仙女座星系的质量是多少?

仙女座星系的质量是多少?
仙女座星系的质量是多少?

仙女座星系的质量是多少?
本星系群中的重要成员,又叫M31.
仙女座星系,位于仙女星座的一个巨型旋涡星系,视星等为3.5等,肉眼可见.是我们银河系的近邻.视星等为3.5等.肉眼可以见到它,状如暗弱的椭圆小光斑.很早以前天文学家就发现了它,梅西叶在1764年8月3日为它编号.
仙女座星系是距离我们银河系最近的大星系.一般认为银河系的外观与仙女座大星系十分很像,两者共同主宰着本星系群.仙女座大星系弥漫的光线是由数千亿颗恒星成员共同贡献而成的.几颗围绕在仙女座大星系影像旁的亮星,其实是我们银河系里的星星,比起背景物体要近得多了.仙女座大星系又名为M31,因为它是著名的梅西耶星团星云表中的第31号弥漫天体.M31的距离相当远,从它那儿发出的光需要200万年的时间才能到达地球.星云中的恒星可以划分成约20个群落,这意味着它们可能来自仙女座星系“吞噬”的较小星系,
在《梅西耶星表》中的编号是M31,在《星云星团新总表》中的编辑是NGC224,习惯称为仙女座大星云.
仙女座星系的直径是50千秒差距（16万光年）,为银河系直径的一倍,是本星系群中最大的一个星系,距离我们大约220万光年.仙女座星系和银河系有很多的相似,对二者的对比研究,能为了解银河系的运动、结构和演化提供重要的线索.
1786年,F.W.赫歇耳第一个将它列入能分解为恒星的星云.1924年,哈勃在照相底片上证认出仙女座星系旋臂上的造父变星,并根据周光关系算出距离,确认它是银河系之外的恒星系统.1944年,巴德又分辨出仙女座星系核心部分的天体,证认出其中的星团和恒星.
M31在天文学史上有着重要的地位.1786年,赫歇耳第一个将它列入能分解为恒星的星云.1924年,哈勃在照相底片上证认出 M31旋臂上的造父变星,并根据周光关系算出距离,确认它是银河系之外的恒星系统.现代测定它的距离是 670千秒差距(220万光年).直径是 50千秒差距（16万光年）,为银河系的两倍,是本星系群中最大的一个.1944年,巴德又分辨出 M31核心部分的天体,证认出其中的星团和恒星,并指明星族的空间分布与银河系相.M31旋臂上是极端星族I,其中有O-B型星、亮超巨星、OB星协、电离氢区.在星系盘上观测到经典造父变星、新星、红巨星、行星状星云等盘族天体.中心区则有星族Ⅱ造父变星.晕星族成员的球状星团离星系主平面可达30千秒差距以外.近年来还发现,M31成员的重元素含量,从外围向中心逐渐增加.这种现象表明,恒星抛射物质致使星际物质重元素增多的过程,在星系中心区域比外围部分频繁得多.1914年皮斯探知M31有自转运动.1939年以来历经巴布科克等人的研究,测出从中心到边缘的自转速度曲线,并由此得知星系的质量.据目前估计,M31的质量不小于 3.1×1011个太阳质量,比银河系大一倍以上,是本星系群中质量最大的一个.M31的中心有一个类星核心,直径只有25光年,质量相当于107太阳,即一立方秒差距内聚集1500个恒星.类星核心的红外辐射很强,约等于银河系整个核心区的辐射.但那里的射电却只有银心射电的1/20.射电观测指出,中性氢多集中在半径为10千秒差距的宽环带中.氢的含量为总质量的1％,这个比值较之银河系的(1.4～7％)要小.由此可以认为,M31的气体大部分已形成恒星.M31和银河系相似,对二者进行对比研究,就能为了解银河系的运动、结构和演化提供重要的线索.
由于人类身处银河系,无法观测到银河系的全貌,但天文学家想象银河系也是一个类似于仙女座星系的螺旋星系.仙女座星系、银河系和其他30多个星系共同组成一个更大的星系集团--本星系群（Local Group Galaxy Cluster）.
我们银河系和仙女座星系正在相互靠近对方,在大约30亿年后两者可能会碰撞,在融合过程中将会暂时形成一个明亮、结构复杂的混血星系.一系列恒星将被抛散,星系中大部分游离的气体也将会被压缩产生新的恒星.大约再过几十亿年后,星系的旋臂将会消失,两个螺旋星系将会融合成一个巨大的椭圆星系.
不过,两星系的碰撞、融合只发生在遥不可及的未来,人类大可不必为此“忧天”.
位于仙女星座的巨型旋涡星系 (M31).1950.0历元的天球坐标是赤经0400,赤纬+41°00.视星等m 为3.5等.肉眼可见,状如暗弱的椭圆小光斑.在照片上呈现为倾角77°的Sb型星系(见星系的分类),大小是160′×40′,从亮核伸展出两条细而紧的旋臂,范围可达245′×75′.在《梅西耶星表》中的编号是M31,《星云星团新总表》中的编号是NGC224,习称仙女座大星云,现称仙女星系.1786年,F.W.赫歇耳第一个将它列入能分解为恒星的星云.1924年,哈勃在照相底片上证认出 M31旋臂上的造父变星,并根据周光关系算出距离,确认它是银河系之外的恒星系统.现代测定它的距离是 670千秒差距(220万光年).直径是 50千秒差距(16万光年),为银河系的一倍,是本星系群中最大的一个.1944年,巴德又分辨出 M31核心部分的天体,证认出其中的星团和恒星,并指明星族的空间分布与银河系相似.M31旋臂上是极端星族I,其中有O-B型星(见恒星光谱分类)、亮超巨星、OB星协、电离氢区.在星系盘上观测到经典造父变星、新星、红巨星、行星状星云等盘族天体.中心区则有星族Ⅱ造父变星.晕星族成员的球状星团离星系主平面可达30千秒差距以外.近年来还发现,M31成员的重元素含量,从外围向中心逐渐增加.这种现象表明,恒星抛射物质致使星际物质重元素增多的过程,在星系中心区域比外围部分频繁得多.1914年皮斯探知 M31有自转运动.1939年以来历经H.D.巴布科克等人的研究,测出从中心到边缘的自转速度曲线,并由此得知星系的质量.据目前估计,M31的质量不小于 3.1×10个太阳质量,比银河系大一倍以上,是本星系群中质量最大的一个.

