Galaxie Andromeda

Galaxie Andromeda
Galaxie

Obrázek galaxie v Andromedě s vylepšenou linií H-alfa
Historie výzkumu
Notový zápis M  31, NGC  224, PGC 2557
Údaje z pozorování
( Epocha J2000.0 )
Souhvězdí Andromeda
rektascenzi 00 h  42 m  44,33 s
deklinace 41° 16′ 7,50″
Viditelné rozměry 3° x 1°
Viditelný zvuk velikost + 3,44 m
Charakteristika
Typ SA(s)b
Obsažen v Místní skupina [1] a [TSK2008] 222 [1]
radiální rychlost −290 km/s [2]
z −0,001
Vzdálenost 2,4-2,7 milionu St. let (740-830 tisíc PC )
Absolutní velikost (V) −21,2 m _
Hmotnost 0,8—1,5⋅1012 M ☉ _
Poloměr 23 kiloparsec
Vlastnosti Největší galaxie v Místní skupině
Informace v databázích
SIMBAD M31
Informace ve Wikidatech  ?
 Mediální soubory na Wikimedia Commons

Galaxie v Andromedě ( mlhovina Andromeda , M 31 , NGC 224 , PGC 2557 ) je spirální galaxie pozorovaná v souhvězdí Andromedy . Její průměr je 47 kiloparseků , což je větší než průměr naší Galaxie , a obsahuje několikrát více hvězd než Mléčná dráha. Vzdálenost od naší Galaxie k ní je asi 800 kiloparseků , což z ní činí nejbližší z velkých galaxií a také největší galaxii v Místní skupině . Jeho hmotnost je přibližně stejná jako hmotnost Mléčné dráhy nebo dokonce menší.

Galaxie v Andromedě má jak výrazný sférický subsystém , tak disk se znatelnými spirálními rameny , proto je podle Hubbleovy klasifikace klasifikována jako typ Sb. Disk obsahuje více než polovinu hvězdné hmoty galaxie, má zakřivený tvar, obsahuje prstenec o poloměru 10 kiloparseků se zvýšeným obsahem oblastí H II a OB asociací . Vyboulení a halo jsou zploštělé, příčka není v galaxii přímo pozorována, ale některé známky její přítomnost naznačují. V centru galaxie je dvojité jádro a na periferii jsou pozorovány různé struktury vytvořené slapovými interakcemi . Hvězdná populace této galaxie je v průměru starší než v naší galaxii a rychlost tvorby hvězd je nižší a je pouze 20-30% v porovnání s Mléčnou dráhou.

V galaxii Andromeda je známo asi 400 kulových hvězdokup , což je 2-3krát více než v Mléčné dráze. Systém kulových hvězdokup a tyto objekty samotné se v některých ohledech liší od těch v naší Galaxii: masivní, ale spíše mladé hvězdokupy v M ​​31 nemají v Mléčné dráze obdoby. V galaxii Andromeda jsou také přítomny mladé hvězdokupy s malou hmotností, podobné otevřeným hvězdokupám v Mléčné dráze, a asociace OB .

V galaxii je známo nejméně 35 000 proměnných hvězd různých typů: jedná se především o cefeidy , jasně modré proměnné , proměnné RR Lyrae , proměnné s dlouhou periodou a proměnné typu R Severní korony . Za celou historii pozorování v galaxii vybuchla jedna supernova  - S Andromeda a nových hvězd je zaznamenáno v průměru padesát ročně. V galaxii je také jeden kandidát na exoplanetu ,  PA -99-N2b .

Galaxie má více než 20 satelitů, z nichž mnohé jsou trpasličí sféroidní galaxie . Nejjasnější z nich jsou M 32 a M 110 a k jejich satelitům možná patří i Galaxie Triangulum .

Galaxie Andromeda a Mléčná dráha se blíží, podle výpočtů dojde po 4 miliardách let ke srážce a následnému splynutí .

Nejstarší dochovaná zmínka o galaxii pochází z roku 964 našeho letopočtu. Až do 20. let 20. století neexistovala prakticky žádná data o vzdálenosti ke galaxii, ale v roce 1923 Edwin Hubble ukázal, že M 31 je mimo naši Galaxii a je s ní v některých ohledech srovnatelná. Dnes je to jedna z nejvíce studovaných galaxií.

Galaxie v Andromedě má zdánlivou velikost + 3,44 ma úhlový průměr 6krát větší než Měsíc , díky čemuž je viditelná pouhým okem a je oblíbeným objektem pozorování mezi amatérskými astronomy . Galaxie je běžné umístění ve sci-fi .

Vlastnosti

Klíčové vlastnosti

Galaxie v Andromedě je spirální galaxie vzdálená 740-830 kiloparseků od Mléčné dráhy a pozorovaná v souhvězdí Andromedy. Podle Hubbleovy klasifikace je typu Sb. Galaxie je největší v Místní skupině a také nejbližší velká galaxie k Mléčné dráze [3] [4] . Přestože vzdálenost k této galaxii je známa s jednou z nejlepších přesností v astronomii, chyba je stále patrná a je způsobena nepřesností naměřené vzdálenosti k Malému Magellanově mračnu , které slouží jako stupeň na stupnici vzdáleností v astronomii. [5] .

Průměr galaxie, měřený od izofoty 25 m na čtvereční sekundu oblouku ve fotometrickém B pásu , je 47 kiloparseků [6] , což je větší než průměr Mléčné dráhy [7] . Ve vzdálenosti 30 kiloparseků od středu galaxie se nachází hmotnost 3⋅10 11 M ⊙ , z čehož hvězdy tvoří asi 10 11 M ⊙ [8] . Ve vzdálenějších částech galaxie se hvězdy a plyn prakticky nepozorují, ale celková hmotnost v oblasti o poloměru 100 kiloparseků od středu se podle různých odhadů pohybuje v rozmezí 0,8–1,5⋅10 12 M ⊙ [9] [10 ] , a to i kvůli halo temné hmoty . Celkem galaxie obsahuje asi bilion hvězd a její absolutní velikost v pásmu V je −21,2 m [11] [12] . Galaxie Andromeda je tedy dvakrát větší než Mléčná dráha a obsahuje 2,5-5krát více hvězd. Zároveň jsou hmotnosti obou galaxií přinejmenším stejné a s největší pravděpodobností je hmotnost Mléčné dráhy ještě větší díky halo , i když se donedávna věřilo, že galaxie v Andromedě je mnohem hmotnější než galaxie. Mléčná dráha, protože neexistovaly přesné informace o hmotnosti halo M 31 [3] [5] [13] .

Zdánlivá velikost  galaxie v pásmu V je +3,44 m a barevný index B−V  je +0,92 m [14] . Rovina galaxie se nachází v úhlu 12,5° k přímce pohledu [12] , polohový úhel její hlavní poloosy je 38° [15] . Hodnota mezihvězdného zániku v pásmu V pro galaxii je 0,19 m a mezihvězdné zčervenání v barvě B−V  je 0,06 m , ale vzhledem k velkým úhlovým rozměrům galaxie by se tato hodnota měla pro různé oblasti lišit [ 16] . Severozápadní část disku galaxie je nejblíže Mléčné dráze [17] .

Struktura

Galaxie v Andromedě má jak výraznou sféroidní složku , tak disk s výraznými spirálními rameny. Podle Hubbleovy klasifikace se odkazuje na typ Sb [3] [12] , v klasifikaci de Vaucouleur pak na typ SA(s)b [15] .

