращения, обозначенную сплошной линией

Тангенциальная скорость галактики Андромеды составляет 57 км/с, так что галактики столкнутся в будущем (см. ниже➤)[8][20]
.

Кривая вращения галактики имеет максимум в области 1—15 килопарсек от центра, на этих расстояниях скорость вращения галактики составляет 240—250 км/с[21]. С точки зрения наблюдателей на Земле вращение галактики происходит против часовой стрелки[20].

Столкновение Млечного Пути и галактики Андромеды

Модель слияния Млечного Пути и галактики Андромеды
Основная статья: Столкновение Млечного Пути и галактики Андромеды

Поскольку галактика Андромеды и Млечный Путь сближаются со скоростью около 120 км/с, а

тангенциальная скорость галактики Андромеды при этом достаточно мала, галактики в будущем столкнутся. Это произойдёт через 4 миллиарда лет, после чего на процесс слияния уйдёт ещё 2 миллиарда лет, а в результате слияния образуется эллиптическая галактика. При слиянии галактик столкновения отдельных звёзд всё равно будут маловероятны из-за низкой концентрации звёзд, но, возможно, Солнечная система будет выброшена на далёкое расстояние от центра получившейся галактики. В этом столкновении будет участвовать галактика Треугольника, и возможно, Млечный Путь столкнётся с ней раньше, чем с галактикой Андромеды[7][15][83]
.

Спутники

Местной группе
Основная статья: Список галактик-спутников галактики Андромеды

У галактики Андромеды известно более 20 галактик-спутников. Многие из спутников M 31 — карликовые сфероидальные галактики, подобных которым в системе Млечного Пути не наблюдается[84]. В Местной группе эти спутники с самой M 31 образуют подгруппу Андромеды[85]. Наиболее яркие и заметные из спутников — M 32 и M 110, кроме того, возможно, к спутникам галактики Андромеды относится галактика Треугольника[7][8].

Приливное взаимодействие между галактикой и спутниками приводит к тому, что с некоторыми из спутников связаны звёздные потоки и другие приливные структуры (см. выше➤)[35][86][87]. Кроме того, M 32 прошла через диск галактики Андромеды 200 миллионов лет назад или раньше, что привело к деформации спиральных рукавов и появлению кольца в галактике[88], а между этими двумя галактиками наблюдается «мост» из вещества[62].

История изучения

До XX века

Зарисовка туманности, сделанная Шарлем Мессье в 1807 году
Фотография, сделанная Исааком Робертсом в 1899 году

При хороших условиях наблюдения галактика Андромеды видна невооружённым глазом как туманность и, скорее всего, неоднократно наблюдалась в древности. Однако первое сохранившееся упоминание о ней датируется лишь 964 (либо 965

Ас-Суфи, где она описана как «маленькое облако»[8][90][91]
.

Из европейских источников, упоминающих туманность, известна

Шарль Мессье внёс туманность в свой каталог в 1764 году под 31-м номером. В качестве первооткрывателя он указал Симона Мария, хотя тот не был первооткрывателем и не заявлял об открытии. Позже Мессье внёс в каталог и два спутника галактики — M 32 и M 110[8][90][91]
.

Уильям Гершель был первым, кто стал систематически исследовать туманности, в том числе и галактику Андромеды. Он считал, что M 31 и другие туманности рассеивают свет звёзд, из-за чего и выглядят туманными объектами, — это предположение оказалось верным для многих туманностей, но не для галактики Андромеды. Кроме того, Гершель ошибочно полагал, что за периоды в несколько лет внешний вид туманности меняется. Эта идея основывалась на том, что во времена Гершеля фотографии не существовало, и астрономы были вынуждены полагаться на зарисовки небесных тел, которые различались в зависимости от наблюдателя[92]. В 1785 году Гершель ошибочно оценил расстояние до галактики как 2000 расстояний до Сириуса, то есть 17 тысяч световых лет, но верно предположил, что туманность Андромеды похожа на Млечный Путь[8][62]
.

