簡介
仙女座大星系發現
1786年，F·W·赫歇耳第一個將它列入能分解為恆星的星雲。1924年，哈勃在照相底片上證認出仙女座星系鏇臂上的造父變星，並根據周光關係算出距離，確認它是銀河系之外的恆星系統。1944年，巴德又分辨出仙女座星系核心部分的天體，證認出其中的星團和恆星。
M31在天文學史上有著重要的地位。
1786年，赫歇耳第一個將它列入能分解為恆星的星雲。
1924年，哈勃在照相底片上證認出M31鏇臂上的造父變星，並根據周光關係算出距離，確認它是銀河系之外的恆星系統。
現代測定它的距離是670千秒差距（220萬光年）。直徑是50千秒差距（16萬光年），為銀河系的兩倍，是本星系群中最大的一個。
1944年，巴德又分辨出M31核心部分的天體，證認出其中的星團和恆星，並指明星族的空間分布與銀河系相。M31鏇臂上是極端星族I，其中有O-B型星、亮超巨星、OB星協、電離氫區。在星系盤上觀測到經典造父變星、新星、紅巨星、行星狀星雲等盤族天體。中心區則有星族Ⅱ造父變星。暈星族成員的球狀星團離星系主平面可達30千秒差距以外。還發現，M31成員的重元素含量，從外圍向中心逐漸增加。這種現象表明，恆星拋射物質致使星際物質重元素增多的過程，在星系中心區域比外圍部分頻繁得多。
1914年皮斯探知M31有自轉運動。
1939年以來歷經巴布科克等人的研究，測出從中心到邊緣的自轉速度曲線，並由此得知星系的質量。據估計，M31的質量不小於3.1×1011個太陽質量，比銀河系大一倍以上，是本星系群中質量最大的一個。M31的中心有一個類星核心，直徑只有25光年，質量相當於107太陽，即一立方秒差距內聚集1500個恆星。類星核心的紅外輻射很強，約等於銀河系整個核心區的輻射。但那裡的射電卻只有銀心射電的1/20。射電觀測指出，中性氫多集中在半徑為10千秒差距的寬環帶中。氫的含量為總質量的1%，這個比值較之銀河系的（1.4～7%）要小。由此可以認為，M31的氣體大部分已形成恆星。M31和銀河系相似，對二者進行對比研究，就能為了解銀河系的運動、結構和演化提供重要的線索。
詳細
由於人類身處銀河系，無法觀測到銀河系的全貌，但天文學家想像銀河系也是一個類似於仙女座星系的螺鏇星系。仙女座星系、銀河系和其他30多個星系共同組成一個更大的星系集團--本星系群（LocalGroupGalaxyCluster）。我們銀河系和仙女座星系正在相互靠近對方，在大約30億年後兩者可能會碰撞，在融合過程中將會暫時形成一個明亮、結構複雜的混血星系。一系列恆星將被拋散，星系中大部分游離的氣體也將會被壓縮產生新的恆星。大約再過幾十億年後，星系的鏇臂將會消失，兩個螺鏇星系將會融合成一個巨大的橢圓星系。
不過，兩星系的碰撞、融合只發生在遙不可及的未來，人類大可不必為此“憂天”。
位於仙女座的一個肉眼可見的巨型鏇渦星系。在梅西耶星表中編號為31，在《新總表》中編號為224，因此，記為M31或NGC224。又稱仙女座大星雲，現稱仙女星系。1924年，美國天文學家E.P.哈勃首次在仙女星系中發現了一些造父變星，根據造父變星的周光關係算出它的距離，確認它是銀河系以外的恆星系統。仙女星系的距離為690千秒差距，或225萬光年。同銀河系一樣，為Sb型。仙女星系的直徑約50千秒差距，質量約3.1×1011太陽質量，都為銀河系的2倍，是該星系群中最大的一個。仙女星系周圍還有幾個很小的星系，它們構成該星系群中的一個次群，即仙女星系次群。
位於仙女星座的巨型鏇渦星系(M31）。
1950.0曆元的天球坐標是赤經0400﹐赤緯+41°00。視星等m為3.5等。肉眼可見﹐狀如暗弱的橢圓小光斑。在照片上呈現為傾角77°的Sb型星系（見星系的分類）﹐大小是160′×40′﹐從亮核伸展出兩條細而緊的鏇臂﹐範圍可達245′×75′。在《梅西耶星表》中的編號是M31﹐《星雲星團新總表》中的編號是NGC224﹐習稱仙女座大星雲﹐現稱仙女星系。
1786年﹐F·W·赫歇耳第一個將它列入能分解為恆星的星雲。
1924年﹐哈勃在照相底片上證認出M31鏇臂上的造父變星﹐並根據周光關係算出距離﹐確認它是銀河系之外的恆星系統。現代測定它的距離是670千秒差距（220萬光年）。直徑是50千秒差距（16萬光年）﹐為銀河系的一倍﹐是本星系群中最大的一個。
1944年﹐巴德又分辨出M31核心部分的天體﹐證認出其中的星團和恆星﹐並指明星族的空間分布與銀河系相似。M31鏇臂上是極端星族I﹐其中有O-B型星（見恆星光譜分類）﹑亮超巨星﹑OB星協﹑電離氫區。在星系盤上觀測到經典造父變星﹑新星﹑紅巨星﹑行星狀星雲等盤族天體。還發現﹐M31成員的重元素含量﹐從外圍向中心逐漸增加。這種現象表明﹐恆星拋射物質致使星際物質重元素增多的過程﹐在星系中心區域比外圍部分頻繁得多。1914年皮斯探知M31有自轉運動。
