仙女星系

位于仙女座方位的有巨大盘状结构的棒旋星系

仙女星系

仙女星系是一个位于仙女座方向的棒旋星系，直径约22万光年，距离地球有765千秒差距(250万光年)[6]，是距离银河系最近的大星系之一[12]。仙女星系最初被命名为仙女星云，并被编号为M31、UGC454和NGC224等。[1]仙女星系位于飞马大四边形东北方近邻的仙女座。[13][14]该星系的名字源于它出现在地球天空中仙女座所在的区域，而仙女座本身是以希腊神话中的公主、珀尔修斯的妻子命名的。[15]仙女星系的位力质量具有与银河系相同的数量级，为1万亿太阳质量(2.0×1042公斤)。这两个星系的质量都很难准确估计，但曾经很长时间内仙女星系的质量被认为比银河系多25%到50%。直到21世纪初对此产生质疑，研究表明仙女星系的质量可能相对较低，银河系的质量则可能相对较高。[16]而仙女星系是本星系群中最大的成员。​​斯皮策空间望远镜（Spitzer Space Telescope）的观测显示仙女星系有将近一兆颗恒星，数量远比银河系多。[13]

仙女星系是一个位于仙女座方向的棒旋星系，直径约22万光年，距离地球有765千秒差距(250万光年)[7]，是距离银河系最近的大星系之一[13]。仙女星系最初被命名为仙女星云，并被编号为M31、UGC454和NGC224等。[2]仙女星系位于飞马大四边形东北方近邻的仙女座。[14][15]该星系的名字源于它出现在地球天空中仙女座所在的区域，而仙女座本身是以希腊神话中的公主、珀尔修斯的妻子命名的。[16]

仙女星系的位力质量具有与银河系相同的数量级，为1万亿太阳质量(2.0×1042公斤)。这两个星系的质量都很难准确估计，但曾经很长时间内仙女星系的质量被认为比银河系多25%到50%。直到21世纪初对此产生质疑，研究表明仙女星系的质量可能相对较低，银河系的质量则可能相对较高。[17]而仙女星系是本星系群中最大的成员。​​斯皮策空间望远镜（Spitzer Space Telescope）的观测显示仙女星系有将近一兆颗恒星，数量远比银河系多。[14]

银河系和仙女星系预计将在大约40亿至50亿年内相撞，从而可能并合形成一个巨大的椭圆星系，或形成一个巨大的透镜状星系。作为梅西耶天体中最亮的天体之一，仙女星系的表面亮度达3.4星等，即使在中度光污染的无月之夜，也可以从地球上肉眼看到。[18][19][20][21][22]

观测历史

从历史上来看，仙女座星系在黑暗的天空下是肉眼可见的;因此，不能说它是由某一个人“发现”的。大约在公元964年，波斯天文学家阿卜杜勒·拉赫曼·苏菲（波斯语：عبدالرحمن صوفی‎，阿拉伯语：عبد الرحمن الصوفي‎）[12]。是第一个正式描述仙女座星系的人，他在自己的《恒星》一书中将其称为“模糊的斑点”或“小云”。[23][24]彼时的星图也将其标记为小云。[25]1612年，德国天文学家西蒙·马里乌斯（Simon Marius）根据望远镜观测对仙女座星系进行了早期描述。[4]1745年，皮埃尔·路易斯·莫佩尔图瓦（Pierre Louis Maupertuis）推测这个模糊的斑点是一个岛屿宇宙。[26]1764年，查尔斯·梅西耶（Charles Messier）将仙女座编目为M31天体，并不恰当地将马里乌斯记载为发现者，尽管它是肉眼可见的。1785年，天文学家威廉·赫歇尔（William Herschel）注意到仙女座核心区域有一些淡淡的红色。他认为仙女座是所有“大星云”中距离我们最近的星云，而根据星云的颜色和亮度，他错误地推测出仙女座星系距离我们不超过天狼星距离的2000倍，大约或为18000光年（5.5千秒差距）。[27]

1864年，威廉·哈金斯（William Huggins）指出，仙女座星云的光谱与气态星云不同。[28]仙女座的光谱显示出连续的频率，并叠加暗吸收线，这将有助于识别天体的化学成分。仙女座的光谱与单个恒星的光谱非常相似，由此推断出仙女座具有恒星性质。1885年，在仙女座发现了一颗超新星（称为仙女S超新星），这是该星系中观察到的第一颗也是迄今为止唯一一颗超新星。当时它被称为“新星1885”[29]。1888年，艾萨克·罗伯茨拍摄了第一张仙女座星云的照片，当时人们普遍认为仙女座星云是银河系中的一个星云。罗伯茨误以为仙女座和类似的“螺旋星云”是正在形成的恒星系统。[30][31]1912年，维斯托·斯里弗尔使用光谱学测量仙女座相对于太阳系的径向速度，这是迄今测量到的最大速度，为300公里/秒（190英里/秒）。[32]