В 1847 году

Уильям Хаггинс заметил, что спектры туманностей делятся на непрерывные, которые встречаются также у звёзд, и эмиссионные, которые наблюдаются у газопылевых туманностей. Хаггинс обнаружил, что спектр M 31 непрерывен[8]
.

В 1885 году в галактике вспыхнула сверхновая — S Андромеды, первая зарегистрированная сверхновая вне Млечного Пути и пока что единственная в галактике Андромеды (см. выше➤)[8]. Эта сверхновая была принята за новую звезду, и эта ошибка утвердила мнение, что M 31 находится в нашей Галактике[94].

В 1887 году

спиральными рукавами[95]
.

В 1888 году Джон Дрейер опубликовал Новый общий каталог, содержащий 7840 туманностей, звёздных скоплений и других объектов. Галактика Андромеды вошла в него как NGC 224. Кроме самой галактики, в каталог вошло находящееся в ней звёздное скопление NGC 206. Уже известные компаньоны M 32 и M 110 вошли в каталог как NGC 221 и NGC 205 соответственно; ещё два спутника получили обозначения NGC 147 и NGC 185[8][90][96].

XX век

В 1912 году

Весто Слайфер измерил лучевую скорость M 31 и выяснил, что она приближается к Земле со скоростью 300 км/с, что оказалось наибольшим значением из всех измеренных до этого. Это стало свидетельством того, что туманность находится вне Млечного Пути[8]. Слайфер также обнаружил вращение галактики: на угловом расстоянии в 20 минут дуги от центра лучевая скорость отличалась на 100 км/с[97]
.

До 1920-х годов данных о расстоянии до галактики практически не было, а различные попытки измерения часто приводили к неопределённым или совершенно неверным результатам. Например,

секунды дуги, что привело к измеренному расстоянию всего в 6 парсек[98]. Напротив, величина параллакса, которую измерил Адриан ван Маанен в 1918 году, была меньше величины погрешности измерения. Другие методы также приводили к подобным результатам[99]
.

В 1922 году

Эрнст Эпик предположил, что сплюснутость центральных частей галактики вызвана их вращением, и, зная саму скорость вращения, оценил расстояние до галактики в 450 килопарсек. В 1923 году Кнут Лундмарк по видимому блеску новых звёзд, обнаруженных в галактике, получил расстояние немногим более 1 мегапарсека. По порядку величины эти результаты сходятся с общепринятым значением[100]
.

В 1923 году

переменные звёзды, для которых была известна зависимость между периодом и светимостью. Благодаря этому открытию он позже определил, что расстояние до M 31 значительно превышает размеры Млечного Пути. Тем самым туманность Андромеды стала одним из первых астрономических объектов, для которого было доказано местонахождение вне нашей Галактики[101][102][103]. Впоследствии число переменных звёзд, известных Хабблу, увеличилось до 50, и в 1929 году он опубликовал работу, посвящённую галактике Андромеды. Оценка расстояния по цефеидам, сделанная Хабблом, составила 275 килопарсек ― она оказалась сильно занижена, поскольку в то время не было известно, что цефеиды делятся на два типа с разными зависимостями между периодом и светимостью[8]. Хаббл измерил массу галактики и некоторые другие её характеристики. Оценка массы также оказалась сильно заниженной и составила 3,5⋅109 M⊙, но, несмотря на ошибочность результатов, Хаббл смог показать, что M 31 ― галактика, во многом сравнимая с нашей[104]
.

После того как была опубликована работа Хаббла, важный вклад в изучение M 31 внёс

население II. В 1952 году, также благодаря наблюдениям M 31, Бааде выяснил, что цефеиды населения I и населения II имеют различную зависимость между периодом и светимостью. При равных периодах цефеиды населения I в среднем в четыре раза ярче, чем населения II, поэтому в результате этого открытия оценки расстояния до галактик увеличились в два раза[комм. 2][105]
.