1939年以來歷經H.D.巴布科克等人的研究﹐測出從中心到邊緣的自轉速度曲線﹐並由此得知星系的質量。據估計﹐M31的質量不小於3.1×10個太陽質量﹐比銀河系大一倍以上﹐是本星系群中質量最大的一個。
M31的絕對星等M=-21.1﹐是本星系群中最亮的一個成員。從表面亮度分布可知﹐M31中心有一個類星核心﹐絕對星等M=-11﹐直徑只有8秒差距（25光年）﹐質量相當於10個太陽﹐即一立方秒差距內聚集1﹐500個恆星。類星核心的紅外輻射很強﹐約等於銀河系整個核心區的輻射。但那裡的射電卻只有銀心射電的1/20。射電觀測指出﹐中性氫多集中在半徑為10千秒差距的寬環帶中。氫的含量為總質量的1%﹐這個比值較之銀河系的（1.4～7%）要小。由此可以認為﹐M31的氣體大部分已形成恆星。M31有兩個矮伴星系──M32(NGC221）和NGC205﹐按形態分類分別為E2和E5p。後者擁有大量的年輕藍星﹐是個特殊的橢圓星系。在本星系群中﹐M31還和其他星系──NGC147﹑NGC185﹑M33(NGC598）以及AndΙ﹐AndⅡ﹐AndⅢ﹐AndⅣ──構成所謂仙女星系次群。
M31和銀河系相似﹐對二者進行對比研究﹐就能為了解銀河系的運動﹑結構和演化提供重要的線索。據英國《衛報》報導，由美國和德國科學家組成的研究小組稱，銀河系的質量比先前預計的要大50%，鏇轉速度也要更快，這意味著銀河系對其他星系的引力也更大，因而銀河系與包括仙女星系在內的其他星系相撞時間可能比科學家所預計的更早。
碰撞
研究人員表示，銀河系一旦與其它星系相遇，碰撞時所產生的超大衝擊波將會壓縮星系內部的星際氣體雲團。但幸運的是，這一巨大的災難只會發生於遙遠的未來。德國馬普研究院天文學家卡爾-門特恩解釋說，碰撞將可能發生於數十億年之後，雖然兩者碰撞的時間比科學家所預測的要早得多，但對於人類來說這一時間仍然是屬於遙不可及的未來，不會引起人類的恐慌。
卡爾和他所領導的國際研究團隊利用“甚長基線電波干涉陣列”射電望遠鏡對銀河系進行了精確的測量。銀河系在鏇轉的過程中，某些放射無線電波的部分會向地球方向移動。正是基於此現象，科學家們才可以計算出銀河系鏇轉的速度。
科學家們記錄了來自銀河系4個鏇臂所發射出來的無線電波，並根據這些無線電波進行測量。經過測量發現，太陽系會隨著銀河系以大約100萬公里/小時的速度鏇轉，比預期中的要快近17萬公里/小時。卡爾認為，“測量結果要求我們必須要重新認識和理解銀河系的結構和運行規律。”太陽系距離銀河系中心大約為2.8萬光年。仙女座星系大約是太陽質量的2700億倍，距離我們太陽系有200多萬光年。銀河系的這種高速鏇轉意味著它的質量應該與仙女座星系相當，比以前的預測要重三分之一左右。卡爾研究團隊成員、美國哈佛大學史密森天文物理學中心科學家馬克-里德認為，“從此，我們不再認為銀河系只是仙女座星系的小妹妹。”
天文學家們認為，這次碰撞將會在未來的70億年之內出現。太陽耗盡最後一絲能量之日，差不多也就是兩個星系的碰撞之時。在發生碰撞時，恆星和行星應該不會發生碰撞。相反，星系碰撞後會相互融合，形成一個新的更大的星系。英國劍橋大學天文研究所格里-吉莫爾介紹說，“兩者會戲劇性攪活、粘合在一起，最後所有恆星都將死亡，新星系變成一個巨大的死亡星系。目前尚不清楚兩者是否會正面相撞。”如果是側向碰撞的話，還將可能會引起進一步的碰撞。整個碰撞過程可能會持續數百萬年時間。根據吉莫爾的說法，這項研究不僅僅提前了銀河系死亡的時間，而且還對暗物質研究提供了新的依據。研究發現，銀河系中心的暗物質比天文學家們早期的預測要冷得多、密得多。
研究人員們還表示，一旦確定了銀河系鏇轉速度，那么最終控制這一速度的複雜公式便可確定銀河系中所有暗物質的質量。暗物質是我們肉眼所看不到的，但卻是迄今為止宇宙中數量最多的物質。所以，這意味著銀河系的質量是天文學家以前估計的1.5倍。美國加州大學洛杉磯分校天體物理學家馬克-莫里斯說，最新發現意義重大，但並不是有關銀河系大小的最終結論。莫里斯沒有參加雷德的這項研究。體積更大還意味著銀河系和仙女座之間的引力更加強烈。據雷德介紹，天文學家長期預測的銀河系和仙女座星系之間的碰撞可能發生得更早，同時側面碰撞的可能性更小，然而不用擔心，畢竟銀河系與仙女座相撞至少是幾十億之後的事了。
仙女座星系生存
如果銀河系果真和其它星系發生碰撞，那時候人類可能會仍然存在，他們將看到一個未來完全不同的天空景象。狹長的銀河系將會消失，取而代之的是一個由數十億顆星球組成的巨大隆起。天文學家們日前繪製了一幅更為詳細的銀河系三維立體圖，發現它的寬度比天文學家以前認為的多15%。更為重要的是，銀河系的密度更大，質量比天文學家以前認為的多50%。2012年1月5日天文學家在加州長灘市舉行的美國天文學會大會上公布了這一最新發現，
