الفلك

هل ستظهر مجرتنا على شكل حلزوني عند رؤيتها من مجرة ​​المرأة المسلسلة؟

هل ستظهر مجرتنا على شكل حلزوني عند رؤيتها من مجرة ​​المرأة المسلسلة؟

أتساءل كيف تميل مجرتنا فيما يتعلق بمجرة المرأة المسلسلة.

كيف ستبدو مجرتنا عند رؤيتها من مجرة ​​المرأة المسلسلة؟

هل سيبدو على شكل حلزوني ، أم سيظهر من الحافة ، ويظهر طويلًا ورقيقًا؟


"إحداثيات المجرة" لمجرة المرأة المسلسلة هي l = 121 درجة ، ب = -22 درجة.

هذا يعني أن مجرة ​​المرأة المسلسلة نراها بزاوية 22 درجة لمستوى مجرة ​​درب التبانة. وبالتالي ، إذا كنت في مجرة ​​أندروميدا تنظر إلى مجرة ​​درب التبانة ، فلن تكون مواجهة أو حافة ، ولكنها أقرب قليلاً إلى الأخيرة من الأولى. ستظل قادرًا على رؤية أن مجرة ​​درب التبانة لها هيكل حلزوني ، لأن مستوى مجرة ​​درب التبانة أرق بكثير من قطرها.

ملحوظة. تعمل هذه الحجة البسيطة لأن مجرة ​​المرأة المسلسلة تبعد أكثر من عشرة أضعاف قطر مجرة ​​درب التبانة.


حقائق مجرة ​​أندروميدا

يُطلق على مجرة ​​المرأة المسلسلة أيضًا اسم M31 أو Messier 31 ، وهي مجرة ​​حلزونية مثل مجرة ​​درب التبانة.

الملف الشخصي أندروميدا غالاكسي

كوكبة:أندروميدا
يُعرف أيضًا باسم:Messier 31 أو M31 أو NGC 224
يكتب:المجرة الحلزونية
قطر الدائرة:220.000 سنة ضوئية
مسافة:2.54 مليون سنة ضوئية
كتلة:1230 مليار متر مكعب
عدد النجوم:1 تريليون

تقع على بعد حوالي 2.5 مليون سنة ضوئية من الأرض في كوكبة المرأة المسلسلة.

مجرة المرأة المسلسلة هي أقرب مجرة ​​لنظامنا الشمسي ، ولكنها ليست أقرب مجرة ​​من مجرة ​​درب التبانة. مجرة أندروميدا ، جنبًا إلى جنب مع مجرة ​​درب التبانة ومجرات المثلث هي جزء من "المجموعة المحلية" التي تحتوي على أكثر من 54 مجرة.

اسم مجرة ​​المرأة المسلسلة مأخوذ من كوكبة المرأة المسلسلة حيث توجد.

سميت على اسم أميرة يونانية أسطورية ، وتعتبر الأكبر من بين كل المجرات في المجموعة المحلية.

تم العثور على مجرة ​​درب التبانة بحوالي 80٪ من كتلة مجرة ​​المرأة المسلسلة في دراسة بحثية أجريت عام 2006.

ما هو حجم مجرة ​​المرأة المسلسلة

لإعطائك فكرة عن مقارنة الحجم ، تمتلك مجرة ​​درب التبانة حوالي 200-400 مليار نجم ، في حين أن مجرة ​​أندروميدا لديها حوالي 1 تريليون نجم.

يُعتقد أنه تشكل منذ حوالي 5-9 مليار سنة عندما اندمجت مجرتان صغيرتان أثناء تصادم ، فإن مجرة ​​المرأة المسلسلة مشرقة بما يكفي لتراها بالعين المجردة خلال ليلة غير مقمرة.

قدر العلماء أنه خلال 3.75 مليار سنة ستصطدم مجرتا درب التبانة ومجرتا أندروميدا.

سيؤدي الاندماج الناتج إلى إنشاء مجرة ​​إهليلجية عملاقة. السرعة التي تقترب بها أندروميدا من مجرة ​​درب التبانة هي حوالي 110 كم / ثانية.

يُعتقد أن مركز مجرة ​​أندروميدا هو موطن ما لا يقل عن 26 مرشحًا معروفًا لكونهم ثقوبًا سوداء. اختار مرصد Chandra X-ray المزيد من الإمكانات.

تحتوي مجرتا درب التبانة وأندروميدا على ثقوب سوداء فائقة الكتلة في مركزهما ، وهناك احتمالان إضافيان يدوران في شكل ثنائي ، حيث تبلغ كتلته 140 مليون ضعف كتلة شمسنا.


محتويات

يمكن رؤية أندروميدا بالعين المجردة حتى من الأماكن التي بها تلوث ضوئي معتدل (يمكن رصد المناظير حتى من السماء شديدة التلوث بالضوء) كبقعة صغيرة وطويلة من الضوء في الخريف (الربيع في نصف الكرة الجنوبي) كوكبة أندروميدا ، ولكن فقط مناطقها المركزية ذات سطوع أعلى للسطح. زوج من المناظير أو التلسكوب & # 8212 الأكبر كلما كان ذلك أفضل & # 8212 في السماء المظلمة سيكون قادرًا على رؤية المزيد منه في كل من الامتداد والتفاصيل بما في ذلك ممرات الغبار المظلمة ، وهي منطقة كبيرة لتشكيل النجوم تُعرف باسم NGC 206 ، و بعض المجرات التابعة لها. لاحظ أنه من الأفضل رؤيتها من خطوط العرض الشمالية كما تظهر في ذروة أو قريبة جدًا منها.

يرجع تاريخ أول إشارة معروفة إلى مجرة ​​المرأة المسلسلة إلى عام 964 م ، عندما وصفها عالم الفلك الفارسي عبد الرحمن الصوفي بأنها "لطخة ضبابية" في الكوكبة التي تحمل الاسم نفسه & # 912 & # 93 ، والتي تم تصنيفها في نجمة العصور الوسطى الخرائط باسم "السحابة الصغيرة". ولن يُعرف عنه الكثير لقرون عديدة حتى بعد اختراع التلسكوب ، حيث يُعتبر مجرد سديم آخر من بين العديد من السديم الذي انتشر في السماء & # 913 & # 93 أو حتى كنظام شمسي قيد التكوين.

بعد بعض التلميحات الماضية إلى أنه كان أكثر من مجرد سديم بسيط مثل المستعر الأعظم ، الذي ظهر عليه في عام 1885 ، تغيرت الأمور في عام 1925 عندما اكتشف إدوين هابل & # 914 & # 93 النجوم القيفية هناك ، مما يدل على أنها مجموعة أخرى من النجوم ، الغاز ، والغبار مشابه لمجرة درب التبانة ، ولكنه أصغر بكثير من الذي تم قبوله حاليًا & # 915 & # 93.


تأكيد لا جدال فيه

جاء الدليل الذي أثبت صحة كيرتس في عام 1923 - ومن المفارقات ، أنه من باب المجاملة لعالم فلك آخر في جبل ويلسون ، إدوين هابل. قتل هابل عصفورين بحجر واحد باستخدام تلسكوب هوكر 100 بوصة ، والذي كان الأكبر في العالم في ذلك الوقت.

أولاً ، حلَّ هابل الأجزاء الخارجية من M31 إلى نجوم فردية ، وبذلك أثبت أنه نظام نجمي بالفعل وليس سديمًا غازيًا كما افترض شابلي.

ثم اكتشف أن بعض تلك النجوم كانت متغيرات سيفيد.

في عام 1912 ، توصلت هنريتا ليفيت ، الباحثة في مرصد كلية هارفارد ، إلى اكتشاف رائع يتمثل في أن القيفيات تقع في فئة خاصة من النجوم المتغيرة. ضمن هذه المجموعة الخاصة ، كانت فترات النجوم مرتبطة بشكل مباشر بسطوعها الحقيقي (المطلق). يوضح هذا الاكتشاف ، المعروف باسم علاقة اللمعان الفترة ، الفرق بين السطوع المطلق والواضح للقيفايد ويحدد بدقة المسافة ، سواء كانت في مجرتنا أو في مكان آخر بعيد في الفضاء. ومن خلال إيجاد متغيرات Cepheid داخل M31 ، أصبح لدى هابل الآن دليل قوي على المسافة الكبيرة للمجرة ، وسرعان ما أصبح مفهوم المجرات الفردية المفصولة بمسافات هائلة مقبولًا على نطاق واسع. ["الكون الزجاجي": كيف قامت "أجهزة الكمبيوتر" النسائية بقياس النجوم]


1 إجابة 1

يبلغ عرض أندروميدا حوالي 70000 سنة ضوئية (اعتمادًا على المكان الذي تصنع فيه الحافة) ، لذا نعم ، يتم تغيير مواقع النجوم الفردية. ولكن نظرًا لأن دوران المجرة يستغرق عادةً 250 مليون سنة ، فإنها لا يتم إزاحتها إلا بمقدار 70/250000 من الدائرة = 0.1 درجة.

منحنى دوران المجرة ، الذي يخبرنا الكتلة الفعلية ، يعتمد على سرعة النجوم بالنسبة إلى مركز المجرة ، لذا فإن موضع دورانها لا يهم.


مجرة أندروميدا

حدثت إحدى أعظم النقاشات في علم الفلك الأمريكي في عام 1920. وتركزت على الطبيعة الحقيقية للسدم الحلزونية و # 8211 بقع ضبابية ضبابية على شكل دولاب الهواء يمكن رؤيتها في سماء الليل. يعتقد Harlow Shapley أنهم كانوا موجودين في مكان قريب نسبيًا داخل مجرتنا درب التبانة. في المقابل ، أصر هيبر كيرتس على أن السدم الحلزونية هي في الواقع & # 8216 أكوان جزر & # 8217 خارج مجرة ​​درب التبانة ويمكن مقارنتها في الحجم والطبيعة بمجرتنا.

حسم إدوين هابل (الذي يحمل الاسم نفسه من تلسكوب هابل الفضائي) النقاش الكبير باستخدام نجوم Cepheid المتغيرة لقياس المسافة إلى سديم أندروميدا العظيم & # 8211 أكبر وألمع السدم الحلزونية. باستخدام 100 & # 8243 هوكر تلسكوب ، أظهر هابل أن أندروميدا كانت في الواقع مجرة ​​مثل درب التبانة وتقع على مسافة حوالي 1.5 مليون سنة ضوئية.

القياسات الحديثة لمجرة المرأة المسلسلة تضعها على مسافة 2.5 مليون سنة ضوئية من الأرض. تقع مجرة ​​المرأة المسلسلة في كوكبة أندروميدا ، ويمكن رؤيتها بالعين المجردة من سماء مظلمة بلا قمر على شكل رقعة بيضاوية ضبابية يبلغ قطرها ضعف قطر البدر. خلال أمسيات ديسمبر ، يمر أندروميدا في حوالي الساعة 8 مساءً من خطوط العرض الشمالية الوسطى. يوفر زوج من مناظير 7 & # 21550 رؤية جيدة للمجرة.

كانت كوكبة أندروميدا معروفة للقدماء باسم بالسلاسل البكر. في هذه الزاوية الواسعة للكوكبة ، تظهر مجرة ​​المرأة المسلسلة على شكل بيضاوي ضبابي. للحصول على تفاصيل كاملة حول هذه الصورة ، انظر أندروميدا. حقوق الطبع والنشر للصور لعام 2012 بواسطة فريد إسبيناك

أدرج تشارلز ميسييه ، صائد المذنبات الفرنسي في القرن الثامن عشر ، مجرة ​​أندروميدا كمدخل M31 في كتالوجه الشهير لأجسام السماء العميقة. في أغسطس من عام 1764 ، قدم ميسييه الوصف التالي:

& # 8220 السديم الجميل لحزام أندروميدا ، على شكل مغزل ، قام ميسيير بفحصه بأدوات مختلفة ، ولم يتعرف على نجم: يشبه مخروطين أو أهرامات ضوئية ، متقابلة في قاعدتهما ، المحاور منها في اتجاه NW-SE ، تكون نقطتا الضوء أو القمم على بعد حوالي 40 دقيقة قوسية ، القاعدة المشتركة للأهرامات حوالي 15 (دقيقة قوسية). & # 8221

مجرة المرأة المسلسلة هي مجرة ​​حلزونية مغلقة من مجرة ​​درب التبانة وتشبه كيف ستظهر مجرتنا من مسافة بعيدة. تشير الأبحاث الحديثة إلى أن M31 تشكل من اصطدام واندماج مجرتين صغيرتين منذ حوالي 10 مليارات سنة. منذ حوالي 2 إلى 4 مليارات سنة ، واجهت M31 مواجهة وثيقة مع مجرة ​​المثلث (M33). أثار اللقاء مستويات عالية من تشكل النجوم في M31 ، وأدى إلى اضطراب القرص الخارجي M33 & # 8217s.

ترافق M31 مجرتان بيضاويتان تابعتان للأقمار الصناعية تعرفان باسم M32 (NGC 221) و M110 (NGC 205). يمكن رؤية كلاهما وتصويرهما بسهولة باستخدام تلسكوبات هواة. حددت الأبحاث التي أجريت باستخدام التلسكوبات الأكبر حجمًا إجمالي 14 مجرة ​​ساتلية قزمة مرتبطة جاذبيًا بـ M31.

تُظهر هذه الصورة المقربة لمجرة المرأة المسلسلة بوضوح مجرتين بيضاويتين تابعتين للقمر الصناعي المعروفين باسم M32 (NGC 221) و M110 (NGC 205). تم التقاط الصورة باستخدام تلسكوب ASA 12 & # 8243 من مرصد Bifrost في بورتال ، أريزونا. للحصول على التفاصيل الكاملة ، انظر أندروميدا غالاكسي. حقوق الطبع والنشر للصور 2012 بواسطة فريد إسبيناك

مجرة أندروميدا وأقمارها الصناعية ، إلى جانب مجرة ​​درب التبانة ومجرة المثلث (M33) ، كلها جزء من المجموعة المحلية لحوالي 54 مجرة ​​قريبة. يقع مركز الجاذبية للمجموعة في مكان ما بين درب التبانة و M31.

مجرة أندروميدا تقترب من مجرة ​​درب التبانة بحوالي ملياري ميل في السنة ومن المتوقع أن تصطدم بنا في حوالي 4.5 مليار سنة. على الرغم من أن النتيجة غير مؤكدة ، فمن المرجح أن المجرات سوف تندمج لتشكل مجرة ​​إهليلجية عملاقة. هذا حدث شائع بين المجرات المتفاعلة. على أي حال ، سيحدث الاصطدام بالقرب من نهاية العمر المتوقع للشمس و 8217.