В дальнейшем были сделаны различные открытия. Например, в 1958 году

планетарные туманности в галактике также открыл Бааде, но в больших количествах их стали открывать в 1970-х годах. В 1989 году был открыт остаток сверхновой S Андромеды, а в 1991 году с помощью телескопа Хаббл выяснилось, что ядро галактики является двойным[62][106]
.

XXI век

В XXI веке галактика Андромеды становилась объектом различных исследований. Среди них, например, The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury (PHAT) ― многополосное фотометрическое исследование части диска и центральной области галактики с помощью телескопа Хаббл. Его цель ― открытие звёздных скоплений, определение возрастов и металличностей отдельных звёзд и истории звездообразования в галактике. Другой пример ― The Pan-Andromeda Archaeological Survey (PAndAS) ― фотометрическое исследование внешних областей галактики, её гало и приливных структур в нём, а также спутников и удалённых звёздных скоплений[107]. Кроме того, с помощью данных, полученных в 2018 году на космическом телескопе Gaia, была изучена динамика самой галактики и большого числа звёзд в ней[20].

Галактика Андромеды является наиболее изученной из внешних галактик: в частности, она представляет интерес тем, что, в отличие от Млечного Пути, она наблюдается со стороны и все её особенности хорошо видны, а не скрыты межзвёздной пылью[8].

Наблюдения

Расположение M 31 в созвездии Андромеды
Сравнение угловых размеров Луны и галактики Андромеды (изображение смонтировано)

Галактика Андромеды наблюдается в одноимённом созвездии. Она имеет видимую звёздную величину +3,44m[17], что делает её не только видимой невооружённым глазом, но и самой яркой галактикой северного полушария небесной сферы[6]. Оценка её угловых размеров зависит от критериев и условий наблюдения, но в среднем размеры считают равными 3° × 1°, а значит, угловой диаметр галактики Андромеды в 6 раз больше углового диаметра Луны[8]. Галактика видима во всём северном полушарии, а в южном — на широтах севернее −40°[15], а лучший месяц для наблюдения — ноябрь[108]. Все эти свойства делают галактику достаточно популярным объектом для наблюдения[109].

Иногда эту галактику рассматривают как самый удалённый объект, видимый невооружённым глазом, хотя опытные наблюдатели могут разглядеть более удалённую галактику Треугольника[7].

Несмотря на высокий видимый блеск, поверхностная яркость галактики из-за её больших размеров невысока. Условия видимости сильно зависят от уровня светового загрязнения, хотя и в меньшей степени, чем для других галактик. При некотором световом загрязнении всё ещё видна самая яркая центральная часть галактики, при использовании бинокля или небольшого телескопа можно заметить самые яркие спутники — M 32 и M 110, но структура остаётся неразличимой, и галактика видна как туманное пятно в форме овала[110].

В телескоп с диаметром объектива 150 мм уже удаётся заметить структуру галактики — например, пылевые полосы, а также отдельные объекты: NGC 206 и некоторые шаровые скопления. Использование ещё более крупных инструментов, диаметром 350 мм, позволяет различить множество деталей: выделяется звездоподобное ядро, видны пылевые полосы в деталях. Можно заметить множество шаровых и рассеянных скоплений, а также отдельные яркие звёзды, например, AF Андромеды. Кроме того, становятся заметны галактики, находящиеся за M 31 на луче зрения: Маркарян 957 и 5Zw 29. Для наблюдения ближайших спутников M 31 — Андромеды I, II и III — необходим телескоп с диаметром объектива 500 мм[111]. При фотографировании с длительной выдержкой детали на изображении могут быть видны даже без использования телескопа[112].

В культуре

В

Star Trek, в одной из серий которого из галактики прибывают разумные существа[7]. Галактика присутствует и в компьютерных играх, например, в Mass Effect: Andromeda действие происходит в этой галактике[114]
.