已知最早的大仙女座“星云”照片（右上方是M110），由艾萨克·罗伯茨拍摄（1888年12月29日）
已知最早的大仙女座“星云”照片（右上方是M110），由艾萨克·罗伯茨拍摄（1888年12月29日）

观测与探测

从地球上观测到的月亮和仙女星系的大小。因为这个星系不是很亮，所以它的大小不明显。[33][34]在大多数观测条件下，仙女星系是裸眼可以看到的最遥远的天体之一（M33和M81可以在非常黑暗的天空中看到）。[35][36][37][38]这个星系通常位于天空中的仙后座和飞马座附近。在北半球秋天的夜晚，当仙女座从高空掠过时最容易看到，其在十月的午夜时分达到最高点，之后的每个月都会提前两个小时。它在九月的傍晚时分从东方升起，在二月的傍晚时分从西方落下。[39]在10月到12月，可以从南半球看到仙女星系，最好是尽可能的从北方观看。双筒望远镜可以展示出一些更大的星系结构和它的两个最亮的卫星星系，M32和M110。[40]而业余望远镜可以看到仙女星系盘、一些最明亮的球状星团、黑暗的尘埃带和大星云NGC206。[41][42]

从地球上观测到的月亮和仙女星系（这个星系不是很亮，所以看不出大小）
从地球上观测到的月亮和仙女星系（这个星系不是很亮，所以看不出大小）

形成与演化

自10世纪以来，仙女星系就已为人熟知。其曾经出现在《恒星之书》中，它在该书中首次被描述为一朵“小云”。[43]

17世纪，德国天文学家西门·马里乌斯用望远镜辨认出了仙女星系，他与伽利略同期，曾为木星的四颗大卫星命名。[43]

18世纪，伊曼努埃尔·康德（Immanuel Kant）认为，仙女星系中的星云可能是银河系之外的巨大恒星系统，这一见解直至20世纪初仍未得到证实。另一假说认为，星云乃银河系内部气体尘埃云形成恒星的区域。上世纪20年代，埃德温·哈勃使用威尔逊山天文台新造的100英寸（2.54米）望远镜，在仙女座星云的外区认出了个别的恒星，问题获得解决。[44]

这些恒星中有些是造父变星。由于造父变星的变化与它们的绝对星等有关，所以哈勃得以从它们的视亮度计算出到仙女座星系的距离，由此证明它确实是另外一个独立的星系。[45]

哈勃估计的距离，后来主要通过沃尔特·巴德（Walter Baade）的研究，几经修正而有所增大。哈勃的工作证实了银河系不过是许许多多星系中的一个而已，宇宙远远伸展到了银河系边界以外。在700千秒差距距离上，仙女座星系的直径将是50千秒差距，大致比我们的银河系大一倍，约含4000亿颗恒星。[45]

一般认为银河系的外观与仙女座大星系十分相像，两者共同主宰着本星系群。仙女座大星系弥漫的光线是由数千亿颗恒星成员共同贡献而成的。几颗围绕在仙女座大星系影像旁的亮星，其实是我们银河系里的星星，比起背景物体要近得多了。仙女座大星系又名为M31，因为它是著名的梅西耶星团星云表中的第31号弥漫天体。星云中的恒星可以划分成约20个群落，这意味着它们可能来自仙女座星系“吞噬”的较小星系。[45]

仙女座星系的直径至少是50千秒差距（16万光年），为银河系直径的1.5倍（银河系直径为十万光年），是本星系群中最大的一个星系。仙女座星系和银河系有很多的相似，对二者的对比研究，能为了解银河系的运动、结构和演化提供重要的线索。[45]

仙女座大星云是秋夜星空中最美丽的天体，也是第一个被证明是河外星系的天体，还是肉眼可以看见的最遥远的天体。暗物质，可能是在这个集团中质量最大的。斯皮策太空望远镜观测显示仙女座星系有将近一兆（一万亿）颗恒星，数量远比我们的银河系多。在2006年重新估计银河系的质量大约是仙女座星系的50%，大约是太阳质量（符号：M☉）。[45]