Disk

Disk galaxie obsahuje 56 % hvězdné hmoty galaxie [18] , poskytuje 70 % svítivosti galaxie [19] . Disk má zakřivený tvar: severovýchodní část disku je nakloněna k severu a jihovýchodní část je nakloněna k jihu vzhledem k jeho hlavní ose [20] .

Rozložení jasu na disku je exponenciální a charakteristický poloměr disku v blízkosti optického rozsahu závisí na vlnové délce, která se u kratších vlnových délek snižuje. Charakteristický poloměr disku v pásmu U je tedy 7,5 kiloparsec , v pásmu V 5,7 kiloparsec a v pásmu K pouze 4,4 kiloparsec. Okraj disku má tedy modřejší barvu a mladší hvězdnou populaci než centrální oblasti [21] [22] .

Na disku galaxie je pozorováno mnoho segmentů spirálních ramen : ve vnitřních oblastech galaxie se rozlišují hlavně díky prachu a ve vnějších oblastech díky supergiantům a oblastem H II [23] [24] . Vznik spirální struktury v galaxii Andromeda s největší pravděpodobností nevysvětluje teorie hustotních vln [15] . Kromě spirální struktury se v disku galaxie nachází prstenec, který obklopuje střed ve vzdálenosti přibližně 10 kiloparseků od něj - tzv. mladý disk ( angl.  young disc ): vyznačuje se velkým počet krajů H II a sdružení OB . Mladý disk obsahuje 1 % hvězdné hmoty hvězd a někdy je v simulacích považován za součást galaxie oddělenou od disku [18] [25] .

Sférický subsystém

Svítivost sférického subsystému je 30 % svítivosti galaxie [19] . Výduť a halo obsahují 30 % a 13 % hvězdné hmoty galaxie [18] .

Vyboulenina má efektivní poloměr 3,8 kiloparseků, zdánlivý poměr os je 0,6 - důvodem této zploštělosti je její rotace. Halo galaxie v Andromedě je také zploštělé s poměrem os 0,55 [26] [27] . Výduť M 31 obsahuje jak klasickou součástku, tak součástku krabicovitého tvaru [28] [29] .

Bar

Galaxie v Andromedě je natolik nakloněna k rovině oblohy, že její příčka je obtížně viditelná, ale je příliš slabá na to, aby výduť měla zřetelný tvar krabice . Přítomnost příčky umístěné prakticky podél linie pohledu v galaxii však dokládají některé nepřímé údaje, například kinematické vlastnosti atomárního vodíku nebo orientace vnitřních izofotů galaxie [30] .

Jádro

V centru galaxie Andromeda je jádro. Jeho zdánlivá velikost v pásmu V je 12,6 m , což odpovídá absolutní velikosti −12,0 m [31] . Jádro je dvojité: uprostřed jsou dvě oblasti, P 1 a P 2 , oddělené vzdáleností 1,8 parseků , kde jsou soustředěny hvězdy. P 1 je jasnější, zatímco ve středu galaxie to není ono, ale stmívač P 2 . Oblast stmívače má efektivní poloměr 0,2 parsec a možná obsahuje supermasivní černou díru o hmotnosti 5⋅10 7 M ⊙ [31] .

Dualitu jádra lze vysvětlit buď tím, že galaxie Andromeda v minulosti pohltila kulovou hvězdokupu nebo malou galaxii, jejíž jádro je pozorováno, nebo tím, že jádro je částečně zakryto prachem, který může vytvořit iluzi duality jádra [4] [5] . Samotné jádro má velmi vysokou svítivost, 60krát větší svítivost než průměrná kulová hvězdokupa v galaxii. Také jádro, stejně jako jádro naší Galaxie , je rádiový zdroj, ale jeho svítivost v tomto rozsahu je 30krát slabší než u zdroje ve středu Mléčné dráhy [25] .

Slapové struktury

V galaxii je pozorováno mnoho struktur, které jsou výsledkem slapových interakcí . Jsou zvláště patrné ve vnějším halo - ve vzdálenostech více než 50 kiloparseků od středu galaxie, některé z nich se rozprostírají do vzdáleností více než 100 kiloparseků od středu M 31. Tyto struktury mohou být sledovány nejvyššími hvězdami větve červeného obra [32] .

Například Obří hvězdný  proud , nejviditelnější z přílivových struktur M 31, vznikl jako výsledek průchodu trpasličího satelitu několik kiloparseků od středu galaxie Andromeda. Družice měla hmotnost podle různých odhadů 1–5⋅10 9 M ⊙ , pohybovala se po téměř radiální dráze a k průletu došlo před 1–2 miliardami let [32] .

Hvězdná populace

Centrálním částem galaxie dominují klasické vyboulené hvězdy , z nichž většina je stará 11-13 miliard let a mají zvýšenou metalicitu - ve středu je to 0,35 [comm. 1] a se vzdáleností od středu klesá. Tyto hvězdy mají také zvýšený obsah prvků alfa vzhledem k železu . Ve hvězdách tyče je obsah prvků alfa vzhledem k železu zvýšený, ale jejich metalicita je blízká slunci. V disku je hvězdná populace mladší, v některých oblastech je její průměrný věk 3–4 miliardy let. Ve vnitřních oblastech M 31 se tak nejprve v relativně krátké době vytvořila klasická vyboulenina a primární kotouč, ve kterém se vytvořila tyč, nyní pozorovaná jako krabicovitá složka vyboulení. Poté pokračovala tvorba hvězd ve výduti, což zvýšilo metalicitu centrálních oblastí, a disk vznikl později [34] [35] .

V halo je také gradient metalicity hvězdné populace: klesá směrem k vnějším oblastem. Ve vzdálenosti 20 kiloparseků od středu je medián metalicity -0,5 a ve vzdálenostech větších než 90 kiloparseků klesá na -1,4 [36] . Uvnitř slapových struktur (viz výše ) lze také pozorovat určité rozložení metalicity: například ve středu obřího hvězdného proudu se metalicita pohybuje od −0,7 do −0,5 a na okrajích klesá až na −1,4 [32] . Hvězdy a kulové hvězdokupy v halu jsou rozmístěny odlišně: u hvězd závisí jejich prostorová hustota na vzdálenosti as , u hvězdokup - as , to znamená, že systém kulových hvězdokup je rozsáhlejší než ten hvězdný. Navíc hvězdy ve vnitřní části hala mají vyšší metalicitu než hvězdokupy, což lze vysvětlit tím, že hvězdokupy vznikly dříve než většina hvězd v halo [37] .

Nejjasnější hvězdy populace I - OB hvězdy , Wolf-Rayetovy hvězdy , rudí veleobri - jsou pozorovány odděleně, stejně jako nejjasnější červení obři z populace II . Například je známo, že Wolf-Rayetovy hvězdy sekvence WN jsou podobné hvězdám v Mléčné dráze, zatímco sekvence WC se vyznačují slabšími a širšími liniemi ve spektru [38] .

Současná rychlost tvorby hvězd v galaxii Andromeda je 0,35–0,4 M ⊙ za rok [39] , což odpovídá pouze 20–30 % z toho v Mléčné dráze, a hvězdy v galaxii Andromeda jsou v průměru starší [13 ] . V pásmu g je poměr hmotnosti a svítivosti v jednotkách M ⊙ / L ⊙ asi 5,3 pro vyboulení, 5,2 pro disk, 6,2 pro halo a 1,2 pro mladý disk [18] .

Hvězdokupy a asociace

Galaxie v Andromedě má výrazný systém kulových hvězdokup : je jich asi 400, což je 2-3krát více než v Mléčné dráze, a podle teoretických odhadů je jich v galaxii asi 450. Mezi nimi je kupa Mayall II , nejjasnější kupa v Místní skupině , která má hmotnost 7-15 milionů hmotností Slunce (což je dvojnásobek hmotnosti Omega Centauri ) a je pravděpodobně jádrem zničené trpasličí galaxie [5] [12] [25] [40] . Kulové hvězdokupy v galaxii Andromeda mají v průměru vyšší metalicitu než v Mléčné dráze [41] .

V galaxii Andromeda jsou známy kupy s velkým počtem hvězd, které zaujímají tři věková rozmezí: první je od 100 do 500 milionů let, druhé je asi 5 miliard let, třetí je 10-12 miliard let, zatímco některé tyto kupy patří k disku galaxie. Na rozdíl od galaxie Andromeda jsou v Mléčné dráze kupy s velkým počtem hvězd - kulové hvězdokupy - téměř stejně staré, stáří 10-12 miliard let a nejsou zde žádné mladé [42] [43] .

Je pravděpodobné, že přítomnost mladých kup v galaxii Andromeda je způsobena její absorpcí nepravidelnými galaxiemi v minulosti. Takové mladé hvězdokupy lze považovat jak za kulové hvězdokupy, tak za samostatný typ, tzv. lidnaté modré  hvězdokupy , jejichž zástupci jsou považováni za předchůdce typických kulových hvězdokup [42] [43] .

Galaxie Andromeda navíc obsahuje hvězdokupy, které jsou svými charakteristikami mezi kulovými hvězdokupami a trpasličími sféroidními galaxiemi , které nemají v Mléčné dráze žádné analogy. Přestože jejich svítivost a barvy jsou stejné jako u běžných kulových hvězdokup, liší se velmi velkými poloměry – řádově 30 parseků [44] .

V galaxii Andromeda neexistuje žádná zřetelná hranice mezi kupami halo a kupami vyboulenin, na rozdíl od Mléčné dráhy. V naší Galaxii mají kupy vyboulenin metallicitu nad -1,0 [comm. 1] , zatímco halo kupy jsou nižší a je zde jen málo klastrů se středními metalicitami, zatímco v galaxii Andromeda je rozložení kup podle metalicity rovnoměrnější. Navíc v M ​​31 mají některé shluky umístěné v halo dostatečně daleko od středu relativně vysokou metalicitu, až -0,5 [45] .

Mladé kupy malé hmoty, podobné otevřeným hvězdokupám Mléčné dráhy, jsou také přítomny v galaxii Andromeda - odhaduje se, že v M ​​31 by mělo být asi 10 tisíc takových objektů [43] . V galaxii je známo asi 200 asociací OB : jsou soustředěny ve spirálních ramenech a v mladém disku (viz výše ), ale i tam je jejich koncentrace relativně malá ve srovnání s naší Galaxií [46] [47] .

Mezihvězdné médium

Mezihvězdné médium M 31 se skládá z plynu s různou teplotou a prachu [48] . Celková hmotnost atomárního vodíku v galaxii je asi 4⋅10 9 M ⊙ [12] [49] a hmotnost prachu je 5⋅10 7 M ⊙ [50] .

V galaxii Andromeda je dostatek prachu, který lze pozorovat jako prachové pásy, které částečně zakrývají světlo na severozápadní straně výdutě . Prachové pásy jsou jasně viditelné díky velkému úhlu sklonu roviny galaxie k rovině obrazu . Celkem je v galaxii známo více než 700 samostatných prachových mračen [51] .

Prach v galaxii M 31 ovlivňuje absorpci a zčervenání světla. Kromě barevného přebytku vytvářeného prachem v naší Galaxii dosahuje zčervenání v barvě B−V způsobené prachem v galaxii Andromeda v některých oblastech 0,45 m . Závislost absorpce na vlnové délce se liší od závislosti u prachu Mléčné dráhy. K polarizaci záření M 31 přispívá i prach a závislost stupně polarizace na vlnové délce se také liší od té, kterou pozorujeme v naší Galaxii. Díky určitému zahřívání se prach sám vyzařuje v infračervené oblasti [51] . Poměr množství prachu k množství plynu od středu galaxie k periferii postupně klesá [50] .

Atomový vodík v M ​​31 je koncentrován v disku, zejména ve spirálních ramenech a v prstenci o poloměru 10 kiloparseků (viz výše ), přičemž zakřivení disku je nejlépe vidět právě na struktuře atomu vodík. V místech, kde dochází k aktivní tvorbě hvězd, dochází ke snížení hustoty atomárního vodíku [52] .

V galaxii je známo více než 3900 oblastí H II [53] a také 26 zbytků supernov a dalších 20 kandidátů na takové objekty [54] . Kromě nich je známo více než 4200 planetárních mlhovin [55] , celkem by jich podle odhadů mělo být v galaxii asi 8 tisíc [56] . Zbytky supernov se od oblastí H II liší přítomností záření netermální povahy v rádiovém dosahu . Přestože oblasti H II v galaxii jsou samy o sobě typické, v jejich celku je jen málo jasných objektů. Metalicita oblastí H II klesá od středu k okrajům galaxie [57] .

Galaxie také vykazuje emisi jednotlivých molekul - například CO , které se nacházejí v molekulárních oblacích . Ve spirálních ramenech záření pochází z obřích molekulárních mraků o hmotnosti řádově 10 6 M ⊙ a mezi rameny vyzařují menší oblaka o hmotnosti 10 4 M ⊙ [58] .

Proměnné hvězdy

V galaxii Andromeda je známo nejméně 35 000 proměnných hvězd různých typů [59] . Především jsou to cefeidy  - jasné hvězdy s určitým vztahem mezi periodou a svítivostí , pomocí kterých lze určit vzdálenost k nim. V galaxii je známo 2686 takových hvězd [60] , většina cefeid má periody od 5 do 125 dnů. Mezi další známé typy proměnných patří jasně modré proměnné , proměnné RR Lyrae , proměnné dlouhé periody a proměnné R North Corona [61] [62] .

Jedna z proměnných hvězd, M31-RV  , se projevila poměrně neobvyklým způsobem: v roce 1988 prudce zvýšila svou jasnost, dosáhla absolutní velikosti −10 m a stala se jednou z nejjasnějších hvězd v galaxii, poté potemněla a ustala. být vidět. Zároveň se podle pozorovaných vlastností tato hvězda velmi lišila od typických nových hvězd a byla podobná proměnné V838 Unicorn , která vzplála v naší Galaxii. Jedním z možných vysvětlení tohoto chování je sloučení dvou hvězd [63] [64] .

Nové a supernovy

V galaxii Andromeda vzplane v průměru asi 50 nových hvězd ročně, celkem bylo v galaxii registrováno nejméně 800 takových objektů [65] . Zároveň je poměr frekvence vzplanutí nových hvězd k svítivosti galaxie ve srovnání s jinými galaxiemi poměrně nízký, což může být způsobeno nízkou rychlostí tvorby hvězd v M ​​31 [66] [67 ] . V jedné z opakovaných nov , M31N 2008-12a , byly již výbuchy pozorovány nejméně 8krát [68] .

V celé historii pozorování v galaxii byla zaregistrována jediná supernova  - S Andromeda , pozorovaná v roce 1885 [5] . Její zdánlivá hvězdná velikost byla 6,7 ​​m při maximální jasnosti a současníky byla brána jako nová hvězda, nikoli supernova (viz níže ). Počet zbytků supernov, a tedy i frekvence jejich výbuchů v galaxii, je vzhledem k její svítivosti nízký kvůli snížené rychlosti tvorby hvězd [69] [70] .

Exoplanety

Galaxie má kandidáta  na exoplanetu PA-99-N2b , jehož existenci může naznačovat mikročočková událost pozorovaná v roce 1999. Po oznámení objevu byl však zpochybněn [71] , v tuto chvíli je planeta považována za nepotvrzenou [72] .

Rádiové vyzařování

Jako mnoho galaxií, M 31 vyzařuje v rádiovém dosahu , ale síla tohoto záření je nízká, takže galaxie v Andromedě není klasifikována jako rádiová galaxie . Například na frekvenci 325 MHz je pozorováno 405 zdrojů [73] , mezi nimi například zbytky supernov . Rádiová emise pochází hlavně ze středu galaxie az prstence o poloměru 10 kiloparseků a oblasti, kde je síla rádiové emise zvýšena, odpovídají oblastem aktivnější tvorby hvězd. Radiová emise M 31 je polarizovaná : galaxie má magnetické pole , takže elektrony pohybující se v ní relativistickými rychlostmi vytvářejí polarizované synchrotronové záření [74] [75] .

Zdroje rentgenového záření

V galaxii Andromeda je nejméně 1 897 známých zdrojů rentgenového záření , z nichž některé vykazují proměnlivost. Mezi tyto zdroje patří rentgenové dvojhvězdy a zbytky supernov , stejně jako měkké rentgenové záření produkované vysokoteplotními bílými trpaslíky [76] [77] . Některé zdroje jsou pozorovány v kulových hvězdokupách galaxie – jasnost kup M 31 v oblasti rentgenového záření je vyšší než jasnost kulových hvězdokup Mléčné dráhy [78] . Dalším rozdílem mezi zdroji v galaxii Andromeda a zdroji v Mléčné dráze je jejich koncentrace ve středu: ve výduti M 31 je mnohem více jasných zdrojů než ve výduti Mléčné dráhy a rozdíl se ještě prohloubí při porovnání vnitřních částí. boulí [79] .

Pohyb

Radiální rychlost M 31 vůči Zemi je −310 km/s a vůči středu Mléčné dráhy −120 km/s [49] , to znamená, že se galaxie přibližují. Tangenciální rychlost galaxie v Andromedě je 57 km/s, galaxie se tedy v budoucnu srazí (viz níže ) [5] [17] .

Rotační křivka galaxie má maximum v oblasti 1-15 kiloparseků od středu, v těchto vzdálenostech je rychlost rotace galaxie 240-250 km/s [18] . Z pohledu pozorovatelů na Zemi dochází k rotaci galaxie proti směru hodinových ručiček [17] .

Srážka mezi Mléčnou dráhou a galaxií Andromeda

Vzhledem k tomu, že se galaxie v Andromedě a Mléčná dráha přibližují rychlostí asi 120 km/ sa tangenciální rychlost galaxie v Andromedě je poměrně malá, galaxie se v budoucnu srazí. To se stane za 4 miliardy let, poté proces sloučení bude trvat další 2 miliardy let a v důsledku sloučení vznikne eliptická galaxie . Při splynutí galaxií budou srážky jednotlivých hvězd stále nepravděpodobné kvůli nízké koncentraci hvězd, ale je možné, že sluneční soustava bude vyvržena daleko od středu výsledné galaxie. Této srážky se zúčastní galaxie Triangulum a je možné, že se s ní Mléčná dráha srazí dříve než s galaxií v Andromedě [4] [12] [80] .

Satelity

Galaxie Andromeda má více než 20 známých satelitních galaxií . Mnohé ze satelitů M 31 jsou trpasličí sféroidní galaxie , které podobné nejsou v systému Mléčné dráhy pozorovány [81] . V Místní skupině tvoří tyto satelity spolu se samotnou M 31 podskupinu Andromeda [82] . Nejjasnější a nejnápadnější ze satelitů jsou M 32 a M 110 , navíc galaxie Triangulum [4] [5] může patřit i k satelitům galaxie Andromeda .

Slapová interakce mezi galaxií a satelity vede ke skutečnosti, že hvězdné proudy a další slapové struktury jsou spojeny s některými satelity (viz výše ) [32] [83] [84] . Navíc M 32 prošel diskem galaxie Andromeda před 200 miliony let nebo dříve, což vedlo k deformaci spirálních ramen a vzniku prstence v galaxii [85] , a mezi těmito dvěma galaxiemi se nachází tzv. „most“ hmoty [59] .

Historie studia

Do 20. století

Za dobrých pozorovacích podmínek je galaxie Andromeda viditelná pouhým okem jako mlhovina a s největší pravděpodobností byla opakovaně pozorována ve starověku. První dochovaná zmínka o něm však pochází pouze z roku 964 (nebo 965 [86] ) našeho letopočtu a je obsažena v Knize stálic ., sestavil As-Sufi , kde je popsán jako „malý oblak“ [5] [87] [88] .

Z evropských zdrojů zmiňujících mlhovinu je známá holandská hvězdná mapa, která se datuje do roku 1500. První člověk, který to pozoroval dalekohledem , byl Simon Marius v roce 1612. Mlhovinu objevil také Giovanni Battista Hodierna , a protože nevěděl o předchozích pozorováních, v roce 1654 oznámil její objev. V roce 1661 galaxii pozoroval Ismael Buyo a zároveň poznamenal, že ji na začátku 16. století objevil anonymní astronom; přesto Edmund Halley považoval Buya za objevitele a naznačil to ve své práci z roku 1716 o mlhovinách. Charles Messier uvedl mlhovinu ve svém katalogu v roce 1764 jako číslo 31. Jako objevitele označil Simona Mariuse, ačkoli nebyl objevitelem a objev neprohlásil. Messier později katalogizoval dva satelity galaxie, M 32 a M 110 [5] [87] [88] .

William Herschel byl první, kdo systematicky prozkoumal mlhoviny, včetně galaxie Andromeda. Věřil, že M 31 a další mlhoviny rozptylují světlo hvězd, a proto vypadají jako mlhoviny – tento předpoklad se ukázal jako pravdivý pro mnoho mlhovin, ale ne pro galaxii Andromeda. Herschel se navíc mylně domníval, že v průběhu několika let se vzhled mlhoviny mění. Tato myšlenka byla založena na skutečnosti, že v době Herschelovy fotografie neexistovala a astronomové byli nuceni spoléhat se na náčrtky nebeských těles, které se lišily v závislosti na pozorovateli [89] . V roce 1785 Herschel chybně odhadl vzdálenost ke galaxii na 2 000 vzdáleností od Siria , tedy 17 000 světelných let, ale správně odhadl, že mlhovina v Andromedě je podobná Mléčné dráze [5] [59] .

V roce 1847 George Bond poprvé objevil prachové pásy v galaxii [90] . V roce 1864 si William Huggins všiml, že spektra mlhovin jsou rozdělena na spojitá, která se nacházejí také ve hvězdách, a emisní , která jsou pozorována v plynových a prachových mlhovinách. Huggins zjistil, že spektrum M 31 je spojité [5] .

V roce 1885 explodovala supernova v galaxii  - S Andromeda , první zaznamenaná supernova mimo Mléčnou dráhu a zatím jediná v galaxii Andromeda (viz výše ) [5] . Tato supernova byla zaměněna za novou hvězdu a tato chyba potvrdila názor, že M 31 je v naší Galaxii [91] .