يا له من منظر مذهل عندما تهيمن مجرة ​​أندروميدا على سماء الليل قبل الاصطدام ببضع مئات الملايين من السنين! (انظر تصادم أندروميدا للمعاينة)


محتويات

حوالي عام 964 ، كان عالم الفلك الفارسي عبد الرحمن الصوفي أول من وصف مجرة ​​المرأة المسلسلة. أشار إليها في كتابه كتاب النجوم الثابتة باعتبارها "لطخة ضبابية". [19]

المخططات النجمية لتلك الفترة صنفتها على أنها سحابة صغيرة. [20] في عام 1612 ، قدم عالم الفلك الألماني سيمون ماريوس وصفًا مبكرًا لمجرة المرأة المسلسلة بناءً على الملاحظات التلسكوبية. [21] حدس بيير لويس موبرتويس في عام 1745 أن البقعة الضبابية كانت عبارة عن كون جزيرة. [22] في عام 1764 ، قام تشارلز ميسيير بفهرسة أندروميدا كجسم M31 ونسب الفضل بشكل غير صحيح إلى ماريوس باعتباره المكتشف على الرغم من أنه كان مرئيًا بالعين المجردة. في عام 1785 ، لاحظ عالم الفلك ويليام هيرشل ظلًا باهتًا ضارب إلى الحمرة في المنطقة الأساسية من أندروميدا. كان يعتقد أن مجرة ​​المرأة المسلسلة هي الأقرب لجميع "السدم العظيمة" ، وبناءً على لون وحجم السديم ، فقد خمن خطأً أنه لا يزيد عن 2000 ضعف مسافة سيريوس ، أو ما يقرب من 18000 لي (5.5 كيلو باسكال) . [23] في عام 1850 ، رسم ويليام بارسونز ، إيرل روسي الثالث ، الرسم الأول لهيكل أندروميدا الحلزوني.

في عام 1864 ، لاحظ السير ويليام هوجينز أن طيف مجرة ​​المرأة المسلسلة يختلف عن السديم الغازي. [24] تعرض أطياف أندروميدا سلسلة متصلة من الترددات ، متراكبة بخطوط امتصاص داكنة تساعد في تحديد التركيب الكيميائي لجسم ما. طيف أندروميدا مشابه جدًا لأطياف النجوم الفردية ، ومن هذا ، تم استنتاج أن المرأة المسلسلة لها طبيعة نجمية. في عام 1885 ، شوهد مستعر أعظم (يُعرف باسم S Andromedae) في أندروميدا ، وهو الأول وحتى الآن الوحيد الذي لوحظ في تلك المجرة. في ذلك الوقت ، كان يُنظر إلى أندروميدا على أنه كائن قريب ، لذلك كان يُعتقد أن السبب هو حدث أقل إضاءة وغير ذي صلة يُسمى نوفا ، وتم تسميته وفقًا لذلك "نوفا 1885". [25]

في عام 1888 ، التقط إسحاق روبرتس واحدة من أولى صور أندروميدا ، والتي كان يُعتقد أنها سديم داخل مجرتنا. روبرتس أخطأ في أندروميدا و "السدم الحلزونية" المشابهة أثناء تشكل الأنظمة النجمية. [26] [27]

في عام 1912 ، استخدم فيستو سليفر التحليل الطيفي لقياس السرعة الشعاعية لأندروميدا فيما يتعلق بنظامنا الشمسي - أكبر سرعة تم قياسها حتى الآن ، عند 300 كم / ث (190 ميل / ث). [28]

جزيرة الكون تحرير

في عام 1917 ، لاحظ هيبر كيرتس نوفا داخل أندروميدا. من خلال البحث في السجل الفوتوغرافي ، تم اكتشاف 11 مستعرًا جديدًا. لاحظ كورتيس أن هذه المستعرات كانت ، في المتوسط ​​، أخف بمقدار 10 درجات من تلك التي حدثت في أماكن أخرى من السماء. نتيجة لذلك ، كان قادرًا على التوصل إلى تقدير مسافة 500000 ليالي (3.2 × 10 10 AU). أصبح مؤيدًا لما يسمى بفرضية "أكوان الجزيرة" ، والتي تنص على أن السدم الحلزونية هي في الواقع مجرات مستقلة. [29]

في عام 1920 ، دار النقاش الكبير بين Harlow Shapley و Curtis بشأن طبيعة مجرة ​​درب التبانة والسدم الحلزونية وأبعاد الكون. لدعم ادعائه بأن سديم أندروميدا العظيم هو ، في الواقع ، مجرة ​​خارجية ، لاحظ كورتيس أيضًا ظهور ممرات مظلمة داخل أندروميدا تشبه سحب الغبار في مجرتنا ، بالإضافة إلى الملاحظات التاريخية لتحول دوبلر الكبير لمجرة المرأة المسلسلة. في عام 1922 قدم إرنست أوبيك طريقة لتقدير مسافة أندروميدا باستخدام السرعات المقاسة لنجومها. وضعت نتيجته سديم أندروميدا بعيدًا عن مجرتنا على مسافة حوالي 450 كيلوبت (1500 كيلوغرام). [31] حسم إدوين هابل الجدل في عام 1925 عندما حدد النجوم المتغيرة القيفاوية خارج المجرة لأول مرة على الصور الفلكية لأندروميدا. صُنعت هذه باستخدام تلسكوب هوكر الذي يبلغ طوله 2.5 مترًا (8 قدم 2 بوصة) ، وقد مكّنوا من تحديد مسافة سديم أندروميدا العظيم. أظهر قياسه بشكل قاطع أن هذه الميزة لم تكن مجموعة من النجوم والغازات داخل مجرتنا ، ولكنها مجرة ​​منفصلة تمامًا تقع على مسافة كبيرة من درب التبانة. [32]

في عام 1943 ، كان والتر بادي أول شخص يقوم بحل النجوم في المنطقة الوسطى من مجرة ​​أندروميدا. حدد Baade مجموعتين متميزتين من النجوم بناءً على معدنها ، حيث قام بتسمية النجوم الشابة عالية السرعة في القرص من النوع الأول والنجوم الحمراء الأقدم في الانتفاخ من النوع الثاني. تم اعتماد هذه التسمية لاحقًا للنجوم داخل مجرة ​​درب التبانة وأماكن أخرى. (لاحظ جان أورت وجود مجموعتين متميزتين في وقت سابق.) [33] اكتشف بادي أيضًا أن هناك نوعين من النجوم المتغيرة القيفائية ، مما أدى إلى مضاعفة تقدير المسافة إلى أندروميدا ، بالإضافة إلى باقي النجوم. الكون. [34]

في عام 1950 ، اكتشف هانبري براون وسيريل هازارد انبعاثًا لاسلكيًا من مجرة ​​أندروميدا في مرصد جودريل بانك. [35] [36] تم وضع الخرائط الراديوية الأولى للمجرة في الخمسينيات من القرن الماضي بواسطة جون بالدوين والمتعاونين في مجموعة كامبريدج لعلم الفلك الراديوي. [37] يسمى قلب مجرة ​​المرأة المسلسلة 2C 56 في كتالوج علم الفلك الراديوي 2C. في عام 2009 ، ربما تم اكتشاف أول كوكب في مجرة ​​المرأة المسلسلة. تم الكشف عن هذا باستخدام تقنية تسمى microlensing ، والتي تنتج عن انحراف الضوء بواسطة جسم ضخم. [38]

كشفت ملاحظات انبعاث الراديو المستقطب خطيًا باستخدام تلسكوب Westerbork Synthesis Radio Telescope ، وتلسكوب Effelsberg 100 m ، والمصفوفة الكبيرة جدًا ، عن حقول مغناطيسية مرتبة محاذاة على طول "حلقة 10 kpc" من الغاز وتشكيل النجوم. [39] إجمالي شدة المجال المغناطيسي حوالي 0.5 نانو تسن ، منها 0.3 نانو تسن مرتبة.

تضاعفت المسافة المقدرة لمجرة المرأة المسلسلة عن مجرتنا في عام 1953 عندما تم اكتشاف أن هناك نوعًا آخر باهتًا من النجوم المتغيرة Cepheid. في التسعينيات ، كانت قياسات كل من العمالقة الحمراء القياسية بالإضافة إلى النجوم الحمراء المتجمعة من هيباركوس تم استخدام قياسات الأقمار الصناعية لمعايرة مسافات Cepheid. [40] [41]

التشكيل والتاريخ تحرير

تشكلت مجرة ​​أندروميدا منذ ما يقرب من 10 مليارات سنة من الاصطدام والاندماج اللاحق للمجرات الأولية الأصغر. [42]

شكل هذا الاصطدام العنيف معظم هالة المجرة (الغنية بالمعادن) والقرص الممتد. خلال هذه الحقبة ، كان معدل تكوين النجوم فيها مرتفعًا جدًا ، لدرجة أن تصبح مجرة ​​مضيئة بالأشعة تحت الحمراء لما يقرب من 100 مليون سنة. كان ممر أندروميدا ومجرة المثلث قريبًا جدًا منذ 2-4 مليار سنة. أنتج هذا الحدث معدلات عالية من تكون النجوم عبر قرص مجرة ​​المرأة المسلسلة - حتى بعض الحشود الكروية - وأحدث اضطرابًا في القرص الخارجي لـ M33.

على مدى الملياري سنة الماضية ، يُعتقد أن تشكل النجوم في جميع أنحاء قرص أندروميدا قد انخفض إلى نقطة شبه من الخمول. كانت هناك تفاعلات مع مجرات ساتلية مثل M32 أو M110 أو مجرات أخرى تم امتصاصها بالفعل بواسطة مجرة ​​أندروميدا. شكلت هذه التفاعلات هياكل مثل التيار النجمي العملاق أندروميدا. يُعتقد أن اندماجًا مجريًا منذ ما يقرب من 100 مليون عام كان مسؤولًا عن قرص غاز دوار مضاد تم العثور عليه في وسط أندروميدا بالإضافة إلى وجود مجموعة نجمية صغيرة نسبيًا (عمرها 100 مليون سنة). [42]

تعديل تقدير المسافة

تم استخدام أربع تقنيات متميزة على الأقل لتقدير المسافات من الأرض إلى مجرة ​​المرأة المسلسلة. في عام 2003 ، باستخدام تقلبات سطوع سطح الأشعة تحت الحمراء (I-SBF) وتعديل قيمة سطوع الفترة الجديدة وتصحيح المعادن لـ −0.2 mag dex −1 in (O / H) ، تقدير 2.57 ± 0.06 مليون ضوء- سنة (1.625 × 10 11 ± 3.8 × 10 9 وحدات فلكية) تم اشتقاقها. قدرت طريقة Cepheid المتغيرة لعام 2004 المسافة بـ 2.51 ± 0.13 مليون سنة ضوئية (770 ± 40 kpc). [2] [43] في عام 2005 ، تم اكتشاف كسوف نجم ثنائي في مجرة ​​المرأة المسلسلة. الثنائي [b] عبارة عن نجمين زرقاء ساخنة من النوعين O و B. من خلال دراسة خسوف النجوم ، تمكن علماء الفلك من قياس أحجامها. بمعرفة أحجام ودرجات حرارة النجوم ، تمكنوا من قياس حجمها المطلق. عندما تُعرف المقدار المرئي والمطلق ، يمكن حساب المسافة إلى النجم. تقع النجوم على مسافة 2.52 × 10 ^ 6 ± 0.14 × 10 ^ 6 لي (1.594 × 10 11 ± 8.9 × 10 9 AU) وكامل مجرة ​​المرأة المسلسلة بحوالي 2.5 × 10 ^ 6 لي (1.6 × 10 11 AU). [6] هذه القيمة الجديدة في اتفاق ممتاز مع قيمة المسافة السابقة والمستقلة القائمة على Cepheid. تم استخدام طريقة TRGB أيضًا في عام 2005 بإعطاء مسافة 2.56 × 10 ^ 6 ± 0.08 × 10 ^ 6 ليالي (1.619 × 10 11 ± 5.1 × 10 9 AU). [44] متوسطًا معًا ، تعطي تقديرات المسافة هذه قيمة 2.54 × 10 ^ 6 ± 0.11 × 10 ^ 6 ليالي (1.606 × 10 11 ± 7.0 × 10 9 AU). [ج] ومن هذا ، قُدّر قطر أندروميدا عند أوسع نقطة بـ 220 ± 3 كلي (67450 ± 920 قطعة). [ البحث الأصلي؟ ] بتطبيق علم المثلثات (القطر الزاوي) ، وهذا يعادل زاوية واضحة 4.96 درجة في السماء.

تقديرات الكتلة تحرير

حتى عام 2018 ، أعطت تقديرات الكتلة لهالة مجرة ​​أندروميدا (بما في ذلك المادة المظلمة) قيمة تقارب 1.5 × 10 12 م. ، [13] مقارنة بـ 8 × 10 11 م لمجرة درب التبانة. تناقض هذا مع القياسات السابقة التي بدا أنها تشير إلى أن مجرة ​​المرأة المسلسلة ودرب التبانة متساويان تقريبًا في الكتلة.

في عام 2018 ، أعيد تأسيس المساواة في الكتلة من خلال نتائج الراديو بحوالي 8 × 10 11 م [46] [47] [48] [49] في عام 2006 ، تم تحديد كثافة نجمية أعلى في مجرة ​​أندروميدا من مجرة ​​درب التبانة ، [50] وقُدر قرصها النجمي بحوالي ضعف قطر مجرة ​​المرأة المسلسلة أن درب التبانة. [8] الكتلة الكلية لمجرة المرأة المسلسلة تقدر بين 8 × 10 11 م [46] و 1.1 × 10 12 م . [51] [52] الكتلة النجمية لـ M31 هي 10-15 × 10 10 م ، مع 30٪ من تلك الكتلة في الانتفاخ المركزي ، 56٪ في القرص ، والباقي 14٪ في الهالة النجمية. [53] النتائج الراديوية (كتلة مماثلة لمجرة درب التبانة) يجب أن تؤخذ على أنها أكثر احتمالية اعتبارًا من عام 2018 ، على الرغم من أنه من الواضح أن هذه المسألة لا تزال قيد التحقيق النشط من قبل عدد من مجموعات البحث في جميع أنحاء العالم.