仙女座星系在适度黑暗的天空环境下很容易用肉眼看见，但是如此的天空仅存在于小镇、被隔绝的区域、和离人口集中区域很远的地方，只受到轻度光污染的环境下。肉眼看见的仙女座星系非常小，因为它只有中心一小块的区域有足够的亮度，但是这个星系完整的角直径有满月的七倍大。[45]

由美国哈佛大学科学家领导的一个国际研究团队，借助暗能量光谱仪器(DESI)，发现了一个新证据，表明仙女座星系内曾经发生过一次大型“星系移民”事件。这是科学家首次在银河系外其他星系内发现“星系移民”，相关结果将刊发于《天体物理学杂志》。[46]

“岛宇宙”假说

“岛宇宙”一词最早由德国博物学家洪堡1850年出版的著作《宇宙》第三卷中，它提出了一种宇宙结构图象，将宇宙比喻为大海，银河系和其他类似天体系统则是海洋中的小岛。[47][48]

1584年，意大利人布鲁诺明确提出宇宙是无限的，恒星都是遥远的太阳，太阳只是无数个恒星中的一员。1750年，英国天文学家赖特指出，银河和所有观测到的恒星构成一个巨大的扁平状天体系统，由于太阳连同地球位于这一系统的内部，从不同方向观测才看到了银河和离散分布的点点繁星。[49]

在1755年，德国哲学家伊曼纽尔·康德（Immanuel Kant）在他的《宇宙自然史和天堂理论》一书中提出了银河系只是众多星系之一的假设，明确提出“广大无边的宇宙”之中有“数星无限的世界和星系”，这一思想就是“宇宙岛假说”。[48][50]

1917年，希伯·柯蒂斯（Heber Curtis）在仙女座内部观测到一颗新星。当搜索照片记录时又发现了11颗新星。柯蒂斯注意到，这些新星平均星等比天空其他区域出现的新星暗10级，由此他得出到仙女座500,000光年（3.2×1010天文单位）的距离估算。虽然这个估计比现在最好的估算低了大约五倍，但它是第一个已知的具有正确数量级的到仙女座距离的估计（即该估计在当前高精度估计的十倍以内，而当前估计距离约250万光年[51][10][52][53]）。柯蒂斯成为所谓的“岛宇宙”假说的支持者：即认为螺旋星云实际上是独立的星系。[54]

可是，当时人们把河内星云（即银河星云）和河外星云（即星系）都当作星系，而且对银河系本身的大小和形状也没有正确的认识。[48]1920年，哈洛·沙普利（Harlow Shapley）和柯蒂斯（Curtis）就银河系的性质、螺旋星云和宇宙的维度进行了大辩论。为了支持他关于仙女座大星云实际上是一个外部星系的说法，柯蒂斯还提出仙女座内部出现了类似于我们银河系中的尘云的暗带，以及对仙女座星系多普勒频移的重大历史观测。1922年，恩斯特·奥皮克（Ernst Öpik）提出了一种使用其恒星测量到的速度来估计仙女座距离的方法。他的研究结果得出仙女座星云位于银河系之外，距离约为450千秒差距（1,500千光年）。[55]

直到1925年，埃德温·哈勃（Edwin Hubble）结束了这场争论，当时他首次在仙女座的天文照片上发现了河外造父变星。通过100英寸（2.5米）胡克望远镜得出了上述结论，从而确定了仙女座大星云的距离。他的测量结果确凿地表明，测得的特征不属于银河系中的星团和气团，而是属于一个完全独立的星系，距离银河系很远。[56]

这之后，1943年，沃尔特·巴德（Walter Baade）是第一个解析仙女座星系中心区域恒星的人。巴德根据各自的金属度确定了两个不同的星族，将星系圆盘中的年轻高速恒星命名为I型，将凸起中的老年红星命名为II型。此命名法随后陆续被用于命名银河系内和其他地方的恒星。（Jan Oort 早些时候已经注意到了两个不同星族的存在）。[57]巴德还发现有两种类型的造父变星，从而使得到仙女座以及宇宙其余天体的估计距离均增加了一倍。[58]

1950年，仙女星系的射电辐射被卓瑞尔河岸天文台的汉伯里·布朗和西里尔·哈扎德探测到。[59][60]该星系的第一张射电图是在1950年代由约翰·鲍德温（John Baldwin）与在剑桥射电天文学小组的合作者制作的。[61]仙女星系的核在2C射电天文学的星表中被称为2C 56。2009年，微引力透镜效应-一种由大质量物体引起光偏转的现象-的出现使得在仙女星系中首次发现行星。[62]而利用韦斯特博克综合孔径射电望远镜、埃菲尔斯博格100米射电望远镜和甚大阵列对线偏振射电辐射的观测还揭示了沿着气体和恒星形成的“10千秒差距环”排列的有序磁场。[63]

