基本介紹
仙女星系 andromeda galaxy
本星系群中的重要成員，又叫m31。
仙女座星系是距離我們銀河系最近的大星系。一般認為銀河系的外觀與仙女座大星系十分很像，兩者共同主宰著本星系群。仙女座大星系瀰漫的光線是由數千億顆恆星成員共同貢獻而成的。幾顆圍繞在仙女座大星系影像旁的亮星，其實是我們銀河系裡的星星，比起背景物體要近得多了。仙女座大星系又名為m31，因為它是著名的梅西耶星團星雲表中的第31號瀰漫天體。m31的距離相當遠，從它那兒發出的光需要200萬年的時間才能到達地球。
在《梅西耶星表》中的編號是m31，在《星雲星團新總表》中的編輯是ngc224，習慣稱為仙女座大星雲。
仙女座星系的直徑是50千秒差距（16萬光年），為銀河系直徑的一倍，是本星系群中最大的一個星系，距離我們大約220萬光年。仙女座星系和銀河系有很多的相似，對二者的對比研究，能為了解銀河系的運動、結構和演化提供重要的線索。
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。
重要地位
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。近年來還發現,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。據目前估計，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。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（local group galaxy cluster）。
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。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。近年來還發現，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。據目前估計，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.
