Astronomiya

Andromeda qalaktikasında təsbit edilən ilk fırlanan neytron ulduzu üçün izahat?

Andromeda qalaktikasında təsbit edilən ilk fırlanan neytron ulduzu üçün izahat?

Andromeda qalaktikasında (M31) yeni bir neytron ulduzu tapıldı, M31-də astronomlar tərəfindən ilk dəfə bir Spinning Neutron ulduzu aşkar edildi. Məqalədə deyilir-

Ulduz cütlüklərdə “pulsarlar” a rast gəlinir, neytron ulduzu qonşusunu yeyir. Bu, neytron ulduzunun daha sürətli fırlanmasına və isti qazdan gələn yüksək enerjili rentgen şüalarının maqnit sahələri ilə neytron ulduzuna atılmasına səbəb ola bilər.

"Yoldaş ulduzun Günəşimizə nisbətən daha az kütləli olduğu və ya alternativ olaraq təqribən iki günəş kütləsinin yoldaşına sahib bir ara kütləli ikili sistem olduğu" özünəməxsus aşağı kütləli X-ray ikili pulsar "dediyimiz şey ola bilər." INAF-Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica'dan Paolo Esposito, Milan, İtaliya.

Sistemin dəqiq təbiəti qaranlıq qalsa da, məlumatlar qeyri-adi və ekzotik olduğunu göstərir. http://www.astronomy.com/news/2016/04/andromedas-first-spinning-neutron-star-has-been-found

Sual- Bu İpirən Neytron Ulduzunun yoldaşı Qara Delikdən başqa heç bir ulduz ola bilərmi? Bu qeyri-adi fırlanmanı və bütün neytron ulduzların digər ikili yoldaşları ulduzları istehlak etməməsini, əksinə bir qara dəliyin neytron ulduzlarını istehlak etməsini izah edə bilər.

Qara delik, hər hansı bir aktiv ulduzun bütün xarici enerjisini yeyə bilər, yalnız ağır metalların qalın nüvəsini tərk edərək qəhvəyi cırtdan yaradır. Supernova heç vaxt ölməkdə olan neytron ulduzlarından deyil, Binary star toqquşmalarından qaynaqlanır.


Məqalədə ortağın günəşdən daha az kütləyə və ya bəlkə də günəş kütləsindən təxminən iki qat çox olduğuna diqqət çəkir (orada bir sıra qeyri-müəyyənlik var!) Məqalədən bu hesablamaları necə apardıqları aydın deyil. doppler orbital sürət almaq üçün dəyişir.

Orada təklif olunan kütlə xüsusilə kiçik deyil, ikincilinin günəş kütləsinin yüzdə biri olduğu və planet olaraq qəbul edilə biləcəyi pulsar ikili sistemlər var.

Bununla birlikdə, ən azı 3 günəş kütləsi (və daha çox ehtimal ki 5-dən çox) kütləsi olan bir qara dəlik yoldaşını istisna edir. Spini izah etmək üçün qara dəlik fərziyyəsinə ehtiyac yoxdur.

Sualınızdakı son cümlələrin mənim üçün heç bir mənası yoxdur.


Tapıldı: Andromedanın ilk fırlanan neytron ulduzu

Samanyolu yaxınlığındakı 'əkiz' qalaktika Andromeda-da onilliklər ərzində axtarış, nəhayət, ESA-nın XMM-Newton kosmik teleskopu tərəfindən tutulmayan bir ulduz cəsədinin, neytron ulduzunun kəşfi ilə nəticələndi.

Andromeda və ya M31, astronomlar arasında populyar bir hədəfdir. Açıq və qaranlıq səma altında, hətta çılpaq gözlə də görünür. Quruluşda öz spiral qalaktikamız olan Samanyolu ilə yaxınlığı və oxşarlığı onu astronomlar üçün vacib bir təbii laboratoriya halına gətirir. On illərdir ki, bütün elektromaqnit spektrini əhatə edən teleskoplar tərəfindən geniş tədqiq edilmişdir.

Son dərəcə yaxşı öyrənilməsinə baxmayaraq, heç bir xüsusi obyekt sinfi aşkarlanmamışdır: fırlanan neytron ulduzları.

Neytron ulduzları, təbii ömrünün sonunda güclü bir supernova kimi partlayan bir zamanlar kütləvi bir ulduzun kiçik və qeyri-adi dərəcədə sıx qalıqlarıdır. Tez-tez çox sürətlə fırlanırlar və fırlandıqda yanıb söndüyü görünən bir mayak fənəri kimi Yerə doğru müntəzəm radiasiya zərbələrini süpürə bilirlər.

Bu 'pulsarlara' ulduz cütlüklərində rast gəlmək olar, neytron ulduzu qonşusunu yeyir. Bu, neytron ulduzunun daha sürətli fırlanmasına və isti qazdan gələn yüksək enerjili rentgen şüalarının maqnit sahələrinin neytron ulduzuna axmasına səbəb ola bilər.

Buna bənzər bir neytron ulduzuna ev sahibliyi edən ikili sistemlər öz Qalaktikamızda olduqca yaygındır, lakin Andromeda-da əvvəllər belə bir cütləşmənin nizamlı siqnalları görülməmişdi.

İndi XMM-Newton rentgen teleskopundan alınan məlumatların arxivlərini sistematik olaraq araşdıran astronomlar, sürətlə fırlanan bir neytron ulduzuna uyğun qeyri-adi bir mənbəyin siqnalını aşkar etdilər.

1,2 saniyədə bir fırlanır və görünür ki, onu 1,3 gündə bir dövrə vuran qonşu bir ulduzla qidalanır.

İtaliyanın INAF-Osservatorio Astronomica di Roma-dan Gian Luca İsrail deyir: "Andromedadakı ən parlaq rentgen cisimləri arasında 1960-1970-ci illərdə öz Qalaktikamızda tapdığımıza uyğun olaraq dövri siqnalları aşkar edəcəyimizi gözləyirdik". , nəticələri izah edən yazının müəlliflərindən biri, “Ancaq bu kimi davamlı, parlaq rentgen pulsarları hələ bir qədər özünəməxsusdur, buna görə Andromedada tapa biləcəyimiz tam bir şey deyildi.

"2000-13-cü illəri əhatə edən Andromedanın arxiv məlumatlarını araşdırdıq, ancaq 2015-ci ilə qədər nəhayət 35 ölçmənin yalnız ikisində qalaktikanın xarici spiralindəki bu obyekti müəyyənləşdirə bildik."

Sistemin dəqiq təbiəti qaranlıq qalsa da, məlumatlar qeyri-adi və ekzotik olduğunu göstərir.

“Yoldaş ulduzunun Günəşimizə nisbətən daha az kütləvi olduğu“ özünəməxsus aşağı kütləli X-ray ikili pulsar ”dediyimiz şey ola bilər - ya da alternativ olaraq təqribən iki günəş kütləsinin yoldaşı olan ara kütləli ikili sistem, ”Dedi INAF-Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica'dan Paolo Esposito, Milan, İtaliya.

"Hansı ssenarinin daha çox olacağını müəyyənləşdirməyə kömək etmək üçün pulsar və onun yoldaşı ilə bağlı daha çox müşahidələr aparmalıyıq."

"Tanınmış Andromeda qalaktikası uzun müddət həyəcan verici kəşflərin mənbəyidir və indi flaqman rentgen missiyamız tərəfindən maraqlı bir dövri siqnal aşkar edildi" dedi ESA-nın XMM-Newton layihəsi üzrə mütəxəssisi Norbert Schartel.

"Həm XMM-Newton ilə, həm də ESA-nın yeni nəsil yüksək enerjili rəsədxanası Athena kimi gələcək missiyalarla Andromeda'da bu kimi daha çox obyekt aşkar etmək üçün daha yaxşı vəziyyətdəyik."

P. Esposito və digərlərinin “M31-də 1,2 s-lik rentgen pulsarının EXTraS kəşfi” dərc edilmişdir. Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri, Cild 457, səh L5-L9, Sayı 1 21.03.2016.

EXTraS, X-ray keçici və dəyişkən Sky-ı araşdırmaq, Avropa Komissiyası FP7 tərəfindən maliyyələşdirilən, astronomik cəmiyyətə yayımlanan zaman sahəsindəki XMM-Newton məlumatlarının məzmununu sistemli şəkildə araşdırmaq üçün bir layihədir.

EXTraS məlumatlarında aşkar olunan mənbə 3XMM J004301.4 + 413017 olaraq təyin olunur.


Andromeda ilk növbədə dönən neytron ulduzu gördü

Andromeda qalaktikasının son onilliklər ərzində apardığı geniş araşdırmalara baxmayaraq, astronomlar dönən neytron kimi tanınan qeyri-adi bir ulduz tipini təyin edə bilməmişdilər: indiyə qədər.

Bu yarışma artıq bağlanıb

Dərc olundu: 5 aprel 2016-cı il, saat 12: 00-da

Astronomlar, yaxınlıqdakı Andromeda qalaktikasında müşahidə edilən ilk dönən neytron ulduzunu gördülər.

Andromeda, bizimlə yaxınlığı və bənzərliyi səbəbindən müşahidəçilər arasında ən çox sevilən bir obyektdir və Samanyolu'nun meydana gəlməsi və təkamülü ilə bağlı ipuçları axtaran astronomlar tərəfindən on illərdir tədqiq edilmişdir.

Ancaq bu geniş araşdırmaya baxmayaraq, Andromedada bu günə qədər dönən bir neytron ulduzu haqqında heç bir müşahidələr edilməmişdi.

Neytron ulduzları, supernova kimi partlamasından sonra kütləvi bir ulduzun çox sıx qalıqlarıdır. Tez-tez inanılmaz dərəcədə sürətlə fırlanırlar və ‘pulsarlar’ adlanan Yerə doğru radiasiya zərbələrini göndərirlər.

Çox vaxt neytron ulduzları bir cüt cütlüyünün bir hissəsi kimi tapılır və ortaqlarını qidalandırır və neytron ulduzunun daha sürətli fırlanmasına səbəb olur.

Bu dönən neytron ulduzları Samanyolda yaygındır, lakin Andromeda'da onları axtaran astronomlardan qaçmışdılar.

İndi belə bir namizəd XMM-Newton rentgen teleskopundan alınan məlumatlarla ciddi axtarış aparıldıqdan sonra tapıldı.

Ulduz hər 1,2 saniyədə fırlanır və sanki onu 1,3 gündə bir dövr edən başqa bir ulduzla qidalanır.

İtaliyanın INAF-Osservatorio Astronomica di Roma-dan Gian Luca İsrail deyir: "Andromedadakı ən parlaq rentgen obyektləri arasında 1960-1970-ci illərdə tapdığımız şeyə uyğun olaraq periyodik siqnalları aşkar edəcəyimizi gözləyirdik".

“Ancaq bu kimi davamlı, parlaq rentgen pulsarları hələ bir qədər özünəməxsusdur, buna görə Andromedada tapa biləcəyimiz tam bir şey deyildi.

"2000-13-cü illəri əhatə edən Andromedanın arxiv məlumatlarını araşdırdıq, ancaq 2015-ci ilə qədər nəhayət 35 ölçmənin yalnız ikisində qalaktikanın xarici spiralindəki bu obyekti müəyyənləşdirə bildik."

Andromeda qalaktikasının uzaq gələcəkdə Samanyolu ilə birləşməyə hazır olduğunu bilirdinizmi? Daha çox məlumatı Andromeda-Samanyolu toqquşması haqqında bələdçimizdən əldə edə bilərsiniz.


Andromedanın İlk Dönən Neytron Ulduzu tapıldı

Açıq bir gecədə, bir şəhərin parlaq işıqlarından uzaqda, Andromeda qalaktikasının çılpaq gözlərini ləkə ilə görə bilərsiniz. Həyət teleskopu ilə Samanyolu & # 8217s bacısı qalaktikasına yaxşı baxa bilərsiniz. Güclü rəsədxanalarla, astronomların on illərdir etdikləri şey olan Andromedanın içərisində dərinliyi görmək mümkündür.

İndi ESA & # 8217s XMM Newton kosmik teleskopundan alınan məlumatları araşdıran astronomlar, ən azı Andromeda üçün dönən bir neytron ulduzu üçün nadir bir şey tapdılar. Bu obyektlər Samanyolu'nda çox yayılmış olsa da, (astronomlar bunların 100 milyondan çox olduğunu düşünürlər) bu Andromeda'da ilk aşkar edilmişdir.

Neytron ulduzu, supernovaya getmiş böyük bir ulduzun qalığıdır. Bunlar bilinən ən kiçik və ən sıx ulduz obyektləridir. Neytron ulduzları tamamilə neytronlardan ibarətdir və heç bir elektrik yükü yoxdur. Sürətlə fırlanırlar və elektromaqnit enerjisi çıxara bilərlər.

Neytron ulduzu Yer kürəsinə doğru bir şəkildə yönəldilmişsə, onların buraxdıqları enerjini zərbə olaraq təyin edə bilərik. Onları şüaları yer üzünü əhatə edən mayaklar kimi düşünün. Enerji impulsları ilk dəfə 1967-ci ildə aşkar edildi və pulsar adı verildi. & # 8221 Neytron ulduzlarının mövcud olduğunu bilmədən əslində pulsarları kəşf etdik.

Bunlar da daxil olmaqla bir çox neytron ulduzu ikili sistemlərdə mövcuddur ki, bu da onların aşkarlanmasını asanlaşdırır. Yoldaşlarından qazlarını maqnit sahələrinə çəkərək yoldaşları ulduzlarını yeyirlər. Bunu etdikləri zaman, yüksək enerjili rentgen enerjisi impulsları yayırlar.

3XMM J004301.4 + 413017 adlandırdığı astronomların, dil xüsusiyyətlərinə sahib olan söz mövzusu ulduz sürətlə fırlanır: 1,2 saniyədə bir dəfə. Qonşu ulduz 1,3 gündə bir dəfə onu dövr edir. Bu həqiqətlər bilinsə də, ulduz haqqında daha ətraflı bir anlayış daha çox analiz üçün gözləməli olacaq. Ancaq 3XMM J004301.4 + 413017 ekzotik bir obyekt kimi görünür.

“Yoldaş ulduzunun Günəşimizə nisbətən daha az kütləvi olduğu“ özünəməxsus aşağı kütləli X-ray ikili pulsar ”dediyimiz şey ola bilər - ya da alternativ olaraq təqribən iki günəş kütləsinin yoldaşı olan ara kütləli ikili sistem, ”Dedi INAF-Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica'dan Paolo Esposito, Milan, İtaliya. "Hansı ssenarinin daha çox olacağını müəyyənləşdirməyə kömək etmək üçün pulsar və onun yoldaşı ilə bağlı daha çox müşahidələr aparmalıyıq."

"Həm XMM-Newton ilə həm də ESA-nın yeni nəsil yüksək enerjili rəsədxanası Athena kimi gələcək missiyalarla Andromeda'da bu kimi daha çox obyekt aşkar etmək üçün daha yaxşı vəziyyətdəyik" dedi ESA-nın XMM-Newton layihəsi Norbert Schartel. alim.