V roce 1887 Isaac Robertspořídil první fotografii M 31 v historii, na které byly objeveny některé detaily struktury galaxie [5] . Roberts si všiml prstencových struktur a mylně dospěl k závěru, že pozoroval mlhovinu, kde se formoval planetární systém . V roce 1899 pořídil více fotografií galaxie a uvědomil si, že struktury, které považoval za prstence, jsou ve skutečnosti spirální ramena [92] .

V roce 1888 vydal John Dreyer Nový obecný katalog obsahující 7840 mlhovin, hvězdokup a dalších objektů. Galaxie Andromeda do ní vstoupila jako NGC 224. Kromě samotné galaxie obsahoval katalog hvězdokupu NGC 206 , která se v ní nachází . Již známí společníci M 32 a M 110 byli katalogizováni jako NGC 221 a NGC 205, v tomto pořadí; další dva satelity byly označeny NGC 147 a NGC 185 [5] [87] [93] .

20. století

V roce 1912 Vesto Slifer změřil radiální rychlost M 31 a zjistil, že se k Zemi přibližuje rychlostí 300 km/s, což se ukázalo jako nejvyšší hodnota, která kdy byla předtím naměřena. To byl důkaz, že se mlhovina nachází mimo Mléčnou dráhu [5] . Slipher také detekoval rotaci galaxie: v úhlové vzdálenosti 20 obloukových minut od středu se radiální rychlost lišila o 100 km/s [94] .

Před dvacátými léty neexistovala prakticky žádná data o vzdálenosti galaxie a různé pokusy o měření často vedly k nejistým nebo zcela nesprávným výsledkům. Například Carl Bolinv roce 1907 našel paralaxu 0,17 obloukových sekund v M ​​31 , což vedlo k naměřené vzdálenosti pouhých 6 parseků [95] . Naproti tomu množství paralaxy naměřené Adrianem van Maanenem v roce 1918 bylo menší než chyba měření. K podobným výsledkům vedly i jiné metody [96] .

V roce 1922 Ernst Epik navrhl, že zploštělost centrálních částí galaxie je způsobena jejich rotací, a se znalostí samotné rychlosti rotace odhadl vzdálenost ke galaxii na 450 kiloparseků. V roce 1923 získal Knut Lundmark vzdálenost něco málo přes 1 megaparsek od zdánlivé jasnosti nových hvězd objevených v galaxii. Řádově tyto výsledky souhlasí s obecně přijímanou hodnotou [97] .

V roce 1923 objevil Edwin Hubble v galaxii Andromeda dvě cefeidy  – proměnné hvězdy , u kterých byl znám vztah mezi periodou a svítivostí . Díky tomuto objevu později určil, že vzdálenost k M 31 výrazně přesahuje velikost Mléčné dráhy. Mlhovina Andromeda se tak stala jedním z prvních astronomických objektů, u kterých byla prokázána poloha mimo naši Galaxii [98] [99] [100] . Následně se počet proměnných hvězd, které Hubble zná, zvýšil na 50 a v roce 1929 publikoval článek o galaxii Andromeda. Hubbleův odhad vzdálenosti od cefeid byl 275 kiloparseků, což se ukázalo jako hrubé podhodnocení, protože v té době se nevědělo, že se cefeidy dělí na dva typy s různou závislostí mezi periodou a svítivostí [5] . Hubble změřil hmotnost galaxie a některé její další charakteristiky. Odhad hmotnosti se také ukázal být značně podhodnocen a činil 3,5⋅10 9 M ⊙ , ale i přes chybné výsledky byl Hubble schopen ukázat, že M 31 je galaxie v mnoha ohledech srovnatelná s naší [101] .

Poté, co byla publikována práce HST, významný příspěvek ke studiu M 31 učinil Walter Baade . Předtím byl Hubble schopen rozlišit jednotlivé hvězdy pouze na periferii galaxie, zatímco Baade v roce 1944 dokázal pozorovat jednotlivé červené obry v centrální části galaxie. Zjistil, že stejní rudí obři jsou pozorováni v satelitech M 31 a v kulových hvězdokupách Mléčné dráhy. Následně Baade dospěl k závěru, že v galaxiích existují dvě hvězdné populace: populace I a populace II . V roce 1952, také díky pozorování M 31, Baade zjistil, že populace I. a populace II cefeid má odlišný vztah mezi periodou a svítivostí. Po stejnou dobu jsou cefeidy z populace I v průměru čtyřikrát jasnější než populace II, takže tento objev zdvojnásobil odhady vzdálenosti galaxií [comm. 2] [102] .

Následně došlo k různým objevům. Například v roce 1958 Gerard Henri de Vaucouleurs studoval profil jasnosti galaxie a poprvé oddělil příspěvek vyboulení od disku v ní . V roce 1964 Sidney van den Bergh objevil OB asociace v galaxii a ve stejném roce vydali Baade a Halton Arp katalog oblastí H II . První planetární mlhoviny v galaxii objevil také Baade, ale ve velkém se začaly objevovat v 70. letech 20. století. V roce 1989 byl objeven pozůstatek supernovy Andromeda S a v roce 1991 se pomocí Hubbleova teleskopu ukázalo, že jádro galaxie je binární [59] [103] .

21. století

V 21. století se galaxie Andromeda stala předmětem různých studií. Mezi nimi například The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury (PHAT) je vícepásmová fotometrická studie části disku a centrální oblasti galaxie pomocí Hubbleova teleskopu . Jeho cílem je objevit hvězdokupy , určit stáří a metalicitu jednotlivých hvězd a historii vzniku hvězd v galaxii. Dalším příkladem je The Pan-Andromeda Archaeological Survey (PAndAS), fotometrická studie vnějších oblastí galaxie, jejích halo a slapových struktur v ní, stejně jako satelitů a vzdálených hvězdokup [104] . Kromě toho byla pomocí dat získaných v roce 2018 na vesmírném dalekohledu Gaia studována dynamika samotné galaxie a velkého počtu hvězd v ní [17] .

Galaxie v Andromedě je nejvíce prozkoumaná z vnějších galaxií: je zajímavá zejména proto, že na rozdíl od Mléčné dráhy je pozorována ze strany a všechny její rysy jsou jasně viditelné a nejsou skryty mezihvězdným prachem [5] .

Pozorování

Galaxii Andromeda lze pozorovat ve stejnojmenném souhvězdí . Má zdánlivou velikost +3,44 m [14] , díky čemuž je nejen viditelná pouhým okem , ale také nejjasnější galaxie na severní polokouli nebeské sféry [3] . Odhad jejích úhlových rozměrů závisí na kritériích a podmínkách pozorování, ale v průměru se rozměry považují za rovné 3° × 1°, což znamená, že úhlový průměr galaxie v Andromedě je 6krát větší než úhlový průměr galaxie . Měsíc [5] . Galaxie je viditelná na celé severní polokouli a na jižní  - v zeměpisných šířkách severně od −40° [12] a nejlepší měsíc pro pozorování je listopad [105] . Všechny tyto vlastnosti dělají z galaxie poměrně oblíbený objekt pro pozorování [106] .

Někdy je tato galaxie považována za nejvzdálenější objekt viditelný pouhým okem, i když zkušení pozorovatelé mohou vidět i vzdálenější galaxii Triangulum [4] .