星系特征

仙女星系在20亿至30亿年前发生重大并合，仙女座质量比约为4的两个星系发生主并合。[64][65]最近发现的仙女星系的主并合，首先是基于其反常的年龄-速度弥散关系的诠释[66]，正如20亿年前仙女座整个盘族的恒星形成比今天活跃得多。[67]剧变碰撞的建模[64]展示出，包括巨流[68]、延展的厚盘、年轻的薄盘在内，该星系（富金属）银晕的大部已经形成，具有静止的10千秒差距环。在这个时期，它的恒星形成率会很高，而到了大约一亿年后就会变成一个亮红外星系。建模还复原了了凸起轮廓、大棒和总体晕的密度轮廓。而仙女星系和三角星系(M33)可能在20-40亿年前有一段非常接近的通道，但从哈勃太空望远镜的最后一次观测来看，这是不太可能的。[69]

目前，仙女座星系以大约每秒300公里（180 英里/秒）的速度靠近太阳，所以它是少数蓝移的星系之一。如果将太阳系在银河内的速度考量进去，会发现仙女座星系以100～140公里/秒(62–87 英里/秒)的速度接近银河系。即使如此，这并不意味着未来会和银河系发生碰撞，不过根据2015年最新观测数据认为，银河系可能正在以每秒200公里的速度靠近M31。即使会发生碰撞，也是30亿年后的事情。在这种情况下，两个星系会合并成一个更巨大的星系。在星系群中这种事件是经常发生的。[45]1953年，当人们发现了另一种更暗的造父变星时，我们距仙女星系的距离估计值增加了一倍。在20世纪90年代，基于依巴谷卫星测量的标准红巨星和红团簇星都被用来标定造父变星的距离。[45][70][71]

距地距离

至少有四种不同的方法被用来估计从地球到仙女星系的距离。2003年，利用红外面亮度起伏(I-SBF)，在(O/H)中以−0.2MAg Dex−1调整新的周光值和金属度校正值，得到了2.57±0.06亿光年(1.625×1011±3.8×109个天文单位)的估算值。2004年的造父变星方法估计的距离为251±0.13万光年(770±40千秒差距)。[51][52]

2005年，仙女星系发现了一颗食双星。双星是O型和B型的两颗热蓝色恒星，通过研究这些恒星的日食，天文学家能够测量它们的大小。知道了恒星的大小和温度，就能测量它们的绝对星等。当目视星等和绝对星等已知时，就可以计算出与恒星的距离。两颗恒星的距离地球为2.52×106±0.14×106光年(1.594×1011±8.9×109光学单位)，整个仙女星系距离地球约为2.5×106光年(1.6×1011 光学单位)。这一新值与以前的独立的基于造父变星法测得的距离值有很好的一致性。[10]除此之外，2005年还采用了TRGB法，得到的距离为2.56×106±0.08×106光年(1.619×1011±5.1×109光学单位)。[53]

按比例显示仙女星系及银河系的大小和两个星系之间的距离
按比例显示仙女星系及银河系的大小和两个星系之间的距离

质量

到2018年时，仙女星系的星晕（包括暗物质）的质量估计值约为1.5×1012 太阳质量（M☉）[72]，而相对应的，银河系的质量估计值约为为8×1011太阳质量。这与早期的那些认为仙女星系和银河系的质量几乎相等的测量结果是完全不同的。[73]

2018 年，射电法重新确定星系的同等质量约为 8×1011太阳质量。[74][75][76][77]2019年开始基于逃逸速度和动力学质量测算，计算得出仙女星系为0.8×1012太阳质量[78]，但这只是银河系2019年计算更新的质量、1.5×1012太阳质量的一半。[79][80][81]而到了2006年，仙女星系的球体被确定为具有比银河系更高的恒星密度[82]，其星系恒星盘的直径估计约为银河系恒星盘直径的两倍。[15]仙女星系的总质量估计在8×1011太阳质量[74]和1.1×1012太阳质量之间。[83][84]M31恒星质量为10-15×1010太阳质量，其中30%的质量分布在中央凸起，56%分布在圆盘中，其余14%分布在恒星晕中。[85]

除恒星外，仙女星系的星际介质中还含有至少7.2×109太阳质量[86]的中性氢，至少3.4×108太阳质量的氢分子（在星系最内层的10千秒差距内）和5.4×107太阳质量的尘埃。[87]