Bu kəşf, XMM Newton məlumatlarını birləşdirən Avropa Layihəsi olan EXTraS-ın nəticəsidir. P. Esposito və digərlərinin “M31-də 1,2 s-lik bir rentgen pulsarının EXTraS kəşfi”, Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri, Cild 457, s. L5-L9, Sayı 1 21.03.2016


Astrofiziklər qonşu qalaktikada 'cavanlaşan' pulsarı tədqiq edirlər

Andromeda qalaktikasında qlobal bir ulduz qrupundakı ən yavaş fırlanan rentgen pulsarı aşkar edilmişdir. Bu obyekt, yoldaş ulduzdan qaz çəkən kiçik və çox sıx bir neytron ulduzudur. Qaz vurmaq neytron ulduzunun səthində parlaq bir isti nöqtə əmələ gətirir və bu, işıq effekti yaradır, çünki neytron ulduzu hər 1,2 saniyədə bir fırlanır. Kredit: A. Zolotov

Lomonosov adına Moskva Dövlət Universitetinin alimləri unikal ultra yavaş pulsar XB091D tədqiqatının nəticələrini dərc etdilər. Bu neytron ulduzunun cəmi bir milyon il əvvəl bir yoldaşını tutduğuna inanılır və o vaxtdan bəri sürətlə dönməsini yavaş-yavaş bərpa edir. Gənc pulsar, Andromeda qalaktikasının ən qədim kürə ulduz qruplarından birində yerləşir və burada çoxluq bir vaxtlar cırtdan qalaktika ola bilər.

Kütləvi gənc ulduzlar parlaq supernova kimi partlayaraq ölür. Bu müddətdə, materialın xarici təbəqələrini atırlar və nüvəsi azalır, ümumiyyətlə kompakt və super sıx bir neytron ulduzu olur. Şiddətlə maqnitlənmiş bunlar sürətlə fırlanır və saniyədə yüzlərlə çevriliş edirlər, lakin nəticədə fırlanma enerjilərini itirirlər və yavaş hissəciklər buraxırlar. Onlar vaxtaşırı Yer kürəsini keçən, tez-tez milisaniyə dövrü olan müntəzəm pulsasiya edən bir mənbənin təsirini yaradan odaklanmış bir radio emissiyası yayırlar.

Gəncliyini bərpa etmək və fırlanmasını sürətləndirmək üçün pulsar adi bir ulduzla cütləşə bilər. İkili bir sistem yaratmaq üçün birləşdikdən sonra neytron ulduzu ətrafındakı isti bir yığılma diskini meydana gətirərək maddəni ulduzdan çəkməyə başlayır. Neytron ulduzuna daha yaxın olan qazlı disk, neytron ulduzunun maqnit sahəsi ilə parçalanır və maddə ona axır və "isti nöqtə" meydana gətirir - burada istilik milyonlarca dərəcəyə çatır və nöqtə X-də yayılır - spektr. Fırlanan neytron ulduzu daha sonra rentgen pulsarı kimi görünə bilər, içərisinə düşməyə davam edən maddə isə fırlanmanı sürətləndirir.

Təxminən 100.000 ildir ki, kainat tarixində sadəcə bir göz qırpımı - onsuz da bir neçə saniyədə bir inqilaba qədər yavaşlayan köhnə pulsar, bir daha min dəfə daha sürətli fırlana bilər. Belə nadir hadisəni Lomonosov adına Moskva Dövlət Universitetinin astrofiziklər qrupu, İtaliya və Fransadan olan həmkarları ilə birlikdə müşahidə etdi. XB091D olaraq bilinən rentgen pulsarı, "cavanlaşma" nın ilk mərhələlərində kəşf edildi və bu günə qədər bilinən bütün kürə qrupu pulsarlarının ən yavaş dönən olduğu ortaya çıxdı. Neytron ulduzu bir dövrəni 1,2 saniyəyə tamamlayır - əvvəlki rekordçudan 10 dəfədən çox yavaş. Alimlərin fikrincə, pulsarın sürətlənməsi 1 milyon ildən az əvvəl başlamışdır.

Kəşf, Lomonosov adına Moskva Dövlət Universitetinin astronomları tərəfindən açıq onlayn verilənlər bazasına birləşdirilən XMM-Newton kosmik rəsədxanasının 2000-2013-cü illər arasında topladığı müşahidələrdən istifadə edilərək aşkar edilmişdir. Təxminən 50 milyardlıq rentgen fotonları haqqında məlumatlar əldə etmək artıq müxtəlif ölkələrdən olan alimlərə əvvəllər gözədəyməz bir sıra obyektləri kəşf etməyə imkan verdi. Bunların arasında, nəticələrini bir neçə ay əvvəl yayımlayan başqa bir İtalyan astronomlar qrupu da görən pulsar XB091D idi. XB091D, qalaktikamızın və ən yaxın peyklərinin xaricində tapılmış yalnız ikinci pulsardır, baxmayaraq ki, daha sonra eyni onlayn kataloqu istifadə edərək daha iki belə pulsar aşkar edilmişdir.

Andromeda qalaktikasında qlobal bir ulduz qrupundakı ən yavaş fırlanan rentgen pulsarı aşkar edilmişdir. Bu obyekt, yoldaş ulduzdan qaz çəkən kiçik və çox sıx bir neytron ulduzudur. Qaz vurmaq neytron ulduzunun səthində parlaq bir isti nöqtə əmələ gətirir və bu, işıq effekti yaradır, çünki neytron ulduzu hər 1,2 saniyədə bir fırlanır. Kredit: A. Zolotov

XB091D rentgen mənbəyinin ilk tam analizinin nəticələri Lomonosov adına Moskva Dövlət Universitetinin tədqiqatçısı İvan Zolotuxin və onun həmmüəllifləri tərəfindən dərc olunan məqalədə təqdim olunur. Astrofizika jurnalı.

"XMM-Newton üzərindəki detektorlar bu pulsardan hər beş saniyədə yalnız bir foton aşkar edirlər. Bu səbəbdən geniş XMM-Newton məlumatları arasında pulsarlar axtarışı samanlıqdakı iynə axtarışı ilə müqayisə edilə bilər" deyir. "Əslində, bu kəşf üçün dövri siqnalı axtarmağımıza və çıxarmağa imkan verən tamamilə yeni riyazi alətlər yaratmalı idik. Nəzəri cəhətdən bu metod üçün astronomiya xaricində olanlar da daxil olmaqla bir çox tətbiq var."

Cəmi 38 XMM-Newton müşahidəsinə əsasən, astronomlar XB091D sistemini xarakterizə etməyi bacardılar. X-ray pulsarının təqribən 1 milyon yaşı var, neytron ulduzunun yoldaşı orta ölçülü köhnə bir ulduzdur (günəş kütləsinin təxminən dörddə dördü). İkili sistemin özünün fırlanma müddəti 30,5 saatdır və neytron ulduzu öz oxunda 1,2 saniyədə bir dəfə fırlanır. Təxminən 50.000 ildə, ənənəvi milisaniyəli pulsara çevrilmək üçün kifayət qədər sürətlənəcəkdir.

Astronomlar XB091D ətrafındakı mühiti də təyin edə bildilər. İvan Zolotuxin və həmkarları, XB091D'nin qonşu Andromeda qalaktikasında, 2,5 milyon işıq ili uzaqlıqda, son dərəcə sıx B091D kürə qrupunun ulduzları arasında olduğunu göstərdi, burada yalnız 90 işıq ili həcmində milyonlarla insan var. köhnə, zəif ulduzlar. Kümənin özünün 12 milyard yaşında olduğu təxmin edilir, bu səbəbdən pulsarın doğması ilə nəticələnən son supernova meydana gəlməzdi.

İvan Zolotuxin, "Qalaktikamızda, bilinən 150 qlobuslu qrupda belə yavaş bir rentgen pulsarı müşahidə edilmir. Çünki nüvələri kifayət qədər yüksək dərəcədə yaxın ikili ulduzlar meydana gətirəcək qədər böyük və sıx deyil" dedi. "Bu, XB091D-də son dərəcə sıx bir ulduz tərkibi olan B091D çoxluq nüvəsinin adi qrupdan daha böyük olduğunu göstərir. Beləliklə, biz böyük və olduqca nadir bir obyektlə - kiçik bir qalaktikanın sıx bir qalığı ilə məşğuluq. Andromeda qalaktikasının bir vaxtlar yediyi. Buradakı ulduzların sıxlığı, təxminən 2,5 işıq ili olan bir bölgədə, günəşin yaxınlığından təxminən 10 milyon dəfə çoxdur. "

Alimlərin fikrincə, neytron ulduzunun təqribən 1 milyon il əvvəl bir yoldaşını tutmasına və sürətlənmə və “cavanlaşma” prosesinə başlamasına imkan verən B091D qrupundakı geniş yüksək sıxlıqlı ulduzların geniş bir bölgəsidir.


Samanyolu'nun mərkəzində tapılan qədim kürəcik qruplarının qalıqları

Via Lactea (VVV) ESO ictimai araşdırmasında Dəyişənlərin bir hissəsi olaraq VISTA infraqırmızı tədqiqat teleskopu ilə çəkilən bu görüntüdə astronomlar RR Lyrae kimi tanınan bir neçə qədim ulduzu aşkar etdilər. RR Lyrae ulduzları ümumiyyətlə 10 milyard yaşdan yuxarı qədim ulduz populyasiyalarında yaşadığına görə bu kəşf Süd Yolunun qabarıq mərkəzinin ilkin ulduz qruplarının birləşməsi sayəsində böyüdüyünü göstərir. Şəkil krediti: ESO / VVV Anket / D. Minniti. RR Lyrae kimi tanınan qədim ulduzlar, ESO & # 8217s infraqırmızı VISTA teleskopundan istifadə edərək Samanyolu'nun mərkəzində ilk dəfə kəşf edildi. RR Lyrae ulduzları ümumiyyətlə 10 milyard yaşdan yuxarı qədim ulduz populyasiyalarında yaşayır. Onların kəşfi Süd Yolunun qabarıq mərkəzinin, ehtimal ki, ilkin ulduz qruplarının birləşməsi sayəsində böyüdüyünü göstərir. Bu ulduzlar hətta bütün Samanyolu'nun ən kütləvi və ən qədim ulduz qrupunun qalıqları ola bilər.

Dante Minniti (Universidad Andrés Bello, Santiago, Çili) və Rodrigo Contreras Ramos (Instituto Milenio de Astrofísica, Santiago, Chile) rəhbərlik etdiyi bir qrup, Via Lactea'daki (VVV) Dəyişənlərin bir hissəsi olaraq, VISTA infraqırmızı tədqiqat teleskopundan müşahidələr istifadə etdi. ESO xalq anketində, Samanyolu'nun mərkəzi hissəsini diqqətlə araşdırmaq. Görünən işığa nisbətən kosmik tozdan daha az təsirlənən infraqırmızı işığı müşahidə edərək və ESO & # 8217s Paranal Rəsədxanasındakı mükəmməl şəraitdən istifadə edərək, komanda bu bölgəyə hər zamankindən daha aydın bir şəkildə baxmağı bacardı. Samanyolu'nun mərkəzində əvvəllər bilinməyən bir çox qədim RR Lyrae ulduzu tapdılar.

Samanyolu, sıx bir mərkəzə sahibdir və bir çox qalaktikaya xas olan bir xüsusiyyətə sahibdir, lakin dərinliyi öyrənmək üçün kifayət qədər yaxındır. RR Lyrae ulduzlarının bu kəşfi astronomların nüvə qabarıqlıqlarının necə meydana gəldiyinə dair iki əsas rəqabət edən nəzəriyyə arasında qərar vermələrinə kömək edən inandırıcı dəlillər təqdim edir. Bu görünən yüngül geniş sahə görünüşü Oxatan bürcündəki (Oxatan) Samanyolu qalaktikamızın mərkəzi istiqamətindəki zəngin ulduz buludlarını göstərir. Bütün görüntü çox sayda ulduz və mdash ilə doludur, lakin daha çox toz buludlarının arxasında gizlənir və yalnız infraqırmızı görüntülərdə aşkar olunur. Bu mənzərə qırmızı və mavi işıqda və Rəqəmsal Göy Tədqiqatı 2-nin bir hissəsini təşkil edən fotoşəkillərdən hazırlanmışdır. Görmə sahəsi təxminən 3,5 dərəcə x 3,6 dərəcədir. Image kredit: ESO və DSS 2. Təşəkkür: Davide De Martin və S. Guisard. RR Lyrae ulduzları ümumiyyətlə sıx qlobus qruplarında olur. Dəyişən ulduzlardır və hər RR Lyrae ulduzunun parlaqlığı nizamlı olaraq dəyişir. Bir RR Lyrae-də hər parlaqlıq və qaranlıq dövrünün uzunluğunu müşahidə edərək və ulduzun parlaqlığını ölçərək, astronomlar məsafəni hesablaya bilərlər.

Təəssüf ki, bu əla məsafəni göstərən ulduzlar tez-tez daha gənc, daha parlaq ulduzlar tərəfindən kənarlaşdırılır və bəzi bölgələrdə tozla gizlənir. Buna görə RR Lyrae ulduzlarının Samanyolu'nun son dərəcə izdihamlı qəlbində yerləşməsi, ictimai VVV sorğusu infraqırmızı işıqdan istifadə olunana qədər mümkün deyildi. Buna baxmayaraq, qrup RR Lyrae ulduzlarını daha parlaq ulduzların arasında izdihamı tapma tapşırığını & # 8220əliqanlı. & # 8221

Onların zəhməti, bir çox RR Lyrae ulduzunun tanınması ilə mükafatlandırıldı. Onların kəşfi qədim kürə qruplarının qalıqlarının Süd Yolunun mərkəzində səpələndiyini göstərir & # 8217;

Rodrigo Contreras Ramos bu barədə ətraflı danışır: & # 8220Bu Samanyolu mərkəzində RR Lyrae ulduzlarının kəşfi qalaktik nüvələrin meydana gəlməsi üçün əhəmiyyətli təsirlərə malikdir. Dəlillər əvvəlcə qabarıqlığın birləşmiş bir neçə kürə qrupundan hazırlandığı ssenarini dəstəkləyir. & # 8221

Qalaktik qabarıqlıqların kürə qruplarının birləşməsi nəticəsində meydana gəldiyi nəzəriyyəsi, bu qabarıqlıqların həqiqətən qazın sürətlə yığılması ilə əlaqəli olduğu rəqabət edən hipotezə qarşı çıxır. Bu RR Lyrae ulduzlarının və mdashların, demək olar ki, həmişə kürə qruplarında və mdashda tapılması, Samanyolu qabarıqlığının əslində birləşmə yolu ilə meydana gəldiyinə dair çox güclü bir dəlildir. Əlavə olaraq bütün digər oxşar qalaktik qabarıqlıqlar eyni şəkildə meydana gəlmiş ola bilər.

Bu ulduzlar mühüm bir qalaktik təkamül nəzəriyyəsi üçün güclü bir dəlil deyil, eyni zamanda 10 milyarddan çox yaşı var və qaranlıqdır, lakin Samanyolu içərisindəki bəlkə də ən qədim və ən böyük ulduz qrupunun sağ qalanlarıdır.

Bu tədqiqat The Astrophysical Journal Letters-də görünmək üçün bir məqalədə təqdim edildi.