M31的绝对星等M =-21.1,是本星系群中最亮的一个成员.从表面亮度分布可知,M31中心有一个类星核心,绝对星等M =-11,直径只有8秒差距(25光年),质量相当于10个太阳,即一立方秒差距内聚集1,500个恒星.类星核心的红外辐射很强,约等于银河系整个核心区的辐射.但那里的射电却只有银心射电的1/20.射电观测指出,中性氢多集中在半径为10千秒差距的宽环带中.氢的含量为总质量的1％,这个比值较之银河系的(1.4～7％)要小.由此可以认为,M31的气体大部分已形成恒星.M31有两个矮伴星系——M32(NGC221)和NGC205,按形态分类分别为 E2和E5p.后者拥有大量的年轻蓝星,是个特殊的椭圆星系.在本星系群中,M31还和其他星系——NGC147、NGC185、M33(NGC598)以及AndΙ,AndⅡ,AndⅢ,AndⅣ——构成所谓仙女星系次群.

M31和银河系相似,对二者进行对比研究,就能为了解银河系的运动、结构和演化提供重要的线索

仙女座河外星系M31的质量不小于 3.1*10^11个太阳质量

目前估计，仙女座河外星系M31的质量不小于 3.1*10^11个太阳质量，比银河系大一倍以上，是本星系群中质量最大的一个。

仙女座河外星系M31的质量不小于 3.1*10^11个太阳质量，比银河系大一倍以上，是本星系群中质量最大的一个。