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仙女座大星云介紹

一、簡介仙女星系，又叫仙女座大星系，位于仙女座方位的擁有巨大盤狀結構的旋渦星系，直徑22萬光年，距離地球有254萬光年，是距銀河系最近的大星系。仙女星系在梅西耶星表編號為M31，星云星團新總表編號位NGC224，在東北方向的天空中看起來是紡錘狀的橢圓光斑，是肉眼可見的最遙遠的天體。仙女星系和銀河系同處于本星系群，質量是銀河系的二倍，直徑至少是銀河系的1.5倍。仙女星系是本星系群中最大的星系，正以每秒300公里的速度朝向銀河系運動，在30-40億年后可能會撞上銀河系，最后并合成橢圓星系。二、特征仙女座星系以大約每秒300公里（180英里/秒）的速度靠近太陽，所以它是少數藍移的星系之一。將太陽系在銀河內的速度考量進去，將會發現仙女座星系以100～140公里/秒（62–87英里/秒）的速度接近銀河系。即使如此，這并不意味著未來會和銀河系發生碰撞，不過根據2015年最新觀測數據認為，銀河系可能正在以每秒200公里的速度靠近M31。即使會發生碰撞，也是30億（±10）年后的事情。在這種情況下，兩個星系會合并成一個更巨大的星系。在星系群中這種事件是經常發生的。在1953年發現有一種光度較暗的造父變星，使仙女座大星系的距離增加了一倍。1990年代，使用依巴谷衛星利用標準的紅巨星和紅叢集測量的距離，為造父變星測量的距離校準。三、結構以可見光下看見的形狀為依據，仙女座星系在deVaucouleurs-Sandage延伸與擴張的分類系統下被分類為SA（s）b的螺旋星系。然而，在2MASS巡天的資料中，M31的核球呈現箱狀的形狀，這暗示著M31實際上是棒旋星系，而我們幾乎是正對著長軸的方向觀察這個星系。仙女座星系也是一個LINRER星系（低游離核輻射線區），在分類上是一種很普通的活躍星系核。2005年，天文學家使用凱克望遠鏡觀察到細微的像被噴灑而向外延伸的恒星，實際上也是主星盤本體的一部分。這意味著仙女座星系的螺旋盤面比早先估計的大三倍。這個證據顯示仙女座星系盤的直徑超過220,000光年，是一張巨大且延展的星盤。早先估計的直徑是70,000至120,000光年。星系相對于地球的傾斜估計是77°（90°是直接從側面觀看），分析星系橫斷面的形狀像是字母S的形狀，而不是一個平坦的平面。造成這種形狀翹曲的一個可能是與鄰近M31的衛星星系引力的交互作用。分光鏡的觀測對星系的自轉速度在距離核心不同的半徑上提供了詳細的測量。在鄰近核心的地區，旋轉的速度達到225公里/秒（140英里/秒）的峰值；在半徑1,300光年處開始下降，在7,000光年處達到最低的50公里/秒（31英里/秒）。然后，速度在平穩得上升，在半徑33,000光年的距離上達到的豐值是250公里/秒（155英里/秒）。在這距離之外的速度又慢慢的下降，在80,000光年處降至200公里/秒（124英里/秒）。這些速度的測量暗示集中在核心的質量大約是6×109M☉，總質量成線性的增加至半徑45,000光年處，然后隨半徑的增加而逐漸減緩。仙女座星系的螺旋臂向外延伸出一連串的電離氫區，巴德描述成“一串珍珠”。它們看似緊緊的纏繞著，但在我們的銀河系卻是被遠遠的分隔著。矯正過的星系圖很明確的顯示有順時針方向旋轉的螺旋臂纏繞在螺旋星系內。從距離核心大約1,600光年處有兩條連續的螺旋臂向外拖曳著，彼此間最近的距離大約是13,000光年。螺旋的樣式很可能肇因于與M32的交互作用。這些置換可以由來自于恒星的中性氫云觀察到。