اعتبارًا من عام 2019 ، وضعت الحسابات الحالية المستندة إلى سرعة الهروب وقياسات الكتلة الديناميكية مجرة ​​أندروميدا عند 0.8 × 10 12 م ، [54] وهي فقط نصف كتلة مجرة ​​درب التبانة الأحدث ، المحسوبة في عام 2019 عند 1.5 × 10 12 م . [55] [56] [57]

بالإضافة إلى النجوم ، يحتوي الوسط النجمي لمجرة المرأة المسلسلة على 7.2 × 10 9 م على الأقل [58] في صورة هيدروجين متعادل ، على الأقل 3.4 × 10 8 م في صورة هيدروجين جزيئي (في حدود 10 كيلو فرسخ) و 5.4 × 10 7 م من الغبار. [59]

مجرة المرأة المسلسلة محاطة بهالة ضخمة من الغاز الساخن يقدر أنها تحتوي على نصف كتلة النجوم في المجرة. تمتد الهالة غير المرئية تقريبًا على بعد مليون سنة ضوئية من مجرتها المضيفة ، في منتصف الطريق إلى مجرتنا درب التبانة. تشير محاكاة المجرات إلى أن الهالة تكونت في نفس الوقت مع مجرة ​​المرأة المسلسلة. يتم إثراء الهالة بعناصر أثقل من الهيدروجين والهيليوم ، وتكونت من المستعرات الأعظمية ، وخصائصها هي تلك المتوقعة لمجرة تقع في "الوادي الأخضر" من مخطط الألوان والمقدار للمجرة (انظر أدناه). تندلع المستعرات الأعظمية في القرص المليء بالنجوم في مجرة ​​المرأة المسلسلة وتقذف هذه العناصر الأثقل إلى الفضاء. على مدار عمر مجرة ​​المرأة المسلسلة ، تم طرد ما يقرب من نصف العناصر الثقيلة التي صنعتها نجومها إلى ما وراء القرص النجمي الذي يبلغ قطره 200000 سنة ضوئية. [60] [61] [62] [63]

تقديرات اللمعان

بالمقارنة مع مجرة ​​درب التبانة ، يبدو أن مجرة ​​المرأة المسلسلة تحتوي في الغالب على نجوم أقدم بأعمار تبلغ 7 × 10 9 سنوات. [53] [ التوضيح المطلوب ] اللمعان المقدر لمجرة المرأة المسلسلة ،

2.6 × 10 10 لتر ، أعلى بحوالي 25٪ من مجرتنا. [64] [65] ومع ذلك ، تتمتع المجرة بميل عالٍ كما يُرى من الأرض ويمتص غبارها بين النجمي كمية غير معروفة من الضوء ، لذلك من الصعب تقدير سطوعها الفعلي وقد أعطى مؤلفون آخرون قيمًا أخرى لمعان مجرة أندروميدا (حتى أن بعض المؤلفين يقترحون أنها المجرة الثانية الأكثر سطوعًا في دائرة نصف قطرها 10 ميغا فرسخ من مجرة ​​درب التبانة ، بعد مجرة ​​سومبريرو ، [66] مع الحجم المطلق لحوالي -22.21 [د] أو قريبة [67]) .

يشير تقدير تم إجراؤه بمساعدة تلسكوب سبيتزر الفضائي المنشور في عام 2010 إلى الحجم المطلق (باللون الأزرق) عند .820.89 (ذلك مع مؤشر اللون +0.63 يُترجم إلى الحجم المرئي المطلق 221.52 ، [أ] مقارنة بـ - 20.9 لمجرة درب التبانة) ، وإضاءة كلية في هذا الطول الموجي 3.64 × 10 10 L . [68]

معدل تشكل النجوم في مجرة ​​درب التبانة أعلى بكثير ، حيث تنتج مجرة ​​المرأة المسلسلة حوالي كتلة شمسية واحدة فقط في السنة مقارنة بـ 3-5 كتل شمسية لمجرة درب التبانة. معدل المستعرات في مجرة ​​درب التبانة هو أيضًا ضعف معدل مجرة ​​المرأة المسلسلة. [69] يشير هذا إلى أن الأخيرة شهدت ذات مرة مرحلة كبيرة من تكوين النجوم ، ولكنها الآن في حالة سكون نسبي ، في حين أن مجرة ​​درب التبانة تشهد تشكل نجمًا أكثر نشاطًا. [64] إذا استمر هذا ، فإن لمعان مجرة ​​درب التبانة قد يتفوق في النهاية على مجرة ​​المرأة المسلسلة.

وفقًا للدراسات الحديثة ، تكمن مجرة ​​المرأة المسلسلة في ما يُعرف في الرسم التخطيطي للون والحجم في المجرة باسم "الوادي الأخضر" ، وهي منطقة تسكنها مجرات مثل مجرة ​​درب التبانة في مرحلة انتقالية من "السحابة الزرقاء" (تشكل المجرات نجومًا جديدة بنشاط ) إلى "التسلسل الأحمر" (المجرات التي تفتقر إلى تكوين النجوم). يتباطأ نشاط تشكل النجوم في مجرات الوادي الأخضر مع نفاد غاز تشكل النجوم في الوسط النجمي. في المجرات المحاكية ذات الخصائص المشابهة لمجرة أندروميدا ، من المتوقع أن ينطفئ تشكل النجوم في غضون حوالي خمسة مليارات سنة ، حتى مع الأخذ في الاعتبار الزيادة قصيرة المدى المتوقعة في معدل تشكل النجوم بسبب الاصطدام بين مجرة ​​أندروميدا ودرب التبانة. طريق. [70]

بناءً على مظهرها في الضوء المرئي ، تم تصنيف مجرة ​​أندروميدا على أنها مجرة ​​SA (s) b في نظام التصنيف الموسع de Vaucouleurs-Sandage للمجرات الحلزونية. [1] ومع ذلك ، أظهرت بيانات الأشعة تحت الحمراء من مسح 2MASS ومن تلسكوب سبيتزر الفضائي أن أندروميدا هي في الواقع مجرة ​​حلزونية ، مثل مجرة ​​درب التبانة ، مع توجيه محور أندروميدا الرئيسي 55 درجة عكس اتجاه عقارب الساعة من المحور الرئيسي للقرص. [71]

في عام 2005 ، استخدم علماء الفلك تلسكوبات Keck لإثبات أن الرش الضعيف للنجوم الممتدة إلى الخارج من المجرة هو في الواقع جزء من القرص الرئيسي نفسه. [8] وهذا يعني أن قرص النجوم الحلزوني في مجرة ​​المرأة المسلسلة أكبر بثلاث مرات من القطر المقدر سابقًا. ويشكل هذا دليلاً على وجود قرص نجمي واسع وممتد يجعل قطر المجرة أكثر من 220.000 سنة ضوئية (67 كيلو فرسخ). في السابق ، تراوحت تقديرات حجم مجرة ​​المرأة المسلسلة من 70.000 إلى 120.000 سنة ضوئية (21 إلى 37 كيلوبت في الثانية).

تميل المجرة بمقدار 77 درجة بالنسبة للأرض (حيث يمكن رؤية زاوية 90 درجة مباشرة من الجانب). يبدو أن تحليل المقطع العرضي للمجرة يظهر انفتالًا واضحًا على شكل حرف S ، وليس مجرد قرص مسطح. [72] أحد الأسباب المحتملة لمثل هذا الالتواء قد يكون تفاعل الجاذبية مع مجرات الأقمار الصناعية بالقرب من مجرة ​​المرأة المسلسلة. قد يكون Galaxy M33 مسؤولاً عن بعض الالتواء في أذرع أندروميدا ، على الرغم من الحاجة إلى مسافات أكثر دقة وسرعات شعاعية.

قدمت الدراسات الطيفية قياسات مفصلة لسرعة دوران مجرة ​​المرأة المسلسلة كدالة للمسافة الشعاعية من القلب. تبلغ أقصى سرعة للدوران 225 كم / ثانية (140 ميل / ثانية) عند 1300 ليالي (82.000.000 وحدة فلكية) من القلب ، وقد يصل الحد الأدنى لها إلى 50 كم / ث (31 ميل / ث) عند 7000. لاي (440،000،000 AU) من القلب. علاوة على ذلك ، ترتفع سرعة الدوران إلى دائرة نصف قطرها 33000 ليالي (2.1 × 10 9 AU) ، حيث تصل إلى ذروة 250 كم / ثانية (160 ميل / ثانية). تنخفض السرعات ببطء إلى ما بعد تلك المسافة ، وتنخفض إلى حوالي 200 كم / ثانية (120 ميل / ثانية) عند 80000 ليالي (5.1 × 10 9 AU). تدل قياسات السرعة هذه على كتلة مركزة تبلغ حوالي 6 × 10 9 م في النواة. تزداد الكتلة الكلية للمجرة خطيًا إلى 45000 ليالي (2.8 × 10 9 AU) ، ثم تزداد ببطء أكبر خارج هذا الشعاع. [73]

تم تحديد الأذرع الحلزونية لمجرة أندروميدا من خلال سلسلة من مناطق HII ، والتي درسها لأول مرة بتفصيل كبير من قبل والتر بادي ووصفها بأنها تشبه "خرز على خيط". تظهر دراساته ذراعين حلزونيين يبدو أنهما مصابان بجرح محكم ، على الرغم من تباعدهما على نطاق أوسع مما هو عليه في مجرتنا. [74] أوصافه للبنية الحلزونية ، حيث تعبر كل ذراع المحور الرئيسي لمجرة المرأة المسلسلة ، كما يلي [75] §pp1062 [76] §pp92:

أذرع Baade الحلزونية من M31
الأسلحة (N = عبر المحور الرئيسي لـ M31 في الشمال ، S = عبر المحور الرئيسي M31 في الجنوب) المسافة من المركز (قوسين) (N * / S *) المسافة من المركز (KPC) (N * / S *) ملاحظات
N1 / S1 3.4/1.7 0.7/0.4 أذرع الغبار مع عدم وجود روابط OB لمناطق HII
N2 / S2 8.0/10.0 1.7/2.1 أذرع الغبار مع بعض جمعيات OB.
N3 / S3 25/30 5.3/6.3 حسب N2 / S2 ، ولكن مع بعض مناطق HII أيضًا.
N4 / S4 50/47 11/9.9 أعداد كبيرة من جمعيات OB ومناطق HII وقليل من الغبار.
N5 / S5 70/66 15/14 حسب N4 / S4 لكن أضعف بكثير.
N6 / S6 91/95 19/20 جمعيات OB فضفاضة. لا يوجد غبار مرئي.
N7 / S7 110/116 23/24 حسب N6 / S6 لكن خافت وغير واضح.

نظرًا لأن مجرة ​​المرأة المسلسلة تُرى بالقرب من الحافة ، فمن الصعب دراسة هيكلها الحلزوني. يبدو أن الصور المصححة للمجرة تُظهر مجرة ​​حلزونية طبيعية إلى حد ما ، تظهر ذراعيْن متواصلين مفصولين عن بعضهما بحد أدنى يبلغ حوالي 13000 ليري (820.000.000 وحدة فلكية) ويمكن تتبع ذلك للخارج من مسافة تقارب 1600 ليري ( 100،000،000 AU) من القلب. تم اقتراح هياكل لولبية بديلة مثل ذراع حلزوني واحد [77] أو نمط ندف [78] من أذرع لولبية طويلة وخيطية وسميكة. [1] [79]

يُعتقد أن السبب الأكثر ترجيحًا لتشوهات النمط الحلزوني هو التفاعل مع أقمار المجرة M32 و M110. [80] يمكن ملاحظة ذلك من خلال إزاحة سحب الهيدروجين المحايدة من النجوم. [81]

في عام 1998 ، أظهرت صور من مرصد الفضاء بالأشعة تحت الحمراء التابع لوكالة الفضاء الأوروبية أن الشكل العام لمجرة المرأة المسلسلة قد يتحول إلى مجرة ​​دائرية. يتكون الغاز والغبار داخل المجرة عمومًا من عدة حلقات متداخلة ، مع حلقة بارزة بشكل خاص تكونت في دائرة نصف قطرها 32000 لي (9.8 كيلو باسكال) من اللب ، [82] يلقبها بعض علماء الفلك بـ حلقة النار. [83] هذه الحلقة مخفية عن صور الضوء المرئي للمجرة لأنها تتكون أساسًا من الغبار البارد ، ويتركز معظم تشكل النجوم الذي يحدث في مجرة ​​المرأة المسلسلة هناك. [84]

أظهرت الدراسات اللاحقة بمساعدة تلسكوب سبيتزر الفضائي كيف يبدو أن الهيكل الحلزوني لمجرة أندروميدا في الأشعة تحت الحمراء يتكون من ذراعين حلزونيين ينبثقان من شريط مركزي ويستمران إلى ما بعد الحلقة الكبيرة المذكورة أعلاه. ومع ذلك ، فإن هذه الأذرع ليست مستمرة ولها بنية مجزأة. [80]

أظهر الفحص الدقيق للمنطقة الداخلية من مجرة ​​المرأة المسلسلة باستخدام التلسكوب نفسه أيضًا حلقة غبار أصغر يُعتقد أنها نتجت عن التفاعل مع M32 منذ أكثر من 200 مليون سنة. تظهر المحاكاة أن المجرة الأصغر مرت عبر قرص مجرة ​​المرأة المسلسلة على طول المحور القطبي للأخيرة. جرد هذا الاصطدام أكثر من نصف الكتلة من M32 الأصغر وخلق الهياكل الحلقية في أندروميدا. [85] إن وجود ميزة تشبه الحلقة الكبيرة المعروفة منذ فترة طويلة في غاز Messier 31 ، جنبًا إلى جنب مع هذا الهيكل الداخلي الشبيه بالحلقة المكتشفة حديثًا ، والمزاح من مركز barycenter ، هو الذي يشير إلى حدوث تصادم مباشر تقريبًا مع القمر الصناعي M32 ، نسخة أخف من لقاء عجلة العربة. [86]

تظهر الدراسات التي أجريت على الهالة الممتدة لمجرة أندروميدا أنها يمكن مقارنتها تقريبًا بهالة مجرة ​​درب التبانة ، حيث تكون النجوم في الهالة "فقيرة بالمعادن" بشكل عام ، وبشكل متزايد مع وجود مسافة أكبر. [50] يشير هذا الدليل إلى أن المجرتين اتبعتا مسارات تطورية متشابهة. من المحتمل أن يكونوا قد تراكموا واستوعبوا حوالي 100-200 مجرة ​​منخفضة الكتلة خلال الـ 12 مليار سنة الماضية. [87] قد تمتد النجوم في الهالات الممتدة لمجرة المرأة المسلسلة ودرب التبانة بمقدار ثلث المسافة التي تفصل بين المجرتين.