Mündəricat

964-cü ildə, Fars astronomu Abd əl-Rəhman əl-Sufi Andromeda qalaktikasını təsvir edən ilk şəxs idi. Ona istinad etdi Sabit Ulduzlar kitabı "nebulous smear" kimi. [19]

O dövrün ulduz qrafikləri Kiçik Bulud. [20] 1612-ci ildə Alman astronom Simon Marius teleskopik müşahidələrə əsaslanaraq Andromeda qalaktikasının erkən təsvirini verdi. [21] Pierre Louis Maupertuis, 1745-ci ildə bulanık nöqtənin bir ada kainatı olduğunu zənn etdi. [22] 1764-cü ildə Charles Messier Andromeda'yı M31 obyekti olaraq kataliz etdi və Mariusun gözlə görünməsinə baxmayaraq səhvən kəşf edən olduğunu yazdı. 1785-ci ildə astronom William Herschel Andromedanın əsas bölgəsində zərif qırmızı rəngli bir çalar qeyd etdi. Andromedanın bütün "böyük dumanlıqlardan" ən yaxını olduğuna inanırdı və dumanlığın rəngi və böyüklüyünə əsaslanaraq Siriusun məsafəsinin 2000 mislindən çox olmadığını və ya təxminən 18000 ly (5,5 kpc) olduğunu səhv təxmin etdi. . [23] 1850-ci ildə, Rosse'nin 3 Qrafı William Parsons, Andromedanın spiral quruluşunun ilk rəsmini çəkdi.

1864-cü ildə Sir William Huggins, Andromedanın spektrinin qazlı bir dumandan fərqli olduğunu qeyd etdi. [24] Andromeda spektrləri, bir cisimin kimyəvi tərkibini müəyyənləşdirməyə kömək edən qaranlıq udma xətləri ilə üst-üstə qoyulmuş bir frekans davamlılığı göstərir. Andromedanın spektri ayrı-ayrı ulduzların spektrlərinə çox oxşayır və bundan Andromedanın ulduz təbiətinə sahib olduğu çıxarıldı. 1885-ci ildə Andromeda-da, o qalaktikada müşahidə olunan ilk və indiyə qədər yalnız biri olan bir supernova (S Andromedae kimi tanınır) görüldü. O dövrdə Andromeda yaxınlıqdakı bir obyekt olaraq qəbul edildi, buna görə səbəbin daha az işıqlı və əlaqəsi olmayan bir nova adlandırılan bir hadisə olduğu düşünülür və buna görə "Nova 1885" adlandırılır. [25]

1888-ci ildə Isaac Roberts Andromedanın qalaktikamızın içərisindəki bir dumanlıq olduğu düşünülən ilk fotoşəkillərindən birini çəkdi. Roberts Andromeda və bənzər "spiral dumanlıqları" ulduz sistemlərinin meydana çıxması ilə səhv saldı. [26] [27]

1912-ci ildə Vesto Slipher, Günəş Sistemimizə nisbətən Andromedanın radial sürətini ölçmək üçün spektroskopiya istifadə etdi - bu hələ 300 km / s (190 mil / s) -də ölçülən ən böyük sürətdir. [28]

Ada kainatını düzəldin

1917-ci ildə Heber Curtis Andromeda içərisində bir nova müşahidə etdi. Fotoqrafiya qeydində axtarış aparılarkən daha 11 yeni kəşf edildi. Curtis bu novaların göydəki başqa yerlərdə meydana gələnlərdən orta hesabla 10 bal gücündə zəif olduqlarını gördü. Nəticədə 500.000 ly (3.2 × 10 10 AU) məsafə təxminini tapa bildi. Spiral dumanlıqların əslində müstəqil qalaktikalar olduğunu iddia edən "ada kainatları" hipotezinin tərəfdarı oldu. [29]

1920-ci ildə Harlow Shapley ilə Curtis arasında Samanyolu, spiral dumanlıqları və kainatın ölçüləri ilə bağlı Böyük Mübahisələr baş verdi. Böyük Andromeda Bulutsusu, əslində xarici qalaktika olduğu iddiasını dəstəkləmək üçün, Curtis, Andromeda içərisində öz qalaktikamızdakı toz buludlarına bənzəyən qaranlıq zolaqların görünməsini və Andromeda Galaxy-nin əhəmiyyətli Doppler dəyişikliyini tarixi müşahidələrini də qeyd etdi. 1922-ci ildə Ernst Öpik, ulduzlarının ölçülmüş sürətlərindən istifadə edərək Andromedanın məsafəsini qiymətləndirmək üçün bir metod təqdim etdi. Onun nəticəsi Andromeda Bulutsusunu qalaktikamızın xaricində, təxminən 450 kpc (1500 kil) məsafədə yerləşdirdi. [31] Edwin Hubble, 1925-ci ildə Andromedanın astronomik fotoşəkillərində ilk dəfə qəribə Sefey dəyişən ulduzları müəyyənləşdirəndə mübahisəni həll etdi. Bunlar 2,5 metrlik (8 fut 2 inç) fahişə teleskopu ilə hazırlanmış və Böyük Andromeda Bulutsusu'nun məsafəsinin təyin olunmasına imkan vermişdir. Onun ölçüsü bu xüsusiyyətin öz qalaktikamızdakı bir ulduz və qaz dəstəsi deyil, Samanyolu ilə əhəmiyyətli bir məsafədə yerləşən tamamilə ayrı bir qalaktika olduğunu qəti şəkildə göstərdi. [32]

1943-cü ildə, Walter Baade, Andromeda qalaktikasının mərkəzi bölgəsindəki ulduzları həll edən ilk şəxs idi. Baade, metallıqlarına görə iki fərqli ulduz populyasiyasını təyin etdi, diskdəki gənc, yüksək sürətli ulduzları I tip və daha böyük, qabarıqlıqdakı qırmızı ulduzları II adlandırdı. Bu nomenklatura daha sonra Samanyolu və digər yerlərdə ulduzlar üçün qəbul edildi. (İki fərqli populyasiyanın mövcudluğu əvvəllər Jan Oort tərəfindən qeyd edilmişdi.) [33] Baade ayrıca Sefeyid dəyişən ulduzların iki növünün olduğunu aşkar etdi və nəticədə Andromedaya olan məsafə təxmininin iki qat artması ilə nəticələndi. Kainat. [34]

1950-ci ildə Andromeda Qalaktikasından radio emissiyası Hanbury Brown və Cyril Hazard tərəfindən Jodrell Bank Rəsədxanasında təsbit edildi. [35] [36] Qalaktikanın ilk radio xəritələri 1950-ci illərdə John Baldwin və Cambridge Radio Astronomy Group-un əməkdaşları tərəfindən hazırlanmışdır. [37] Andromeda qalaktikasının özəyi, 2C radio astronomiya kataloqunda 2C 56 adlanır. 2009-cu ildə Andromeda qalaktikasında ilk planet kəşf edilmiş ola bilər. Bu, kütləvi bir cisim tərəfindən işığın sapmasına səbəb olan mikrolensinq adlı bir texnika ilə aşkar edilmişdir. [38]

Westerbork Sintez Radio Teleskopu, Effelsberg 100 metrlik teleskop və Çox Böyük Array ilə xətti qütblü radio emissiyanın müşahidələri, qaz və ulduz əmələ gəlməsinin "10 kpc halqası" boyunca düzülmüş nizamlı maqnit sahələrini aşkar etdi. [39] Cəmi maqnit sahəsi təxminən 0,5 nT gücə malikdir, bunlardan 0,3 nT əmrlidir.

Andromeda qalaktikasının özümüzdən təxmin edilən məsafəsi 1953-cü ildə başqa bir daha qaranlıq bir Cepheid dəyişkən ulduzunun olduğu aşkar edildikdə iki dəfə artırıldı. 1990-cı illərdə həm standart qırmızı nəhənglərin, həm də qırmızı yığın ulduzların ölçüləri Hipparcos Cepheid məsafələrini kalibrləmək üçün peyk ölçmələrindən istifadə edilmişdir. [40] [41]

Forma və tarix redaktə edin

Andromeda qalaktikası təxminən 10 milyard il əvvəl toqquşma və daha kiçik protoqalaktikaların birləşməsindən yaranıb. [42]

Bu şiddətli toqquşma qalaktikanın (metalla zəngin) qalaktik halo və genişləndirilmiş diskin böyük hissəsini təşkil etdi. Bu dövrdə, ulduz meydana gəlməsi nisbəti çox yüksək olardı və təxminən 100 milyon il boyunca parlaq bir infraqırmızı qalaktikaya çevriləcəkdi. Andromeda və Üçbucaq Qalaktikasının 2-4 milyard il əvvəl çox yaxın bir keçidi var idi. Bu hadisə Andromeda Galaxy-nin diski boyunca yüksək dərəcədə ulduz əmələ gətirdi - hətta bəzi kürə qrupları - və M33-un xarici diskini narahat etdi.

Son 2 milyard ildə Andromedanın diski boyunca ulduz əmələ gəlməsinin yaxın hərəkətsizlik səviyyəsinə qədər azaldığı düşünülür. M32, M110 və ya Andromeda qalaktikası tərəfindən onsuz da mənimsənilmiş digər peyk qalaktikaları ilə qarşılıqlı əlaqələr mövcuddur. Bu qarşılıqlı təsirlər Andromeda'nın Nəhəng Ulduz Axını kimi quruluşlar meydana gətirdi. Təxminən 100 milyon il əvvəl qalaktik bir birləşmənin Andromedanın mərkəzində tapılan əks-dönən qaz diskindən və nisbətən gənc (100 milyon yaş) bir ulduz populyasiyasının mövcudluğundan məsul olduğuna inanılır. [42]

Məsafə smetası Düzenle

Dünyadan Andromeda qalaktikasına qədər olan məsafələri qiymətləndirmək üçün ən az dörd fərqli texnika istifadə edilmişdir. 2003-cü ildə, infraqırmızı səth parlaqlığı dalğalanmalarından (I-SBF) istifadə edərək yeni dövr parlaqlıq dəyəri və (O / H) daxilində −0,2 mag dex −1 metallik düzəlişinə görə düzəliş, 2.57 ± 0.06 milyon işıq- il (1.625 × 10 11 ± 3.8 × 10 9 astronomik vahid) çıxarıldı. 2004-cü il Cepheid dəyişkən metodu məsafəni 2,51 ± 0,13 milyon işıq ili (770 ± 40 kpc) olaraq qiymətləndirdi. [2] [43] 2005-ci ildə Andromeda qalaktikasında tutulan ikili bir ulduz tapıldı. İkili [b], O və B tipli iki isti mavi ulduzdur, Ulduzların tutulmasını öyrənərək astronomlar ölçülərini ölçməyi bacardılar. Ulduzların ölçülərini və temperaturlarını bildikləri üçün mütləq böyüklüyünü ölçə bildilər. Vizual və mütləq böyüklüklər məlum olduqda ulduza olan məsafə hesablana bilər. Ulduzlar 2.52 × 10 məsafədə uzanır ^ 6 ± 0.14 × 10 ^ 6 ly (1.594 × 10 11 ± 8.9 × 10 9 AU) və bütün Andromeda Galaxy təxminən 2.5 × 10 ^ 6 ly (1,6 × 10 11 AU). [6] Bu yeni dəyər əvvəlki, müstəqil Cepheid əsaslı məsafə dəyəri ilə mükəmməl bir şəkildə uyğun gəlir. TRGB metodu 2005-ci ildə 2.56 × 10 məsafə verərək də istifadə edilmişdir ^ 6 ± 0.08 × 10 ^ 6 ly (1.619 × 10 11 ± 5.1 × 10 9 AU). [44] Ortalama olaraq bu məsafə təxminləri 2.54 × 10 dəyər verir ^ 6 ± 0.11 × 10 ^ 6 ly (1.606 × 10 11 ± 7.0 × 10 9 AU). [c] Və buradan Andromedanın ən geniş nöqtədəki diametrinin 220 ± 3 kilo (67.450 ± 920 pc) olduğu təxmin edilir. [ orijinal araşdırma? ] Trigonometriyanı tətbiq etmək (açısal diametr), bu göydəki görünən 4.96 ° açıya bərabərdir.

Kütləvi təxminlər Düzenle

2018-ci ilə qədər Andromeda Galaxy-nin halo (qaranlıq maddə daxil olmaqla) üçün kütləvi təxminləri təxminən 1,5 × 10 12 M dəyər verdi , [13] 8 × 10 11 M ilə müqayisədə Samanyolu üçün. Bu, Andromeda Qalaktikası və Süd Yolunun kütlə baxımından demək olar ki, bərabər olduğunu göstərən əvvəlki ölçülərlə ziddiyyət təşkil etdi.

2018-ci ildə kütlə bərabərliyi radio nəticələri ilə təxminən 8 × 10 11 M olaraq yenidən quruldu [46] [47] [48] [49] 2006-cı ildə Andromeda Qalaktikasının sferoidinin Samanyolu ilə müqayisədə daha yüksək bir ulduz sıxlığına sahib olduğu təyin olundu [50] və qalaktik ulduz diskinin diametrinin təxminən iki qatında olduğu təxmin edildi. Samanyolu'nun. [8] Andromeda qalaktikasının ümumi kütləsinin 8 × 10 11 M arasında olduğu təxmin edilir [46] və 1.1 × 10 12 M . [51] [52] M31-in ulduz kütləsi 10-15 × 10 10 M-dir bu kütlənin% 30-u mərkəzi qabarıqlıqda, 56% -i diskdə, qalan 14% -i ulduz halosunda. [53] Radionun nəticələri (Samanyolu Qalaktikaya bənzər kütlə) 2018-ci ilə kimi ən çox ehtimal edilməlidir, baxmayaraq ki, bu məsələ hələ də dünyanın bir sıra tədqiqat qrupları tərəfindən aktiv araşdırma altındadır.

2019-cu ildən etibarən qaçma sürəti və dinamik kütlə ölçmələrinə əsaslanan cari hesablamalar Andromeda qalaktikasını 0,8 × 10 12 M səviyyəsinə gətirdi , [54], 2019-cu ildə 1,5 × 10 12 M-də hesablanan Samanyolu'nun yeni kütləsinin yalnız yarısıdır . [55] [56] [57]

Ulduzlara əlavə olaraq, Andromeda Galaxy-nin ulduzlararası mühitində ən az 7,2 × 10 9 M var [58] neytral hidrogen şəklində, ən az 3.4 × 10 8 M molekulyar hidrogen kimi (içərisində 10 kiloparsek) və 5.4 × 10 7 M toz. [59]

Andromeda qalaktikası qalaktikadakı ulduzların kütləsinin yarısını ehtiva etdiyi təxmin edilən isti bir qazın böyük bir halosu ilə əhatə olunmuşdur. Təxminən görünməyən halo ev sahibi qalaktikadan Samanyolu Qalaktikamızın yarısına qədər bir milyon işıq ili uzanır. Gökadaların simulyasiyaları Andromeda qalaktikası ilə eyni zamanda meydana gələn halo olduğunu göstərir. Halo, supernovalardan əmələ gələn hidrogen və helyumdan daha ağır elementlərlə zənginləşdirilib və xüsusiyyətləri Qalaktikanın rəng-böyüklük diaqramının "yaşıl vadisində" yerləşmiş qalaktika üçün gözlənilən xüsusiyyətlərdir (aşağıya bax). Supernovalar Andromeda Galaxy-nin ulduzla dolu diskində püskürür və bu ağır elementləri kosmosa atır. Andromeda qalaktikasının ömrü boyu ulduzları tərəfindən hazırlanan ağır elementlərin təxminən yarısı, qalaktikanın 200.000 işıq ili diametrindəki ulduz diskindən çox kənarda atıldı. [60] [61] [62] [63]

Parlaqlıq təxminləri Düzenle

Samanyolu ilə müqayisədə Andromeda qalaktikasında yaşı və gt7 × 10 9 il olan, əsasən yaşlı ulduzlar var. [53] [ aydınlığa ehtiyac var ] Andromeda qalaktikasının təxmin edilən parlaqlığı,

2.6 × 10 10 L , öz qalaktikamızdan təxminən 25% yüksəkdir. [64] [65] Bununla birlikdə, qalaktikanın Yerdən göründüyü kimi yüksək bir meyli var və ulduzlar arası toz naməlum miqdarda işığı udur, buna görə də onun həqiqi parlaqlığını qiymətləndirmək çətindir və digər müəlliflər parlaqlıq üçün başqa dəyərlər vermişlər. Andromeda qalaktikası (bəzi müəlliflər, Sambrun qalaktikasından sonra Samanyolu'nun 10 meqaparsek radiusundakı ikinci ən parlaq qalaktikadır [66], mütləq böyüklüyü −22.21 [d] və ya yaxın [67]) .

2010-cu ildə nəşr olunmuş Spitzer Kosmik Teleskopunun köməyi ilə edilən bir təxmin, mütləq bir miqyasın (mavi ilə) (20.89 (+0.63 rəng indeksinin - - ilə müqayisədə absolute21.52, [a] 'in mütləq vizual böyüklüyünə çevrildiyini göstərir. Samanyolu üçün 20.9) və bu dalğa uzunluğundakı ümumi parlaqlıq 3.64 × 10 10 L . [68]

Samanyolu'nda ulduz meydana gəlməsi nisbəti daha yüksəkdir, Andromeda Galaxy, Samanyolu üçün 3-5 günəş kütləsi ilə müqayisədə ildə yalnız bir günəş kütləsi istehsal edir. Samanyolu'nda novaların nisbəti də Andromeda qalaktikasından iki dəfə çoxdur. [69] Bu, sonuncunun bir zamanlar böyük bir ulduz meydana gəlməsi mərhələsini yaşadığını, indi nisbi bir sükunət vəziyyətində olduğunu, Samanyolu isə daha aktiv ulduz formasiyasını yaşadığını göstərir. [64] Bu davam edərsə Süd Yolunun parlaqlığı nəticədə Andromeda Qalaktikasının işıqlarını keçə bilər.

Son araşdırmalara görə, Andromeda qalaktikası, Galaxy rəng ölçüsü diaqramında "mavi bulud" dan keçid dövründə Samanyolu kimi qalaktikaların yerləşdiyi bir bölgə olan "yaşıl vadi" olaraq bilinən bir şeydir (qalaktikalar yeni ulduzlar meydana gətirir. ) "qırmızı ardıcıllığa" (ulduz əmələ gəlməyən qalaktikalar). Ulduzlararası mühitdə ulduz əmələ gətirən qaz tükəndiyindən yaşıl vadi qalaktikalarında ulduz əmələ gəlməsi yavaşlayır.Andromeda qalaktikasına bənzər süni qalaktikalarda ulduz formasiyasının təxminən beş milyard il içində sönməsi gözlənilir, hətta Andromeda qalaktikası ilə Südün toqquşması nəticəsində ulduz meydana gəlməsi nisbətində gözlənilən qısa müddətli artım da hesab olunur. Yol. [70]

Görünən işıqda görünüşünə görə Andromeda Qalaktikası, spiral qalaktikaların de Vaucouleurs-Sandage genişləndirilmiş təsnifat sistemində SA (s) b qalaktikası olaraq təsnif edilir. [1] Bununla birlikdə, 2MASS anketindən və Spitzer Kosmik Teleskopundan alınan infraqırmızı məlumatlar, Andromedanın Samanyolu kimi əslində barmaqlıqlı bir spiral qalaktika olduğunu, Andromedanın böyük oxunun disk böyük oxundan saat yönünün əksinə 55 dərəcə yönəldiyini göstərir. [71]

2005-ci ildə astronomlar Keck teleskoplarından istifadə edərək qalaktikadan çölə uzanan ulduzların səliqəli səpilməsinin əslində əsas diskin özünün bir hissəsi olduğunu göstərdilər. [8] Bu, Andromeda qalaktikasındakı ulduzların spiral diskinin diametrinin əvvəlcədən təxmin ediləndən üç qat daha böyük olması deməkdir. Bu, qalaktikanı 220.000 işıq ilindən (67 kiloparsec) daha çox edən geniş və genişləndirilmiş bir ulduz diskinin olduğuna dəlildir. Əvvəllər, Andromeda qalaktikasının ölçüsü 70.000 ilə 120.000 işıq ili arasında (21-33 kpc) dəyişirdi.

Qalaktika Yerə nisbətən təxmin edilən 77 ° meyllidir (burada 90 ° bir açı birbaşa yan tərəfdən görünə bilər). Qalaktikanın en kəsikli formasının analizi, düz bir diskdən daha çox, S şəklində bir tələffüz nümayiş etdirir. [72] Belə bir əyilmənin mümkün səbəbi Andromeda qalaktikasının yaxınlığındakı peyk qalaktikaları ilə cazibə qarşılıqlı əlaqəsi ola bilər. Daha dəqiq məsafələr və radial sürətlər tələb olunmasına baxmayaraq Galaxy M33, Andromedanın qollarındakı bəzi əyilmələrdən məsul ola bilər.

Spektroskopik tədqiqatlar, Andromeda qalaktikasının nüvədən radial məsafənin bir funksiyası olaraq fırlanma sürətinin ətraflı ölçmələrini təmin etmişdir. Fırlanma sürəti nüvədən 1300 ly (82,000,000 AU) -də maksimum 225 km / s (140 mi / s) dəyərinə malikdir və minimum minimum 7000-də 50 km / s (31 mi / s) -ə qədərdir. ly (440,000,000 AU) nüvədən. Bundan əlavə, fırlanma sürəti 33,000 ly (2,1 × 10 9 AU) radiusa qalxır və burada 250 km / s (160 mi / s) zirvəsinə çatır. Sürətlər bu məsafədən kənara yavaşca azalır və təxminən 200 km / saniyəyə (120 mil / s) 80,000 ly (5,1 × 10 9 AU) səviyyəsinə enir. Bu sürət ölçmələri təxminən 6 × 10 9 M konsentrat bir kütlə deməkdir nüvədə. Qalaktikanın ümumi kütləsi xətti olaraq 45.000 ly (2.8 × 10 9 AU) -ə qədər artar və sonra bu radiusdan daha yavaş. [73]

Andromeda qalaktikasının spiral qolları əvvəlcə Walter Baade tərəfindən ətraflı şəkildə araşdırılmış və "ipdəki muncuqlara" bənzəyən bir sıra HII bölgələri ilə təsvir edilmişdir. Tədqiqatları, qalaktikamıza nisbətən daha geniş aralıklı olmasına baxmayaraq, möhkəm sarılmış görünən iki spiral qolu göstərir. [74] Hər qolu Andromeda qalaktikasının böyük oxunu keçdikdə spiral quruluşa dair təsvirləri belədir [75] §pp1062 [76] §pp92:

Baade'nin M31 spiral qolları
Silahlar (N = şimaldan M31-in böyük oxunu keçin, S = cənubdan M31-nin əsas oxunu keçin) Mərkəzdən məsafə (arcminutes) (N * / S *) Mərkəzdən məsafə (kpc) (N * / S *) Qeydlər
N1 / S1 3.4/1.7 0.7/0.4 HII bölgələrinin OB birliyi olmayan toz qolları.
N2 / S2 8.0/10.0 1.7/2.1 Bəzi OB dərnəkləri ilə toz tozları.
N3 / S3 25/30 5.3/6.3 N2 / S2-yə görə, lakin bəzi HII bölgələrində də.
N4 / S4 50/47 11/9.9 Çox sayda OB dərnəyi, HII bölgəsi və az toz.
N5 / S5 70/66 15/14 N4 / S4-ə görə, lakin daha zəifdir.
N6 / S6 91/95 19/20 Boş OB dərnəkləri. Toz görünmür.
N7 / S7 110/116 23/24 N6 / S6-ya görə daha zəif və gözə çarpan deyil.

Andromeda qalaktikası kənara yaxın göründüyü üçün spiral quruluşunu öyrənmək çətindir. Qalaktikanın düzəldilmiş görüntüləri bir-birindən minimum 13000 ly (820,000,000 AU) ilə ayrılan və təxminən 1600 ly məsafədən xaricə izlənilə bilən iki davamlı arxa qol nümayiş etdirən olduqca normal bir spiral qalaktikanı göstərir. 100.000.000 AU) nüvədən. Alternativ spiral quruluşlar tək spiral qol [77] və ya uzun, filament və qalın spiral qollardan ibarət bir çiçəkli [78] naxış kimi təklif edilmişdir. [1] [79]

Spiral naxışın təhrif olunmasının ən böyük səbəbinin M32 və M110 qalaktika peykləri ilə qarşılıqlı əlaqəsi olduğu düşünülür. [80] Buna neytral hidrogen buludlarının ulduzlardan yer dəyişdirməsi ilə baxmaq olar. [81]

1998-ci ildə Avropa Kosmik Agentliyinin İnfraqırmızı Kosmik Rəsədxanasından alınan görüntülər, Andromeda qalaktikasının ümumi formasının bir üzük qalaktikasına keçdiyini göstərdi. Qalaktika içərisindəki qaz və toz ümumiyyətlə bir-birinin üst-üstə düşdüyü bir neçə halqaya çevrilir, xüsusən də bəzi astronomlar tərəfindən ləqəbli nüvədən 32.000 ly (9.8 kpc) radiusda meydana çıxan xüsusi bir üzük meydana gəlir. atəş üzüyü. [83] Bu halqa, ilk növbədə soyuq tozdan ibarət olduğundan və Andromeda qalaktikasında baş verən ulduz formasiyasının əksəriyyəti orada cəmləşdiyi üçün qalaktikanın görünən işıq görüntülərindən gizlənir. [84]

Spitzer Kosmik Teleskopunun köməyi ilə sonrakı araşdırmalarda, Andromeda Qalaktikasının infraqırmızıdakı spiral quruluşunun mərkəzi bir çubuqdan çıxan və yuxarıda göstərilən böyük halqanın xaricində davam edən iki spiral qoldan necə meydana gəldiyini göstərdi. Bununla birlikdə, bu qollar davamlı deyil və bölünmüş bir quruluşa sahibdir. [80]

Andromeda qalaktikasının daxili bölgəsini eyni teleskopla yaxından araşdırarkən, M32 ilə 200 milyon il əvvəlki qarşılıqlı əlaqənin səbəb olduğu düşünülən daha kiçik bir toz halqası da göstərildi. Simulyasiyalar göstərir ki, daha kiçik qalaktika Andromeda qalaktikasının diskindən sonuncunun qütb oxu boyunca keçib. Bu toqquşma kütlənin yarısından çoxunu kiçik M32-dən təmizlədi və Andromedada üzük quruluşlarını yaratdı. [85] Messier 31-in qazındakı uzun müddətdir bilinən böyük üzük kimi xüsusiyyətin, bu, baryenterdən uzaqlaşan, bu yeni kəşf edilmiş daxili üzük bənzər quruluşla birlikdə mövcud olmasıdır, demək olar ki, baş-başa toqquşma təklif edir. peyk M32 ilə, Cartwheel qarşılaşmasının daha yumşaq bir versiyası. [86]

Andromeda qalaktikasının uzadılmış halosunun araşdırılması göstərir ki, bu, Samanyolu ilə təqribən müqayisə edilə bilər, halodakı ulduzlar ümumiyyətlə "metaldan zəifdir" və getdikcə daha da uzaqlaşır. [50] Bu dəlil, iki qalaktikanın oxşar təkamül yolları keçdiyini göstərir. Çox güman ki, son 12 milyard il ərzində təxminən 100-200 aşağı kütləli qalaktika yığmış və mənimsəmişlər. [87] Andromeda qalaktikasının və Süd Yolunun uzanan haloslarındakı ulduzlar iki qalaktikanı ayıran məsafənin təxminən üçdə birini uzada bilər.

Andromeda qalaktikasının mərkəzində sıx və kompakt bir ulduz qrupu olduğu bilinir. Böyük bir teleskopda ətrafdakı daha dağınıq qabarıqlığa batmış bir ulduzun vizual təəssüratını yaradır. 1991-ci ildə Hubble Kosmik Teleskopu Andromeda Qalaktikasının daxili nüvəsini görüntüləmək üçün istifadə edildi. Nüvə, 1.5 ədəd (4.9 ly) ilə ayrılmış iki konsentrasiyadan ibarətdir. P1 olaraq təyin olunan daha parlaq konsentrasiya qalaktikanın mərkəzindən silinmişdir. Daha kiçik konsentrasiya P2 qalaktikanın həqiqi mərkəzinə düşür və 3-5 × 10 7 M ölçülən qara dəlik ehtiva edir. 1993-cü ildə [88] və 1.1-2.3 × 10 8 M 2005-ci ildə. [89] Ətrafdakı materialın sürət dispersiyası ≈ 160 km / s (99 mi / s) olaraq ölçülür. [90]

P1-in mərkəzi qara dəlik ətrafındakı eksantrik bir orbitdə bir ulduz diskinin proyeksiyası olduğu təqdirdə müşahidə olunan cüt nüvənin izah edilə biləcəyi təklif edilmişdir. [91] Eksantriklik elədir ki, ulduzlar orbital apocenterdə uzanır və ulduzların konsentrasiyası yaradır. P2 ayrıca isti, spektral sinif A ulduzlarından ibarət kompakt disk ehtiva edir. A ulduzları daha qırmızı filtrlərdə deyil, mavi və ultrabənövşəyi işığında nüvədə üstünlük təşkil edərək P2-nin P1-dən daha görkəmli görünməsinə səbəb olur. [92]

Kəşfinin ilk vaxtında ikiqat nüvənin daha parlaq hissəsinin Andromeda qalaktikası tərəfindən "yeyilən" kiçik bir qalaktikanın qalığı olduğu fərziyyəsi verildiyi halda, [93] bu, artıq canlı bir izahat olaraq qəbul edilmir, çünki böyük ölçüdə belə bir nüvənin mərkəzi qara dəlik tərəfindən gelgit pozulması səbəbindən son dərəcə qısa bir ömrü olardı. P1-in onu sabitləşdirmək üçün öz qara dəliyi olsaydı, bu qismən həll edilə bilsə də, P1-dəki ulduzların paylanması mərkəzində qara dəliyin olduğunu düşünmür. [91]

Göründüyü kimi, 1968-ci ilin sonlarına qədər Andromeda qalaktikasından rentgen şüaları aşkar edilməmişdi. [94] 20 Oktyabr 1970-ci ildə bir balon uçuşu, Andromeda Qalaktikasından təsbit edilə bilən sərt rentgen şüaları üçün yuxarı həddi təyin etdi. [95] Swift BAT all-sky tədqiqatı müvəffəqiyyətlə qalaktika mərkəzindən 6 arc saniyə məsafədə yerləşən bir bölgədən gələn sərt rentgen şüalarını aşkar etdi. 25 keV-dən yuxarı olan emissiyanın sonradan 3XMM J004232.1 + 411314 adlı tək bir mənbədən qaynaqlandığı və kompakt bir cismin (neytron ulduzu və ya qara dəlik) bir ulduzdan maddə topladığı ikili sistem olaraq təyin olundu. [96]

O vaxtdan bəri, Andromeda qalaktikasında Avropa Kosmik Agentliyinin (ESA) XMM-Newton orbital rəsədxanasının müşahidələrindən istifadə edərək bir çox rentgen mənbəyi aşkar edilmişdir. Robin Barnard və s. bunların gələn qazı milyonlarla kelvinə qədər qızdıran və rentgen şüaları yayan namizəd qara dəliklər və ya neytron ulduzları olduğunu fərz etdi. Neytron ulduzları və qara dəliklər əsasən kütlələrini ölçməklə ayırd edilə bilər. [97] NuSTAR kosmik missiyasının bir müşahidə kampaniyası qalaktikada bu tip 40 obyekt aşkar etdi. [98] 2012-ci ildə Andromeda qalaktikasında daha kiçik bir qara dəlikdən çıxan bir mikroquasar, bir radio patlaması təsbit edildi. Qara dəlik qalaktika mərkəzinin yaxınlığında yerləşir və təxminən 10 M-dir . Avropa Kosmik Agentliyinin XMM-Newton sondası tərəfindən toplanan məlumatlar sayəsində aşkar edildi və sonradan NASA-nın Swift Gamma-Ray Burst Mission və Chandra X-Ray Rəsədxanası, Çox Böyük Array və Çox Uzun Əsas Array tərəfindən müşahidə edildi. Mikroquasar, Andromeda qalaktikasında ilk müşahidə edilən və Samanyolu qalaktikasının ilk xaricində görülmüşdür. [99]

Andromeda qalaktikası ilə əlaqəli təxminən 460 kürə qrupu var. [101] Globular One ləqəbli Mayall II olaraq təyin olunan bu qrupların ən kütləsi, Yerli Qalaktikalar Qrupundakı bilinən hər hansı bir kürə qrupundan daha çox parlaqlığa malikdir. [102] Bir neçə milyon ulduz ehtiva edir və Samanyolu'nun bilinən ən parlaq kürə qrupu olan Omega Centauri’dən iki qat daha parlaqdır. Globular One (və ya G1) bir neçə ulduz populyasiyasına və adi qlobus üçün çox kütləvi bir quruluşa malikdir. Nəticədə, bəziləri G1-i Andromeda tərəfindən uzaq keçmişdə istehlak edilmiş cırtdan qalaktikanın qalıq nüvəsi hesab edirlər. [103] Ən böyük parlaqlığa sahib kürəcik, cənub-qərb qolunun şərq hissəsində yerləşən G76-dır. [20] 037-B327 adlanan və 2006-cı ildə Andromeda Qalaktikasının ulduzlar arası tozu ilə qırmızı rəngdə qızardılmış başqa bir kütləvi kürə qrupunun G1-dən və Yerli Qrupun ən böyük qrupundan daha kütləvi olduğu düşünülürdü [104], lakin digər tədqiqatlar həqiqətən G1 ilə xüsusiyyətlərinə oxşar olduğunu göstərdi. [105]

Süd Yolunun nisbətən aşağı yaş dağılımını göstərən kürə qruplarından fərqli olaraq, Andromeda Galaxy-nın kürə qrupları çox daha çox yaşa malikdir: qalaktika özü qədər köhnə sistemlərdən bir neçə yüz milyon il arasında olan sistemlərdən daha gənc sistemlərə. beş milyard ilə qədər. [106]

2005-ci ildə astronomlar Andromeda qalaktikasında tamamilə yeni bir ulduz klasteri kəşf etdilər. Yeni tapılan qruplar yüz minlərlə ulduz ehtiva edir, qlobal qruplarda tapıla bilən oxşar sayda ulduz. Onları kürəcik qruplarından fərqləndirən cəhət bunların daha böyük olması - bir neçə yüz işıq ili boyunca - yüzlərlə dəfə daha az sıx olmasıdır. Bu səbəbdən ulduzlar arasındakı məsafələr yeni kəşf edilmiş genişlənmiş qruplar içərisində daha böyükdür. [107]

Samanyolu kimi, Andromeda qalaktikasında da 20-dən çox cırtdan qalaktikadan ibarət peyk qalaktikaları var. Ən yaxşı bilinən və ən çox müşahidə edilən peyk qalaktikaları M32 və M110-dur. Mövcud dəlillərə əsasən, M32-nin əvvəllər Andromeda Galaxy ilə sıx bir qarşılaşma keçirdiyi ortaya çıxdı. M32 bir zamanlar Ulduz diskini M31 tərəfindən qaldırılmış və nisbi yaxın keçmişə qədər davam edən əsas bölgədə ulduz meydana gəlməsində kəskin bir artım görmüş daha böyük bir qalaktika ola bilər. [108]

M110, Andromeda qalaktikası ilə qarşılıqlı əlaqədə olduğu görünür və astronomlar sonuncunun halosunda bu peyk qalaktikalarından çıxarıldığı görünən metalla zəngin bir ulduz axını tapdılar. [109] M110, son və ya davam edən ulduz formasını göstərə bilən tozlu bir zolaq ehtiva edir. [110] M32-nin də gənc bir ulduz populyasiyası var. [111]

Üçbucaq Qalaktikası, Andromedadan 750.000 işıq ili uzaqlıqda yerləşən cırtdan olmayan bir qalaktikadır. Andromedanın peyki olub olmadığı hal-hazırda məlum deyil. [112]

2006-cı ildə peyk qalaktikalarından doqquzunun Andromeda qalaktikasının nüvəsi ilə kəsişən bir müstəvidə uzandıqları, müstəqil qarşılıqlı təsirlərdən gözlənildiyi kimi təsadüfi şəkildə düzəlmədikləri aşkar edildi. Bu, peyklər üçün ümumi bir gelgit mənşəyini göstərə bilər. [113]

PA-99-N2, 1999-cu ildə Andromeda qalaktikasında aşkarlanan bir mikrolensinq hadisəsidir. Bunun izahlarından biri də, qırmızı nəhəngin Günəşin 0,02 ilə 3,6 qat arasında kütləsi olan bir ulduz tərəfindən cazibə obyektividir. ulduzun bir planetin orbitində olması ehtimalı var. Bu mümkün ekzoplanetin kütləsi Yupiterinkindən 6,34 dəfə çox olardı. Nəhayət təsdiqlənsə, bu, indiyə qədər tapılan ilk qeyri-adi planetdir. Ancaq hadisədəki anomaliyalar daha sonra tapıldı. [114]

Andromeda qalaktikası Samanyolu saniyədə 110 kilometrə (saniyədə 68 mil) yaxınlaşır. [115] Günəşə nisbətən 300 km / s (190 mil / s) sürətdə yaxınlaşdığı ölçüldü [1] Günəş qalaktika mərkəzinin ətrafında 225 km / s (140 mil / s) sürətlə fırlanarkən. s). Bu, Andromeda qalaktikasını təxminən 100 müşahidə oluna bilən mavi qalaktikalardan birinə çevirir. [116] Andromeda Galaxy-nin Samanyolu ilə əlaqəli tangensial və ya yan sürəti yaxınlaşan sürətdən nisbətən xeyli kiçikdir və bu səbəbdən təxminən 4 milyard il ərzində Samanyolu ilə birbaşa toqquşması gözlənilir. Çarpışmanın ehtimal olunan nəticəsi, qalaktikaların birləşərək nəhəng bir eliptik qalaktika [117] və ya hətta böyük bir disk qalaktikasını meydana gətirməsidir. [16] Bu cür hadisələr qalaktika qruplarındakı qalaktikalar arasında tez-tez olur. Toqquşma vəziyyətində Yer və Günəş Sisteminin taleyi hazırda məlum deyil. Gökadaların birləşməsindən əvvəl Günəş Sisteminin Samanyolu'ndan çıxarılması və ya Andromeda qalaktikasına qoşulma ehtimalı kiçikdir. [118]

Andromeda qalaktikası, gözlə görülə bilən ən uzaq obyektlərdən biridir. [119] [120] [121] Qalaktika, Cassiopeia və Pegasus bürclərinə istinad edərək səmada çox yayılmışdır. Andromeda, ən yaxşı şimal yarımkürəsindəki payız gecələrində yüksək yerdən keçərkən, oktyabr ayının gecə yarısı ən yüksək nöqtəsinə çatdıqda və ardıcıl hər ay iki saat sonra görülür. Axşamın erkən saatlarında sentyabr ayında şərqdə yüksəlir və fevralda qərbdə qurulur. [122] Cənubi Yarımkürədən Andromeda qalaktikası oktyabr və dekabr ayları arasında görünür, ən yaxşısına mümkün qədər şimaldan baxılır. Dürbün, qalaktikanın bəzi daha böyük quruluşlarını və ən parlaq iki peyk qalaktikasını, M32 və M110-u aşkar edə bilər. [123] Həvəskar bir teleskop, Andromeda diskini, ən parlaq qlobus qruplarını, qaranlıq toz zolaqlarını və ulduz NGC 206 buludunu aşkar edə bilər. [124] [125]

