仙女星系（英語:Andromeda Galaxy;M31;NGC 224；曾被稱為仙女座大星雲），位於仙女座方位的擁有巨大盤狀結構的旋渦星系，梅西耶星表編號為M31，星雲星團新總表編號位NGC 224，直徑22萬光年，距離地球有254萬光年，是距銀河系最近的大星系。
仙女星系在東北方向的天空中看起來是紡錘狀的橢圓光斑，是肉眼可見的最遙遠的天體之一。普遍認為仙女座星系是本星系群中最大的星系，外表與銀河系相似。本星系群的成員有仙女星系、銀河系、三角座星系，還有大約50個小星系。根據改進的測量技術和最近研究的數據結果，科學家認為銀河系有許多暗物質，並且暗物質的質量占比是這個星系群中最大的。
仙女星系和銀河系同處於本星系群，如果算上暗物質的話，仙女星系質量小於銀河系，直徑至少是銀河系的1.6倍。仙女星系是本星系群中最大的星系，正以每秒300公里的速度朝向銀河系運動，在30-40億年後可能會撞上銀河系，最後併合成橢圓星系。 斯皮策空間望遠鏡的觀測顯示仙女座星系有將近一兆顆恆星，數量遠比銀河系多。2006年，重新估計銀河系的質量大約是仙女座星系的50%。
基本介紹
- 中文名：仙女座大星系
- 外文名：Andromeda Galaxy，M31
- 別稱：NGC 224, UGC 454, PGC 2557，仙女座大星雲
- 分類：旋渦星系，SA(s)b
- 星座：仙女座
- 赤經：00h 42m 44.3s
- 赤緯：+41°16′9″
- 距地距離：2.54±0.11百萬光年（778±33千秒差距）
- 視星等：3.44
- 視直徑：190′ × 60′
- 質量：8.3542×10^41kg（1.5×10^12太陽質量）
- 半徑：110,000光年
- 發現者：西門·馬里烏斯/阿爾蘇飛
- 發現時間：1612年
- 紅位移：z = −0.001001
- 可視面積：190′×60′
- 可分辨星系：M31/M32/M110
- 星系類型：SA(s)b
- 編號日期：1764年8月3日
- 日心徑向速度：−301±1km/s
- 絕對星等：-21.5
- 恆星數目：1×10^12
- 梅西耶編號：M31
觀測歷史,研究成果,衛星星系,星系特徵,估計距離,質量,光度,星繫結構,星系核心,星系外形,與銀河系的碰撞,
觀測歷史
最早的仙女座星系觀測紀錄可能出自波斯的天文學家阿爾蘇飛，他描述它是“小雲”，星圖上的標記在那個時代也是“小雲”。第一個以望遠鏡進行觀測和記錄是西門·馬里烏斯，時為1612年。
1764年梅西耶將他編目為M31，並相信西門·馬里烏斯為發現者，未察覺阿爾蘇飛在更加早期的工作。
1786年，F·W·赫歇耳第一個將它列入能分解為恆星的星雲。
1885年，一顆超新星仙女座星系（是仙女座S），這是第一次看見如此遙遠星系中的恆星。在當時，他的亮度被低估了，只被認為是一顆新星，因此稱為1885新星。
1914年皮斯探知M31有自轉運動。
1917年，希伯·柯蒂斯觀測到M31內的一顆新星，搜尋照相的記錄又找到了11顆。柯蒂斯注意到這些新星的平均光度約為10等，遠低於發生在銀河系內的星等。這一結果使估計的距離提高至500,000光年，也是他成為“島宇宙”假說的擁護者。此一假說認為螺旋星雲也是獨立的星系。
1920年，發生了哈洛·夏普利和希伯·柯蒂斯之間的大辯論，就銀河系、螺旋星雲、和宇宙的尺度進行辯論。為了支持他所聲稱的M31是外在的星系，柯蒂斯提出我們自己的銀河系也有塵埃雲造成類似的黑色小道，並且有明顯的都卜勒位移。