من المعروف أن مجرة ​​المرأة المسلسلة تحتوي على كتلة نجمية كثيفة ومضغوطة في مركزها. في التلسكوب الكبير يخلق انطباعًا مرئيًا عن نجم مضمن في الانتفاخ المحيط الأكثر انتشارًا. في عام 1991 ، تم استخدام تلسكوب هابل الفضائي لتصوير النواة الداخلية لمجرة المرأة المسلسلة. تتكون النواة من تركيزين يفصل بينهما 1.5 قطعة (4.9 ليتر). التركيز الأكثر إشراقًا ، المعين بـ P1 ، يتم تعويضه عن مركز المجرة. التركيز الباهت ، P2 ، يقع في المركز الحقيقي للمجرة ويحتوي على ثقب أسود مقاسه 3-5 × 10 7 م في عام 1993 ، [88] وعند 1.1 - 2.3 × 10 8 م في عام 2005. [89] تم قياس سرعة تشتت المواد حولها بـ ≈ 160 كم / ثانية (99 ميل / ثانية). [90]

تم اقتراح أن النواة المزدوجة المرصودة يمكن تفسيرها إذا كان P1 هو إسقاط قرص من النجوم في مدار غريب الأطوار حول الثقب الأسود المركزي. [91] الانحراف هو أن النجوم باقية في مركز المدار ، مما يخلق تركيزًا من النجوم. يحتوي P2 أيضًا على قرص مضغوط من النجوم الساخنة من الدرجة الطيفية. لا تظهر النجوم A في المرشحات ذات اللون الأحمر ، ولكن في الضوء الأزرق والأشعة فوق البنفسجية فإنها تهيمن على النواة ، مما يتسبب في ظهور P2 أكثر بروزًا من P1. [92]

بينما في وقت اكتشافه الأولي ، تم الافتراض بأن الجزء الأكثر إشراقًا من النواة المزدوجة هو بقايا مجرة ​​صغيرة "تم تفكيكها" بواسطة مجرة ​​أندروميدا ، [93] لم يعد هذا تفسيرًا قابلاً للتطبيق ، إلى حد كبير بسبب مثل هذا ستتمتع النواة بعمر قصير للغاية بسبب اضطراب المد والجزر بواسطة الثقب الأسود المركزي. في حين يمكن حل هذا جزئيًا إذا كان لدى P1 ثقب أسود خاص به لتثبيته ، فإن توزيع النجوم في P1 لا يشير إلى وجود ثقب أسود في مركزه. [91]

على ما يبدو ، بحلول أواخر عام 1968 ، لم يتم الكشف عن أي أشعة سينية من مجرة ​​أندروميدا. [94] رحلة بالون في 20 أكتوبر 1970 ، وضعت حداً أعلى للأشعة السينية الصلبة التي يمكن اكتشافها من مجرة ​​المرأة المسلسلة. [95] نجح مسح Swift BAT في اكتشاف أشعة سينية قاسية قادمة من منطقة مركزها 6 ثوان قوسية بعيدًا عن مركز المجرة. تم اكتشاف أن الانبعاثات التي تزيد عن 25 كيلو فولت قد نشأت من مصدر واحد يسمى 3XMM J004232.1 + 411314 ، وتم تحديدها على أنها نظام ثنائي حيث يتراكم جسم مضغوط (نجم نيوتروني أو ثقب أسود) من نجم. [96]

منذ ذلك الحين ، تم اكتشاف مصادر متعددة للأشعة السينية في مجرة ​​المرأة المسلسلة ، باستخدام الملاحظات من مرصد XMM-Newton المداري التابع لوكالة الفضاء الأوروبية (ESA). روبن بارنارد وآخرون. افترضنا أن هذه الثقوب السوداء أو النجوم النيوترونية المرشحة ، تعمل على تسخين الغاز الوارد إلى ملايين الكلفن وتصدر الأشعة السينية. يمكن تمييز النجوم النيوترونية والثقوب السوداء بشكل أساسي من خلال قياس كتلتها. [97] حددت حملة المراقبة لبعثة الفضاء NuSTAR 40 كائنًا من هذا النوع في المجرة. [98] في عام 2012 ، تم الكشف عن ميكرو كوازار ، وهو انفجار راديو ينبعث من ثقب أسود أصغر في مجرة ​​المرأة المسلسلة. يقع الثقب الأسود السلف بالقرب من مركز المجرة ويبلغ طوله حوالي 10 م . تم اكتشافه من خلال البيانات التي تم جمعها بواسطة مسبار XMM-Newton التابع لوكالة الفضاء الأوروبية ، وتم رصده لاحقًا بواسطة مهمة Swift Gamma-Ray Burst التابعة لناسا ومرصد Chandra X-Ray ، والمصفوفة الكبيرة جدًا ، والمصفوفة الطويلة جدًا. كان ميكروكوازار أول ما يُلاحظ داخل مجرة ​​أندروميدا والأول خارج مجرة ​​درب التبانة. [99]

هناك ما يقرب من 460 مجموعة كروية مرتبطة بمجرة المرأة المسلسلة. [101] أضخم هذه العناقيد ، والمعروفة باسم Mayall II ، الملقب بـ Globular One ، لديها لمعان أكبر من أي عنقود كروي آخر معروف في المجموعة المحلية من المجرات. [102] يحتوي على عدة ملايين من النجوم ، ويبلغ سطوعه ضعف سطوع أوميغا قنطورس ، وهو ألمع عنقود كروي معروف في مجرة ​​درب التبانة. يحتوي Globular One (أو G1) على العديد من التجمعات النجمية وهيكل ضخم جدًا بالنسبة للكروي العادي. نتيجة لذلك ، يعتبر البعض أن G1 هي اللب المتبقي لمجرة قزمة استهلكتها أندروميدا في الماضي البعيد. [103] الكرة الأرضية ذات السطوع الظاهر الأكبر هي G76 والتي تقع في النصف الشرقي للذراع الجنوبي الغربي. [20] كتلة كروية أخرى ضخمة ، تسمى 037-B327 واكتشفت في عام 2006 حيث احمرارها بشدة بسبب الغبار البينجمي لمجرة أندروميدا ، كان يُعتقد أنها أضخم من مجموعة G1 وأكبر مجموعة من المجموعة المحلية [104] ومع ذلك ، هناك دراسات أخرى أظهر أنه يشبه في الواقع خصائص G1. [105]

على عكس العناقيد الكروية لمجرة درب التبانة ، والتي تُظهر تشتتًا منخفضًا نسبيًا للعمر ، فإن المجموعات الكروية في مجرة ​​المرأة المسلسلة تمتلك نطاقًا أكبر بكثير من الأعمار: من أنظمة قديمة قدم المجرة نفسها إلى أنظمة أصغر بكثير ، تتراوح أعمارها بين بضع مئات من ملايين السنين إلى خمسة مليارات سنة. [106]

في عام 2005 ، اكتشف علماء الفلك نوعًا جديدًا تمامًا من عناقيد النجوم في مجرة ​​المرأة المسلسلة. تحتوي المجموعات المكتشفة حديثًا على مئات الآلاف من النجوم ، وهو عدد مماثل من النجوم يمكن العثور عليه في العناقيد الكروية. ما يميزها عن العناقيد الكروية هو أنها أكبر بكثير - يبلغ عرضها عدة مئات من السنين الضوئية - وأقل كثافة بمئات المرات. وبالتالي ، فإن المسافات بين النجوم أكبر بكثير داخل العناقيد الموسعة المكتشفة حديثًا. [107]

مثل مجرة ​​درب التبانة ، تمتلك مجرة ​​المرأة المسلسلة مجرات تابعة ، تتكون من أكثر من 20 مجرة ​​قزمة معروفة. أشهر المجرات الساتلية المعروفة والأكثر سهولة في المراقبة هي M32 و M110. استنادًا إلى الأدلة الحالية ، يبدو أن M32 خضعت لمقابلة قريبة مع مجرة ​​أندروميدا في الماضي. ربما كانت M32 في يوم من الأيام مجرة ​​أكبر أزال قرصها النجمي بواسطة M31 ، وخضعت لتزايد حاد في تكوين النجوم في منطقة اللب ، والتي استمرت حتى الماضي القريب نسبيًا. [108]

يبدو أيضًا أن M110 يتفاعل مع مجرة ​​المرأة المسلسلة ، وقد وجد علماء الفلك في هالة الأخيرة تيارًا من النجوم الغنية بالمعادن التي يبدو أنها جُردت من هذه المجرات الساتلية. [109] يحتوي M110 على حارة مغبرة ، والتي قد تشير إلى تشكيل نجم حديث أو مستمر. [110] M32 بها سكان نجميون شباب أيضًا. [111]

مجرة المثلث هي مجرة ​​غير قزمة تقع على بعد 750 ألف سنة ضوئية من أندروميدا. من غير المعروف حاليًا ما إذا كان أحد الأقمار الصناعية من أندروميدا. [112]

في عام 2006 ، تم اكتشاف أن تسعة من المجرات الساتلية تقع في مستوى يتقاطع مع قلب مجرة ​​أندروميدا ، ولا يتم ترتيبها بشكل عشوائي كما هو متوقع من التفاعلات المستقلة. قد يشير هذا إلى أصل المد والجزر المشترك للأقمار الصناعية. [113]

كان PA-99-N2 حدثًا عدسيًا دقيقًا تم اكتشافه في مجرة ​​أندروميدا في عام 1999. أحد التفسيرات لذلك هو انعكاس الجاذبية لعملاق أحمر بواسطة نجم كتلته بين 0.02 و 3.6 مرة من كتلة الشمس ، مما يشير إلى أن من المحتمل أن يكون النجم يدور حول كوكب. سيكون لهذا الكوكب الخارجي المحتمل كتلة 6.34 مرة من كتلة كوكب المشتري. إذا تم تأكيده أخيرًا ، فسيكون أول كوكب خارج المجرة يتم العثور عليه على الإطلاق.ومع ذلك ، تم اكتشاف حالات شاذة في الحدث في وقت لاحق. [114]

مجرة أندروميدا تقترب من مجرة ​​درب التبانة بسرعة 110 كيلومترات في الثانية (68 ميل في الثانية). [115] تم قياس اقترابه من الشمس بحوالي 300 كم / ث (190 ميل / ث) [1] حيث تدور الشمس حول مركز المجرة بسرعة 225 كم / ث (140 ميل / ث) تقريبًا س). هذا يجعل مجرة ​​المرأة المسلسلة واحدة من حوالي 100 مجرة ​​يمكن ملاحظتها من التحول الأزرق. [116] السرعة العرضية أو الجانبية لمجرة أندروميدا بالنسبة لمجرة درب التبانة أصغر نسبيًا من السرعة التي تقترب ، وبالتالي من المتوقع أن تتصادم مباشرة مع درب التبانة في حوالي 4 مليارات سنة. النتيجة المحتملة للتصادم هي أن المجرات سوف تندمج لتشكل مجرة ​​إهليلجية عملاقة [117] أو ربما مجرة ​​قرصية كبيرة. [16] تتكرر مثل هذه الأحداث بين المجرات في مجموعات المجرات. مصير الأرض والنظام الشمسي في حالة حدوث تصادم غير معروف حاليًا. قبل أن تندمج المجرات ، هناك احتمال ضئيل أن يتم طرد النظام الشمسي من مجرة ​​درب التبانة أو الانضمام إلى مجرة ​​المرأة المسلسلة. [118]

مجرة المرأة المسلسلة هي واحدة من أبعد الأشياء التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة. [119] [120] [121] تقع المجرة بشكل شائع في السماء في إشارة إلى الأبراج ذات الكرسي والبيغاسوس. يمكن رؤية أندروميدا بشكل أفضل خلال ليالي الخريف في نصف الكرة الشمالي عندما تمر فوق مستوى مرتفع ، وتصل إلى أعلى نقطة لها في منتصف الليل تقريبًا في أكتوبر ، وبعد ساعتين كل شهر متتالي. في وقت مبكر من المساء ، يرتفع في الشرق في سبتمبر ويغرب في الغرب في فبراير. [122] من النصف الجنوبي للكرة الأرضية ، يمكن رؤية مجرة ​​أندروميدا بين أكتوبر وديسمبر ، وأفضل مشاهدتها من أقصى الشمال ممكن. يمكن أن تكشف المناظير عن بعض الهياكل الأكبر للمجرة وألمع مجرتين تابعتين لها ، M32 و M110. [123] يمكن لتلسكوب هاو أن يكشف عن قرص أندروميدا ، بعض من ألمع عناقيده الكروية ، ممرات الغبار المظلمة وسحابة النجوم الكبيرة NGC 206. [124] [125]