Navzdory vysoké zdánlivé jasnosti je povrchová jasnost galaxie nízká kvůli její velké velikosti. Podmínky viditelnosti jsou vysoce závislé na úrovni světelného znečištění , i když v menší míře než u jiných galaxií. Při určitém světelném znečištění je nejjasnější centrální část galaxie stále viditelná, pomocí dalekohledu nebo malého dalekohledu můžete vidět nejjasnější satelity - M 32 a M 110 , ale struktura zůstává nerozeznatelná a galaxie je viditelná jako ovál. -tvarovaná mlhavá skvrna [107] .

V dalekohledu s průměrem čočky 150 mm je již možné si všimnout struktury galaxie – například prachových pásů, ale i jednotlivých objektů: NGC 206 a některých kulových hvězdokup. Použití ještě větších přístrojů o průměru 350 mm umožňuje rozlišit mnoho detailů: vyniká hvězdicovité jádro, v detailech jsou vidět prachové pásy. Je vidět mnoho kulových a otevřených hvězdokup a také jednotlivé jasné hvězdy, jako je AF Andromedae . Kromě toho se zviditelní galaxie, které jsou za M 31 na přímce: Markaryan 957 a 5Zw 29 . K pozorování nejbližších satelitů M 31 - Andromeda I , II a III  je zapotřebí dalekohled s průměrem čočky 500 mm [108] . Při fotografování s dlouhými expozicemi jsou detaily na snímku vidět i bez použití dalekohledu [109] .

V kultuře

V populární kultuře , galaxie Andromeda je používána hlavně jako umístění v různých dílech sci-fi. V literárních dílech např. román Ivana Efremova „ Mlhovina Andromeda “ (1955-1956) [110] , ve kterém je galaxie Andromeda první z galaxií, se kterou se civilizacím podaří navázat kontakt. Mezi filmy - série A pro Andromedu(1961), ve kterém je zápletka založena na skutečnosti, že vědci obdrželi rádiovou zprávu zaslanou z galaxie Andromeda a také ze série Star Trek , v jejímž jedné z epizod přilétají inteligentní bytosti z galaxie [4] . Galaxie je přítomna i v počítačových hrách, například v Mass Effect: Andromeda se akce odehrává v této galaxii [111] .

Poznámky

Komentáře

  1. ↑ 1 2 Metalicita odpovídá podílu prvků těžších než helium rovnému slunečnímu [33] .
  2. ↑ Vzhledem k tomu, že měřítko vzdálenosti bylo dříve kalibrováno proti cefeidám populace II pozorovaným v kulových hvězdokupách a cefeidy populace I byly pozorovány ve vnějších galaxiích, vedlo to k dvojnásobnému podhodnocení vzdáleností ke galaxiím, včetně M 31 [102] .