1939年經巴布科克等人的研究，測出從中心到邊緣的自轉速度曲線，並由此得知星系的質量。據估計，M31的質量不小於 3.1×10個太陽質量，比銀河系大一倍以上，是本星系群中質量最大的一個。M31的中心有一個類星核心，直徑只有25光年，質量相當於10太陽質量，即一立方秒差距內聚集1500個恆星。類星核心的紅外輻射很強，約等於銀河系整個核心區的輻射。但那裡的射電卻只有銀心射電的1/20。射電觀測指出，中性氫多集中在半徑為10千秒差距的寬環帶中。氫的含量為總質量的1%，這個比值較之銀河系的（1.4～7%）要小。由此可以認為，M31的氣體大部分已形成恆星。
1943~1944年，沃爾特·巴德分辨出仙女座星系核心部分的天體，證認出其中的星團和恆星。基於他對這個星系的觀測，他分辨出兩種不同星族的恆星，他稱呼在星系盤中年輕的、高速運動的恆星為第一星族，在核球年老的、偏紅色的是第二星族，這個命名的原則隨後也被引用在我們的銀河系內，以及其他的各種場合。（恆星分為二個星族的現象歐特在此之前就注意到了）並指明星族的空間分布與銀河系相。巴德博士也發現造父變星有兩種不同的型態，使得對M31的距離估計又增加了一倍，也對其餘的宇宙產生影響。M31旋臂上是極端星族Ⅰ，其中有O-B型星、亮超巨星、OB星協、電離氫區。在星系盤上觀測到經典造父變星、新星、紅巨星、行星狀星雲等盤族天體。中心區則有星族Ⅱ造父變星。暈星族成員的球狀星團離星系主平面可達30千秒差距以外。還發現，M31成員的重元素含量，從外圍向中心逐漸增加。這種現象表明，恆星拋射物質致使星際物質重元素增多的過程，在星系中心區域比外圍部分頻繁得多。
仙女座星系
仙女座星系19世紀50年代，仙女座星系的第一張無線電圖是由約翰·鮑德溫和劍橋無線電天文小組合作共同完成的。在2C星表無線電天文目錄上，仙女座星系的核心被編目為2C 56。
仙女座星系
仙女座星系2006年，發現了9個星系沿著橫越過仙女座星系核心的平面延伸著，而不是隨意的散布在周圍。這也許可以說明這些衛星星系有共同的起源。
研究成果
早在18世紀，伊曼努埃爾·康德（Immanuel Kant）就認為，這類星雲可能是銀河系之外的巨大恆星系統，這一見解甚至到了20世紀初仍未得到證實。另一個頗有市場的觀點是，星雲乃銀河系內部氣體塵埃雲形成恆星的區域。這個問題在上世紀20年代，埃德溫·哈勃使用威爾遜山天文台新造的100英寸（2.54米）望遠鏡，在仙女座星雲的外區證認出了個別的恆星，才獲得解決。
仙女座星繫結構
仙女座星繫結構這些恆星中有些是造父變星。由於造父變星的變化與它們的絕對星等有關，所以哈勃得以從它們的視亮度計算出到仙女座星系的距離，由此證明它確實是另外一個獨立的星系。
哈勃估計的距離，後來主要通過沃爾特·巴德（Walter Baade）的研究，幾經修正而有所增大。哈勃的工作證實了銀河系不過是許許多多星系中的一個而已，宇宙遠遠伸展到了銀河系邊界以外。在700千秒差距距離上，仙女座星系的直徑將是50千秒差距，大致比我們的銀河系大一倍，約含4000億顆恆星。
一般認為銀河系的外觀與仙女座大星系十分相像，兩者共同主宰著本星系群。仙女座大星系瀰漫的光線是由數千億顆恆星成員共同貢獻而成的。幾顆圍繞在仙女座大星系影像旁的亮星，其實是我們銀河系裡的星星，比起背景物體要近得多了。仙女座大星系又名為M31，因為它是著名的梅西耶星團星雲表中的第31號瀰漫天體。星雲中的恆星可以劃分成約20個群落，這意味著它們可能來自仙女座星系“吞噬”的較小星系，
仙女座星系的直徑至少是50千秒差距（16萬光年），為銀河系直徑的1.5倍（銀河系直徑為十萬光年），是本星系群中最大的一個星系。仙女座星系和銀河系有很多的相似，對二者的對比研究，能為了解銀河系的運動、結構和演化提供重要的線索。
仙女座大星雲是秋夜星空中最美麗的天體，也是第一個被證明是河外星系的天體，還是肉眼可以看見的最遙遠的天體。暗物質，可能是在這個集團中質量最大的。斯皮策太空望遠鏡觀測顯示仙女座星系有將近一兆（一萬億）顆恆星，數量遠比我們的銀河系多。在2006年重新估計銀河系的質量大約是仙女座星系的50%，大約是
太陽質量（符號：M☉）。
仙女座星系在適度黑暗的天空環境下很容易用肉眼看見，但是如此的天空僅存在於小鎮、被隔絕的區域、和離人口集中區域很遠的地方，只受到輕度光污染的環境下。肉眼看見的仙女座星系非常小，因為它只有中心一小塊的區域有足夠的亮度，但是這個星系完整的角直徑有滿月的七倍大。
衛星星系
與銀河系相似，仙女座星系也有衛星星系，所知的已經有14個矮星系，最有名的、也是最容易觀測到的衛星星系是橢圓星系M32和M110。
依據現有的證據，似乎在不久前的過去M32曾經與M31相遇過。M32原本可能是一個大星系，但核心被M31從星盤內剔除，並且在核心區域經歷恆星形成的暴增。
M110看來也曾經與M31有過互動，並且天文學家在M31的星系暈中發現了從這個衛星星系被剝離的富含金屬星的星流。 M110包含了一些灰塵很多的路徑，暗示最近有恆星持續的形成。這在矮橢圓星系中是不尋常的現象，因為橢圓星系通常是缺乏塵埃和氣體的。
在2006年，發現了9個星系沿著橫越過仙女座星系核心的平面延伸，而不是隨意的散布在周圍。這也許可以說明這些衛星星系有共同的起源。
| 名稱 | 類型 | 距日距離 (百萬光年) | 星等 | 發現者 | 發現年 |
|---|---|---|---|---|---|
橢圓星系M32 | cE2 | 2.65 ± 0.10 | +9.0 | Guillaume Le Gentil | 1749 |
橢圓星系M110 | E6 pec | 2.9 | +8.9 | 1773 | |
矮橢球星系NGC 185 | dSph/dE3 | 2.08 ± 0.15 | +10.1 | 威廉·赫歇爾 | 1787 |
dSph/dE5 | 2.67 ± 0.18 | +10.5 | 1829 |
星系特徵
仙女座星系以大約每秒300公里（180 英里/秒）的速度靠近太陽，所以它是少數藍移的星系之一。將太陽系在銀河內的速度考量進去，將會發現仙女座星系以100～140公里/秒(62–87 英里/秒)的速度接近銀河系。即使如此，這並不意味著未來會和銀河系發生碰撞，不過根據2015年最新觀測數據認為，銀河系可能正在以每秒200公里的速度靠近M31。即使會發生碰撞，也是30億（±10）年後的事情。在這種情況下，兩個星系會合併成一個更巨大的星系。在星系群中這種事件是經常發生的。
估計距離
至少有三種方法被用來測量M31的距離。在2004年，使用造父變星法，估計的距離是251 ± 13萬光年（770 ± 40千秒差距）。
仙女座星系的距離近到足以利用紅巨星分支技術（Tip of the Red Giant Branch ,TRGB）的方法來估計距離。在2005年，用這種方法測出的距離是256±8萬光年（785 ± 25千秒差距）。
平均上述的值，這些測量給的距離估計是253 ±7萬光年（775 ± 22千秒差距）。
基於上述的距離，M31的直徑最寬處估計是220,000 ± 4000光年。
質量
估計仙女座星系的質量（包括暗物質）大約是1.23×10M☉（或1.23兆太陽質量），相當於銀河系質量（5.8×10M☉）的2.12倍。雖然誤差的範圍仍然太大以至於難以完全確認，但這樣的結果將已經可確認M31的質量比銀河系大，而且M31比銀河系尺寸更大、包含更多恆星。
M31看上去有比銀河系更多的普通恆星，估計的亮度也是銀河系的兩倍。但是在恆星形成速率上，銀河系卻高了許多，M31每年只能製造出1個太陽質量的恆星，而銀河系是3-5個太陽質量。新星出現的比率銀河系也比M31高一倍。這顯示M31已經經歷了恆星形成的階段，而銀河系正在恆星形成的階段中。而這意味著在將來，銀河系中恆星將會與在M31觀察到的數量相當。