仙女星系被一个热气体大质量晕包围，大质量晕估计包含星系中恒星质量的一半。这个几乎看不见的晕从它的宿主星系延伸了大约一百万光年，延伸到我们银河系的一半。对星系的模拟表明，星晕与仙女星系同时形成。星晕富含比氢和氦更重的元素，由超新星形成，其特性正如星系色等图中“绿谷”的所预期的星系特性。超新星在仙女星系充满恒星的圆盘中爆发，并将这些较重的元素喷射到太空中。在仙女星系的寿命中，其恒星产生的近一半的重元素被抛射出，远远超出了星系中直径为20万光年的恒星盘。[88][89]

仙女星系周围的星晕
仙女星系周围的星晕

光度

与银河系相比，仙女星系大多数恒星似乎更老，其年龄>7×109年。[90][85]仙女星系的估计光度为~2.6×1010太阳光度（L☉），比我们自己的银河系高出约25%。[90][91][92]然而，从地球上看，该星系具有很高的倾角，其星际尘埃吸收的光量未知，因此很难估计其实际亮度，而另有学者已经给出了仙女星系光度的其他值（一些学者甚至提出它是距银河系10兆秒差距的半径内第二亮的星系， 仅次于绝对星等约为接近[93]-22.21的草帽星系[94]）。

在2010年公开的斯皮策空间望远镜的帮助下进行的估计表明，其绝对星等（在蓝色中）为-20.89（颜色指数为+0.63，转化为绝对视星等为-21.52，而银河系为-20.9），该波长的总光度为3.64×1010太阳光度。[95]

银河系中恒星的形成速度要高得多，每年仙女星系只产生大约一个太阳质量，而银河系则产生3-5个太阳质量。银河系中的新星发生率也是仙女星系的两倍。[96]这表明后者曾经经历过一个伟大的恒星形成阶段，但现在处于相对静止状态，而银河系正处于更活跃的恒星形成阶段。[91]

根据最近的研究，仙女座星系位于星系颜色-星等图中被称为“绿色山谷”的区域，该区域由类似银河系的星系组成，从“蓝云”（形成新恒星的活跃星系）过渡到“红色序列”（缺乏恒星形成的星系）。绿谷星系中的恒星形成活跃度正在放缓，因为它们在星际介质中耗尽了产星气体。在与仙女星系具有相似特性的模拟星系中，恒星形成预计将在大约50亿年内熄灭，即使考虑到由于仙女星系和银河系之间的碰撞而导致的恒星形成速率短期增加。[90][97]

星系结构

根据其在可见光下的外观，仙女星系被归类德沃古勒-桑德奇螺旋星系扩展分类系统中的SA（s）b星系。[2]然而，基于二微米全天巡天（2MASS）的资料和斯皮策空间望远镜的红外数据显示，仙女座实际上是一个棒状螺旋星系，就像银河系一样，仙女座的棒状长轴相对于圆盘长轴逆时针方向旋转55度。[90][98]

天文学中有许多方法用于定义星系的大小，每种方法都可以产生不同的结果。最常用的是 D25 标准，即 B 谱带星系（445 nm 波长的光，在可见光谱的蓝色部分）的测光亮度的等光度达到 25 mag（贝克）/arcsec（角秒）2。[99]1991年，第三亮星系表（RC3）将这一标准用于仙女座，在250万光年的距离上产生了46.56千秒差距（152,000光年）的等光度直径。[7]而早在1981年给出了仙女座的等光度直径为54千秒差距（176,000光年）的估计。[100]

基于凯克望远镜在2005年的一项研究表明，存在着从星系向外延伸的少量微弱的恒星或星系晕。[15]这个光环中的恒星与仙女座主星系盘中的恒星不同，它们表现出相当杂乱的轨道运动，而主盘中的恒星则具有更有序的轨道和200公里/秒的均匀速度[15]。从仙女座主盘向外延伸有直径为67.45千秒差距（220,000的光年）的漫星晕。[15]

该星系相对于地球的倾斜度估计为77°（其中90°为侧向）。对星系横截面形状的分析似乎显示出明显的S形翘曲，而不仅仅是一个扁平的盘。[101]这种翘曲可能是由与仙女座星系附近卫星星系的引力作用引起的。星系M33可能是仙女座手臂上翘曲的原因，尽管需要考虑更精确的距离和径向速度。[22]