Zdroje

  1. ↑ 1 2 Astronomická databáze SIMBAD
  2. ↑ Tully R. B., Courtois H. M., Sorce J. G. Cosmicflows-3  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2016. - Vol. 152, Iss. 2. - S. 50. - ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 – doi:10.3847/0004-6256/152/2/50 – arXiv:1605.01765
  3. ↑ 1 2 3 4 V. G. Surdin . Mlhovina Andromeda // Velká ruská encyklopedie / editoval Yu. S. Osipov . - M . : Nakladatelství BRE , 2005. - T. 1. - S. 738. - 766 s. - ISBN 5-85270-329-X.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 Miláčku D. Galaxie v Andromedě (M31, NGC 224  ) . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 26. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 15. listopadu 2010.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 Frommert H., Kronberg C. Messier Object 31  (angl.) . Messierova databáze . Získáno 26. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 21. října 2018.
  6. ↑ Výsledky pro objekt MESSIER 031 (M 31) . ned.ipac.caltech.edu . Staženo: 16. srpna 2022.
  7. ↑ Miláček D. Místní skupina . Internetová encyklopedie vědy . Staženo: 16. srpna 2022.
  8. ↑ Sick J., Courteau S., Cuillandre JC., Dalcanton J., de Jong R. Hvězdná hmotnost M31 odvozená z Andromeda Optical & Infrared Disk Survey  //  Proceedings of the International Astronomical Union. — Cambr. : Cambridge University Press , 2015. - 1. dubna ( vol. 10 (S311) ). - S. 82-85 . — ISSN 1743-9221 . - doi : 10.1017/S1743921315003440 . Archivováno 26. října 2020.
  9. ↑ Kafle PR, Sharma S., Lewis GF, Robotham ASG, Driver SP Potřeba rychlosti: úniková rychlost a dynamická měření hmotnosti galaxie Andromeda  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2018-04-01. - T. 475 . — S. 4043–4054 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/sty082 .
  10. ↑ Peñarrubia J., Ma Y.-Z., Walker MG, McConnachie A. Dynamický model místní kosmické expanze  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2014-09-01. - T. 443 . — S. 2204–2222 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stu879 .
  11. ↑ van den Bergh, 2000 , str. 44.
  12. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Galaxie Andromeda  . Astronomie . Melbourne: Swinburne University of Technology . Získáno 26. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 17. června 2020.
  13. ↑ 1 2 Siegel E. Mohla by být Mléčná dráha masivnější než Andromeda?  (anglicky) . Forbes . The Forbes (14. března 2019). Získáno 26. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 2. prosince 2020.
  14. ↑ 1 2 M 31  (anglicky) . SIMBAD . CDS . Získáno 28. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 18. ledna 2021.
  15. ↑ 1 2 3 Tenjes P., Tuvikene T., Tamm A., Kipper R., Tempel E. Spirální ramena a stabilita disku v galaxii Andromeda  // Astronomie a astrofyzika  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2017. - 1. dubna ( sv. 600 ). — S. A34 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201629991 . Archivováno 26. října 2020.
  16. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 10-11.
  17. ↑ 1 2 3 4 van der Marel RP, Fardal MA, Sohn ST, Patel E., Besla G. První dynamika Gaia v systému  The//Andromeda: DR2 Správné pohyby, oběžné dráhy a rotace M31 a M33  . - Bristol: IOP Publishing , 2019. - 1. února ( sv. 872 ). — S. 24 . — ISSN 0004-637X . doi : 10.3847 /1538-4357/ab001b . Archivováno z originálu 4. prosince 2021.
  18. ↑ 1 2 3 4 5 Tamm A., Tempel E., Tenjes P., Tihhonova O., Tuvikene T. Hvězdná hmotnostní mapa a distribuce temné hmoty v M ​​31  // Astronomie a astrofyzika  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2012. - 1. října ( sv. 546 ). —P.A4 . _ — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/201220065 . Archivováno 21. října 2020.
  19. ↑ 12 van den Bergh, 2000 , s. 9.
  20. ↑ Hodge, 1992 , pp. 45-46.
  21. ↑ Hodge, 1992 , pp. 37-42.
  22. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 15-16.
  23. ↑ Hodge, 1992 , pp. 31-32.
  24. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 16-17.
  25. ↑ 1 2 3 van den Bergh S. Místní skupina galaxií  //  The Astronomy and Astrophysics Review . - B .: Springer Verlag , 1999. - doi : 10.1007/S001590050019 . Archivováno 29. listopadu 2020.
  26. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 14, 24-25.
  27. ↑ Richstone DO, Shectman SA Rotační rychlosti v jaderném výduti M 31  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1980. - 1. leden ( sv. 235 ). - str. 30-36 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/157605 .
  28. ↑ Mold J. The Bulge of M31  //  Publikace Australské astronomické společnosti. - Melbourne: Cambridge University Press a CSIRO , 2013. - 1. března ( vol. 30 ). — P.e027 . — ISSN 1323-3580 . - doi : 10.1017/pas.2013.004 .
  29. ↑ Díaz MB, Wegg C., Gerhard O., Erwin P., Porttail M. Andromeda připoutaný ke krabici - dynamické modely pro M31: boule a pruh  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2017. - 1. dubna ( vol. 466 ). - str. 4279-4298 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stw3294 . Archivováno z originálu 14. listopadu 2021.
  30. ↑ Athanassoula E., Beaton RL Odhalení tajemství baru M31  // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2006. - 11. srpen ( sv. 370 , ses. 3 ). - S. 1499-1512 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10567.x .
  31. ↑ 12 van den Bergh, 2000 , pp. 12-13.
  32. ↑ 1 2 3 4 Ferguson AMN, Mackey AD Substruktura a přílivové proudy v galaxii Andromeda a jejích satelitech // Přílivové proudy v místní skupině a dále  . — 1. vydání. - Cham: Springer International Publishing , 2016. - Sv. 420. - S. 191. - 250 s. — (Astrophysics and Space Science Library, sv. 420). — ISBN 978-3-319-19336-6 . - doi : 10.1007/978-3-319-19336-6_8 . Archivováno 26. listopadu 2021 na Wayback Machine
  33. ↑ Miláček D. Metaličnost . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 14. listopadu 2021. Archivováno z originálu dne 5. října 2021.
  34. ↑ Nowakowski T. Výzkumníci zkoumají hvězdné populace v centrální oblasti galaxie Andromeda  . Phys.org . Získáno 26. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 9. listopadu 2020.
  35. ↑ Saglia RP, Opitsch M., Fabricius MH, Bender R., Blaña M. Hvězdné populace centrální oblasti M 31  // Astronomy & Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2018. - 1. října ( vol. 618 ). — S. A156 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201732517 .
  36. ↑ Gilbert KM, Kalirai JS, Guhathakurta., Beaton RL, Geha MC Global Properties of M31's Stellar Halo z průzkumu SPLASH. II. Metallicity Profile  (anglicky)  // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2014. - 1. prosince ( roč. 796 ). — S. 76 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/796/2/76 . Archivováno 15. listopadu 2021.
  37. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 24-27.
  38. ↑ Hodge, 1992 , pp. 289-303.
  39. ↑ Rahmani S., Lianou S., Barmby P. Zákony tvorby hvězd v galaxii Andromeda: plyn, hvězdy, kovy a povrchová hustota vzniku hvězd  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2016. - 1. března ( vol. 456 ). - str. 4128-4144 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stv2951 . Archivováno z originálu 26. listopadu 2021.
  40. ↑ Meylan G., Sarajedini A., Jablonka P., Djorgovski SG, Bridges T. Mayall II=G1 v M31: Giant Globular Cluster or Core of a Dwarf Eliptical Galaxy?  (anglicky)  // The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2001. - 1. srpen ( sv. 122 ). - S. 830-841 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/321166 . Archivováno z originálu 9. srpna 2018.
  41. ↑ Hvězdokupa - Kupy ve vnějších  galaxiích . Encyklopedie Britannica . Získáno 26. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 10. května 2021.
  42. ↑ 1 2 Burstein D., Yong Li, Freeman KC, Norris JE, Bessell MS kulová hvězdokupa a formace galaxií: M31, Mléčná dráha a důsledky pro systémy kulových kup spirálních galaxií  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2004. - 1. říjen ( sv. 614 ). - S. 158-166 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/423334 . Archivováno z originálu 9. srpna 2018.
  43. ↑ 1 2 3 Caldwell N., Harding P., Morrison H., Rose JA, Schiavon R. Hvězdokupy v M31. I. Katalog a studie mladých klastrů  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2009. - 1. leden ( sv. 137 ). - S. 94-110 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1088/0004-6256/137/1/94 . Archivováno z originálu 16. listopadu 2021.
  44. ↑ Huxor AP, Tanvir NR, Irwin MJ, Ibata R., Collett JL Nová populace rozšířených svítících hvězdokup v halu M31  // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2005. - 1. července ( sv. 360 ). - S. 1007-1012 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x . Archivováno z originálu 22. října 2019.
  45. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 28-35.
  46. ↑ Hodge, 1992 , pp. 145-162.
  47. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 17-20.
  48. ↑ Berkhuijsen EM, Beck R., Walterbos RAM The Interstellar Medium in M31 and M33  . - Seminář E-Heraeus, Physikzentrum Bad Honnef, Německo, 22.-25. května 2000. - Aachen: Shaker Verlag , 2000. - ISBN 3-826-58191-1 . - ISBN 978-3-826-58191-5 .