光度
與銀河系相比，仙女座星系似乎以年齡超過
年的老星。仙女座星系的估計光度約
L☉，比我們的銀河系高25%。然而，從地球觀測銀河系時，具有高傾角，並且其星際塵埃吸收未知量的光，因此難以估計其實際亮度，一些科學家已經給出了仙女座星系光度的不同值（一些科學家甚至提出它是在銀河系的10兆秒差距範圍內的第二亮銀河系，在Sombrero星系之後，絕對星等大約為-22.21。
在2010年發布的斯皮策空間望遠鏡的幫助下進行的估計表明，絕對星等（藍）為-20.89（色指數為+0.63，絕對視星等為-21.52，銀河係為-20.9，並且該波長的總光度為
L☉。
根據最近的研究，仙女座星系位於星系顏色-星等圖中被稱為“綠色山谷”的地方，這個區域由銀河系等星系組成，從“藍雲”過渡（星系積極形成新星）到“紅色序列”（缺乏恆星形成的星系）。綠色山谷星系中的恆星形成活動正在減緩，因為它們在星際介質中用盡了恆星形成的氣體。在與仙女座星系具有相似特性的模擬星系中，恆星形成預計將在距離現在大約50億年內消失，這可以解釋由於仙女座星系與星系之間的碰撞造成的恆星形成速率的預期短期增長。
星繫結構
以可見光下看見的形狀為依據，仙女座星系在de Vaucouleurs-Sandage延伸與擴張的分類系統下被分類為SA(s)b的螺旋星系。然而，在2MASS巡天的資料中，M31的核球呈現箱狀的形狀，這暗示著M31實際上是棒旋星系，而我們幾乎是正對著長軸的方向觀察這個星系。仙女座星系也是一個LINRER星系（低游離核輻射線區），在分類上是一種很普通的活躍星系核。
2005年，天文學家使用凱克望遠鏡觀察到細微的像被噴灑而向外延伸的恆星，實際上也是主星盤本體的一部分。這意味著仙女座星系的螺旋盤面比早先估計的大三倍。這個證據顯示仙女座星系盤的直徑超過220,000光年，是一張巨大且延展的星盤。早先估計的直徑是70,000至120,000光年。
星系相對於地球的傾斜估計是77°（90°是直接從側面觀看），分析星系橫斷面的形狀像是字母S的形狀，而不是一個平坦的平面。造成這種形狀翹曲的一個可能是與鄰近M31的衛星星系引力的互動作用。 分光鏡的觀測對星系的自轉速度在距離核心不同的半徑上提供了詳細的測量。在鄰近核心的地區，旋轉的速度達到225公里/秒（140英里/秒）的峰值；在半徑1,300光年處開始下降，在7,000光年處達到最低的50公里/秒（31英里/秒）。然後，速度在平穩得上升，在半徑33,000光年的距離上達到的豐值是250公里/秒（155英里/秒）。在這距離之外的速度又慢慢的下降，在80,000光年處降至200公里/秒（124英里/秒）。這些速度的測量暗示集中在核心的質量大約是6 × 10M☉，總質量成線性的增加至半徑45,000光年處，然後隨半徑的增加而逐漸減緩。
仙女座星系的螺旋臂向外延伸出一連串的電離氫區，巴德描述成"一串珍珠"。它們看似緊緊的纏繞著，但在我們的銀河系卻是被遠遠的分隔著。矯正過的星系圖很明確的顯示有順時針方向旋轉的螺旋臂纏繞在螺旋星系內。從距離核心大約1,600光年處有兩條連續的螺旋臂向外拖曳著，彼此間最近的距離大約是13,000光年。螺旋的樣式很可能肇因於與M32的互動作用。這些置換可以由來自於恆星的中性氫雲觀察到。
在1998年，來自歐洲空間局的紅外線太空天文台的影像顯示出仙女座星系的整體形象可能是會被轉換成圓環星系。在仙女座星系內的氣體含塵埃形成了幾個重疊的圓環，其中最突出的一個圓環在距離核心32,000光年的半徑上。這個環由冰冷的塵土組成，因此在可見光的影像中這個環是看不見。
更周詳的觀察顯示內部還有更小的塵埃環，相信是在200萬年前與M32的互動作用造成的。模擬顯示，這個較小的星系沿著極軸方向穿越了仙女座星系的盤面。這次碰撞從較小的M32剝離了超過一半的質量，並且創造了仙女座星系內的環結構。