前景恒星和仙女星系核的全景图
前景恒星和仙女星系核的全景图

光谱研究提供了仙女星系自转速度与核心径向距离的函数的详细测量。自转速度在距核心1,300光年（82,000,000 天文单位）处的最大值为225公里/秒（140英里/秒），在距核心7,000光年（440,000,000天文单位）处，其最小值可能低至50公里/秒（31英里/秒）。再往外，距核心距离上升到半径33,000光年（2.1×109天文单位），旋转速度达到250公里/秒（160英里/秒）的峰值。超过这个距离，速度缓慢下降，在距核心距离80,000光年（5.1×109天文单位）时下降到约200公里/秒（120英里/秒）。这些速度测量表明核中大约有 6×109太阳质量的集中质量。星系的总质量线性增加到45,000光年（2.8×109天文单位），超过此半径后增速放缓。[102]

仙女星系的旋臂由一系列HII区域勾勒出轮廓，沃尔特·巴德（Walter Baade）首先对其进行了非常详细的研究，并将其描述为“弦上的珠子”。他的研究表明，两个螺旋臂似乎在紧紧卷绕，尽管它们的间距比我们的银河系更宽。[103]他对螺旋结构的描述中，每一个旋臂都与仙女星系的长轴交叉，如下所示。[104]：

巴德M31旋臂
旋臂（N=北与 M31 的长轴交叉，S=南与M31的长轴交叉）距中心的距离（角分）（N*/S*）到中心的距离（千秒差距）（N*/S*）附注
N1/S13.4/1.70.7/0.4没有HII区OB星协的尘埃臂
N2/S28.0/10.01.7/2.1带有某些OB星协的尘埃臂
N3/S325/305.3/6.3据于N2/S2，但也有一些HII区域
N4/S450/4711/9.9大量的OB星协，HII区，和少量的尘埃
N5/S570/6615/14据于N4/S4，但较弱
N6/S691/9519/20松散的OB星协，看不见灰尘
N7/S7110/11623/24据于N6/S6，但较弱且不明显
斯皮策24微米红外天文望远镜拍摄的仙女星系
斯皮策24微米红外天文望远镜拍摄的仙女星系

由于仙女星系看上去接近侧向，因此很难研究其螺旋结构。星系的矫正图似乎显示了一个相当正常的螺旋星系，展示出两个连续的曳臂，它们彼此之间至少相隔约13,000光年（820,000,000光学单位），并且可以从距离核心大约1,600光年（100,000,000光学单位）的距离向外随动。目前已经提出了替代的螺旋结构，如单个螺旋臂[105]或长、纤维状和厚旋臂的絮状[106]图样。[2][107]

螺旋图案扭曲被认为最可能是与星系卫星M32和M110的相互作用引起的。[108]这可以从恒星的中性氢云的位移中看出。[109]

1998年，来自欧洲空间局红外空间天文台的图像表明，仙女星系的整体形态可能正在转变为环状星系。星系内的气体和尘埃通常形成若干个重叠的环，在距核心32,000光年（9.8千秒差距）的半径处形成一个特别显著的环[110]，被一些天文学家昵称为火环。[111]这个环隐藏在银河系的可见光图像中，因为它主要由冷尘埃组成，而仙女星系中大部分恒星形成活动的发生都集中在那里。[112]

后来基于斯皮策空间望远镜的研究表明，仙女星系的红外螺旋结构似乎由两个旋臂组成，两臂从中央棒形中出现并延伸到上述大环之外。然而两臂不是连续的，其具有拼合结构。[108]

用同一望远镜仔细检查仙女星系的内部区域还显示出一个较小的尘埃环，其被认为是由2亿多年前与M32的相互作用引起的。模拟表明，较小的星系沿着仙女星系的极轴穿过仙女座星系盘。这次碰撞从较小的M32上剥离了一半以上的质量，并在仙女座中形成了环状结构。[113]基于梅西耶31气体中已知的大环状特征与新发现的内环状结构共存，并相对质心偏移，表明与卫星M32的相撞基本是正面的，这是车轮星系交会的温和版本。[114]

对仙女星系延伸星晕的研究表明，它与银河系大致相当，星晕中的恒星通常是“贫金属”的，而且随着距离的延长，这种情况越来越严重。[82]这一证据表明，这两个星系遵循了相似的演化路径。在过去的120亿年里，它们可能已经吸积并同化了大约100-200个低质量星系。[115]