  1. ^ أب الحجم المطلق الأزرق 20.89 - مؤشر اللون 0.63 = 21.52
  2. ^ J00443799 + 4129236 في إحداثيات سماوية 00 ساعة و 44 دقيقة و 37.99 ثانية ، ديسمبر + 41 ° 29 ′ 23.6 ″.
  3. ^ متوسط ​​(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. ^ الحجم المطلق الأزرق 21.58 (انظر المرجع) - مؤشر اللون 0.63 = المقدار المرئي المطلق 22.21
  1. ^ أبجدهFزحأنا"نتائج ميسييه 31". قاعدة بيانات NASA / IPAC خارج المجرات. ناسا / IPAC. تم الاسترجاع 28 فبراير 2019.
  2. ^ أب
  3. كاراتشينتسيف ، إيغور د كاشيبادزي ، أولغا ج. (2006). "كتل المجموعة المحلية ومجموعة M81 المقدرة من التشوهات في مجال السرعة المحلية". الفيزياء الفلكية. 49 (1): 3-18. بيب كود: 2006 Ap. 49. 3 ك. دوى: 10.1007 / s10511-006-0002-6. S2CID120973010.
  4. ^
  5. ريس ، آدم جي فليري ، يورغن فالس جابود ، ديفيد (2012). "العلاقات بين فترة Cepheid واللمعان في الأشعة تحت الحمراء القريبة والمسافة إلى M31 من Thehubble Space Telescopewide Field Camera 3". مجلة الفيزياء الفلكية. 745 (2): 156. arXiv: 1110.3769. بيب كود: 2012 ApJ. 745.156 ر. دوى: 10.1088 / 0004-637X / 745/2 / 156. S2CID119113794.
  6. ^
  7. "م 31". تم الاسترجاع 30 سبتمبر 2018.
  8. ^
  9. جيل دي باز ، أرماندو بواسير ، صموئيل مادور ، باري إف وآخرون. (2007). "أطلس GALEX فوق البنفسجي للمجرات القريبة". مجلة الفيزياء الفلكية. 173 (2): 185-255. arXiv: أسترو فتاه / 0606440. بيب كود: 2007 ApJS..173..185G. دوى: 10.1086 / 516636. S2CID119085482.
  10. ^ أبج
  11. ريباس وإيجناسي جوردي وكارمي فيلارديل وفرانشيسك وآخرون. (2005). "التحديد الأول للمسافة والخصائص الأساسية لثنائي الكسوف في مجرة ​​المرأة المسلسلة". رسائل مجلة الفيزياء الفلكية. 635 (1): L37 – L40. arXiv: أسترو فتاه / 0511045. بيب كود: 2005 ApJ. 635 لترًا 37 ر. دوى: 10.1086 / 499161. S2CID119522151.
  12. ^ "القيم المتوسطة لكتل ​​مجرة ​​درب التبانة وأندروميدا هي M.جي = 0.8 +0.4
    −0.3 × 10 12 م و مأ = 1.5 +0.5
    −0.4 × 10 12 م على مستوى 68٪ "
  13. بيناروبيا ، خورخي ما ، يين زي ووكر ، ماثيو ج.ماكوناتشي ، آلان و. (29 يوليو 2014). "نموذج ديناميكي للتوسع الكوني المحلي". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 433 (3): 2204 - 2222. arXiv: 1405.0306. بيب كود: 2014 MNRAS.443.2204P. دوى: 10.1093 / mnras / stu879. S2CID119295582. ، لكن قارن "[نقدر] الكتلة الفيروسية ونصف قطر المجرة بـ 0.8 × 10 ^ 12 ± 0.1 × 10 ^ 12 م (1.59 × 10 42 ± 2.0 × 10 41 كجم) "
  14. كافلي ، براجوال ر.شارما ، سانجيب لويس ، غيرانت إف وآخرون. (1 فبراير 2018). "الحاجة إلى السرعة: سرعة الهروب وقياسات الكتلة الديناميكية لمجرة المرأة المسلسلة". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 475 (3): 4043-4054. arXiv: 1801.03949. بيب كود: 2018 MNRAS.475.4043K. دوى: 10.1093 / منراس / Sty082. ISSN0035-8711. S2CID54039546.
  15. ^ أبج
  16. تشابمان ، سكوت سي إيباتا ، رودريغو إيه لويس ، جيريانت إف وآخرون. (2006). "كروي مختار حركيًا ، فقير بالمعادن في ضواحي M31". مجلة الفيزياء الفلكية. 653 (1): 255-266. arXiv: أسترو فتاه / 0602604. بيب كود: 2006 ApJ. 653.255 ج. دوى: 10.1086 / 508599. S2CID14774482. انظر أيضًا البيان الصحفي ،
  17. "الهالة النجمية أندروميدا تُظهر أن أصل المجرة مشابه لأصل مجرة ​​درب التبانة" (خبر صحفى). العلاقات الإعلامية لمعهد كاليفورنيا للتكنولوجيا. 27 فبراير 2006. مؤرشفة من الأصلي في 9 مايو 2006. تم الاسترجاع 24 مايو 2006.
  18. ^
  19. يونغ ، كيلي (6 يونيو 2006). "مجرة أندروميدا تستضيف تريليون نجم". عالم جديد . تم الاسترجاع 6 أكتوبر 2014.
  20. ^
  21. كافلي ، براجوال ر.شارما ، سانجيب لويس ، غيرانت إف وآخرون. (1 فبراير 2018). "الحاجة إلى السرعة: سرعة الهروب وقياسات الكتلة الديناميكية لمجرة المرأة المسلسلة". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 475 (3): 4043-4054. arXiv: 1801.03949. بيب كود: 2018 MNRAS.475.4043K. دوى: 10.1093 / منراس / Sty082. ISSN0035-8711. S2CID54039546.
  22. ^"درب التبانة يرشح الميزان عند 1.5 تريليون كتلة شمسية" (11 مارس 2019). علم الفلك الآن. تم الاسترجاع 13 يوليو 2019.
  23. ^ ماهون ، كريس (20 مايو 2018). "بحث جديد يقول أن درب التبانة أكبر بكثير مما كنا نظن أنه ممكن."OuterPlaces.com. تم الاسترجاع 13 يوليو 2019.
  24. ^ أب
  25. بيناروبيا ، خورخي ما ، يين زي ووكر ، ماثيو ج.ماكوناتشي ، آلان و. (29 يوليو 2014). "نموذج ديناميكي للتوسع الكوني المحلي". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 433 (3): 2204 - 2222. arXiv: 1405.0306. بيب كود: 2014 MNRAS.443.2204P. دوى: 10.1093 / mnras / stu879. S2CID119295582.
  26. ^
  27. سكيافي ، ريكاردو كابوزو دولتشيتا ، روبرتو أركا-سيدا ، مانويل سبيرا ، ماريو (أكتوبر 2020). "الاندماج المستقبلي لمجرة درب التبانة مع مجرة ​​المرأة المسلسلة ومصير ثقوبها السوداء الهائلة". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 642: أ 30. arXiv: 2102.10938. بيب كود: 2020A & ampA. 642 ألف 30 ثانية. دوى: 10.1051 / 0004-6361 / 202038674. S2CID224991193.
  28. ^
  29. "هابل يظهر أن درب التبانة مقدر للتصادم المباشر". ناسا. 31 May 2012 مؤرشفة من الأصلي في 4 يونيو 2014. تم الاسترجاع 12 يوليو 2012.
  30. ^ أب
  31. أويدا ، جونكو أيونو ، دايسوكي يون ، مين إس وآخرون. (2014). "الغاز الجزيئي البارد في مخلفات الاندماج. I. تشكيل أقراص الغاز الجزيئي". سلسلة ملحق مجلة الفيزياء الفلكية. 214 (1): 1. arXiv: 1407.6873. بيب كود: 2014 ApJS.214. 1U. دوى: 10.1088 / 0067-0049 / 214/1/1. S2CID716993.
  32. ^
  33. فرومرت ، هارتموت كرونبرج ، كريستين (22 أغسطس 2007). "بيانات كائن Messier ، مرتبة حسب الحجم المرئي الظاهر". بذور. مؤرشفة من الأصلي في 12 يوليو 2007. تم الاسترجاع 27 أغسطس 2007.
  34. ^
  35. "M 31 ، M 32 & amp M 110". 15 أكتوبر 2016.
  36. ^
  37. حافظ ، إحسان (2010). عبد الرحمن الصوفي وكتابه النجوم الثابتة: رحلة إعادة اكتشاف (رسالة دكتوراه). جامعة جيمس كوك. بيب كود: 2010 PhDT. 295 هـ. تم الاسترجاع 23 يونيو 2016.
  38. ^ أب
  39. كيبل ، جورج روبرت سانر ، جلين دبليو (1998). دليل Night Sky Observer. المجلد. 1. ويلمان بيل. ص. 18. ISBN 978-0-943396-58-3. | الحجم = به نص إضافي (مساعدة)
  40. ^
  41. ديفيدسون ، نورمان (1985). علم الفلك والخيال: نهج جديد لتجربة الإنسان مع النجوم. روتليدج كيجان وأمبير بول. ص. 203. ISBN 978-0-7102-0371-7.
  42. ^كانط ، إيمانويل ، التاريخ الطبيعي العالمي ونظرية السماوات (1755)
  43. ^
  44. هيرشل ، ويليام (1785). "في بناء السماوات". المعاملات الفلسفية للجمعية الملكية في لندن. 75: 213-266. دوى: 10.1098 / rstl.1785.0012. S2CID186213203.
  45. ^
  46. هوغينز ، ويليام (1864). "على أطياف بعض السدم". المعاملات الفلسفية للجمعية الملكية في لندن. 154: 437-444. بيب كود: 1864 RSPT..154..437H. دوى: 10.1098 / rstl.1864.0013.
  47. ^
  48. باكهاوس ، توماس دبليو (1888). "سديم في أندروميدا ونوفا ، 1885". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 48 (3): 108 - 110. بيب كود: 1888 MNRAS..48..108B. دوى: 10.1093 / منراس / 48.3.108.
  49. ^
  50. روبرتس الأول (1888). "صور nebulæ M 31 ، h 44 ، و h 51 Andromedæ ، و M 27 Vulpeculæ". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 49 (2): 65-66. بيب كود: 1888 MNRAS..49. 65R. دوى: 10.1093 / mnras / 49.2.65.007.
  51. ^
  52. مكتبة ، صور المجتمع / العلوم الفلكية الملكية. "مجرة المرأة المسلسلة ، القرن التاسع عشر - ألبوم الصور - C014 / 5148". مكتبة صور العلوم.
  53. ^
  54. سليفر ، فيستو م. (1913). "السرعة الشعاعية لسديم أندروميدا". نشرة مرصد لويل. 1: 56-57. بيب كود: 1913LowOB. 2. 56 ثانية.
  55. ^
  56. كورتيس ، هيبر دوست (1988). "المستعرات في السدم الحلزونية ونظرية الكون الجزري". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. 100: 6. بيب كود: 1988 PASP.100. 6 ج. دوى: 10.1086 / 132128.
  57. ^
  58. "مجرتان بالعين المجردة فوق VLT". ESO صورة الأسبوع . تم الاسترجاع 22 أكتوبر 2013.
  59. ^
  60. أوبيك ، إرنست (1922). "تقدير لمسافة سديم أندروميدا". مجلة الفيزياء الفلكية. 55: 406-410. بيب كود: 1922 ApJ. 55. 406O. دوى: 10.1086 / 142680.
  61. ^
  62. هابل ، إدوين ب. (1929). "سديم حلزوني كنظام نجمي ميسييه 31". مجلة الفيزياء الفلكية. 69: 103-158. بيب كود: 1929 ApJ. 69/103 هـ. دوى: 10.1086 / 143167.
  63. ^
  64. باعد ، والتر (1944). "قرار Messier 32 ، NGC 205 ، والمنطقة الوسطى من سديم أندروميدا". مجلة الفيزياء الفلكية. 100: 137. بيب كود: 1944 ApJ. 100. 137 ب. دوى: 10.1086 / 144650.
  65. ^
  66. جريبين ، جون ر. (2001). ولادة الوقت: كيف يقيس علماء الفلك عمر الكون. مطبعة جامعة ييل. ص. 151. ردمك 978-0-300-08914-1.
  67. ^
  68. براون ، روبرت هانبري هازارد ، سيريل (1950). "إشعاع الترددات الراديوية من السديم العظيم في المرأة المسلسلة (M.31)". طبيعة. 166 (4230): 901-902. بيب كود: 1950 Natur.166..901B. دوى: 10.1038 / 166901a0. S2CID4170236.
  69. ^
  70. براون ، روبرت هانبري هازارد ، سيريل (1951). "انبعاث راديو من سديم أندروميدا". MNRAS. 111 (4): 357-367. بيب كود: 1951 MNRAS.111..357B. دوى: 10.1093 / mnras / 111.4.357.007.
  71. ^
  72. فان دير كروت ، بيت سي ألين ، رونالد ج. (1976). "مورفولوجيا الراديو المستمر للمجرات الحلزونية". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية. 14 (1): 417-445. بيب كود: 1976 ARA & ampA.14..417V. دوى: 10.1146 / annurev.aa.14.090176.002221.
  73. ^
  74. Ingrosso ، Gabriele Calchi Novati ، Sebastiano De Paolis ، Francesco et al. (2009). "عدسات البكسل كطريقة لاكتشاف الكواكب خارج المجموعة الشمسية في M31". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 399 (1): 219 - 228. arXiv: 0906.1050. بيب كود: 2009 MNRAS.399..219I. دوى: 10.1111 / j.1365-2966.2009.15184.x. S2CID6606414.
  75. ^
  76. بيك ، راينر بيرخويزين ، إلي إم جيسويبيل ، رينيه وآخرون. (2020). "المجالات المغناطيسية والأشعة الكونية في M 31". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 633: A5. arXiv: 1910.09634. بيب كود: 2020A & ampA. 633 أ. 5 ب. دوى: 10.1051 / 0004-6361 / 201936481. S2CID204824172.
  77. ^
  78. هولندا ، ستيفن (1998). "المسافة إلى نظام الكتلة الكروية M31". المجلة الفلكية. 115 (5): 1916-1920. arXiv: أسترو فتاه / 9802088. بيب كود: 1998AJ. 115.1916 هـ. دوى: 10.1086 / 300348. S2CID16333316.
  79. ^
  80. ستانيك ، كرزيستوف ز.جارنافيتش ، بيتر م. (1998). "المسافة إلى M31 مع HST و Hipparcos Red Clump Stars". رسائل مجلة الفيزياء الفلكية. 503 (2): 131-141. arXiv: أسترو فتاه / 9802121. بيب كود: 1998 ApJ. 503 لترًا 131 ثانية. دوى: 10.1086 / 311539.