  49. ↑ 1 2 Atlas galaxie Andromeda . Extragalaktická databáze NASA/IPAC . NASA . Získáno 26. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 12. listopadu 2020.
  50. ↑ 1 2 Draine BT, Aniano G., Krause O., Groves B., Sandstrom K. Andromeda's Dust  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2014. - 1. leden ( sv. 780 ). - str. 172 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/780/2/172 . Archivováno z originálu 23. února 2022.
  51. ↑ 12 Hodge , 1992 , s. 183-205.
  52. ↑ Hodge, 1992 , pp. 53-70.
  53. ↑ Azimlu M., Marciniak R., Barmby P. Nový katalog oblastí H II v M31  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2011. - 1. října ( sv. 142 ). — S. 139 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1088/0004-6256/142/4/139 . Archivováno z originálu 1. prosince 2021.
  54. ↑ Sasaki M., Pietsch W., Haberl F., Hatzidimitriou D., Stiele H. Zbytky a kandidáti supernov detekované ve velkém průzkumu XMM-Newton M 31  // Astronomy & Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2012. - 1. srpen ( sv. 544 ). — S. A144 . — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/201219025 . Archivováno z originálu 18. září 2020.
  55. ↑ Bhattacharya S., Arnaboldi M., Hartke J., Gerhard O., Comte V. Průzkum planetárních mlhovin v Andromedě (M 31). I. Zobrazování disku a halo pomocí MegaCam na CFHT  // Astronomie a astrofyzika  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2019. - 1. dubna ( vol. 624 ). — S. A132 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201834579 .
  56. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 41-42.
  57. ↑ Hodge, 1992 , pp. 228-243, 255.
  58. ↑ Hodge, 1992 , pp. 257-269.
  59. ↑ 1 2 3 4 Stoyan a kol., 2008 , str. 149.
  60. ↑ Kodric M., Riffeser A., ​​​​Hopp U., Goessl C., Seitz S. Cepheids in M31: The PAndromeda Cepheid Sample  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2018. - 1. září ( sv. 156 ). — S. 130 . — ISSN 0004-6256 . doi : 10.3847 /1538-3881/aad40f .
  61. ↑ Hodge, 1992 , pp. 206-227.
  62. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 35-37.
  63. ↑ Hodge, 1992 , str. 227.
  64. ↑ Zobrazování místa výbuchu M31 RV z Hubbleova vesmírného dalekohledu Bond HE . II. Žádný modrý zbytek v klidu  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2011. - 25. července ( sv. 737 , 1. vydání ). — Str. 17 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1088/0004-637x/737/1/17 . Archivováno z originálu 17. listopadu 2021.
  65. ↑ Shafter AW, Darnley MJ, Hornoch K., Filippenko AV, Bode MF Spektroskopický a fotometrický průzkum nov v M31  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2011. - 19. květen ( roč. 734 , 1. vydání ). — Str. 12 . — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1088/0004-637x/734/1/12 . Archivováno z originálu 17. listopadu 2021.
  66. ↑ Hodge, 1992 , pp. 219-222.
  67. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 39-41.
  68. ↑ Darnley MJ, Henze M., Steele IA, Bode MF, Ribeiro VARM Pozoruhodná rekurentní nova v M31: Objev a optická/UV pozorování předpovězené erupce v roce 2014  // Astronomie a astrofyzika  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2015. - 1. srpen ( sv. 580 ). — S. A45 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201526027 . Archivováno z originálu 17. května 2022.
  69. ↑ Hodge, 1992 , pp. 5-7, 241-242.
  70. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 38-39.
  71. ↑ An JH, Evans NW, Kerins E., Baillon P., Novati S. C. The Anomaly in the Candidate Microlensing Event PA-99-N2  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2004. - 1. únor ( roč. 601 , 2. vydání ). — S. 845 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/380820 . Archivováno z originálu 14. listopadu 2021.
  72. ↑ Encyklopedie extrasolární planety - PA-99-N2 b . Encyklopedie extrasolárních planet . Získáno 27. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 24. ledna 2021.
  73. ↑ Joseph D. Gelfand, T. Joseph W. Lazio, B. M. Gaensler. Širokoúhlý, nízkofrekvenční rádiový snímek pole M31. II. Klasifikace zdrojů a diskuse  //  The Astrophysical Journal Supplement Series. - Bristol, 2005. - Srpen ( sv. 159 , ses. 2 ). - str. 242-276 . — ISSN 1538-4365 0067-0049, 1538-4365 . - doi : 10.1086/431363 . Archivováno z originálu 17. listopadu 2021.
  74. ↑ Hodge, 1992 , pp. 71-86.
  75. ↑ Gießübel R., Heald G., Beck R., Arshakian TG Polarizované synchrotronové záření z galaxie Andromeda M 31 a zdroje pozadí na 350 MHz  // Astronomy and Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2013. - 1. listopadu ( sv. 559 ). —P.A27 . _ — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201321765 . Archivováno z originálu 8. července 2020.
  76. ↑ Stiele H., Pietsch W., Haberl F., Hatzidimitriou D., Barnard R. The deep XMM-Newton Survey of M 31  // Astronomy and Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2011. - 1. října ( sv. 534 ). — S. A55 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201015270 . Archivováno z originálu 17. října 2021.
  77. ↑ Hofmann F., Pietsch W., Henze M., Haberl F., Sturm R. Studium variability zdroje rentgenového záření centrálního pole M 31 pomocí Chandra HRC-I  // Astronomy and Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2013. - 1. července ( sv. 555 ). —P.A65 . _ — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201321165 . Archivováno z originálu 24. března 2021.
  78. ↑ Hodge, 1992 , pp. 270-282.
  79. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 42-43.
  80. ↑ Cowen R. Andromeda na kolizním kurzu s Mléčnou  dráhou  // Příroda . - N. Y. : NPG , 2012. - ISSN 1476-4687 . - doi : 10.1038/příroda.2012.10765 . Archivováno 13. května 2020.
  81. ↑ Higgs CR, McConnachie AW Samostatní trpaslíci IV: Porovnání a srovnání satelitních a izolovaných trpasličích galaxií v Místní skupině  // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2021. - 1. září ( vol. 506 ). - str. 2766-2779 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stab1754 .
  82. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 4-8.
  83. ↑ Ibata R., Irwin M., Lewis G., Ferguson AMN, Tanvir N. Obří proud hvězd bohatých na kovy v halu galaxie  M31  // Příroda . — N. Y .: NPG , 2001. — Červenec ( sv. 412 , vyd. 6842 ). - str. 49-52 . — ISSN 1476-4687 . - doi : 10.1038/35083506 . Archivováno z originálu 31. července 2020.
  84. ↑ Choi PI, Guhathakurta P., Johnston KV Přílivová interakce M32 a NGC 205 s M31: Povrchová fotometrie a numerické simulace  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2002. - 1. července ( sv. 124 ). - str. 310-331 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/341041 . Archivováno z originálu 16. března 2022.
  85. ↑ The Galaxy Next Door  . NASA (26. května 2016). Získáno 26. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 28. prosince 2020.
  86. ↑ Galaxie  Andromeda . Encyklopedie Britannica . Získáno 26. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 29. prosince 2020.
  87. ↑ 1 2 3 Seligman C. Nové objekty obecného katalogu: NGC 200-249 . cseligman.com . Získáno 26. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 6. února 2021.
  88. ↑ 1 2 Stoyan et al., 2008 , str. 144.
  89. ↑ Hodge, 1992 , pp. 3-4.
  90. ↑ Hodge, 1992 , str. čtyři.
  91. ↑ Hodge, 1992 , pp. 4-8.
  92. ↑ Hodge, 1992 , pp. 7-8.
  93. ↑ Corwin HG Historicky známé pozice a  poznámky NGC/IC . Staženo 28. prosince 2020. Archivováno z originálu 30. ledna 2018.
  94. ↑ Hodge, 1992 , pp. 9-10.
  95. ↑ Paralaxa mlhoviny Andromeda  //  Populární astronomie. - N. Y .: John August Media, LLC, 1908. - 1. leden ( sv. 16 ). — S. 66 . — ISSN 0197-7482 . Archivováno z originálu 21. listopadu 2021.
  96. ↑ Hodge, 1992 , pp. 10-12.
  97. ↑ Hodge, 1992 , str. 12.
  98. ↑ van den Bergh, 2000 , str. 170.
  99. ↑ Amnuel, P. Mlhavé smítko na obloze // Věda a život. - 2021. - č. 7. - S. 81-87.
  100. ↑ Slavný Hubbleův M31 VAR! deska  (anglicky) . Carnegieho observatoře . Staženo: 1. července 2022.
  101. ↑ Hodge, 1992 , pp. 14-22.
  102. ↑ 12 Hodge , 1992 , s. 23-26.
  103. ↑ Hodge, 1992 , pp. 27-32, 37.
  104. ↑ Sakari CM Kulové hvězdokupy galaxie Andromeda  . - San Rafael: IOP Publishing , 2019. - S. 9-10. — 127p. — (IOP stručná fyzika). - ISBN 978-1-64327-750-9 . - doi : 10.5281/zenodo.49389 .
  105. ↑ Garner R. Messier 31 (Galaxie Andromeda) . NASA (6. října 2017). Získáno 21. listopadu 2021. Archivováno z originálu dne 25. listopadu 2021.
  106. ↑ Galaxie v Andromedě (M31) . Pozorování na Skyhound . Získáno 28. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 14. listopadu 2021.
  107. ↑ Pozorování M31, galaxie v Andromedě (nedostupný odkaz) . Backyard Astronomy Forum . Získáno 28. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 5. srpna 2020. 
  108. ↑ Stoyan et al., 2008 , pp. 150-151.
  109. ↑ Galaxie Andromeda  . AstroBackyard | Tipy a návody pro astrofotografii . Získáno 28. prosince 2020. Archivováno z originálu dne 23. prosince 2020.
  110. ↑ Ivan Efremov - životopis . Ruská fantasy . Získáno 22. listopadu 2021. Archivováno z originálu dne 22. listopadu 2021.
  111. ↑ Phillips T. Analýza  konce Mass Effect Andromeda . Eurogamer (25. dubna 2017). Získáno 24. listopadu 2021. Archivováno z originálu dne 6. března 2018.

Literatura

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
 Messierovy objekty ( seznam )
 Objekty nového sdíleného katalogu