  1. ^ ab Mavi mütləq −20.89 böyüklüyü - 0.63 rəng indeksi = −21.52
  2. ^ J00443799 + 4129236 göy koordinatlarındadır R.A. 00 h 44 m 37.99 s, dekabr + 41 ° 29 ′ 23.6 ″.
  3. ^ orta (787 ± 18, 770 ± 40, 772 ± 44, 783 ± 25) = ((787 + 770 + 772 + 783) / 4) ± (18 2 + 40 2 + 44 2 + 25 2) 0,5 / 2 = 778 ± 33.
  4. ^ Mavi mütləq −21.58 böyüklüyü (istinada baxın) - 0.63 rəng indeksi = absolute22.21 mütləq görmə böyüklüyü
  1. ^ abcdefghmən"Messier 31 üçün nəticələr". NASA / IPAC Ekstragalaktik Verilənlər Bazası. NASA / IPAC. 28 Fevral 2019 tarixində alındı.
  2. ^ ab
  3. Karachentsev, Igor D. Kashibadze, Olga G. (2006). "Yerli sürət sahəsindəki təhriflərdən qiymətləndirilən Yerli Qrupun və M81 qrupunun kütlələri". Astrofizika. 49 (1): 3-18. Bibcode: 2006Ap. 49. 3K. doi: 10.1007 / s10511-006-0002-6. S2CID120973010.
  4. ^
  5. Riess, Adam G. Fliri, Jürgen Valls-Gabaud, David (2012). "Yaxın İnfraqırmızıdakı Sefey Dövrü-Parlaqlıq Münasibətləri və Thehubble Space Telescopewide Field Camera 3-dən M31-ə olan məsafə". Astrofizika jurnalı. 745 (2): 156. arXiv: 1110.3769. Bibcode: 2012ApJ. 745..156R. doi: 10.1088 / 0004-637X / 745/2/156. S2CID119113794.
  6. ^
  7. "M 31". 30 Sentyabr 2018 tarixində alındı.
  8. ^
  9. Gil de Paz, Armando Boissier, Samuel Madore, Barry F. et al. (2007). "Yaxınlıqdakı Qalaktikaların GALEX Ultraviyole Atlası". Astrofizika jurnalı. 173 (2): 185-255. arXiv: astro-ph / 0606440. Bibcode: 2007ApJS..173..185G. doi: 10.1086 / 516636. S2CID119085482.
  10. ^ abc
  11. Ribas, Ignasi Jordi, Carme Vilardell, Francesc et al. (2005). "Andromeda qalaktikasında tutulan ikili məsafənin və əsas xüsusiyyətlərin ilk təyin edilməsi". Astrofizik Jurnal Məktubları. 635 (1): L37-L40. arXiv: astro-ph / 0511045. Bibcode: 2005ApJ. 635L..37R. doi: 10.1086 / 499161. S2CID119522151.
  12. ^ "Samanyolu və Andromeda kütlələrinin orta dəyərləri MG = 0.8 +0.4
    −0.3 × 10 12 M və MA = 1.5 +0.5
    −0.4 × 10 12 M % 68 səviyyəsində "
  13. Peñarrubia, Jorge Ma, Yin-Zhe Walker, Matthew G. McConnachie, Alan W. (29 iyul 2014). "Yerli kosmik genişlənmənin dinamik modeli". Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri. 433 (3): 2204-22222. arXiv: 1405.0306. Bibcode: 2014MNRAS.443.2204P.doi: 10.1093 / mnras / stu879. S2CID119295582. , lakin qalaktikanın viral kütləsini və radiusunu 0,8 × 10-a bərabərləşdirin ^ 12 ± 0.1 × 10 ^ 12 M (1.59 × 10 42 ± 2.0 × 10 41 kq) "
  14. Kafle, Prajwal R. Sharma, Sanjib Lewis, Geraint F. et al. (1 Fevral 2018). "Sürətə ehtiyac: qaçma sürəti və Andromeda qalaktikasının dinamik kütlə ölçmələri". Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri. 475 (3): 4043–4054. arXiv: 1801.03949. Bibcode: 2018MNRAS.475.4043K. doi: 10.1093 / mnras / sty082. ISSN0035-8711. S2CID54039546.
  15. ^ abc
  16. Chapman, Scott C. Ibata, Rodrigo A. Lewis, Geraint F. et al. (2006). "M31-in kənarında kinematik olaraq seçilmiş, metal baxımından zəif bir sfero". Astrofizika jurnalı. 653 (1): 255-266. arXiv: astro-ph / 0602604. Bibcode: 2006ApJ. 653..255C. doi: 10.1086 / 508599. S2CID14774482. Mətbuat şərhinə də baxın,
  17. "Andromeda'nın Ulduz Halo, Galaxy'nin mənşəyini Samanyolu ilə bənzər olduğunu göstərir" (Press reliz). Caltech Media Əlaqələri. 27 Fevral 2006. 9 May 2006-cı il tarixində orijinaldan arxivləşdirilib. 24 May 2006 tarixində alındı.
  18. ^
  19. Gənc, Kelly (6 iyun 2006). "Andromeda qalaktikası bir trilyon ulduza ev sahibliyi edir". Yeni Alim . 6 Oktyabr 2014 tarixində alındı.
  20. ^
  21. Kafle, Prajwal R. Sharma, Sanjib Lewis, Geraint F. et al. (1 Fevral 2018). "Sürətə ehtiyac: qaçma sürəti və Andromeda qalaktikasının dinamik kütlə ölçmələri". Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri. 475 (3): 4043–4054. arXiv: 1801.03949. Bibcode: 2018MNRAS.475.4043K. doi: 10.1093 / mnras / sty082. ISSN0035-8711. S2CID54039546.
  22. ^"Samanyolu tərəzi 1,5 trilyon günəş kütləsinə çatır" (11 Mart 2019). AstronomyNow.com. İstifadə tarixi 13 iyul 2019.
  23. ^ Mahon, Chris (20 May 2018). "Yeni Tədqiqatlar Samanyolu Mümkün olduğumuzdan daha böyük olduğunu söylədi."OuterPlaces.com. İstifadə tarixi 13 iyul 2019.
  24. ^ ab
  25. Peñarrubia, Jorge Ma, Yin-Zhe Walker, Matthew G. McConnachie, Alan W. (29 iyul 2014). "Yerli kosmik genişlənmənin dinamik modeli". Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri. 433 (3): 2204-22222. arXiv: 1405.0306. Bibcode: 2014MNRAS.443.2204P. doi: 10.1093 / mnras / stu879. S2CID119295582.
  26. ^
  27. Schiavi, Riccardo Capuzzo-Dolcetta, Roberto Arca-Sedda, Manuel Spera, Mario (Oktyabr 2020). "Samanyolu'nun Andromeda qalaktikası ilə gələcək birləşməsi və onların supermassive qara dəliklərinin taleyi". Astronomiya & amp; Astrofizika. 642: A30. arXiv: 2102.10938. Bibcode: 2020A & ampA. 642A..30S. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 202038674. S2CID224991193.
  28. ^
  29. "NASA-nın Hubble Samanyolu Baş-başa vuruşmağı hədəf aldığını göstərir". NASA. 31 May 2012. Orijinaldən 4 iyun 2014 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi 12 iyul 2012.
  30. ^ ab
  31. Ueda, Junko Iono, Daisuke Yun, Min S. et al. (2014). "Birləşmə qalıqlarında soyuq molekulyar qaz. I. Molekulyar qaz disklərinin əmələ gəlməsi". Astrofizik Jurnal Əlavə Seriyası. 214 (1): 1. arXiv: 1407.6873. Bibcode: 2014ApJS..214. 1U. doi: 10.1088 / 0067-0049 / 214/1/1. S2CID716993.
  32. ^
  33. Frommert, Hartmut Kronberg, Christine (22 Avqust 2007). "Görünən Görə Böyüyənə görə sıralanan Messier Nesne Verileri". SEDS. 12 İyul 2007 tarixində orijinaldan arxivləşdirilib. İstifadə tarixi 27 Avqust 2007.
  34. ^
  35. "M 31, M 32 & amp M 110". 15 Oktyabr 2016.
  36. ^
  37. Hafez, İhsan (2010). Əbdül-Rəhman əl-Sufi və sabit ulduzlar kitabı: yenidən kəşf səfəri (Ph.D. Tezis) James Cook Universiteti. Bibcode: 2010PhDT. 295H. 23 iyun 2016 tarixində alındı.
  38. ^ ab
  39. Kepple, George Robert Sanner, Glen W. (1998). Gecə Səması Müşahidəçi Bələdçisi. Cild 1. Willmann-Bell. səh. 18. ISBN978-0-943396-58-3. | həcmi = əlavə mətni var (kömək)
  40. ^
  41. Davidson, Norman (1985). Astronomiya və təxəyyül: insanın ulduz təcrübəsinə yeni bir yanaşma. Routledge Kegan & amp Paul. səh. 203. ISBN978-0-7102-0371-7.
  42. ^Kant, İmmanuel, Universal Təbiət Tarixi və Göylər Nəzəriyyəsi (1755)
  43. ^
  44. Herschel, William (1785). "Göylərin inşası haqqında". London Kral Cəmiyyətinin Fəlsəfi Əməliyyatları. 75: 213–266. doi: 10.1098 / rstl.1785.0012. S2CID186213203.
  45. ^
  46. Huggins, William (1864). "Bəzi dumanlıqların spektrləri haqqında". London Kral Cəmiyyətinin Fəlsəfi Əməliyyatları. 154: 437-444. Bibcode: 1864RSPT..154..437H. doi: 10.1098 / rstl.1864.0013.
  47. ^
  48. Backhouse, Thomas W. (1888). "Andromeda və Nova dumanlığı, 1885". Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri. 48 (3): 108-110. Bibcode: 1888MNRAS..48..108B. doi: 10.1093 / mnras / 48.3.108.
  49. ^
  50. Roberts, I. (1888). "dumanlıq M 31, h 44, h 51 Andromedæ və M 27 Vulpeculæ fotoları". Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri. 49 (2): 65-66. Bibcode: 1888MNRAS..49. 65R. doi: 10.1093 / mnras / 49.2.65.
  51. ^
  52. KİTABXANA, ROYAL ASTRONOMICAL CƏMİYYƏTİ / FEN FOTO "Andromeda Galaxy, 19. əsr - Stok Görüntü - C014 / 5148". Elm Şəkil Kitabxanası.
  53. ^
  54. Slipher, Vesto M. (1913). "Andromeda Dumanlığının Radial Sürəti". Lowell Rəsədxanası Bülleteni. 1: 56-57. Bibcode: 1913LOWOB. 2. 56S.
  55. ^
  56. Curtis, Heber Doust (1988). "Spiral Dumanlıqlarda Nova və Ada Kainat Nəzəriyyəsi". Sakit Okean Astronomik Cəmiyyətinin nəşrləri. 100: 6. Bibcode: 1988PASP..100. 6C. doi: 10.1086 / 132128.
  57. ^
  58. "VLT-nin üstündəki iki çılpaq göz qalaktikası". ESO Həftənin Rəsmi . 22 Oktyabr 2013 tarixində alındı.
  59. ^
  60. Öpik, Ernst (1922). "Andromeda Dumanlığının məsafəsinin bir təxmini". Astrofizika jurnalı. 55: 406-410. Bibcode: 1922ApJ. 55..406O. doi: 10.1086 / 142680.
  61. ^
  62. Hubble, Edwin P. (1929). "Ulduz bir sistem olaraq spiral bir bulutsu, Messier 31". Astrofizika jurnalı. 69: 103-158. Bibcode: 1929ApJ. 69..103H. doi: 10.1086 / 143167.
  63. ^
  64. Baade, Walter (1944). "Messier 32, NGC 205 və Andromeda Dumanlığının Mərkəzi Bölgəsi". Astrofizika jurnalı. 100: 137. Bibcode: 1944ApJ. 100..137B. doi: 10.1086 / 144650.
  65. ^
  66. Gribbin, John R. (2001). Zamanın doğuşu: Astronomlar Kainatın Yaşını necə ölçürlər. Yale Universiteti Mətbuatı. səh. 151. ISBN978-0-300-08914-1.
  67. ^
  68. Brown, Robert Hanbury Hazard, Cyril (1950). "Andromedadakı Böyük Dumanlıqdan Radiotezlikli Radiasiya (M.31)". Təbiət. 166 (4230): 901-902. Bibcode: 1950Natur.166..901B. doi: 10.1038 / 166901a0. S2CID4170236.
  69. ^
  70. Brown, Robert Hanbury Hazard, Cyril (1951). "Andromeda dumanlığından radio emissiyası". MNRAS. 111 (4): 357-367. Bibcode: 1951MNRAS.111..357B. doi: 10.1093 / mnras / 111.4.357.
  71. ^
  72. van der Kruit, Piet C. Allen, Ronald J. (1976). "Spiral Qalaktikaların Radio Davamlı Morfologiyası". Astronomiya və Astrofizikanın illik icmalı. 14 (1): 417-445. Bibcode: 1976ARA & ampA..14..417V. doi: 10.1146 / annurev.aa.14.090176.002221.
  73. ^
  74. Ingrosso, Gabriele Calchi Novati, Sebastiano De Paolis, Francesco et al. (2009). "M31-də extrasolar planetlərin aşkarlanmasının bir yolu kimi piksel obyektivliyi". Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri. 399 (1): 219-228. arXiv: 0906.1050. Bibcode: 2009MNRAS.399..219I. doi: 10.1111 / j.1365-2966.2009.15184.x. S2CID6606414.
  75. ^
  76. Beck, Rainer Berkhuijsen, Elly M. Giessuebel, Rene et al. (2020). "M 31-də maqnit sahələri və kosmik şüalar". Astronomiya & amp; Astrofizika. 633: A5. arXiv: 1910.09634. Bibcode: 2020A & ampA. 633A. 5B. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201936481. S2CID204824172.
  77. ^
  78. Holland, Stephen (1998). "M31 Globular Klaster Sisteminə məsafə". Astronomik Jurnal. 115 (5): 1916-1920. arXiv: astro-ph / 9802088. Bibcode: 1998AJ. 115.1916H. doi: 10.1086 / 300348. S2CID16333316.
  79. ^
  80. Stanek, Krzysztof Z. Garnavich, Peter M. (1998). "HST və Hipparcos Red Clump Ulduzları ilə M31-ə qədər məsafə". Astrofizik Jurnal Məktubları. 503 (2): 131-141. arXiv: astro-ph / 9802121. Bibcode: 1998ApJ. 503L.131S. doi: 10.1086 / 311539.
  81. ^ ab
  82. Davidge, Timothy (Tim) J. McConnachie, Alan W. Fardal, Mark A. et al. (2012). "M31'in Son Ulduz Arxeologiyası - Ən Yaxın Qırmızı Disk Qalaktikası". Astrofizika jurnalı. 751 (1): 74. arXiv: 1203.6081. Bibcode: 2012ApJ. 751. 74D. doi: 10.1088 / 0004-637X / 751/1/74. S2CID59933737.
  83. ^
  84. Karachentsev, Igor D. Karachentseva, Valentina E. Huchtmeier, Walter K. Makarov, Dmitry I. (2004). "Qonşu Qalaktikaların Kataloqu". Astronomik Jurnal. 127 (4): 2031–2068. Bibcode: 2004AJ. 127.2031K. doi: 10.1086 / 382905.
  85. ^
  86. McConnachie, Alan W. Irwin, Michael J. Ferguson, Annette M. N. et al. (2005). "17 Yerli Qrup qalaktikaları üçün məsafələr və metallıqlar". Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri. 356 (4): 979-997. arXiv: astro-ph / 0410489. Bibcode: 2005MNRAS.356..979M. doi: 10.1111 / j.1365-2966.2004.08514.x.
  87. ^
  88. "Hubble Andromeda qalaktikasının ətrafında nəhəng halo tapır". 14 İyun 2015 tarixində alındı.
  89. ^ ab
  90. Kafle, Prajwal R. Sharma, Sanjib Lewis, Geraint F. et al. (2018). "Sürətə ehtiyac: qaçma sürəti və Andromeda qalaktikasının dinamik kütlə ölçmələri". Kral Astronomiya Cəmiyyətinin (MNRAS) Aylıq Bildirişləri. 475 (3): 4043–4054. arXiv: 1801.03949. Bibcode: 2018MNRAS.475.4043K. doi: 10.1093 / mnras / sty082. S2CID54039546.
  91. ^
  92. Kafle, Prajwal R. Sharma, Sanjib Lewis, Geraint F. Robotham, Aaron S G. Driver, Simon P. (2018). "Sürətə ehtiyac: Qaçış sürəti və Andromeda qalaktikasının dinamik kütlə ölçmələri". Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri. 475 (3): 4043–4054. arXiv: 1801.03949. Bibcode: 2018MNRAS.475.4043K. doi: 10.1093 / mnras / sty082. S2CID54039546.
  93. ^
  94. "Samanyolu qalaktik silah yarışında qonşu ilə əlaqələr". 15 Fevral 2018.
  95. ^
  96. Elm, Samantha Mathewson 2018-02-20T19: 05: 26Z Astronomiya. "Andromeda qalaktikası nəhayət Samanyolu'ndan böyük deyil". Space.com.
  97. ^ ab
  98. Kalirai, Jasonjot Singh Gilbert, Karoline M. Guhathakurta, Puragra et al. (2006). "Andromeda Spiral Galaxy (M31) Metal-Poor Halo". Astrofizika jurnalı. 648 (1): 389-404. arXiv: astro-ph / 0605170. Bibcode: 2006ApJ. 648..389K. doi: 10.1086 / 505697. S2CID15396448.
  99. ^
  100. Barmby, Pauline Ashby, Matthew L. N. Bianchi, Luciana et al. (2006). "Ulduzlu bir dənizdəki tozlu dalğalar: M31-in Orta İnfraqırmızı Görünüşü". Astrofizika jurnalı. 650 (1): L45-L49. arXiv: astro-ph / 0608593. Bibcode: 2006ApJ. 650L..45B. doi: 10.1086 / 508626. S2CID16780719.
  101. ^
  102. Barmby, Pauline Ashby, Matthew L. N. Bianchi, Luciana et al. (2007). "Erratum: Ulduzlu bir dənizdəki tozlu dalğalar: M31-in Orta-İnfraqırmızı Görünüşü". Astrofizika jurnalı. 655 (1): L61. Bibcode: 2007ApJ. 655L..61B. doi: 10.1086 / 511682.
  103. ^ ab
  104. Tamm, Antti Tempel, Elmo Tenjes, Peeter et al. (2012). "M 31-də ulduz kütlə xəritəsi və qaranlıq maddə paylanması". Astronomiya & amp; Astrofizika. 546: A4. arXiv: 1208.5712. Bibcode: 2012A & ampA. 546A. 4T. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201220065. S2CID54728023.
  105. ^
  106. Kafle, Prajwal R. Sharma, Sanjib Lewis, Geraint F. Robotham, Aaron S G. Driver, Simon P. (2018). "Sürətə ehtiyac: qaçma sürəti və Andromeda qalaktikasının dinamik kütlə ölçmələri". Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri. 475 (3): 4043–4054. arXiv: 1801.03949. Bibcode: 2018MNRAS.475.4043K. doi: 10.1093 / mnras / sty082. S2CID54039546.
  107. ^
  108. Downer, Bethany Teleskopu, ESA / Hubble (10 Mart 2019). "Hubble & amp Gaia Süd Yolunun Ağırlığını Açıqlayır: 1.5 Trilyon Günəş Kütlələri".
  109. ^
  110. Starr, Michelle (8 Mart 2019). "Samanyolu Kütləsinin Ən Son Hesablanması Yalnızca Qalaktikamız haqqında Bildiklərimizi Dəyişdi". ScienceAlert.com. 8 Mart 2019 tarixində orijinaldan arxivləşdirilib. İstifadə tarixi 8 Mart 2019.
  111. ^
  112. Watkins, Laura L. et al. (2 Fevral 2019). "Gaia DR2 Halo Globular Cluster Hərəkatlarından Orta-Kütləvi Samanyolu üçün dəlil". Astrofizika jurnalı. 873 (2): 118. arXiv: 1804.11348. Bibcode: 2019ApJ. 873..118W. doi: 10.3847 / 1538-4357 / ab089f. S2CID85463973.
  113. ^
  114. Braun, Robert Thilker, David A. Walterbos, René A. M. Corbelli, Edvige (2009). "Messier 31-in Geniş Sahə Yüksək Çözünürlüklü H I Mozaikası. I. Qeyri-Şəffaf Atom Qazı və Ulduz Oluşma Dərəcəsinin Yoğunluğu". Astrofizika jurnalı. 695 (2): 937-953. arXiv: 0901.4154. Bibcode: 2009ApJ. 695..937B. doi: 10.1088 / 0004-637X / 695/2/937. S2CID17996197.
  115. ^
  116. Draine, Bruce T. Aniano, Gonzalo Krause, Oliver et al. (2014). "Andromedanın Tozu". Astrofizika jurnalı. 780 (2): 172. arXiv: 1306.2304. Bibcode: 2014ApJ. 780..172D. doi: 10.1088 / 0004-637X / 780/2/172. S2CID118999676.