Примечания

Комментарии

  1. ↑ 1 2 Металличность соответствует доле элементов тяжелее гелия, равной солнечной[36].
  2. ↑ Поскольку калибровка шкалы расстояний до этого производилась по цефеидам населения II, наблюдаемым в шаровых скоплениях, а во внешних галактиках наблюдались цефеиды населения I, это приводило к недооценке расстояний до галактик, в том числе и M 31, в два раза[105].

Источники

  1. ↑ 1 2 3 SIMBAD Astronomical Database
  2. ↑ 1 2 3 McConnachie A. W. The observed properties of dwarf galaxies in and around the Local Group (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2012. — Vol. 144, Iss. 1. — P. 4. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.1088/0004-6256/144/1/4 — arXiv:1204.1562
  3. ↑ Tully R. B., Shaya E. J., Karachentsev I. D., Courtois H. M., Kocevski D. D., Rizzi L., Peel A. Our Peculiar Motion Away from the Local Void (англ.) // The astrophysical journal. Letters — United Kingdom: IOP Publishing, 2008. — Vol. 676, Iss. 1. — P. 184–205. — ISSN 2041-8205; 2041-8213 — doi:10.1086/527428 — arXiv:0705.4139
  4. ↑ Tormen G., Burstein D. Recalibration of the H-0.5-magnitudes of spiral galaxies (англ.) // The Astrophysical Journal: Supplement Series — AAS, 1995. — Vol. 96. — P. 123–157. — ISSN 0067-0049; 1538-4365 — doi:10.1086/192115 — arXiv:astro-ph/9405047
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Croswell K. The Drama Next Door (англ.) // Sky & Telescope. — 2023. — December. — P. 12—17.
  6. ↑
    Ю. С. Осипова. — М.: Издательство БРЭ
    , 2005. — Т. 1. — С. 738. — 766 с. — ISBN 5-85270-329-Х.
  7. ↑ 1 2 3 4 5 6 Darling D. Andromeda Galaxy (M31, NGC 224) (англ.). Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 26 декабря 2020. Архивировано 15 ноября 2010 года.
  8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 Frommert H., Kronberg С. Messier Object 31 (англ.). Messier Database. Дата обращения: 26 декабря 2020. Архивировано 21 октября 2018 года.
  9. ↑ Results for object MESSIER 031 (M 31). ned.ipac.caltech.edu. Дата обращения: 16 августа 2022. Архивировано 16 августа 2022 года.
  10. ↑ Darling D. Local Group. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 16 августа 2022. Архивировано 16 августа 2022 года.
  11. doi:10.1017/S1743921315003440. Архивировано
    26 октября 2020 года.
  12. doi:10.1093/mnras/sty082. Архивировано
    11 августа 2022 года.
  13. doi:10.1093/mnras/stu879. Архивировано
    8 декабря 2022 года.
  14. ↑ van den Bergh, 2000, p. 44.
  15. ↑
    Swinburne University of Technology. Дата обращения: 26 декабря 2020. Архивировано
    17 июня 2020 года.
  16. ↑ 1 2 Siegel E. Could The Milky Way Be More Massive Than Andromeda? (англ.). Forbes. The Forbes (14 марта 2019). Дата обращения: 26 декабря 2020. Архивировано 2 декабря 2020 года.
  17. ↑ 1 2 M 31 (англ.). SIMBAD. CDS. Дата обращения: 28 декабря 2020. Архивировано 18 января 2021 года.
  18. ↑
    doi:10.1051/0004-6361/201629991. Архивировано
    26 октября 2020 года.
  19. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 10—11.
  20. ↑
    doi:10.3847/1538-4357/ab001b. Архивировано
    4 декабря 2021 года.
  21. ↑
    doi:10.1051/0004-6361/201220065. Архивировано
    21 октября 2020 года.
  22. ↑ 1 2 van den Bergh, 2000, p. 9.
  23. ↑ Hodge, 1992, pp. 45—46.