  81. ^ أب
  82. دافيدج ، تيموثي (تيم) جيه ماكوناتشي ، آلان دبليو فاردال ، مارك إيه وآخرون. (2012). "علم الآثار النجمي الأخير لـ M31 - أقرب مجرة ​​قرص أحمر". مجلة الفيزياء الفلكية. 751 (1): 74. arXiv: 1203.6081. بيب كود: 2012 ApJ. 751. 74 د. دوى: 10.1088 / 0004-637X / 751/1/74. S2CID59933737.
  83. ^
  84. كاراتشينتسيف ، إيغور د. كاراتشينتسيفا ، فالنتينا إي هوشتمير ، والتر ك. ماكاروف ، ديمتري آي. (2004). "كتالوج المجرات المجاورة". المجلة الفلكية. 127 (4): 2031-2068. بيب كود: 2004AJ. 127.2031 ك. دوى: 10.1086 / 382905.
  85. ^
  86. ماكوناتشي ، آلان دبليو إيروين ، مايكل ج.فيرغسون ، أنيت إم إن وآخرون. (2005). "المسافات والفلزات لـ 17 مجرة ​​من المجموعة المحلية". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 356 (4): 979-997. arXiv: أسترو فتاه / 0410489. بيب كود: 2005 MNRAS.356..979M. دوى: 10.1111 / j.1365-2966.2004.08514.x.
  87. ^
  88. "هابل يجد هالة عملاقة حول مجرة ​​المرأة المسلسلة". تم الاسترجاع 14 يونيو 2015.
  89. ^ أب
  90. كافلي ، براجوال ر. شارما ، سانجيب لويس ، غيرانت إف وآخرون. (2018). "الحاجة إلى السرعة: سرعة الهروب وقياسات الكتلة الديناميكية لمجرة المرأة المسلسلة". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية (MNRAS). 475 (3): 4043-4054. arXiv: 1801.03949. بيب كود: 2018 MNRAS.475.4043K. دوى: 10.1093 / منراس / Sty082. S2CID54039546.
  91. ^
  92. كافلي ، براجوال ر.شارما ، سانجيب لويس ، جيريانت ف.روبوثام ، آرون إس جي درايفر ، سايمون ب. (2018). "الحاجة إلى السرعة: سرعة الهروب وقياسات الكتلة الديناميكية لمجرة المرأة المسلسلة". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 475 (3): 4043-4054. arXiv: 1801.03949. بيب كود: 2018 MNRAS.475.4043K. دوى: 10.1093 / منراس / Sty082. S2CID54039546.
  93. ^
  94. "درب التبانة علاقات مع الجار في سباق التسلح المجري". 15 فبراير 2018.
  95. ^
  96. العلوم ، سامانثا ماثيوسون 2018-02-20T19: 05: 26Z علم الفلك. "مجرة المرأة المسلسلة ليست أكبر من مجرة ​​درب التبانة بعد كل شيء". موقع Space.com.
  97. ^ أب
  98. Kalirai و Jasonjot Singh Gilbert و Karoline M. Guhathakurta و Puragra et al. (2006). "الهالة المعدنية الفقيرة للمجرة الحلزونية أندروميدا (M31)". مجلة الفيزياء الفلكية. 648 (1): 389-404. arXiv: أسترو فتاه / 0605170. بيب كود: 2006 ApJ. 648. 389 ك. دوى: 10.1086 / 505697. S2CID15396448.
  99. ^
  100. بارمبي ، بولين أشبي ، ماثيو إل إن بيانكي ، لوسيانا وآخرون. (2006). "الأمواج المتربة على بحر مليء بالنجوم: منظر منتصف الأشعة تحت الحمراء لـ M31". مجلة الفيزياء الفلكية. 650 (1): L45 – L49. arXiv: أسترو فتاه / 0608593. بيب كود: 2006 ApJ. 650 لترًا 45 بي. دوى: 10.1086 / 508626. S2CID16780719.
  101. ^
  102. بارمبي ، بولين أشبي ، ماثيو إل إن بيانكي ، لوسيانا وآخرون. (2007). "Erratum: موجات مغبرة على بحر مليء بالنجوم: منظر منتصف الأشعة تحت الحمراء لـ M31". مجلة الفيزياء الفلكية. 655 (1): L61. بيب كود: 2007 ApJ. 655 لتر 61 ب. دوى: 10.1086 / 511682.
  103. ^ أب
  104. تام ، أنتي تمبل ، إلمو تينجيس ، بيتر وآخرون. (2012). "خريطة الكتلة النجمية وتوزيع المادة المظلمة في M 31". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 546: A4. arXiv: 1208.5712. بيب كود: 2012A & ampA. 546 أ. 4 ت. دوى: 10.1051 / 0004-6361 / 201220065. S2CID54728023.
  105. ^
  106. كافلي ، براجوال ر.شارما ، سانجيب لويس ، جيريانت ف.روبوثام ، آرون إس جي درايفر ، سايمون ب. (2018). "الحاجة إلى السرعة: سرعة الهروب وقياسات الكتلة الديناميكية لمجرة المرأة المسلسلة". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 475 (3): 4043-4054. arXiv: 1801.03949. بيب كود: 2018 MNRAS.475.4043K. دوى: 10.1093 / منراس / Sty082. S2CID54039546.
  107. ^
  108. داونر ، تلسكوب بيثاني ، وكالة الفضاء الأوروبية / هابل (10 مارس 2019). "Hubble & amp Gaia يكشفان عن وزن مجرة ​​درب التبانة: 1.5 تريليون كتلة شمسية".
  109. ^
  110. ستار ، ميشيل (8 مارس 2019). "أحدث حساب لكتلة درب التبانة تغير للتو ما نعرفه عن مجرتنا". ScienceAlert.com. مؤرشفة من الأصلي في 8 مارس 2019. تم الاسترجاع 8 مارس 2019.
  111. ^
  112. واتكينز ، لورا إل وآخرون. (2 فبراير 2019). "دليل على مجرة ​​درب التبانة متوسطة الكتلة من حركات مجموعة جايا DR2 الهالة الكروية". مجلة الفيزياء الفلكية. 873 (2): 118. arXiv: 1804.11348. بيب كود: 2019 ApJ. 873..118W. دوى: 10.3847 / 1538-4357 / ab089f. S2CID85463973.
  113. ^
  114. براون ، روبرت ثيلكر ، ديفيد إيه والتربوس ، رينيه إيه إم كوربيلي ، إدفيج (2009) "فسيفساء HI عالية الدقة واسعة المجال من Messier 31. I. غاز ذري معتم وكثافة معدل تكوين النجوم". مجلة الفيزياء الفلكية. 695 (2): 937-953. arXiv: 0901.4154. بيب كود: 2009 ApJ. 695..937 ب. دوى: 10.1088 / 0004-637X / 695/2/937. S2CID17996197.
  115. ^
  116. درين ، بروس تي أنيانو ، جونزالو كراوس ، أوليفر وآخرون. (2014). "غبار أندروميدا". مجلة الفيزياء الفلكية. 780 (2): 172. arXiv: 1306.2304. بيب كود: 2014 ApJ. 780.172 د. دوى: 10.1088 / 0004-637X / 780/2 / 172. S2CID118999676.
  117. ^
  118. "HubbleSite - NewsCenter - هابل يعثر على هالة عملاقة حول مجرة ​​المرأة المسلسلة (05/07/2015) - القصة الكاملة". hubblesite.org . تم الاسترجاع 7 مايو 2015.
  119. ^
  120. جيبهارد ، ماريسا (7 مايو 2015). "وجد هابل هالة ضخمة حول مجرة ​​المرأة المسلسلة". جامعة نوتردام نيوز.
  121. ^
  122. لينر ، نيكولاس هوك ، كريس واكر ، بارت (25 أبريل 2014). "دليل على وجود وسط محيط مجري ضخم وممتد حول مجرة ​​المرأة المسلسلة". مجلة الفيزياء الفلكية. 804 (2): 79. arXiv: 1404.6540. بيب كود: 2015 ApJ. 804. 79 ل. دوى: 10.1088 / 0004-637x / 804/2/79. S2CID31505650.
  123. ^
  124. "هابل ناسا يعثر على هالة عملاقة حول مجرة ​​المرأة المسلسلة". 7 مايو 2015. تم الاسترجاع 7 مايو 2015.
  125. ^ أب
  126. فان دن بيرغ ، سيدني (1999). "مجموعة المجرات المحلية". مراجعة علم الفلك والفيزياء الفلكية. 9 (3-4): 273-318. بيب كود: 1999A و ampARv. 9. 273 فولت. دوى: 10.1007 / s001590050019. S2CID119392899.
  127. ^
  128. موسكفيتش ، كاتيا (25 نوفمبر 2010). "أندروميدا" ولدت في تصادم "". بي بي سي نيوز. مؤرشفة من الأصلي في 26 نوفمبر 2010. تم الاسترجاع 25 نوفمبر 2010.
  129. ^
  130. كاراتشينتسيف ، إيغور د. كاراتشينتسيفا ، فالنتينا إي هوشتمير ، والتر ك. ماكاروف ، ديمتري آي. (2003). "كتالوج المجرات المجاورة". المجلة الفلكية. 127 (4): 2031-2068. بيب كود: 2004AJ. 127.2031 ك. دوى: 10.1086 / 382905.
  131. ^
  132. ماكول ، مارشال ل. (2014). "مجلس العمالقة". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 440 (1): 405-426. arXiv: 1403.3667. بيب كود: 2014 MNRAS.440..405M. دوى: 10.1093 / mnras / stu199. S2CID119087190.
  133. ^
  134. تمبل ، إلمو تام ، أنتي تينجس ، بيتر (2010). "قياس ضوئي للسطح المصحح للغبار لـ M 31 من ملاحظات Spitzer للأشعة تحت الحمراء البعيدة". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 509: A91. arXiv: 0912.0124. بيب كود: 2010A & ampA. 509 أ. 91 ت. دوى: 10.1051 / 0004-6361 / 200912186. S2CID118705514. wA91.
  135. ^
  136. ليلر ، وليام ماير ، بن (1987). "معدل إنتاج نوفا في المجرة". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. 99: 606-609. بيب كود: 1987 PASP. 99. 606 لتر. دوى: 10.1086 / 132021.
  137. ^
  138. ماتش ، سيمون ج.كروتون ، دارين ج.بول ، جريجوري ب. (2011). "أزمة منتصف العمر لمجرة درب التبانة و M31". مجلة الفيزياء الفلكية. 736 (2): 84. arXiv: 1105.2564. بيب كود: 2011ApJ. 736. 84 م. دوى: 10.1088 / 0004-637X / 736/2/84. S2CID119280671.
  139. ^
  140. بيتون ، راشيل إل.ماجيوسكي ، ستيفن ر.جوهاتاكورتا ، بوراجرا وآخرون. (2006). "الكشف عن انتفاخ بوكسي وشريط مجرة ​​أندروميدا الحلزونية". رسائل مجلة الفيزياء الفلكية. 658 (2): L91. arXiv: أسترو فتاه / 0605239. بيب كود: 2007 ApJ. 658 لترًا 91 ب. دوى: 10.1086 / 514333. S2CID889325.
  141. ^
  142. "علماء الفلك يعثرون على دليل على وجود انفتال شديد في القرص النجمي لمجرة المرأة المسلسلة" (خبر صحفى). جامعة كاليفورنيا سانتا كروز. 9 يناير 2001. مؤرشفة من الأصلي في 19 مايو 2006. تم الاسترجاع 24 مايو 2006.
  143. ^
  144. روبن ، فيرا سي فورد ، دبليو كينت جونيور (1970). "دوران سديم أندروميدا من المسح الطيفي للانبعاثات". مجلة الفيزياء الفلكية. 159: 379. بيب كود: 1970 ApJ. 159. 379R. دوى: 10.1086 / 150317.
  145. ^
  146. آرب ، هالتون (1964). "هيكل حلزوني في M31". مجلة الفيزياء الفلكية. 139: 1045. بيب كود: 1964 ApJ. 139.1045 أ. دوى: 10.1086 / 147844.
  147. ^
  148. فان دن بيرغ ، سيدني (1991). "السكان النجميون في M31". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. 103: 1053-1068. بيب كود: 1991 PASP..103.1053V. دوى: 10.1086 / 132925.
  149. ^
  150. هودج ، بول و. (1966). المجرات وعلم الكونيات. ماكجرو هيل.
  151. ^
  152. Simien و François Pellet و André Monnet و Guy et al. (1978). "الهيكل الحلزوني لـ M31 - نهج صرفي". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 67 (1): 73-79. بيب كود: 1978A & ampA. 67. 73S.
  153. ^
  154. هاس ، مارتن (2000). "الغبار البارد في M31 كما تم تعيينه بواسطة ISO". المتوسط ​​النجمي في M31 و M33. الإجراءات 232. ندوة WE-Heraeus: 69-72. بيب كود: 2000immm.proc. 69 ح.
  155. ^
  156. والتربوس ، رينيه أ.م.كينيكوت ، روبرت سي. (1988). "دراسة بصرية للنجوم والغبار في مجرة ​​المرأة المسلسلة". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 198: 61-86. بيب كود: 1988A & ampA. 198. 61 واط.
  157. ^ أب
  158. جوردون ، كارل د. بايلين ، ج. إنجيلبراخت ، تشارلز دبليو وآخرون. (2006). "التصوير بالأشعة تحت الحمراء من Spitzer MIPS لـ M31: مزيد من الأدلة على الهيكل المركب الحلزوني الحلقي". مجلة الفيزياء الفلكية. 638 (2): L87 – L92. arXiv: أسترو فتاه / 0601314. بيب كود: 2006 ApJ. 638 لترًا 87 جم. دوى: 10.1086 / 501046. S2CID15495044.
  159. ^
  160. براون ، روبرت (1991). "التوزيع والحركية للغاز المحايد ، منطقة HI في M31". مجلة الفيزياء الفلكية. 372: 54-66. بيب كود: 1991 ApJ. 372. 54 ب. دوى: 10.1086 / 169954.
  161. ^
  162. "ISO تكشف عن الحلقات المخفية من أندروميدا" (خبر صحفى). وكالة الفضاء الأوروبية. 14 أكتوبر 1998. تم الاسترجاع 24 مايو 2006.
  163. ^