對M31擴展開來的暈的研究顯示，大致上是可以和銀河系做比較的，在允中的恆星同樣是屬於金屬貧乏的，並且隨著距離的增加更形貧乏。這些證據顯示這兩個星系走著相似的演化路線，在過去的120億年中，它們可能各自都吞噬了1-2百個低質量的星系。在M31擴展的暈中的恆星和銀河系中的恆星可能近到只有兩星系間三分之一的距離。
星系核心
長久以來M31就被知道在核心有一個密集和緊湊的星團。在大望遠鏡下，感覺有許多模糊的星點環繞著核心。核心的亮度也遠超過最亮的球狀星團。
1991年，Tod R. Lauer使用哈勃太空望遠鏡上的WFPC拍到了仙女座星系核心的影像。有兩個相距1.5秒差距的核心，較亮的核被標示為P1，看起來像是一個巨球狀星團，位置偏離了星系的中心；稍暗的標示為P2，位置在星系真正的動力學中心，更像是疊加在一個緻密紫外輻射星團之下的一個擴展盤，被認為是質量相對較大同時也較古老的核。兩個核的運動暗示，其都與核心處一個質量更大的物體處於相互作用中，這個物體推測為一個質量為3300萬太陽質量的黑洞，這可以非常好的解釋所觀察到的運動。
隨後地基的觀測也證實了兩個核心的存在，並且推測兩者在相對地移動，其中一個是被M31吞噬，正在潮汐裂解中的小星系。包括M31在內，許多星系的核心，都是充滿了相當狂野的、劇烈變動的的區域，並且經常都以有超級黑洞存在其中來解釋。
Scott Tremaine提出了以下的說明來解釋雙核心： P1是在盤面上以異常軌道環繞中心黑洞的恆星投影。這異常的離心率使恆星長期逗留在軌道的遠心點上，造成了恆星的集中。P2也包含了盤面上高熱的、光譜A型星。在紅色的濾光鏡下，A型恆星是不明顯的，但是在藍色和紫外線下，它們會比主要的核心更為明亮，造成P2看上去比P1更為突出。
星系外形
使用歐洲空間局的XMM-牛頓軌道天文台發現M31有數個X射線源。羅賓·巴納德博士等人假設這些都是黑洞或中子星的候選者，將接踵而至的氣體加熱至數千萬K所輻射出的X射線。中子星和假設中的黑洞，光譜是一樣的，但是可以從質量上的差異區別出來。
仙女座星系大約有460個球狀星團，這些星團中質量最大的，被命名為馬亞爾Ⅱ的，綽號是G1（Gloup one），是本星系群中最明亮的球狀星團之一。它擁有數百萬顆的恆星，亮度大約是半人馬座ω－銀河系內所知最明亮的球狀星團的兩倍。 G1有幾種不同的星族，而且以一般的球狀星團來看結構也太巨大了。因此，有些人認為G1是以前被M31吞噬的矮星系殘骸。
另一個巨大且明顯的球狀星團是位於西南旋臂東側一半位置上的G76。
M31旋臂上散布著200個左右的星協，與銀河系的星協相比，兩者包含著同類的明亮藍色恆星，但前者最多可比後者大10倍。M31中的星協跨度約達1500光年，而銀河系中的獵戶星協及天狼星協跨度為150光年。
在2005年，天文學家在M31又發現一種全新型態的星團。新發現的星團擁有成千上萬的恆星，在數量上與球狀星團相似。不同的是體積非常龐大，直徑達到數百光年，密度也低了數百倍；恆星之間的距離也遠了許多。
與銀河系的碰撞
仙女座星系正以每秒110公里的速度靠近銀河系。當太陽以大約225 km / s的速度圍繞銀河系中心運行時，已經測得它相對於太陽的速度接近300 km / s。這使得仙女座星系成為約100個可觀測到的藍移星系之一。仙女座星系相對於銀河系的切向或側向速度相對小於切向的接近速度，因此預計它將在大約40億年內直接與銀河系相撞。碰撞的一個可能結果是，星系將合併形成一個巨大的橢圓星系，甚至可能形成一個大圓盤星系。這種事件在星系群中的星系中很常見。目前還不知道發生碰撞時地球和太陽系的命運。在星系合併之前，太陽系很少有可能從銀河系中彈出或加入仙女座星系。