  24. ↑ Hodge, 1992, pp. 37—42.
  25. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 15—16.
  26. ↑ Hodge, 1992, pp. 31—32.
  27. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 16—17.
  28. ↑
    doi:10.1007/S001590050019. Архивировано
    29 ноября 2020 года.
  29. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 14, 24—25.
  30. doi:10.1086/157605
    .
  31. doi:10.1017/pas.2013.004
    .
  32. doi:10.1093/mnras/stw3294. Архивировано
    14 ноября 2021 года.
  33. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10567.x
    .
  34. ↑ 1 2 van den Bergh, 2000, pp. 12—13.
  35. ↑
    doi:10.1007/978-3-319-19336-6_8. Архивировано
    26 ноября 2021 года.
  36. ↑ Darling D. Metallicity. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 14 ноября 2021. Архивировано 5 октября 2021 года.
  37. ↑ Nowakowski T. Researchers investigate stellar populations in the central region of the Andromeda galaxy (англ.). Phys.org. Дата обращения: 26 декабря 2020. Архивировано 9 ноября 2020 года.
  38. doi:10.1051/0004-6361/201732517
    .
  39. doi:10.1088/0004-637X/796/2/76. Архивировано
    15 ноября 2021 года.
  40. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 24—27.
  41. ↑ Hodge, 1992, pp. 289—303.
  42. doi:10.1093/mnras/stv2951. Архивировано
    26 ноября 2021 года.
  43. doi:10.1086/321166. Архивировано
    9 августа 2018 года.
  44. Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 26 декабря 2020. Архивировано
    10 мая 2021 года.
  45. ↑
    doi:10.1086/423334. Архивировано
    9 августа 2018 года.
  46. ↑
    doi:10.1088/0004-6256/137/1/94. Архивировано
    16 ноября 2021 года.
  47. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x. Архивировано
    22 октября 2019 года.
  48. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 28—35.
  49. ↑ Hodge, 1992, pp. 145—162.
  50. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 17—20.
  51. ↑ Berkhuijsen E. M., Beck R., Walterbos R. A. M. The Interstellar Medium in M31 and M33 (англ.). — E-Heraeus Seminar, Physikzentrum Bad Honnef, Germany, 22—25 May 2000. — Aachen: Shaker Verlag[англ.], 2000. — ISBN 3-826-58191-1. — ISBN 978-3-826-58191-5.
  52. ↑
    NASA. Дата обращения: 26 декабря 2020. Архивировано
    12 ноября 2020 года.
  53. ↑
    doi:10.1088/0004-637X/780/2/172. Архивировано
    23 февраля 2022 года.
  54. ↑ 1 2 Hodge, 1992, pp. 183—205.
  55. ↑ Hodge, 1992, pp. 53—70.
  56. doi:10.1088/0004-6256/142/4/139. Архивировано
    1 декабря 2021 года.
  57. doi:10.1051/0004-6361/201219025. Архивировано
    18 сентября 2020 года.
  58. doi:10.1051/0004-6361/201834579
    .
  59. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 41—42.
  60. ↑ Hodge, 1992, pp. 228—243, 255.
  61. ↑ Hodge, 1992, pp. 257—269.
  62. ↑ 1 2 3 4 Stoyan et al., 2008, p. 149.
  63. doi:10.3847/1538-3881/aad40f
    .
  64. ↑ Hodge, 1992, pp. 206—227.
  65. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 35—37.
  66. ↑ Hodge, 1992, p. 227.
  67. doi:10.1088/0004-637x/737/1/17. Архивировано
    17 ноября 2021 года.
  68. doi:10.1088/0004-637x/734/1/12. Архивировано
    17 ноября 2021 года.
  69. ↑ Hodge, 1992, pp. 219—222.
  70. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 39—41.
  71. doi:10.1051/0004-6361/201526027. Архивировано
    17 мая 2022 года.