星系核心

众所周知，仙女星系在其中心具有一个密集而紧凑的星团。大型望远镜在视觉上给人一种环绕弥散凸起中嵌入恒星的印象。1991年，哈勃空间望远镜用来对仙女星系的核进行成像。核由两个相距1.5秒差距（4.9光年）的聚度组成。较亮的聚度称为P1，其偏离星系中心。较暗的具度P2位于星系的正中心，并具有一个黑洞，其黑洞于1993年测量为3-5×107太阳质量[116]，2005年测量为1.1-2.3×108太阳质量。[117]而测量出其周围物质的速度弥散≈160公里/秒（100英里/秒）。[90][118]

有人提出，如果P1是围绕中心黑洞的偏心轨道上的恒星盘的投影，则可以解释观测到的双核。[119]其偏心率使得恒星在轨道远心点徘徊，从而形成了恒星聚集。据推测，这种偏心盘可能是由先前的黑洞并合形成的，其中引力波的释放可将恒星“踢”到它们目前的偏心分布中。[120]P2还包含一个由A级热光谱型恒星组成的致密盘，其A级恒星在较红的滤光片中并不明显，但在蓝光和紫外光中，它们主导着核，导致P2看起来比P1更明显。[121]

虽然在最初被发现的时候，曾假设双核中较亮的部分是一个被仙女星系“蚕食”的小星系的残余物，[122]但这不再被认为是一个可行的解释，主要是因为这样的核由于中心黑洞的潮汐扰动而具有极短的寿命。虽然在P1有自己的黑洞来实现稳定的前提下这个问题可以部分解决，但P1中恒星的分布并不表明其中心有一个黑洞。[119]

哈勃拍摄的仙女座星系核心（显示可能的双重结构）
哈勃拍摄的仙女座星系核心（显示可能的双重结构）

星系外形

分立源

到1968年末，仙女星系还没有发现X射线。[123]1970年10月20日的气球飞行为从仙女星系探测到的硬X射线设定了一个上限。[124]斯威夫特突发警报望远镜巡天成功地探测到了来自距星系中心6角秒的中心区域的硬X射线。后来，25kev（电子伏特）以上的发射被发现来自一个名为3XMM J004232.1+411314的单一源，并被确定为一个双星系统，其中一个致密天体(中子星或黑洞)从恒星中吸积物质。[125]

据欧洲空间局(ESA)XMM-牛顿轨道天文台的观测，在仙女星系已经探测到多个X射线源，罗宾·巴纳德等假设黑洞或中子星的候选体将进入的气体加热到数百万电子伏特并发出X射线。中子星和黑洞主要是通过测量它们的质量来区分。[126]核光谱望远镜阵列（NuSTAR）太空任务的观测计划确定了星系中40个此类天体。[127]2012年，在仙女星系中探测到了一个较小黑洞辐射的射电爆发--微类星体。前身黑洞位于星系中心附近，约有10太阳质量，它是通过欧洲空间局的XMM-牛顿望远镜探测到的数据得出的，随后NASA的雨燕伽玛射线爆计划和钱德拉X射线天文台观察到了甚大阵和甚长基线阵。这是此类微类星体首次在仙女星系内观测到，也是首次在银河系外观测到。[128]

高能X射线和紫外线下的仙女星系（2016年1月5日发布）
高能X射线和紫外线下的仙女星系（2016年1月5日发布）

球状星团

大约有460个球状星团与仙女星系有关。[129]这些星团中质量最大的星团被确定为Mayall II，称为球状一号，其比本星系群中任何其他已知的球状星团具有更大的光度。[130]它包含数百万颗恒星，光度大约是银河系中已知最亮的球状星团、半人马座欧米茄星团的两倍。球状一号（或G1）有若干恒星群，其结构对于普通的球状星团来说太大了，以至于一些人认为G1是在遥远的过去被仙女座吞噬的矮星系的遗迹核心。[131]表现出最大光度的球状星团是G76，其位于西南臂的东半部。[25]另一个巨大的球状星团命名为037-B327，其于2006年被发现，被仙女星系的星际尘埃重度红化，被认为比G1质量更大，是本星系群中最大的星团[132]；然而，另有研究表明，该星团实际上在性质上与G1相似。[90][133][134]

与银河系的球状星团显示出相对较低的年龄分布不同，仙女星系的球状星团的年龄范围要大得多：从与星系本身一样古老的系统到更年轻的系统，年龄在几亿年到五十亿年之间。[135]

2005年，天文学家在仙女星系中发现了一种全新的星团。新发现的星团包含数十万颗恒星，这些恒星的数量与球状星团中的恒星数量相似。它们与球状星团的区别在于它们要大得多——几百光年宽——密度低数百倍。因此，在新发现的扩展星团中，恒星之间的距离要大得多。[90][133][136]