  117. ^
  118. "HubbleSite - NewsCenter - Hubble Andromeda Galaxy ətrafında nəhəng halo tapdı (05/07/2015) - tam hekayə". hubblesite.org . İstifadə tarixi: 7 May 2015.
  119. ^
  120. Gebhard, Marissa (7 May 2015). "Hubble Andromeda Qalaktikasının ətrafında böyük bir halo tapır". Notre Dame Universiteti Xəbərləri.
  121. ^
  122. Lehner, Nicolas Howk, Chris Wakker, Bart (25 Aprel 2014). "Andromeda qalaktikası ətrafında kütləvi, genişləndirilmiş sirkumgalaktik orta sübut". Astrofizika jurnalı. 804 (2): 79. arXiv: 1404.6540. Bibcode: 2015ApJ. 804. 79L. doi: 10.1088 / 0004-637x / 804/2/79. S2CID31505650.
  123. ^
  124. "NASA-nın Hubbalı Andromeda qalaktikasının ətrafında nəhəng halo tapdı". 7 May 2015. İstifadə tarixi: 7 May 2015.
  125. ^ ab
  126. van den Bergh, Sidney (1999). "Yerli qalaktikalar qrupu". Astronomiya və Astrofizika icmalı. 9 (3-4): 273-318. Bibcode: 1999A & ampARv. 9..273V. doi: 10.1007 / s001590050019. S2CID119392899.
  127. ^
  128. Moskvitch, Katia (25 Noyabr 2010). "Andromeda 'bir toqquşmada doğuldu'". BBC News. 26 Noyabr 2010 tarixində orijinaldan arxivləşdirilib. 25 Noyabr 2010 tarixində alındı.
  129. ^
  130. Karachentsev, Igor D. Karachentseva, Valentina E. Huchtmeier, Walter K. Makarov, Dmitri I. (2003). "Qonşu Qalaktikaların Kataloqu". Astronomiya jurnalı. 127 (4): 2031–2068. Bibcode: 2004AJ. 127.2031K. doi: 10.1086 / 382905.
  131. ^
  132. McCall, Marshall L. (2014). "Nəhənglər Şurası". Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri. 440 (1): 405-426. arXiv: 1403.3667. Bibcode: 2014MNRAS.440..405M. doi: 10.1093 / mnras / stu199. S2CID119087190.
  133. ^
  134. Tempel, Elmo Tamm, Antti Tenjes, Peeter (2010). "Spitzer uzaq infraqırmızı müşahidələrindən M 31-in tozla düzəldilmiş səth fotometriyası". Astronomiya və Astrofizika. 509: A91. arXiv: 0912.0124. Bibcode: 2010A & ampA. 509A..91T. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 200912186. S2CID118705514. wA91.
  135. ^
  136. Liller, William Mayer, Ben (1987). "Qalaktikada Nova istehsalının dərəcəsi". Sakit Okean Astronomik Cəmiyyətinin nəşrləri. 99: 606–609. Bibcode: 1987PASP. 99..606L. doi: 10.1086 / 132021.
  137. ^
  138. Mutch, Simon J. Croton, Darren J. Poole, Gregory B. (2011). "Samanyolu və M31-in orta ömür böhranı". Astrofizika jurnalı. 736 (2): 84. arXiv: 1105.2564. Bibcode: 2011ApJ. 736. 84M. doi: 10.1088 / 0004-637X / 736/2/84. S2CID119280671.
  139. ^
  140. Beaton, Rachael L. Majewski, Steven R. Guhathakurta, Puragra et al. (2006). "Andromeda Spiral Galaxy-nin Boxy Bulge və Barının açılması". Astrofizik Jurnal Məktubları. 658 (2): L91. arXiv: astro-ph / 0605239. Bibcode: 2007ApJ. 658L..91B. doi: 10.1086 / 514333. S2CID889325.
  141. ^
  142. "Astronomlar Andromeda Qalaktikasının Ulduz Diskində Aşırı Çözümün Dəlillərini tapırlar" (Mətbuat üçün açıqlama). UC Santa Cruz. 9 Yanvar 2001. Orijinaldən 19 May 2006 tarixində arxivləşdirilib. 24 May 2006 tarixində alındı.
  143. ^
  144. Rubin, Vera C. Ford, W. Kent Jr. (1970). "Andromeda Dumanlığının Spektroskopik Bir Emissiya Araşdırmasından Dönməsi". Astrofizika jurnalı. 159: 379. Bibcode: 1970ApJ. 159..379R. doi: 10.1086 / 150317.
  145. ^
  146. Arp, Halton (1964). "M31-də spiral quruluş". Astrofizika jurnalı. 139: 1045. Bibcode: 1964ApJ. 139.1045A. doi: 10.1086 / 147844.
  147. ^
  148. van den Bergh, Sidney (1991). "M31-in Ulduz Əhalisi". Sakit Okean Astronomik Cəmiyyətinin nəşrləri. 103: 1053–1068. Bibcode: 1991PASP..103.1053V. doi: 10.1086 / 132925.
  149. ^
  150. Hodge, Paul W. (1966). Gökadalar və Kosmologiya. McGraw Hill.
  151. ^
  152. Simien, François Pellet, André Monnet, Guy et al. (1978). "M31-in spiral quruluşu - morfoloji bir yanaşma". Astronomiya və Astrofizika. 67 (1): 73-79. Bibcode: 1978A & ampA. 67. 73S.
  153. ^
  154. Haas, Martin (2000). "ISO tərəfindən göstərilən M31-də soyuq toz". M31 və M33-də Ulduzlararası Orta. Sənədlər 232. WE-Heraeus Seminarı: 69-72. Bibcode: 2000immm.proc. 69H.
  155. ^
  156. Walterbos, René A. M. Kennicutt, Robert C. Jr. (1988). "Andromeda qalaktikasında ulduzların və tozun optik tədqiqi". Astronomiya və Astrofizika. 198: 61–86. Bibcode: 1988A & ampA. 198. 61W.
  157. ^ ab
  158. Gordon, Karl D. Bailin, J. Engelbracht, Charles W. et al. (2006). "M31-in Spitzer MIPS İnfraqırmızı Görüntüsü: Spiral-Halqalı Kompozit Quruluş üçün Əlavə Dəlillər". Astrofizika jurnalı. 638 (2): L87-L92. arXiv: astro-ph / 0601314. Bibcode: 2006ApJ. 638L..87G. doi: 10.1086 / 501046. S2CID15495044.
  159. ^
  160. Braun, Robert (1991). "Neytral qazın paylanması və kinematikası, M31-də HI bölgəsi". Astrofizika jurnalı. 372: 54-66. Bibcode: 1991ApJ. 372. 54B. doi: 10.1086 / 169954.
  161. ^
  162. "ISO Andromedanın gizli üzüklərini ortaya qoyur" (Press reliz). Avropa Kosmik Agentliyi. 14 oktyabr 1998. 24 May 2006 tarixində alındı.
  163. ^
  164. Morrison, Heather Caldwell, Nelson Harding, Paul et al. (2008). M 31-də Gənc Ulduz Kümeleri. Yerli Cilddəki Gökadalar, Astrofizika və Kosmik Elm Sənədləri. Astrofizika və Kosmik Elm Sənədləri. 5. s. 227-230. arXiv: 0708.3856. Bibcode: 2008ASSP. 5..227M. doi: 10.1007 / 978-1-4020-6933-8_50. ISBN978-1-4020-6932-1. S2CID17519849.
  165. ^
  166. Pagani, Laurent Lequeux, James Cesarsky, Diego et al. (1999). "M 31-in ulduz əmələ gətirən halqasının orta infraqırmızı və uzaq ultrabənövşəyi müşahidələri". Astronomiya & amp; Astrofizika. 351: 447-458. arXiv: astro-ph / 9909347. Bibcode: 1999A & ampA. 351..447P.
  167. ^
  168. Aguilar, David A. Pulliam, Christine (18 Oktyabr 2006). "Bused! Astronomlar Nab Qalaktik Hit-and-Run Günahkarı". Harvard-Smithsonian Astrofizika Mərkəzi. 8 Oktyabr 2014 tarixində orijinaldan arxivləşdirilib. 6 Oktyabr 2014 tarixində alındı.
  169. ^
  170. Block, David L. Bournaud, Frédéric Combes, Françoise et al. (2006). "Andromeda qalaktikasında mərkəzdən kənar iki halqanın mənşəyi kimi demək olar ki, baş-başa toqquşma". Təbiət. 443 (1): 832-834. arXiv: astro-ph / 0610543. Bibcode: 2006Natur.443..832B. doi: 10.1038 / nature05184. PMID17051212. S2CID4426420.
  171. ^
  172. Bullock, James S. Johnston, Kathryn V. (2005). "Ulduz Halos I ilə Galaxy Oluşumunun İzlənməsi: Metodlar". Astrofizika jurnalı. 635 (2): 931-949. arXiv: astro-ph / 0506467. Bibcode: 2005ApJ. 635..931B. doi: 10.1086 / 497422. S2CID14500541.
  173. ^
  174. Lauer, Tod R. Faber, Sandra M. Groth, Edward J. et al. (1993). "M31-in cüt nüvəsinin planet kamerası müşahidələri" (PDF). Astronomik Jurnal. 106 (4): 1436–1447, 1710–1712. Bibcode: 1993AJ.106.1436L. doi: 10.1086 / 116737.
  175. ^
  176. Bender, Ralf Kormendy, John Bower, Gary et al. (2005). "H31 ST31 M31 Üçlü Nüvəsinin Spektroskopiyası: Super Kütləvi Qara Delik ətrafında Keplerian Dönüşündə İki Nested Disk". Astrofizika jurnalı. 631 (1): 280-300. arXiv: astro-ph / 0509839. Bibcode: 2005ApJ. 631..280B. doi: 10.1086 / 432434. S2CID53415285.
  177. ^
  178. Gebhardt, Karl Bender, Ralf Bower, Gary et al. (İyun 2000). "Nüvə Qara Delik Kütləsi ilə Qalaktik Sürət Dağılımı arasındakı əlaqə". Astrofizika jurnalı. 539 (1): L13-L16. arXiv: astro-ph / 0006289. Bibcode: 2000ApJ. 539L..13G. doi: 10.1086 / 312840. S2CID11737403.
  179. ^ ab
  180. Tremaine, Scott (1995). "M31 Nüvəsi üçün Eksantrik-Disk Modeli". Astronomik Jurnal. 110: 628-633. arXiv: astro-ph / 9502065. Bibcode: 1995AJ. 110..628T. doi: 10.1086 / 117548. S2CID8408528.
  181. ^
  182. "Hubble Kosmik Teleskopu Andromeda qalaktikasında ikiqat nüvə tapır" (Mətbuat üçün açıqlama). Hubble Xəbərlər Masası. 20 iyul 1993. İstifadə tarixi 26 May 2006.
  183. ^
  184. Schewe, Phillip F. Stein, Ben (26 iyul 1993). "Andromeda qalaktikasında cüt nüvə var". Fizika Xəbərləri Yeniləmə. Amerika Fizika İnstitutu. 15 Avqust 2009-cu il tarixində orijinaldan arxivləşdirilib. 10 İyul 2009 tarixində alındı.
  185. ^
  186. Fujimoto, Mitsuaki Hayakawa, Satio Kato, Takako (1969). "X-Şüa mənbələrinin sıxlığı ilə Ulduzlararası qaz arasındakı əlaqə". Astrofizika və Kosmik Elm. 4 (1): 64-83. Bibcode: 1969Ap & ampSS. 4. 64F. doi: 10.1007 / BF00651263. S2CID120251156.
  187. ^
  188. Peterson, Laurence E. (1973). "Sərt kosmik rentgen mənbələri". Bradt, Hale Giacconi, Riccardo (red.). X- və Gamma-Ray Astronomiyası, IAU Sempozyumu No. 55 İspaniya, 11-13 May 1972-ci il tarixlərində Madriddə keçirilmişdir. X- və Gamma-Ray Astronomiyası. 55. Beynəlxalq Astronomiya Birliyi. s. 51-73. Bibcode: 1973IAUS. 55. 51P. doi: 10.1007 / 978-94-010-2585-0_5. ISBN978-90-277-0337-8.
  189. ^
  190. Marelli, Martino Tiengo, Andrea De Luca, Andrea et al. (2017). "EXTraS ilə M31-in ən parlaq sərt rentgen mənbəyində periyodik daldırma kəşfi". Astrofizik Jurnal Məktubları. 851 (2): L27. arXiv: 1711.05540. Bibcode: 2017ApJ. 851L..27M. doi: 10.3847 / 2041-8213 / aa9b2e. S2CID119266242.
  191. ^
  192. Barnard, Robin Kolb, Ulrich C. Osborne, Julian P. (2005). "M31 nüvəsinin parlaq rentgen populyasiyasını XMM-Newton ilə zamanlama". arXiv: astro-ph / 0508284.
  193. ^
  194. "Andromeda Galaxy Yüksək Enerji X-ray Vizyonu ilə skan edildi". 22 Sentyabr 2018 tarixində alındı.
  195. ^
  196. Prostak, Sergio (14 dekabr 2012). "Andromeda qalaktikasında Mikroquasar Astronomları Heyran Edir". Sci-News.com.
  197. ^
  198. "Andromeda qalaktikasında ulduz dəstəsi". İstifadə tarixi 7 sentyabr 2015.
  199. ^
  200. Barmby, Pauline Huchra, John P. (2001). "M31 Kürə Kümeleri Hubble Kosmik Teleskopu Arxiv. I. Kümenin Aşkarlanması və Tamlığı ". Astronomik Jurnal. 122 (5): 2458-2468. arXiv: astro-ph / 0107401. Bibcode: 2001AJ. 122.2458B. doi: 10.1086 / 323457. S2CID117895577.
  201. ^
  202. "Qonşu Qalaktikada Hubble Spies Globular Cluster" (Mətbuat üçün açıqlama). Hubble xəbər masası STSci-1996-11. 24 aprel 1996. 1 iyul 2006-cı il tarixində orijinaldan arxivləşdirilib. İstifadə tarixi 26 May 2006.
  203. ^
  204. Meylan, Georges Sarajedini, Ata Jablonka, Pascale et al. (2001). "G31 in M31 - Nəhəng Kürə Küməsi və ya Cırtdan Eliptik Qalaktikanın Özəyi?". Astronomik Jurnal. 122 (2): 830-841. arXiv: astro-ph / 0105013. Bibcode: 2001AJ. 122..830M. doi: 10.1086 / 321166. S2CID17778865.
  205. ^
  206. Ma, Jun de Grijs, Richard Yang, Yanbin et al. (2006). "Bir 'super' ulduz qrupu qocaldı: Yerli Qrupdakı ən böyük ulduz dəstəsi". Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri. 368 (3): 1443–1450. arXiv: astro-ph / 0602608. Bibcode: 2006MNRAS.368.1443M. doi: 10.1111 / j.1365-2966.2006.10231.x. S2CID15947017.
  207. ^
  208. Cohen, Judith G. (2006). "M31-də o qədər də fövqəladə olmayan bir kürə qrupu 037-B327" (PDF). Astrofizika jurnalı. 653 (1): L21-L23. arXiv: astro-ph / 0610863. Bibcode: 2006ApJ. 653L..21C. doi: 10.1086 / 510384. S2CID1733902.
  209. ^
  210. Burstein, David Li, Yong Freeman, Kenneth C. et al. (2004). "Kürə Kümesi və Qalaktika Oluşumu: M31, Süd Yolu və Spiral Qalaktikaların Qlobus Klaster Sistemlərinə Təsirləri". Astrofizika jurnalı. 614 (1): 158-166. arXiv: astro-ph / 0406564. Bibcode: 2004ApJ. 614..158B. doi: 10.1086 / 423334. S2CID56003193.
  211. ^
  212. Huxor, Avon P. Tanvir, Nial R. Irwin, Michael J. et al. (2005). "M31 halosunda genişlənmiş, işıqlı, ulduz qruplarının yeni populyasiyası". Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri. 360 (3): 993-1006. arXiv: astro-ph / 0412223. Bibcode: 2005MNRAS.360.1007H. doi: 10.1111 / j.1365-2966.2005.09086.x. S2CID6215035.
  213. ^
  214. Bekki, Kenji Couch, Warrick J. Drinkwater, Michael J. et al. (2001). "M32 üçün yeni bir formalaşma modeli: bir əzilmiş erkən tip spiral?". Astrofizik Jurnal Məktubları. 557 (1): L39-L42. arXiv: astro-ph / 0107117. Bibcode: 2001ApJ. 557L..39B. doi: 10.1086 / 323075. S2CID18707442.
  215. ^
  216. Ibata, Rodrigo A. Irwin, Michael J. Lewis, Geraint F. et al. (2001). "M31 qalaktikasının halosundakı nəhəng metal zəngin ulduz axını". Təbiət. 412 (6842): 49-52. arXiv: astro-ph / 0107090. Bibcode: 2001 Noyabr 412. 49I. doi: 10.1038 / 35083506. PMID11452300. S2CID4413139.
  217. ^
  218. Gənc, Lisa M. (2000). "NGC 205-də molekulyar buludların xüsusiyyətləri". Astronomik Jurnal. 120 (5): 2460-2470. arXiv: astro-ph / 0007169. Bibcode: 2000AJ. 120.2460Y. doi: 10.1086 / 316806. S2CID18728927.
  219. ^
  220. Rudenko, Pavlo Worthey, Guy Mateo, Mario (2009). "M31 və M32 ulduzlarını ehtiva edən sahədəki orta yaş qrupları". Astronomiya jurnalı. 138 (6): 1985-1989. Bibcode: 2009AJ. 138.1985R. doi: 10.1088 / 0004-6256 / 138/6/1985.
  221. ^
  222. "Messier Object 33". www.messier.seds.org . İstifadə tarixi 21 May 2021.
  223. ^
  224. Koch, Andreas Grebel, Eva K. (Mart 2006). "M31 Peyk Qalaktikalarının Anizotrop Paylanması: Erkən tipli Əshabların Qütblü Böyük Təyyarəsi". Astronomik Jurnal. 131 (3): 1405–1415. arXiv: astro-ph / 0509258. Bibcode: 2006AJ. 131.1405K. doi: 10.1086 / 499534. S2CID3075266.
  225. ^
  226. "PA-99-N2 Namizəd Mikrolensiya Tədbirindəki Anomaliya".
  227. ^
  228. Cowen, Ron (2012). "Andromeda Samanyolu ilə toqquşma yolunda". Təbiət. doi: 10.1038 / təbiət.2012.10765. S2CID124815138. 6 Oktyabr 2014 tarixində alındı.
  229. ^
  230. "Andromedadan başqa bizə doğru hərəkət edən başqa bir qalaktika varmı? - Kosmik Faktlar - Astronomiya, Günəş Sistemi və Xarici Məkan - Hər şey Kosmik Jurnalı". 3 aprel 2016-cı ildə alındı.
  231. ^
  232. Cox, Thomas J. Loeb, İbrahim (2008). "Samanyolu ilə Andromeda arasında toqquşma". Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri. 386 (1): 461-474. arXiv: 0705.1170. Bibcode: 2008MNRAS.386..461C. doi: 10.1111 / j.1365-2966.2008.13048.x. S2CID14964036.
  233. ^
  234. Cain, Fraser (2007). "Qalaktikamız Andromedaya Çırpıldığında Günəşə Nə Oldu?". Kainat Bu gün. 17 May 2007 tarixində orijinaldan arxivləşdirilib. İstifadə tarixi 16 May 2007.
  235. ^
  236. "Teleskop olmadan başqa qalaktikaları görə bilərsinizmi?". starchild.gsfc.nasa.gov.
  237. ^
  238. "Bu gecə Andromeda qalaktikasını tapın". 18 sentyabr 2019.
  239. ^
  240. "Gördüyünüz ən uzaq şeyi necə görmək olar - Sky & amp Teleskopu". 9 sentyabr 2015.
  241. ^
  242. "M31.html". www.physics.ucla.edu.
  243. ^
  244. "Dürbünlə Andromeda Çiçəyini izləyin - Sky & amp Teleskopu". 16 sentyabr 2015.
  245. ^
  246. "M31, Andromeda qalaktikasını müşahidə etmək".
  247. ^
  248. "Andromeda qalaktikasında kürə qrupları". www.astronomy-mall.com.
  • WikiSky-də Andromeda qalaktikası: DSS2, SDSS, GALEX, IRAS, Hidrogen α, X-Ray, Astrophoto, Sky Map, Məqalələr və şəkillər
      1998 17 Ekim 2004 2004 18 iyul 2005 2005 22 dekabr 2010. 9 yanvar 2010 2010 19 fevral
  • 120 ms 6.9% type 100 ms 5.7% recursiveClone 100 ms 5.7% Scribunto_LuaSandboxCallback :: match 80 ms 4.6% Scribunto_LuaSandboxCallback :: getAllExpandedArguments 80 ms 4.6% Scribunto_LuaSandboxCallback :: callParserFunction% msbox 4.6 ms 4.6% [digərləri] 540 ms 31.0% Yüklənən Vikibaza varlıqlarının sayı: 1/400 ->


