【仙女星系】 (第3/3页)

224﹐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.

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