  164. موريسون ، هيذر كالدويل ، نيلسون هاردينج ، بول وآخرون. (2008). مجموعات النجوم الصغيرة في M 31. المجرات في المجلد المحلي ، وقائع الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. 5. ص 227 - 230. arXiv: 0708.3856. بيب كود: 2008 ASSP. 5.227 م. دوى: 10.1007 / 978-1-4020-6933-8_50. ردمك 978-1-4020-6932-1. S2CID17519849.
  165. ^
  166. باجاني ، لوران ليكو ، جيمس سيزارسكي ، دييغو وآخرون. (1999). "أرصاد الأشعة تحت الحمراء المتوسطة والأشعة فوق البنفسجية البعيدة لحلقة تشكيل النجوم M 31". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 351: 447-458. arXiv: أسترو فتاه / 9909347. بيب كود: 1999A & ampA. 351..447P.
  167. ^
  168. أجيلار ، ديفيد أ.وليام ، كريستين (18 أكتوبر 2006). "ضبطت! الفلكيون ناب المذنب في المجرة اضرب واهرب". مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية. مؤرشفة من الأصلي في 8 أكتوبر 2014. تم الاسترجاع 6 أكتوبر 2014.
  169. ^
  170. بلوك ، ديفيد بورنود ، فريديريك كومبس ، فرانسواز وآخرون. (2006). "اصطدام وجهاً لوجه تقريبًا كأصل حلقتين خارج المركز في مجرة ​​المرأة المسلسلة". طبيعة. 443 (1): 832-834. arXiv: أسترو فتاه / 0610543. بيب كود: 2006 Natur.443..832B. دوى: 10.1038 / nature05184. PMID17051212. S2CID4426420.
  171. ^
  172. بولوك ، جيمس س.جونستون ، كاثرين ف. (2005). "تتبع تكوين المجرات مع الهالات النجمية 1: الطرق". مجلة الفيزياء الفلكية. 635 (2): 931-949. arXiv: أسترو فتاه / 0506467. بيب كود: 2005 ApJ. 635..931 ب. دوى: 10.1086 / 497422. S2CID14500541.
  173. ^
  174. لوير ، تود ر. فابر ، ساندرا إم جروث ، إدوارد جيه وآخرون. (1993). "ملاحظات الكاميرا الكوكبية للنواة المزدوجة لـ M31" (PDF). المجلة الفلكية. 106 (4): 1436-1447 ، 1710-1712. بيب كود: 1993AJ. 106.1436 لتر. دوى: 10.1086 / 116737.
  175. ^
  176. بندر ، رالف كورمندي ، جون باور ، جاري وآخرون. (2005). "التحليل الطيفي لـ HST STIS للنواة الثلاثية لـ M31: قرصان متداخلان في دوران كبلر حول ثقب أسود فائق الكتلة". مجلة الفيزياء الفلكية. 631 (1): 280 - 300. arXiv: أسترو فتاه / 0509839. بيب كود: 2005 ApJ. 631..280 ب. دوى: 10.1086 / 432434. S2CID53415285.
  177. ^
  178. Gebhardt و Karl Bender و Ralf Bower و Gary et al. (يونيو 2000). "علاقة بين كتلة الثقب الأسود النووي وتشتت المجرة بسرعة". مجلة الفيزياء الفلكية. 539 (1): L13 – L16. arXiv: أسترو فتاه / 0006289. بيب كود: 2000 ApJ. 539 لتر 13 ز. دوى: 10.1086 / 312840. S2CID11737403.
  179. ^ أب
  180. تريمين ، سكوت (1995). "نموذج قرص غريب الأطوار لنواة M31". المجلة الفلكية. 110: 628-633. arXiv: أسترو فتاه / 9502065. بيب كود: 1995AJ. 110. 628 ت. دوى: 10.1086 / 117548. S2CID8408528.
  181. ^
  182. "تلسكوب هابل الفضائي يجد نواة مزدوجة في مجرة ​​المرأة المسلسلة" (خبر صحفى). مكتب أخبار هابل. 20 يوليو 1993. تم الاسترجاع 26 مايو 2006.
  183. ^
  184. Schewe ، Phillip F. Stein ، Ben (26 July 1993). "مجرة المرأة المسلسلة لها نواة مزدوجة". تحديث أخبار الفيزياء. المعهد الأمريكي للفيزياء. مؤرشفة من الأصلي في 15 أغسطس 2009. تم الاسترجاع 10 يوليو 2009.
  185. ^
  186. فوجيموتو ، ميتسواكي هاياكاوا ، ساتيو كاتو ، تاكاكو (1969). "الارتباط بين كثافات مصادر الأشعة السينية والغاز بين النجوم". الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. 4 (1): 64-83. بيب كود: 1969 Ap & ampSS. 4. 64F. دوى: 10.1007 / BF00651263. S2CID120251156.
  187. ^
  188. بيترسون ، لورانس إي (1973). "مصادر الأشعة الكونية الصلبة". في برادت ، هيل جياكوني ، ريكاردو. X- وعلم فلك أشعة جاما ، وقائع ندوة IAU رقم. 55 عقدت في مدريد ، إسبانيا ، 11-13 مايو 1972. X- وعلم فلك أشعة جاما. 55. الاتحاد الفلكي الدولي. ص 51 - 73. بيب كود: 1973 IUS. 55. 51 ص. دوى: 10.1007 / 978-94-010-2585-0_5. ردمك 978-90-277-0337-8.
  189. ^
  190. ماريلي ومارتينو تينجو وأندريا دي لوكا وأندريا وآخرون. (2017). "اكتشاف الانخفاضات الدورية في ألمع مصدر للأشعة السينية الصلبة لـ M31 مع EXTraS". رسائل مجلة الفيزياء الفلكية. 851 (2): L27. arXiv: 1711.05540. بيب كود: 2017 ApJ. 851 لتر 27 م. دوى: 10.3847 / 2041-8213 / aa9b2e. S2CID119266242.
  191. ^
  192. بارنارد ، روبن كولب ، أولريش سي أوزبورن ، جوليان ب. (2005). "توقيت سكان الأشعة السينية الساطعة في قلب M31 مع XMM-Newton". arXiv: أسترو فتاه / 0508284.
  193. ^
  194. "مجرة أندروميدا الممسوحة ضوئيًا برؤية أشعة سينية عالية الطاقة". تم الاسترجاع 22 سبتمبر 2018.
  195. ^
  196. بروستاك ، سيرجيو (14 ديسمبر 2012). "ميكروكوازار في مجرة ​​أندروميدا يذهل علماء الفلك". Sci-News.com.
  197. ^
  198. "العنقود النجمي في مجرة ​​المرأة المسلسلة". تم الاسترجاع 7 سبتمبر 2015.
  199. ^
  200. بارمبي ، بولين هوشرا ، جون ب. (2001). "التجمعات الكروية M31 في تلسكوب هابل الفضائي أرشيف. I. الكشف عن الكتلة واكتمالها ". المجلة الفلكية. 122 (5): 2458-2468. arXiv: أسترو فتاه / 0107401. بيب كود: 2001AJ. 122.2458 ب. دوى: 10.1086 / 323457. S2CID117895577.
  201. ^
  202. "العنقود الكروي لجواسيس هابل في المجرة المجاورة" (خبر صحفى). مكتب أخبار هابل STSci-1996-11. 24 April 1996. مؤرشفة من الأصلي في 1 يوليو 2006. تم الاسترجاع 26 مايو 2006.
  203. ^
  204. ميلان ، جورج سراجديني ، آتا جابلونكا ، باسكال وآخرون. (2001). "G1 في M31 - الكتلة الكروية العملاقة أو نواة مجرة ​​إهليلجية قزمة؟". المجلة الفلكية. 122 (2): 830-841. arXiv: أسترو فتاه / 0105013. بيب كود: 2001AJ. 122..830 م. دوى: 10.1086 / 321166. S2CID17778865.
  205. ^
  206. Ma و Jun de Grijs و Richard Yang و Yanbin et al. (2006). "العنقود النجمي" الفائق "كبر في السن: أكبر حشد نجمي في المجموعة المحلية". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 368 (3): 1443-1450. arXiv: أسترو فتاه / 0602608. بيب كود: 2006 MNRAS.368.1443M. دوى: 10.1111 / j.1365-2966.2006.10231.x. S2CID15947017.
  207. ^
  208. كوهين ، جوديث ج. (2006). "الكتلة الكروية غير العادية للغاية 037-B327 في M31" (PDF). مجلة الفيزياء الفلكية. 653 (1): L21 – L23. arXiv: أسترو فتاه / 0610863. بيب كود: 2006 ApJ. 653 لتر 21 ج. دوى: 10.1086 / 510384. S2CID1733902.
  209. ^
  210. بورستين ، ديفيد لي ، يونغ فريمان ، كينيث سي وآخرون. (2004). "الكتلة الكروية وتشكيل المجرات: M31 ، درب التبانة ، والآثار المترتبة على الأنظمة العنقودية الكروية للمجرات الحلزونية". مجلة الفيزياء الفلكية. 614 (1): 158–166. arXiv: أسترو فتاه / 0406564. بيب كود: 2004 ApJ. 614..158 ب. دوى: 10.1086 / 423334. S2CID56003193.
  211. ^
  212. Huxor، Avon P. Tanvir، Nial R. Irwin، Michael J. et al. (2005). "مجموعة جديدة من العناقيد النجمية الممتدة والمضيئة في هالة M31". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 360 (3): 993-1006. arXiv: أسترو فتاه / 0412223. بيب كود: 2005 MNRAS.360.1007H. دوى: 10.1111 / j.1365-2966.2005.09086.x. S2CID6215035.
  213. ^
  214. بيكي ، كينجي كوتش ، واريك ج درينكووتر ، مايكل جيه وآخرون. (2001). "نموذج تشكيل جديد لـ M32: حلزوني من النوع المبكر المدروس؟". رسائل مجلة الفيزياء الفلكية. 557 (1): L39 – L42. arXiv: أسترو فتاه / 0107117. بيب كود: 2001 ApJ. 557 لتر 39 ب. دوى: 10.1086 / 323075. S2CID18707442.
  215. ^
  216. إيباتا ، رودريجو إيه إيروين ، مايكل ج.لويس ، جيريانت إف وآخرون. (2001). "تيار عملاق من النجوم الغنية بالمعادن في هالة المجرة M31". طبيعة. 412 (6842): 49-52. arXiv: أسترو فتاه / 0107090. بيب كود: 2001 Natur.412. 49 ط. دوى: 10.1038 / 35083506. بميد 11452300. S2CID4413139.
  217. ^
  218. يونغ ، ليزا م. (2000). "خصائص الغيوم الجزيئية في NGC 205". المجلة الفلكية. 120 (5): 2460-2470. arXiv: أسترو فتاه / 0007169. بيب كود: 2000AJ. 120.2460Y. دوى: 10.1086 / 316806. S2CID18728927.
  219. ^
  220. رودينكو ، بافلو ورثي ، جاي ماتيو ، ماريو (2009). "مجموعات الأعمار المتوسطة في الحقل الذي يحتوي على نجوم M31 و M32". المجلة الفلكية. 138 (6): 1985-1989. بيب كود: 2009AJ. 138.1985R. دوى: 10.1088 / 0004-6256 / 138/6/1985.
  221. ^
  222. "كائن مسييه 33". www.messier.seds.org . تم الاسترجاع 21 مايو 2021.
  223. ^
  224. كوخ ، أندرياس جريبيل ، إيفا ك. (مارس 2006). "التوزيع متباين الخواص لمجرات القمر الصناعي M31: مستوى قطبي عظيم من رفاق من النوع الأوائل". المجلة الفلكية. 131 (3): 1405-1415. arXiv: أسترو فتاه / 0509258. بيب كود: 2006AJ. 131.1405 ك. دوى: 10.1086 / 499534. S2CID3075266.
  225. ^
  226. "الشذوذ في حدث العدسة الدقيقة المرشح PA-99-N2".
  227. ^
  228. كوين ، رون (2012). "أندروميدا في مسار تصادم مع درب التبانة". طبيعة. دوى: 10.1038 / nature.2012.10765. S2CID124815138. تم الاسترجاع 6 أكتوبر 2014.
  229. ^
  230. "بصرف النظر عن مجرة ​​المرأة المسلسلة ، هل تتحرك أي مجرات أخرى نحونا؟ - حقائق الفضاء - علم الفلك والنظام الشمسي والفضاء الخارجي - مجلة كل شيء عن الفضاء". تم الاسترجاع 3 أبريل 2016.
  231. ^
  232. كوكس ، توماس ج.لوب ، أبراهام (2008). "الاصطدام بين درب التبانة و أندروميدا". الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 386 (1): 461-474. arXiv: 0705.1170. بيب كود: 2008 MNRAS.386..461C. دوى: 10.1111 / j.1365-2966.2008.13048.x. S2CID14964036.
  233. ^
  234. كين ، فريزر (2007). "عندما تحطم مجرتنا في أندروميدا ، ماذا يحدث للشمس؟". الكون اليوم. مؤرشفة من الأصلي في 17 مايو 2007. تم الاسترجاع 16 مايو 2007.
  235. ^
  236. "هل تستطيع أن ترى مجرات أخرى بدون تلسكوب؟". starchild.gsfc.nasa.gov.
  237. ^
  238. "الليلة ، ابحث عن مجرة ​​أندروميدا". 18 سبتمبر 2019.
  239. ^
  240. "كيف ترى أبعد شيء يمكنك رؤيته - Sky & amp Telescope". 9 سبتمبر 2015.
  241. ^
  242. "M31.html". www.physics.ucla.edu.
  243. ^
  244. "مشاهدة أندروميدا بلوسوم في مناظير - Sky & amp Telescope". 16 سبتمبر 2015.
  245. ^
  246. "مراقبة M31 ، مجرة ​​المرأة المسلسلة".
  247. ^
  248. "العناقيد الكروية في مجرة ​​المرأة المسلسلة". www.astronomy-mall.com.
  • مجرة أندروميدا على WikiSky: DSS2 و SDSS و GALEX و IRAS و Hydrogen α و X-Ray و Astrophoto و Sky Map والمقالات والصور
      1998 ، 17 أكتوبر ، 2004 ، 18 يوليو ، 2005 22 ديسمبر 2010 ، 9 يناير 2010 ، 19 فبراير
  • 120 مللي ثانية 6.9٪ من النوع 100 مللي ثانية 5.7٪ استنساخ متكرر 100 مللي ثانية 5.7٪ Scribunto_LuaSandboxCallback :: تطابق 80 مللي ثانية 4.6٪ Scribunto_LuaSandboxCallback :: getAllExpandedArguments 80 مللي ثانية 4.6٪ Scribunto_LuaSandboxCallback :: callParserFunction 80 ms 4.6٪ msribunto_LuaSandbox [أخرى] 540 مللي ثانية 31.0٪ عدد كيانات Wikibase التي تم تحميلها: 1/400 ->