  72. ↑ Hodge, 1992, pp. 5—7, 241—242.
  73. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 38—39.
  74. doi:10.1086/380820. Архивировано
    14 ноября 2021 года.
  75. ↑ The Extrasolar Planet Encyclopaedia — PA-99-N2 b. The Extrasolar Planets Encyclopaedia. Дата обращения: 27 декабря 2020. Архивировано 24 января 2021 года.
  76. doi:10.1086/431363. Архивировано
    17 ноября 2021 года.
  77. ↑ Hodge, 1992, pp. 71—86.
  78. doi:10.1051/0004-6361/201321765. Архивировано
    8 июля 2020 года.
  79. doi:10.1051/0004-6361/201015270. Архивировано
    17 октября 2021 года.
  80. doi:10.1051/0004-6361/201321165. Архивировано
    24 марта 2021 года.
  81. ↑ Hodge, 1992, pp. 270—282.
  82. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 42—43.
  83. doi:10.1038/nature.2012.10765. Архивировано
    13 мая 2020 года.
  84. doi:10.1093/mnras/stab1754
    .
  85. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 4—8.
  86. doi:10.1038/35083506. Архивировано
    31 июля 2020 года.
  87. doi:10.1086/341041. Архивировано
    16 марта 2022 года.
  88. NASA (26 мая 2016). Дата обращения: 26 декабря 2020. Архивировано
    28 декабря 2020 года.
  89. Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 26 декабря 2020. Архивировано
    29 декабря 2020 года.
  90. ↑ 1 2 3 Seligman C. New General Catalog Objects: NGC 200—249. cseligman.com. Дата обращения: 26 декабря 2020. Архивировано 6 февраля 2021 года.
  91. ↑ 1 2 Stoyan et al., 2008, p. 144.
  92. ↑ Hodge, 1992, pp. 3—4.
  93. ↑ Hodge, 1992, p. 4.
  94. ↑ Hodge, 1992, pp. 4—8.
  95. ↑ Hodge, 1992, pp. 7—8.
  96. ↑ Corwin H. G. Historically-aware NGC/IC Positions and Notes (англ.). Дата обращения: 28 декабря 2020. Архивировано 30 января 2018 года.
  97. ↑ Hodge, 1992, pp. 9—10.
  98. ISSN 0197-7482. Архивировано
    21 ноября 2021 года.
  99. ↑ Hodge, 1992, pp. 10—12.
  100. ↑ Hodge, 1992, p. 12.
  101. ↑ van den Bergh, 2000, p. 170.
  102. ↑ Амнуэль, П. Туманное пятнышко в небе : [арх. 1 июля 2022] // Наука и жизнь. — 2021. — № 7. — С. 81—87.
  103. ↑ Hubble's Famous M31 VAR! plate (англ.). Carnegie Observatories. Дата обращения: 1 июля 2022. Архивировано 18 мая 2022 года.
  104. ↑ Hodge, 1992, pp. 14—22.
  105. ↑ 1 2 Hodge, 1992, pp. 23—26.
  106. ↑ Hodge, 1992, pp. 27—32, 37.
  107. doi:10.5281/zenodo.49389
    .
  108. NASA (6 октября 2017). Дата обращения: 21 ноября 2021. Архивировано
    25 ноября 2021 года.
  109. ↑ The Andromeda Galaxy (M31). Observing at Skyhound. Дата обращения: 28 декабря 2020. Архивировано 14 ноября 2021 года.
  110. ↑ Observing M31, the Andromeda Galaxy. Backyard Astronomy Forum. Дата обращения: 28 декабря 2020. Архивировано из оригинала 5 августа 2020 года.
  111. ↑ Stoyan et al., 2008, pp. 150—151.
  112. ↑ The Andromeda Galaxy (англ.). AstroBackyard | Astrophotography Tips and Tutorials. Дата обращения: 28 декабря 2020. Архивировано 23 декабря 2020 года.
  113. ↑ Иван Ефремов — биография. Русская фантастика. Дата обращения: 22 ноября 2021. Архивировано 22 ноября 2021 года.
  114. ↑ Phillips T. Mass Effect Andromeda ending analysis (англ.). Eurogamer (25 апреля 2017). Дата обращения: 24 ноября 2021. Архивировано 6 марта 2018 года.

Литература

Ссылки
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Галактика_Андромеды&oldid=144767128