在1998年，來自歐洲空間局的紅外線太空天文臺的影像顯示出仙女座星系的整體形象可能是會被轉換成圓環星系。在仙女座星系內的氣體含塵埃形成了幾個重疊的圓環，其中最突出的一個圓環在距離核心32,000光年的半徑上。這個環由冰冷的塵土組成，因此在可見光的影像中這個環是看不見。更周詳的觀察顯示內部還有更小的塵埃環，相信是在200萬年前與M32的交互作用造成的。模擬顯示，這個較小的星系沿著極軸方向穿越了仙女座星系的盤面。這次碰撞從較小的M32剝離了超過一半的質量，并且創造了仙女座星系內的環結構。對M31擴展開來的暈的研究顯示，大致上是可以和銀河系做比較的，在允中的恒星同樣是屬于金屬貧乏的，并且隨著距離的增加更形貧乏。這些證據顯示這兩個星系走著相似的演化路線，在過去的120億年中，它們可能各自都吞噬了1-2百個低質量的星系。在M31擴展的暈中的恒星和銀河系中的恒星可能近到只有兩星系間三分之一的距離。四、星系核心長久以來M31就被知道在核心有一個密集和緊湊的星團。在大望遠鏡下，感覺有許多模糊的星點環繞著核心。核心的亮度也遠超過最亮的球狀星團。1991年，TodR.Lauer使用哈勃太空望遠鏡上的WFPC拍到了仙女座星系內核的影像。有兩個相距1.5秒差距的核心，較亮的核被標示為P1，看起來像是一個巨球狀星團，位置偏離了星系的中心；稍暗的標示為P2，位置在星系真正的動力學中心，更像是疊加在一個致密紫外輻射星團之下的一個擴展盤，被認為是質量相對較大同時也較古老的核。兩個核的運動暗示，其都與核心處一個質量更大的物體處于相互作用中，這個物體推測為一個質量為3300萬太陽質量的黑洞，這可以非常好的解釋所觀察到的運動。隨后地基的觀測也證實了兩個核心的存在，并且推測兩著在相對的移動，其中一個是被M31吞噬，正在潮汐裂解中的小星系。包括M31在內，許多星系的核心，都是充滿了相當狂野的、劇烈變動的的區域，并且經常都以有超級黑洞存在其中來解釋。ScottTremaine提出了以下的說明來解釋雙核心：P1是在盤面上以異常軌道環繞中心黑洞的恒星投影。這異常的離心率使恒星長期逗留在軌道的遠心點上，造成了恒星的集中。P2也包含了盤面上高熱的、光譜A型星。在紅色的濾光鏡下，A型恒星是不明顯的，但是在藍色和紫外線下，它們會比主要的核心更為明亮，造成P2看上去比P1更為突出。五、星系外形使用歐洲空間局的XMM-牛頓軌道天文臺發現M31有數個X射線源。羅賓·巴納德博士等人假設這些都是黑洞或中子星的候選者，將接踵而至的氣體加熱至數千萬K所輻射出的X射線。中子星和假設中的黑洞，光譜是一樣的，但是可以從質量上的差異區別出來。仙女座星系大約有460個球狀星團，這些星團中質量最大的，被命名為馬亞爾Ⅱ的，綽號是G1（Gloup one），是本星系群中最明亮的球狀星團之一。它擁有數百萬顆的恒星，亮度大約是半人馬座ω－銀河系內所知最明亮的球狀星團的兩倍。G1有幾種不同的星族，而且以一般的球狀星團來看結構也太巨大了。因此，有些人認為G1是以前被M31吞噬的矮星系殘骸。另一個巨大且明顯的球狀星團是位于西南旋臂東側一半位置上的G76。M31旋臂上散布著200個左右的星協，與銀河系的星協相比，兩者包含著同類的明亮藍色恒星，但前者最多可比后者大10倍。M31中的星協跨度約達1500光年，而銀河系中的獵戶星協及天狼星協跨度為150光年。在2005年，天文學家在M31又發現一種全新型態的星團。新發現的星團擁有成千上萬的恒星，在數量上與球狀星團相似。不同的是體積非常龐大，直徑達到數百光年，密度也低了數百倍；恒星之間的距離也遠了許多。

關鍵詞： 仙女座星云