    أين تجد أندروميدا غالاكسي

    في الأوقات المذكورة أعلاه ، يمكنك أن تجد M31 على ارتفاع 60 درجة فوق الأفق الشرقي ، وهو ما يقرب من ثلثي الطريق من الأفق إلى الذروة.

    يعيش بين مجموعتين من السهل التعرف عليهما: كاسيوبيا ، وهي كوكبة محيطية بالنسبة لمعظمنا ، وبيغاسوس.

    توضح لك الصورة أدناه مكان البحث عن M31. تحتوي كلتا الصورتين فقط على نجوم بحجم 4 وأكثر سطوعًا ، وتشمل الصورة اليسرى خطوط الكوكبة التقليدية ، بينما لا تحتوي الصورة اليمنى.

    أين تجد مجرة ​​أندروميدا ، مع وبدون خطوط كوكبة

    لحسن الحظ ، يتآمر الحجم والسطوع والموقع في السماء جميعًا لجعل مجرة ​​أندروميدا هدفًا سهلًا لتعقبه.

    يمكنك التنقل في طريقك إلى هناك من Cassiopeia الأكثر شيوعًا ، لكنني أجد أن هذا هو الطريق الأكثر عشوائية وأقل موثوقية. بدلاً من ذلك ، من الأسهل بكثير النجاح في استخدام أذرع كوكبة أندروميدا نفسها ، والتي أبرزتها في الصورة المقربة أدناه.

    العثور على M31 في كوكبة أندروميدا

    لتبدأ ، اجعل منظارك تتركز على النجمة ميراش. من السهل العثور على هذا النجم إذا بدأت من أي منهما الماش في نهاية & # 8216leg & # 8217 أو ألفراتز على زاوية ساحة بيغاسوس الكبرى. انظر أدناه لكلا الطريقين.

    تجد ميراش وقم بتوسيط التلسكوب الخاص بك عليه

    أنت الآن في وضع يسمح لك بوضع أندروميدا في العدسة الخاصة بك.

    من عند ميراش، تحرك صعودًا إلى النجم أعلاه في الجزء الآخر من أندروميدا. هذا هو نجم حجم 3.9 يسمى مو أندروميديا. استمر في نفس الاتجاه لنفس المسافة بالضبط وستحصل على أندروميدا في منظار البحث الخاص بك.

    إذا كنت تراقب تحت سماء مظلمة ، فقد تراها بالعين المجردة (لكنها لن تبدو مشرقة كما توحي لقطة الشاشة هذه ، آسف). انظر إلى الصورة أدناه لمعرفة كيفية القيام بهذه الخطوة.

    ابحث عن مجرة ​​أندروميدا بالانتقال من ميراش ل مو أندروميديا

    (نو أندروميديا & # 8211 يظهر كـ نو و في الصورة) أيضًا ساطع جدًا بدرجة 4.5 وهو نقطة إضاءة جيدة لاستهدافها إذا كنت لا ترى M31 نفسها. مع نو أندروميديا في نطاق المستكشف الخاص بك ، ستكون قريبًا بدرجة كافية من مجرة ​​المرأة المسلسلة لرؤيتها في عدسة واسعة المجال (تكبير منخفض)


    خرائط هابل هالة عملاقة حول مجرة ​​المرأة المسلسلة (علم الفلك)

    قام العلماء باستخدام تلسكوب هابل الفضائي التابع لناسا ورقم 8217s برسم الغلاف الهائل للغاز ، المسمى الهالة ، المحيط بمجرة المرأة المسلسلة. لقد فوجئوا عندما اكتشفوا أن هذه الهالة الضعيفة غير المرئية تقريبًا من البلازما المنتشرة تمتد لمسافة 1.3 مليون سنة ضوئية من المجرة - في منتصف الطريق تقريبًا إلى مجرتنا درب التبانة - وحتى مليوني سنة ضوئية في بعض الاتجاهات. هذا يعني أن هالة أندروميدا & # 8217s تصطدم بالفعل بهالة مجرتنا.

    يوضح هذا الرسم التوضيحي موقع 43 كوازارًا استخدمها علماء لسبر أندروميدا & # 8217s الهالة الغازية. هذه الكوازارات & # 8211 النوى البعيدة جدًا والرائعة للمجرات النشطة المدعومة بالثقوب السوداء & # 8211 مبعثرة بعيدًا خلف الهالة ، مما يسمح للعلماء بسبر مناطق متعددة. بالنظر إلى الهالة الهائلة في ضوء النجوم الزائفة ، لاحظ الفريق كيف تمتص الهالة هذا الضوء وكيف يتغير هذا الامتصاص في مناطق مختلفة. من خلال تتبع امتصاص الضوء القادم من النجوم الزائفة الخلفية ، يمكن للعلماء استكشاف مادة الهالة # 8217s. الائتمان: وكالة ناسا ووكالة الفضاء الأوروبية وإي.ويتلي (STScI)

    ووجدوا أيضًا أن الهالة لها هيكل متعدد الطبقات ، مع قشرتين رئيسيتين متداخلتين ومتميزتين من الغاز. هذه هي الدراسة الأكثر شمولاً للهالة المحيطة بالمجرة.

    يمتد الغلاف الداخلي إلى حوالي نصف مليون سنة ضوئية وهو أكثر تعقيدًا وديناميكية. بينما الغلاف الخارجي أكثر سلاسة وسخونة. هذا الاختلاف ناتج على الأرجح عن تأثير نشاط المستعر الأعظم في قرص المجرة الذي يؤثر بشكل مباشر على الهالة الداخلية.

    توقيع هذا النشاط هو اكتشاف الفريق & # 8217s لكمية كبيرة من العناصر الثقيلة في الهالة الغازية لأندروميدا. يتم طهي العناصر الأثقل في الأجزاء الداخلية للنجوم ثم يتم إخراجها في الفضاء - أحيانًا بعنف عندما يموت النجم. ثم تتلوث الهالة بهذه المادة من الانفجارات النجمية.

    مجرة أندروميدا ، والمعروفة أيضًا باسم M31 ، هي دوامة مهيبة ربما تصل إلى تريليون نجم ويمكن مقارنتها في الحجم بمجرتنا درب التبانة. على مسافة 2.5 مليون سنة ضوئية ، إنه قريب جدًا منا لدرجة أن المجرة تظهر على شكل لطخة من الضوء على شكل سيجار عالية في سماء الخريف. إذا كان من الممكن رؤية هالة الغاز بالعين المجردة ، فستكون حوالي ثلاثة أضعاف عرض Big Dipper. سيكون هذا بسهولة أكبر ميزة في سماء الليل.

    من خلال برنامج يسمى مشروع أميجا (خريطة الامتصاص للغاز المؤين في أندروميدا) ، فحصت الدراسة الضوء من 43 كوازارًا - النوى البعيدة جدًا والرائعة للمجرات النشطة التي تعمل بالثقوب السوداء - الواقعة بعيدًا عن المرأة المسلسلة. تنتشر الكوازارات خلف الهالة ، مما يسمح للعلماء باستكشاف مناطق متعددة. بالنظر من خلال الهالة في الكوازارات & # 8217 ضوء ، لاحظ الفريق كيف تمتص هالة أندروميدا هذا الضوء وكيف يتغير هذا الامتصاص في مناطق مختلفة. هالة أندروميدا الهائلة مصنوعة من غاز نادر جدًا ومتأين لا يصدر إشعاعات يمكن اكتشافها بسهولة. لذلك ، يعد تتبع امتصاص الضوء القادم من مصدر الخلفية طريقة أفضل لاستكشاف هذه المادة.

    يصور هذا الرسم التوضيحي الهالة الغازية لمجرة المرأة المسلسلة إذا أمكن رؤيتها بالعين المجردة. على بعد 2.5 مليون سنة ضوئية ، مجرة ​​أندروميدا الحلزونية المهيبة قريبة جدًا منا لدرجة أنها تظهر على شكل بقعة ضوء على شكل سيجار عالية في سماء الخريف. إذا كان من الممكن رؤية هالة الغاز بالعين المجردة ، فستكون حوالي ثلاثة أضعاف عرض Big Dipper - وهي أكبر ميزة في سماء الليل بسهولة. الائتمان: NASA و ESA و J. DePasquale و E. Wheatley (STScI) و Z. Levay (صورة الخلفية)

    استخدم الباحثون القدرة الفريدة لـ Hubble & # 8217s Cosmic Origins Spectrograph (COS) لدراسة الضوء فوق البنفسجي من الكوازارات. يمتص الغلاف الجوي للأرض والأشعة فوق البنفسجية ، مما يجعل من المستحيل رصده باستخدام التلسكوبات الأرضية. استخدم الفريق COS للكشف عن الغاز المتأين من الكربون والسيليكون والأكسجين. تتأين الذرة عندما يزيل الإشعاع عنها إلكترونًا واحدًا أو أكثر.

    تم فحص هالة أندروميدا & # 8217s من قبل فريق Lehner & # 8217s.في عام 2015 ، اكتشفوا أن هالة أندروميدا كبيرة وضخمة. ولكن كان هناك القليل من التلميح إلى تعقيدها الآن ، فقد تم رسمها بمزيد من التفصيل ، مما أدى إلى تحديد حجمها وكتلتها بدقة أكبر بكثير.

    نظرًا لأننا نعيش داخل مجرة ​​درب التبانة ، لا يمكن للعلماء بسهولة تفسير توقيع مجرتنا & # 8217s هالو. ومع ذلك ، فإنهم يعتقدون أن هالات أندروميدا ودرب التبانة يجب أن تكون متشابهة جدًا لأن هاتين المجرتين متشابهتان تمامًا. المجرتان في مسار تصادمي ، وسوف تندمجان لتشكيل مجرة ​​إهليلجية عملاقة تبدأ بعد حوالي 4 مليارات سنة من الآن.

    درس العلماء الهالات الغازية للمجرات البعيدة ، لكن هذه المجرات أصغر بكثير في السماء ، مما يعني أن عدد النجوم الزائفة الخلفية الساطعة بدرجة كافية لاستكشاف هالتهم هو عادة واحدة فقط لكل مجرة. لذلك فإن المعلومات المكانية مفقودة بشكل أساسي. مع قربها من الأرض ، تلوح الهالة الغازية لأندروميدا بشكل كبير في السماء ، مما يسمح بأخذ عينات أكثر شمولاً.

    في الواقع ، أندروميدا هي المجرة الوحيدة في الكون التي يمكن إجراء هذه التجربة من أجلها الآن ، وفقط مع هابل. فقط باستخدام تلسكوب فضائي مستقبلي حساس للأشعة فوق البنفسجية ، سيتمكن العلماء من إجراء هذا النوع من التجارب بشكل روتيني إلى ما بعد حوالي 30 مجرة ​​تضم المجموعة المحلية.


    مجرة أندروميدا أكبر من الفكرة بثلاث مرات

    مينيابوليس ، مينيسوتا - أعلن علماء الفلك اليوم أننا نعرف القليل عن أقرب مجرة ​​لنا أكثر مما كنا نعتقد. وجدت خريطة الضواحي الخارجية لمجرة المرأة المسلسلة أن قرص النجوم الدوار أكبر بثلاث مرات مما تم قياسه سابقًا.

    مجرة المرأة المسلسلة هي مجرة ​​حلزونية تشبه مجرتنا درب التبانة. على الرغم من وجود مجرات قزمة أصغر بالقرب منا ، فإن مجرة ​​المرأة المسلسلة هي أقرب مجرة ​​كبيرة - على بعد حوالي 2 مليون سنة ضوئية من الأرض. السنة الضوئية هي المسافة التي يقطعها الضوء في السنة ، حوالي 6 تريليون ميل (10 تريليون كيلومتر).

    تحت السماء المظلمة ، يمكن رؤية المرأة المسلسلة بالعين المجردة على أنها نقطة كبيرة ضبابية.

    قدم سكوت تشابمان من معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا نتائج مسح لحركات أندروميدا النجمية هنا في الاجتماع 206 للجمعية الفلكية الأمريكية.

    وقال تشابمان خلال مؤتمر صحفي صباح اليوم: "ما فعلناه هو قياس السرعة الشعاعية للنجوم في المناطق الخارجية - بشكل أساسي ، مدى سرعة تحركها نحونا أو بعيدًا عنا".

    كان تشابمان أحد فريق علماء الفلك الذين استخدموا تلسكوب كيك لقياس سرعات 5000 نجم في ضواحي أندروميدا. لقد فوجئوا عندما اكتشفوا أن هذه النجوم الضواحي كانت تدور بالفعل كما لو كانت جزءًا من قرص المجرة. كان من المتوقع أن تكون مساراتهم أكثر عشوائية.

    قال تشابمان: "كان العثور على كل هذه النجوم في دوران منظم آخر تفسير قد يفكر فيه أي شخص".

    المعنى الضمني هو أن قطر القرص يبلغ 220.000 سنة ضوئية ، بدلا من التقديرات السابقة من 70.000 إلى 80.000 سنة ضوئية. في سمائنا ، هذا يعني أن أندروميدا تمتد بطول 12 قمرا كاملا.

    محيط أندروميدا هذا خافت - فهو يمثل حوالي 10 بالمائة من الضوء القادم من المجرة. ومع ذلك ، هناك ملايين النجوم التي يُفترض أنها تدور في هذه المنطقة الخارجية

    من خلال النظر إلى مكونات منفصلة للمجرة ، يمكن للمرء أن يحاول تجميع كيفية تشكل المجرة بمرور الوقت. يُعتقد أن المنطقة المركزية لمجرة حلزونية قد تشكلت أولاً ، مع ظهور القرص الدوار لاحقًا. يوفر نوع ومدار النجوم في مناطق معينة نوعًا من السجل الأحفوري للتاريخ التطوري.

    أندروميدا "مختبر مثالي" لأنها قريبة جدًا ، ومع ذلك فهي خارج مجرتنا.

    قال تشابمان: "من الصعب للغاية دراسة هذا التطور في مجرتنا لأننا عالقون في منتصفها".

    ومع ذلك ، فإن هذا المختبر مليء بالألغاز حول كيفية ظهوره. إلى جانب الحجم الجديد لأندروميدا ، فإن الباحثين يخدشون رؤوسهم حول حقيقة أن النجوم الدوارة الخارجية مرتبة في حوالي 20 كتلة يمكن تحديدها. هذا يعني أنها تشكلت من اندماج المجرات الأصغر مع المجرة الرئيسية.

    لكن الأقراص والكتل الدوارة غير متوافقة في نماذج تشكيل المجرات.

    قال رودريجو إيباتا من المرصد الفلكي في ستراسبورغ في فرنسا: "سيكون من الصعب التوفيق بين اكتشاف القرص العملاق والمحاكاة الحاسوبية لتشكيل المجرات". "أنت فقط لا تحصل على أقراص دوارة عملاقة من تراكم شظايا المجرات الصغيرة."

    قال تشابمان إنه إذا كان الاندماج هو التفسير الصحيح ، لكان يجب أن يحدث مؤخرًا نسبيًا - خلال الـ 200 مليون سنة الماضية. خلاف ذلك ، يجب أن تكون الكتل قد "تم غسلها". لذلك ، قد نشاهد جارنا الكبير في لحظة نادرة في تاريخه - مباشرة بعد أن يلتهم أحد جيرانه الصغار.


    شاهد الفيديو: 001 مجرتنا و المرأة المسلسلة (شهر اكتوبر 2021).