    ALMA uzaq qalaktikalarda sürətli ulduz əmələ gəlməsini ortaya qoyur

    Dolphin, Delphinus bürcündəki Zw II 96, təxminən 500 milyon işıq ili uzaqlıqda yerləşən bir qalaktikanın birləşməsinə bir nümunədir. Galaxy birləşmələri ümumiyyətlə çox sayda yeni yaranmış ulduz yaradır və ulduz parıltısını itirir. Atacama Böyük Millimetr Array (ALMA) ilə aparılan yeni tədqiqatlar, kainatın yalnız 4 milyard yaşında olduğu zaman yeddi uzaq starburst qalaktikasında karbonmonoksit (CO) qaz tərkibini araşdırdı. Təsvir krediti: NASA, ESA, Hubble Heritage Team (STScI / AURA) -ESA / Hubble Collaboration və A. Evans (Virginia Universiteti, Charlottesville / NRAO / Stony Brook University). Tədqiqatçılar, 9 milyard il əvvəl həddindən artıq dərəcədə ulduz meydana gətirən qalaktikaların bugünkü orta qalaktikalardan daha təsirli olduğunu tapdılar. Astronomların soruşduğu sual, erkən kainatdakı bu cür ulduz partlayışlarının həddən artıq qaz tədarükünün nəticəsi olub olmadığını və ya qalaktikaların qazı daha təsirli hala gətirməyidir.

    Ümumiyyətlə, bir qalaktika kütləsi nə qədər böyükdürsə, yeni ulduzların əmələ gəlməsi o qədər yüksək olur və ulduz əmələ gəlməsi & əsas sırası deyilən bir əlaqə qurulur. & # 8221 Bununla birlikdə, hər dəfə və sonra bir qalaktikada yeni yaranmış bir partlayış görünəcəkdir. qalanlarından daha parlaq parlayan ulduzlar. İki böyük qalaktika arasındakı toqquşma, adətən, nəhəng molekulyar buludlarda yaşayan soyuq qazın bu qədər yüksək ulduz əmələ gəlməsi üçün yanacaq halına gəldiyi bu cür ulduz partlaması fazalarının səbəbidir.

    Kainat Kavli Fizika və Riyaziyyat İnstitutunda John Silverman-ın rəhbərliyi ilə 14 Oktyabrda Astrophysical Journal məktublarında dərc olunan yeni bir araşdırma, kainat gənc 4 milyard ikən, uzaqdakı 7 ulduz patlaması qalaktikasında karbonmonoksit (CO) qaz tərkibini araşdırdı. yaşı var. Bu, milimetrdə (molekulyar qazın öyrənilməsi üçün əsas) elektromaqnit dalğalarını aşkar etmək üçün tandemdə işləyən Çilidəki dağ zirvəsində yerləşən Atacama Böyük Millimetr Arrayının (ALMA) gəlişi ilə mümkün idi və həssaslıq səviyyəsi bu gün astronomlar tərəfindən yeni araşdırılmağa başlayır. Solda: ALMA tərəfindən alınan karbonmonoksit (CO) tullantılarının ulduzların meydana gəldiyi molekulyar qaz anbarını göstərdiyi ALMA tərəfindən çəkilmiş qalaktika PACS-867 xəritəsi. Mərkəz: Hubble Kosmik Teleskopu PACS-867-nin Tədqiqatları üçün İnkişaf etmiş Kamera tərəfindən çəkilmiş və kütləvi birləşmə nəticəsində yüksək dərəcədə narahat qalaktikaların ayrı-ayrı komponentlərindəki gənc ulduzlardan alınan ultrabənövşəyi ultrabənövşəyi şüaları göstərir. Image 1-dəki molekulyar qazın yeri üstü örtülüdür (mavi konturlar), tozla örtülmüş yeni ulduzların harada meydana gəldiyini göstərir. Sağda: PACS-867-nin Spitzer Space Teleskop infraqırmızı görüntüsü (3.6 mikron) tozun içərisinə bürünmüş və molekulyar qazla əlaqəli ulduzları vurğulayır. Qazla əlaqəli ultrabənövşəyi işıq zəif olur, infraqırmızıda daha parlaqdır. Bunun səbəbi, İQ-dan daha çox UB-yə təsir edən tozun olmasıdır. Sol görüntü krediti: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO), J. Silverman (Kavli IPMU) Mərkəzin görüntü krediti: NASA / ESA Hubble Space Teleskopu, ALMA (ESO / NAOJ / NRAO), J. Silverman (Kavli IPMU) Sağ görüntü krediti : NASA / Spitzer Kosmik Teleskopu, ALMA (ESO / NAOJ / NRAO), J. Silverman (Kavli IPMU). Tədqiqatçılar, qalaktikanın yüksək nisbətdə ulduzlar yaratmağa davam etməsinə baxmayaraq, CO-yayılan qazın miqdarının artıq azaldığını aşkar etdilər. Bu müşahidələr günümüzdə Samanyolu yaxınlığında ulduz patlaması qalaktikaları üçün qeydə alınanlara bənzəyir, lakin qaz tükənmə miqdarı gözlənildiyi qədər sürətli deyildi. Bu, tədqiqatçıların, bir qalaktikanın formalaşan ulduzların orta sürətindən nə qədər yüksək olduğuna görə səmərəliliyində davamlı bir artım ola biləcəyi qənaətinə gəldi.

    Bu iş COSMOS anketində mövcud olan müxtəlif güclü teleskoplara əsaslanırdı. Yalnız Spitzer və Herschel Rəsədxanaları ulduz əmələ gəlməsinin dəqiq nisbətlərini ölçə bilərdi və Subaru Teleskopu bu həddindən artıq qalaktikaların təbiətini və məsafəsini spektroskopiya ilə təsdiqləyə bilər.

    & # 8220Bu müşahidələr ALMA-nın yüksək qırmızı sürüşmə qalaktikalarının kritik bir hissəsini asanlıqla ölçmək üçün ALMA-nın bənzərsiz qabiliyyətini açıq şəkildə nümayiş etdirir və beləliklə ALMA-dan gələn əlamətdar nəticələrin göstəricisidir & # 8221.


    ASTR 101 İmtahan 3

    - Elektron dejenerasiya təzyiqi onları cazibə qüvvəsinə qarşı dəstəkləyir.

    Nəhayət, kütləvi itirən ulduz ağ cırtdana çevriləcək.

    Füzyon birdən-birə və partlayışla başlayaraq nova səbəb olur

    Nova ulduz sistemi müvəqqəti olaraq daha parlaq görünür.

    Neytronların degenerasiya təzyiqi cazibə qüvvəsinə qarşı bir neytron ulduzunu dəstəkləyir.

    Elektronların degenerasiya təzyiqi azalır, çünki elektronlar protonlarla birləşərək neytronlar və neytronlar əmələ gətirir.

    Neytronlar mərkəzə çökərək neytron ulduzu əmələ gətirir.

    Radiasiya şüaları neytron ulduzu fırlandıqca fənər şüaları kimi kosmosda dolaşır.

    Pulsarlar sürətlə fırlanır, çünki neytron ulduzuna çökdükdən sonra nüvənin spini sürətlənir.

    Sürətli Pulsarların fırlanma dərəcəsi

    Səthdə fırlanma sürəti

    Hadisə üfüqünə yaxın bir gelgit qüvvələri a
    3Məşəng qara dəlik insanlar üçün ölümcül olardı.

    1990-cı illərdəki müşahidələr bir çox qamma şüalarının çox uzaq qalaktikalardan gəldiyini göstərdi.
    Bunlar kainatdakı ən güclü partlayışlardan biri olmalıdır - qara dəliklərin meydana gəlməsi ola bilər.

    Cazibə qüvvəsi molekulyar buludlarda qazdan ulduzlar əmələ gətirir və ulduz-qaz-ulduz dövrəsini tamamlayır.

    106 K).
    -İsti qaz soyuyur, atom hidrogen buludlarının əmələ gəlməsinə imkan verir (

    100-10.000 K).
    -Daha soyutma molekulların əmələ gəlməsinə imkan verir və molekulyar buludlar əmələ gətirir (

    Yansıma dumanlıqları işığı ulduzlardan yayır.

    Niyə əks dumanlıqları yaxınlıqdakı ulduzlardan daha mavidir?

    2. Buludların sıxılması ulduz meydana gəlməsini tetikler.

    Əvvəlcə cazibə qüvvəsi kimi meydana gələn Halo ulduzları buludun yığılmasına səbəb oldu.

    Qalan qaz fırlanan diskə yerləşdi

    Qalaktika böyüdükcə diskdə ulduzlar davamlı olaraq əmələ gəlir.

    Ətraflı tədqiqatlar: Halo ulduzları sonradan birləşən yığınlarda əmələ gəldi

    Addım 2 - Paralaksdan istifadə edərək ulduzların bir neçə yüz işıq ilinə qədər olan məsafələrini təyin edin.

    Addım 3 - Ulduz klasterinin əsas ardıcıllığının aydın parlaqlığı bizə məsafəni izah edir.

    Addım 4 - Sefeyid dəyişən ulduz dövrü bizə parlaqlığını izah etdiyi üçün bu ulduzları standart şam kimi istifadə edə bilərik.

    Addım 5 - Ağ cırtdan supernovanın aydın parlaqlığı bizə qalaktikasına olan məsafəni (10 milyard işıq ilinə qədər) izah edir.


    Videoya baxın: ماذا يحدث اذا اتصلت مع احد من سكان مجره اندروميدا عدنان ابراهيم (Oktyabr 2021).