仙女星系中质量最大的球状星团B023-G078可能有一个质量约为100,000太阳质量的中央黑洞。[137]

卫星星系

像银河系一样，仙女星系有超过20个已知的矮星系组成的卫星星系。仙女星系的矮星系群与银河系的非常相似，但星系数量要多得多。[138]最著名和最容易观测到的卫星星系是M32和M110。根据目前的证据，M32似乎在过去与仙女座星系有过一次近距离的相遇。M32可能曾经是一个更大的星系，它的恒星盘被M31移除，并且在核心区域经历了急剧增加的恒星形成过程，这种情况一直持续到相对较近的过去。[139]

仙女座大星系及其卫星星系M32（位于星系核左中上方）和M110（位于星系右中下方）
仙女座大星系及其卫星星系M32（位于星系核左中上方）和M110（位于星系右中下方）

M110似乎也在与仙女星系相互作用，天文学家在仙女星系的晕中发现了一个富金属的恒星流，这些恒星似乎是从这些卫星星系剥离出来的。[140]M110确实包含一条尘埃带，这表明恒星可能最近或正在形成。[141]M32也有年轻的恒星族群。[45][142]

三角星系是一个非矮星系，其距离仙女座750,000光年。目前还不知道它是否是仙女座的卫星。[143]

在2006年，科学家发现有9个卫星星系位于与仙女星系的核心相交的平面上；它们并不是像预期的独立相互作用那样随机排列。这表明对这些卫星来说可能有一个共同的潮汐源。[45][144]

在1900年前发现的仙女座大星系的卫星星系名称类型距日距离　　(百万光年)星等发现者发现年椭圆星系M32cE22.65 ± 0.10+9.0Guillaume Le Gentil1749[45]椭圆星系M110E6 pec2.9+8.9梅西尔1773[45]矮椭球星系NGC 185dSph/dE32.08 ± 0.15+10.1威廉·赫歇尔1787[45]NGC 147dSph/dE52.67 ± 0.18+10.5约翰·赫歇尔1829[45]

Pa-99-N2事件与星系中可能的系外行星

Pa-99-N2是1999年在仙女星系中发现的一个微引力透镜效应事件.对此的解释之一是一颗质量为太阳的0.02到3.6倍的恒星对红巨星的引力透镜，这意味着这颗恒星很可能由一颗行星绕轨运行。这颗可能的系外行星的质量是木星的6.34倍。如果最终得到证实，这将是第一颗被发现的系外行星。然而，后来发现了事件中的异常现象。[145]

仙女星系与银河系的碰撞

2023年，仙女星系与银河系的距离超过200万光年，但天文学家们预估在几十亿年后，这两个星系必将发生碰撞。两者正以超过每秒80千米的速度向对方飞去，而且没有掉头的可能。[43]

仙女星系正以每秒110公里（68英里）的速度接近银河系。[146]同时它以大约300公里/秒（190英里/秒）的速度接近太阳[2]，因为太阳以大约225公里/秒（140英里/秒）的速度绕着银河系的中心公转。这使得仙女星系成为可观测到的约100个蓝移星系之一。[147]仙女星系相对于银河系的切向速度或横向速度比接近速度要小得多，因此预计它将在大约25-40亿年后与银河系直接碰撞。碰撞的一个可能结果是两个星系将并合成一个巨椭圆星系[21]，也可能是大型盘状星系。[19]此类事件在星系群的星团中是经常发生的。地球和太阳系在碰撞事件中的命运目前还不清楚。在两个星系并合之前，太阳系很少有可能被逐出银河系或加入仙女星系。[45][148]

银河系与仙女座星系碰撞路径示意图
银河系与仙女座星系碰撞路径示意图

仙女星系与12颗大质量物质转移双星

2022年，中国科学院云南天文台研究人员在首次对仙女星系中的大质量食双星进行系统分析时，发现了12颗有小质量次星充满周围临界等位面的大质量半相接双星，揭示了这些系统中存在从次星到大质量主星间的物质转移，同时也表明仙女星系中的双星演化进程与银河系中的“同类”相似。研究人员利用西班牙拉帕尔马岛上2.5米望远镜的巡天观测数据，对437个食双星系统进行分析，并对部分高精度的光变曲线进行测光解轨研究，求出了它们的基本测光参量。深入研究发现，有12个双星的次星充满周围临界等位面的洛希瓣，而主星与洛希瓣是分离的，揭示了它们是大质量半相接双星，系统中存在从次星到大质量主星间的物质转移。[149]

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