仙女星系

    本星系群中的重要成员，又叫m31。

    仙女座星系，位于仙女星座的一个巨型旋涡星系，视星等为3.5等，肉眼可见。是我们银河系的近邻。视星等为3.5等。肉眼可以见到它，状如暗弱的椭圆小光斑。很早以前天文学家就发现了它，梅西叶在1764年8月3日为它编号。

    仙女座星系是距离我们银河系最近的大星系。一般认为银河系的外观与仙女座大星系十分很像，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。m31的距离相当远，从它那儿发出的光需要200万年的时间才能到达地球。

    在《梅西耶星表》中的编号是m31，在《星云星团新总表》中的编辑是ng31成员的重元素含量，从外围向中心逐渐增加。这种现象表明，恒星抛射物质致使星际物质重元素增多的过程，在星系中心区域比外围部分频繁得多。1914年皮斯探知m31有自转运动。1939年以来历经巴布科克等人的研究，测出从中心到边缘的自转速度曲线，并由此得知星系的质量。据目前估计，m31的质量不小于3.1x1011个太阳质量，比银河系大一倍以上，是本星系群中质量最大的一个。m31的中心有一个类星核心，直径只有25光年,质量相当于107太阳，即一立方秒差距内聚集1500个恒星。类星核心的红外辐射很强，约等于银河系整个核心区的辐射。但那里的射电却只有银心射电的1/20。射电观测指出，中性氢多集中在半径为10千秒差距的宽环带中。氢的含量为总质量的1％,这个比值较之银河系的(1.4～7％)要小。由此可以认为,m31的气体大部分已形成恒星。m31和银河系相似，对二者进行对比研究,就能为了解银河系的运动、结构和演化提供重要的线索。

    由于人类身处银河系，无法观测到银河系的全貌，但天文学家想象银河系也是一个类似于仙女座星系的螺旋星系。仙女座星系、银河系和其他30多个星系共同组成一个更大的星系集团--本星系群（lo31)。1950.0历元的天球坐标是赤经0400﹐赤纬+41°00。视星等m为3.5等。肉眼可见﹐状如暗弱的椭圆小光斑。在照片上呈现为倾角77°的sb型星系(见星系的分类)﹐大小是160′x40′﹐从亮核伸展出两条细而紧的旋臂﹐范围可达245′x75′。在《梅西耶星表》中的编号是m31﹐《星云星团新总表》中的编号是ng31成员的重元素含量﹐从外围向中心逐渐增加。这种现象表明﹐恒星抛射物质致使星际物质重元素增多的过程﹐在星系中心区域比外围部分频繁得多。1914年皮斯探知m31有自转运动。1939年以来历经h.d.巴布科克等人的研究﹐测出从中心到边缘的自转速度曲线﹐并由此得知星系的质量。据目前估计﹐m31的质量不小于3.1x10个太阳质量﹐比银河系大一倍以上﹐是本星系群中质量最大的一个。

    m31的绝对星等m=-21.1﹐是本星系群中最亮的一个成员。从表面亮度分布可知﹐m31中心有一个类星核心﹐绝对星等m=-11﹐直径只有8秒差距(25光年)﹐质量相当于10个太阳﹐即一立方秒差距内聚集1﹐500个恒星。类星核心的红外辐射很强﹐约等于银河系整个核心区的辐射。但那里的射电却只有银心射电的1/20。射电观测指出﹐中性氢多集中在半径为10千秒差距的宽环带中。氢的含量为总质量的1％﹐这个比值较之银河系的(1.4～7％)要小。由此可以认为﹐m31的气体大部分已形成恒星。m3

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