|
Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://www.astro.spbu.ru/staff/viva/Book/Galaxies/LG/m31.html
Дата изменения: Fri Nov 19 19:21:16 2010 Дата индексирования: Tue Oct 2 04:21:16 2012 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: п п п п п п |
| Тип: | Спиральная галактика - Sb |
|---|---|
 (1950.0): |
00h42.7m |
 (1950.0): |
+41016' |
| Расстояние от Земли: | 2.36 . 106 св. лет 725 кпк |
| MV: | -21m |
| Полная масса: | примерно 3 . 1011 масс Солнца |
| Наклон к картинной плоскости: | 77o |
| Гелиоцентрическая скорость: | -180км/с |
| Видимые размеры | 178'x63' |
M31 - одна из двух доминирующих галактик в Местной Группе (МГ), которая вместе с нашей Галактикой образует две подсистемы. Видна невооруженным глазом как туманное пятно в созвездии Андромеда, что и дало ей второе название "туманность Андромеды".
Персидский астроном Аль-Суфи описал ее в своей "Книге о неподвижных звездах" (964 г. н.э.) как "маленькое облако", которое он наблюдал в течении 60 лет (!). Шарль Месье (Charles Messier), не знал об этой работе и сообщил об открытии еще одной "туманности" Симону Мариусу (Simon Marius), который впервые дал ее подробное описание в 1612, используя для ее наблюдений телескоп. Не зная об открытиях Аль-Суфи и Мариуса, Джованни Батиста Одьерна (Giovanni Batista Hodierna) независимо открыл этот объект в конце 1653 года.
Долгое время полагали, что "туманность Андромеды" - близкая туманность. Уильям Гершель (William Hershel) ошибочно полагая, что расстояние до нее "не превышает 2000 расстояний до Сириуса" (около 5 кпк); тем не менее правильно указал на нее как на ближайший "островок вселенной", подобной нашему Млечному Пути, который он рассматривал как диск диаметром 850 и толщиной 155 расстояний до Сириуса.
Уильям Хаггинс (William Huggins), пионер спектроскопии, отметил различия между туманностями с линейным спектром и "туманностями" с непрерывным спектром, которые мы называем сейчас галактиками.
В 1912 В.М.Слифер (V.M.Slipher) из Ловелловской обсерватории измерил лучевую скорость "туманности" в Андромеде и обнаружил, что у нее галактоцентрическая скорость самая большая из всех измеренных объектов и составляет приблизительно около 300 км/с (266 км/c -- более точное значение согласно Бернхему[Burnham] ). Это уже указывало на ее внегалактическую природу.
В 1923 г. Эдвин Хаббл обнаружил первую цефеиду в галактике Андромеда и т.о. оценил расстояние до нее. Так как он не знал о существовании двух классов цефеид, его оценка расстояния отличалась более чем в два раза от современного значения. Эта ошибка не было исправлена вплоть до 1953 г., когда начались интенсивные наблюдения M31 на 200" Паломарском телескопе.
Туманность Андромеды, по существу, ничем не выделяется среди других бесчисленных
галактик. Однако едва ли можно назвать какую-либо другую звездную систему, кроме нашей
собственной, для которой было бы накоплено так много разнообразных наблюдательных
данных (более 1500 
ссылок в научной литературе). Причина огромного интереса к M31 ясна -- это самая
близкая к нам спиральная галактика, в которой доступны для наблюдений многие объекты, а
интегральные характеристики, такие как поверхностная яркость, цвет, радиоизлучение и т.п.,
могут быть получены с меньшей площади, чем в случае большинства других галактик.
Мы интуитивно чувствуем и это подтверждают наблюдения, что наша Галактика и туманность Андромеды во многом сходны между собой и изучение одной способствует пониманию другой. Для понимания строения нашей Галактики ни одна из других галактик в ее окрестностях не может заменить туманность Андромеды: это объекты существенно меньшей светимости и массы и иной структуры. Правда и сама M31 не является точной копией нашей Галактики, имея меньше массу при почти в 2 раза большем размере. То есть наша Галактика имеет значительно больше величину средней плотности вещества, чем M31. Возможным объяснением такого различия может быть поглощение M31 карликовой галактики на раннем этапе ее эволюции. Кроме этого, "r1/4"-гало M31 сравнительно богато металлами, в то время как население гало нашей Галактики выделяется низкой металличностью.
Галактика M31 имеет несколько спутников, среди которых наиболее известны:
Летом 1998 года двумя группами наблюдателей
(И.Д.Караченцев и
В.Е.Караченцева;
T.Armandroff, J.Davies и G.Jacoby)
были обнаружены по крайней мере еще 3 карликовые
сфероидальные галактики -- далекие члены подгруппы M31
( одна из этих галактик была независимо открыта обеими группами):
Pegasus DEG (AndVI),Cassiopea Dw и
AndV.
Шаровое скопление G1 |
возрасту
Вселенной. Это изображение G1 (и двух ярких фоновых звезд)
было получено на HST
астрономами M. Rich, K. Mighell и J. D. Neill
(Columbia University) и
W. Freedman (Carnegie Observatories),
NASA.
Ядро M31 |
Наблюдения центральной области M31 на HST выявили, что ядро галактики не одиночное и его
можно разделить по крайней мере не менее чем на
два компактных объекта. По-видимому, один из объектов -- ярчайшая часть (P1)
единого эксцентричного диска, в котором звезды тормозяться, обращаясь
вокруг второго объекта P2, содержащего компактный объект с массой
3.3x107 масс Солнца.
Такая картина
может быть следствием
поглощения в прошлом небольшой карликовой галактики, которая вторглась в центральную
часть M31. Возможно когда-то в МГ
такие события случались довольно часто.
До сих пор только одна сверхновая была зарегистрирована в M31: SN1885 или S Andromedae. Ее открыл Эрнст Хартвиг (Ernst Hartwig) [1851-1923] 20-го августа 1885г. в обсерватории Derpt в Эстонии (сейчас г.Tartu). Это была первая открытая сверхновая, находящаяся вне нашей Галактики. Она достигла яркости 6m и была независимо зарегистрирована несколькими наблюдателями. Однако только Хартвиг указал на ее значимость. Уже к 16-му февраля 1890 г. ее яркость упала до 16m. Остаток от этой сверхновой содержит от 0.1 до 1 массы Солнца в виде железа.
Кроме двойного ядра галактика M31 имеет и другие особенности. Например,
необычные результаты дали спектральные радио-наблюдения гигантских молекулярных облаков
в центральной части галактики.
Allen и др. изучали эмиссионные линии молекул CO, CS и
NH3 в двух молекулярных облаках с массами
несколько 10-ков миллионов масс солнца, находящихся на расстоянии около10' (порядка 2 кпк) от
центра M31. Эти облака внешне подобны гигантским молекулярным облакам нашей Галактики.
Однако интенсивность линии 12CO(1-0) оказалось
на звездную величину слабее, чем в подобных молекулярных облаках нашей Галактики. К тому же
отношение интенсивностей линий
12CO(2-1)/12CO(1-0)
оказалось необычайно малым. Это означает, что поток далекого
ультрафиолетового излучения и космических лучей, за счет которого происходит нагрев облаков,
очень мал. Типичная кинетическая температура внутри молекулярных облаков, по мнению авторов,
менее
их рядом на небе.
Text & HTML by Igor Drozdovsky
Последнее обновление: