код данных ии туманность андромеда

ул конструкторов
29а это мой дом
N квартиры  не пишу
это все знают ..

669 740 254
870 890 663
255 656 000

квантовая точка  344абс


код входа в базу данных ии   

101011010100
000100100100
010110101000
120320000000
100000000440
010101101000
100101100010
001100000200

этот код работает 12-14 минут

ru.wikipedia.org/wiki/Галактика_Андромеды


это не дорогие данные всего 120 баксов не больше ..

Туманность Андромеды, или M31, — величественная спиральная галактика, ближайшая крупная соседка нашей собственной галактики Млечный Путь. Расположенная примерно в 2,5 миллионах световых лет от нас, она представляет собой захватывающее зрелище и предмет интенсивного изучения.

Галактика Андромеды изобилует разнообразными звёздами. В её ядре преобладают старые, красные гиганты, тогда как в спиральных рукавах можно встретить молодые, горячие звёзды, излучающие ослепительный синий свет. Эти рукава, закручивающиеся вокруг ядра, являются областями активного звездообразования, где газопылевые облака сжимаются под действием гравитации, рождая новые поколения звёзд.

Андромеда окружена группой карликовых галактик-спутников, гравитационно связанных с ней. Среди них наиболее известные — M32 и M110. Эти спутники постепенно поглощаются Андромедой, что является обычным процессом в эволюции галактик.

В галактике Андромеды обнаружены сотни шаровых скоплений — плотных скоплений, содержащих сотни тысяч или даже миллионы звёзд, тесно связанных гравитацией. Эти скопления, как правило, очень старые и являются остатками ранних этапов формирования галактики. Также в Андромеде находятся рассеянные звёздные скопления, представляющие собой менее плотные и более молодые группы звёзд.

Наблюдения в различных диапазонах электромагнитного спектра открывают нам различные аспекты Андромеды. В видимом свете мы видим звёзды и пылевые полосы. В инфракрасном диапазоне можно рассмотреть более холодную пыль и газ, где формируются новые звёзды. Рентгеновское излучение позволяет обнаружить чёрные дыры и нейтронные звёзды, а радиоволны — изучать распределение нейтрального водорода, основного компонента межзвёздной среды.

В самом сердце Андромеды скрывается сверхмассивная чёрная дыра, чья гравитационная сила удерживает вместе всю галактику. Эта ненасытная космическая сущность поглощает материю из окружающего пространства, выбрасывая при этом мощные струи энергии и излучения. Изучение этой чёрной дыры позволяет ученым лучше понять процессы, происходящие в ядрах галактик.

Галактика Андромеды неумолимо приближается к Млечному Пути со скоростью около 110 километров в секунду. Через несколько миллиардов лет произойдет столкновение, которое преобразит обе галактики. Этот космический танец, обусловленный гравитацией, приведет к слиянию и образованию новой, более крупной эллиптической галактики.

Несмотря на далёкое будущее столкновение, изучение Андромеды сегодня приносит бесценные знания о строении и эволюции галактик. Наблюдая за её звёздами, скоплениями и межзвёздной средой, астрономы получают представление о процессах звездообразования, динамике галактик и роли чёрных дыр в их эволюции.

Исследования галактики Андромеды продолжаются с использованием самых мощных телескопов, расположенных как на Земле, так и в космосе. Новые открытия постоянно расширяют наше понимание этой величественной галактики и её места во Вселенной. Андромеда остается одним из ключевых объектов для изучения галактической эволюции и будущего нашей собственной галактики.

12 ai>


В галактике «Туманность Андромеды» (M31, NGC 224) находятся объекты разных типов: звёзды, звёздные скопления, межзвёздная среда и спутники.

Space ideas astronomy, galaxies, cosmos

Звёзды
Скопление молодых голубых звёзд в ядре галактики. Состоит из более чем четырёхсот звёзд, сформировавшихся приблизительно 200 миллионов лет назад. Звёзды сгруппированы в диск диаметром всего 1 световой год. Внутри диска расположены более старые и холодные красные звёзды.

kosmopediya.fandom.com

Переменные звёзды различных типов: в основном это цефеиды, яркие голубые переменные, переменные типа RR Лиры, долгопериодические переменные.

руни.рф

Звезда PA-99-N2, вокруг которой обращается экзопланета — первая, открытая за пределами Млечного Пути.

Звёздные скопления
Шаровое скопление G1 (также известно как Mayall II) — содержит около 300 тысяч звёзд. Некоторые особенности указывают на то, что скопление может быть ядром карликовой галактики, которую Туманность Андромеды поглотила в прошлом.
Рассеянные скопления — большинство из них — молодые объекты со средним диаметром около 20 пс (около 7"). Расположены в пределах спиральных ветвей и диска галактики.
 
astronet.msu.ru

Межзвёздная среда
Скопления газово-пылевых межзвёздных облаков в области спиральных ветвей. Выступают в виде тёмных пятен.
Массивный ореол горячего газа — простирается примерно на миллион световых лет от галактики, обогащён элементами тяжелее водорода и гелия, образовавшимися в результате вспышки сверхновых.
 
bigenc.ru

Спутники
Карликовые галактики-спутники — в окрестностях Туманности Андромеды обнаружено более 20 спутников, многие из которых — карликовые сфероидальные галактики. Наиболее яркие из них — M 32 и M 110.
Асимметрия расположения спутников — астрономы обнаружили, что 36 из 37 самых ярких спутников Андромеды находятся на одной стороне, обращённой к Млечному Пути. Исследователи выдвигают несколько гипотез для объяснения этого феномена.
 
hightech.fm


Галактика Андромеды (или M 31, NGC 224, Туманность Андромеды) — спиральная галактика типа Sb, крупнейшая галактика Местной группы. Ближайшая к Млечному Пути большая галактика. Расположена в созвездии Андромеды и отдалена от Земли на расстояние 2,52 млн св. лет.

Содержит примерно 1 триллион звёзд, что в 2,5—5 раз больше, чем Млечный Путь. Также более чем в 2 раза превосходит его по размеру. Вириальная масса галактики составляет около 800 млрд солнечных масс.

Плоскость галактики наклонена к лучу зрения под углом 15°, её видимый размер — 3,2 ; 1,0°, видимая звёздная величина — +3,4m. Первое письменное упоминание о галактике Андромеды содержится в «Каталоге неподвижных звёзд» персидского астронома ас-Суфи (946 год), описавшего её как «маленькое облачко». Первое описание объекта, основанное на наблюдениях с помощью телескопа, было сделано немецким астрономом Симоном Марием в 1612 году. При создании своего знаменитого каталога Шарль Мессье внёс объект под определением M 31, ошибочно приписав Марию её открытие. В 1785 году Уильям Гершель отметил слабое красное пятнышко в центре M 31. Он считал, что галактика представляет собой ближайшую из всех туманностей, и вычислил расстояние до неё (совершенно не соответствующее действительности), эквивалентное 2000 расстояний между Солнцем и Сириусом.

В 1864 году Уильям Хаггинс, наблюдая спектр M 31, обнаружил, что он отличается от спектров газопылевых туманностей. Данные указывали на то, что M 31 состояла из множества отдельных звёзд. Исходя из этого, Хаггинс предположил звёздную природу объекта, что в последующие годы и подтвердилось.

В 1885 году в галактике вспыхнула сверхновая SN 1885A, в астрономической литературе известная как S Андромеды. За всю историю наблюдений это пока лишь одно подобное событие, зарегистрированное в M 31.

Первые фотографии галактики были получены валлийским астрономом Исааком Робертсом в 1887 году. Используя собственную небольшую обсерваторию в Сассексе, он сфотографировал M 31 и впервые определил спиральную структуру объекта. Однако в то время всё ещё считалось, что М31 принадлежит нашей Галактике, и Робертс ошибочно посчитал, что это — другая солнечная система с формирующимися планетами.

Лучевую скорость галактики определил американский астроном Весто Слайфер в 1912 году. Используя спектральный анализ, он вычислил, что M 31 движется по направлению к Солнцу с неслыханной для известных астрономических объектов того времени скоростью: около 300 км/с.

Специалисты Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики, проанализировав результаты 10-летнего наблюдения за M 31 при помощи орбитальной обсерватории Чандра (Chandra), открыли, что свечение материи, падающей на ядро галактики Андромеды, было тусклым до 6 января 2006 года, когда произошла вспышка, повысившая яркость M 31 в рентгеновском диапазоне в 100 раз. Далее яркость снизилась, но всё равно так и осталась в 10 раз более мощной, чем до 2006 года.


Содержание
Общие характеристики
1 Движение в Местной группе
2 Структура
3 Ядро
4 Другие объекты. В галактике зарегистрировано около 460 шаровых скоплений.

Самое массивное из них — Mayall II, называемое ещё G1, — имеет наибольшую светимость в Местной группе, опережая по яркости самое яркое скопление Млечного Пути — Омегу Центавра. Оно находится на расстоянии около 130 тысяч световых лет от центра галактики Андромеды и содержит, как минимум, 300 тысяч старых звёзд. Его структура, а также звёзды, принадлежащие к разным популяциям, указывают на то, что, скорее всего, это ядро древней карликовой галактики, когда-то поглощённой М31. Согласно исследованиям, в центре этого скопления находится кандидат в чёрные дыры массой 20 тысяч Солнц. Подобные объекты существуют также и в других скоплениях.
1.5 Галактики-спутники
Общие характеристики
Движение в Местной группе
Основная статья: Столкновение Млечного Пути и галактики Андромеды

Галактика Андромеды, как и Млечный Путь, принадлежит к Местной группе и движется по направлению к Солнцу со скоростью 300 км/с. Таким образом, она относится к объектам, имеющим фиолетовое смещение. Определив направление движения Солнца по Млечному Пути, астрономы выяснили, что галактика Андромеды и наша Галактика приближаются друг к другу со скоростью 100—140 км/с. Следовательно, столкновение двух галактических систем произойдёт приблизительно через 3–4 млрд лет. Если это произойдёт, они обе, скорее всего, сольются в одну большую галактику. Не исключено, что при этом наша Солнечная система будет выброшена в межгалактическое пространство мощными гравитационными возмущениями. Разрушения Солнца и планет, вероятнее всего, при этом процессе не произойдёт.

Согласно опубликованным в сентябре 2014 года данным, по одной из моделей, через 4 млрд лет Млечный Путь «поглотит» Большое и Малое Магеллановы Облака, а через 5 млрд лет сам будет поглощён Туманностью Андромеды. По другим расчётам галактики столкнутся по касательной через 4,5 млрд лет.

Астрофизики из Мичиганского университета рассчитали, что бо;льшая часть звёздного гало, окружающего галактику Андромеды, происходит от одной большой галактики M 32p, которая 2 млрд лет назад столкнулась с галактикой Андромеды, а остатки погибшей галактики теперь вращаются вокруг галактики Андромеды в виде галактики-спутника М 32.

Обсерватория Джемини и Обсерватория Кека изучили необычное движение скоплений звёзд GC-Non и GC-Sub, открытых телескопом Канада-Франция-Гавайи в гало Андромеды в рамках программы Pan-Andromeda Archaeological Survey[en]. Экстраполировав их движение назад во времени, удалось выявить указание на два различных события столкновения — одно от 7 до 10 млрд лет назад, а другое за последние несколько миллиардов лет.

Структура
Галактика Андромеды является самой большой в Местной группе: основываясь на данных, полученных с помощью космического телескопа Спитцер, астрономы выяснили, что в её состав входит около триллиона звёзд. У неё есть несколько карликовых галактик-спутников: M 32, M 110, NGC 185, NGC 147 и, возможно, другие. Её протяжённость составляет 220;000 световых лет, что в 2,2 раза больше Млечного Пути.

Ядро
В ядре M 31, как и во многих других галактиках (в том числе, и в Млечном Пути), расположен кандидат в сверхмассивные чёрные дыры (СЧД). Расчёты показали, что его масса превышает 140 миллионов масс Солнца. В 2005 году космический телескоп «Хаббл» обнаружил загадочный диск из молодых голубых звёзд, окружающий СЧД. Они вращаются вокруг релятивистского объекта, в точности как планеты вокруг Солнца. Астрономы были озадачены тем, как подобный диск в форме бублика мог образоваться так близко к столь массивному объекту. По расчётам, чудовищные приливные силы СЧД не должны позволять газо-пылевым облакам сгущаться и формировать новые звёзды. Дальнейшие наблюдения, возможно, дадут ключ к разгадке.

Открытие этого диска положило ещё один аргумент в копилку теории существования чёрных дыр. Впервые голубой свет в ядре M 31 астрономы обнаружили ещё в 1995 году с помощью телескопа «Хаббл». Спустя три года свет был идентифицирован со скоплением из голубых звёзд. И только в 2005 году, используя спектрограф, установленный на телескопе, наблюдатели определили, что скопление состоит из более чем четырёхсот звёзд, сформировавшихся приблизительно 200 миллионов лет назад. Звёзды сгруппированы в диск диаметром всего 1 световой год. В центре диска гнездятся более старые и холодные красные звёзды, обнаруженные ранее «Хабблом». Были вычислены радиальные скорости звёзд диска. Благодаря гравитационному воздействию СЧД они оказались рекордно большими — 1000 км/с (3,6 миллиона километров в час). При такой скорости можно за 40 секунд облететь земной шар или за 6 минут добраться от Земли до Луны.

Помимо СЧД и диска голубых звёзд, в ядре галактики находятся ещё и другие объекты. В 1993 году было открыто двойное звёздное скопление в центре M 31, что оказалось неожиданностью для астрономов, поскольку два скопления сливаются в одно за довольно короткий промежуток времени: около 100 тысяч лет. По расчётам, слияние должно было произойти много миллионов лет назад, но этого не произошло. Скотт Тремэйн (англ. Scott Tremaine) из Принстонского университета предложил объяснить это тем, что в центре галактики находится не двойное скопление, а кольцо из старых красных звёзд. Это кольцо может выглядеть как два скопления, поскольку мы видим звёзды только на противоположных сторонах кольца. Таким образом, это кольцо должно находиться на расстоянии 5 световых лет от СЧД и окружать диск из молодых голубых звёзд. Кольцо и диск повёрнуты к нам одной стороной, что может говорить об их взаимозависимости.

Изучая центр M 31 с помощью космического телескопа XMM-Newton, группа европейских исследователей обнаружила 63 дискретных источника рентгеновского излучения. Большинство из них (46 объектов) идентифицировано с маломассивными двойными рентгеновскими звёздами, остальные же представляют собой либо нейтронные звёзды, либо кандидаты в чёрные дыры в двойных системах.

Другие объекты. В галактике зарегистрировано около 460 шаровых скоплений. Самое массивное из них — Mayall II, называемое ещё G1, — имеет наибольшую светимость в Местной группе, опережая по яркости самое яркое скопление Млечного Пути — Омегу Центавра. Оно находится на расстоянии около 130 тысяч световых лет от центра галактики Андромеды и содержит, как минимум, 300 тысяч старых звёзд. Его структура, а также звёзды, принадлежащие к разным популяциям, указывают на то, что, скорее всего, это ядро древней карликовой галактики, когда-то поглощённой М31. Согласно исследованиям, в центре этого скопления находится кандидат в чёрные дыры массой 20 тысяч Солнц. Подобные объекты существуют также и в других скоплениях.
В 2005 году астрономы обнаружили в гало M 31 совершенно новый вид звёздных скоплений. Три новооткрытых скопления содержат сотни тысяч ярких звёзд — практически с таким же количеством, как и у шаровых скоплений. Но их отличает от шаровых скоплений то, что они намного больше в размерах — несколько сотен световых лет в диаметре, — а также то, что они менее массивны. Расстояния между звёздами в них тоже намного больше. Возможно, они представляют собой переходный класс систем между шаровыми скоплениями и карликовыми сфероидальными галактиками.

В галактике находится звезда PA-99-N2, вокруг которой обращается экзопланета — первая, которую открыли за пределами Млечного Пути.

Согласно результатам исследований, опубликованным в июне 2013 года, в галактике насчитывается по меньшей мере 35 чёрных дыр — гораздо больше, чем предполагалось ранее и чем насчитывает наша Галактика.

Ось вращения звёздного диска Андромеды ориентирована на 128° в стандартной астрономической системе, в которой углы берутся с севера на восток. Проецированный вектор углового момента для кластерной подгруппы GC-Non ориентирован примерно на 84°, для подгруппы GC-Sub — примерно на 170° в стандартной астрономической системе координат.

Галактики-спутники
Основная статья: Список галактик-спутников Галактики Андромеды

Галактику Андромеды, как и наш Млечный Путь, окружают несколько карликовых галактик — небольших звёздных систем, состоящих из нескольких миллиардов звёзд. Самые крупные и известные из них — компактные эллиптические галактики M 32 и M 110, заметные на любой фотографии Галактики Андромеды. Расчёты показывают, что М 32 в недавнем прошлом, возможно, являлась спиральной, однако процесс, поддерживающий образование её спиральных рукавов, был подавлен под воздействием мощных приливных сил Галактики Андромеды.

M 110 тоже участвует в гравитационном взаимодействии с Галактикой Андромеды: астрономами был обнаружен гигантский поток звёзд, богатых тяжёлыми металлами, на периферии М 31 — в её гало. Подобные звёзды населяют и карликовую М 110, что говорит об их миграции из одной галактики в другую.

В ходе многолетних наблюдений с помощью телескопа Канада-Франция-Гавайи была обнаружена целая группа карликовых галактик, обращающихся в одной плоскости вокруг М 31 (работа была опубликована в начале 2013 года).


Некоторые спутники галактики Андромеды:
M32 (тип dE2, расстояние от Солнца — 2,48 млн световых лет, звёздная величина — 9,2, год открытия — 1749);
M110 (тип dE6, расстояние от Солнца — 2,69 млн световых лет, звёздная величина — 9,4, год открытия — 1773);
NGC 185 (тип dE5, расстояние от Солнца — 2,01 млн световых лет, звёздная величина — 11, год открытия — 1787);
NGC 147 (тип dE5, расстояние от Солнца — 2,2 млн световых лет, звёздная величина — 12, год открытия — 1829);
Андромеда I (тип dSph, расстояние от Солнца — 2,43 млн световых лет, звёздная величина — 13,2, год открытия — 1970);
Андромеда II (тип dSph, расстояние от Солнца — 2,13 млн световых лет, звёздная величина — 13, год открытия — 1970);
Андромеда III (тип dSph, расстояние от Солнца — 2,44 млн световых лет, звёздная величина — 10,3, год открытия — 1970);
Андромеда V (тип dSph, расстояние от Солнца — 2,52 млн световых лет, звёздная величина — 15,4, год открытия — 1998);
Карликовая сфероидальная в Пегасе (Андромеда VI) (тип dSph, расстояние от Солнца — 2,55 млн световых лет, звёздная величина — 14,5, год открытия — 1998);
Карликовая в Кассиопее (Андромеда VII) (тип dSph, расстояние от Солнца — 2,49 млн световых лет, звёздная величина — 12,9, год открытия — 1998).
 
С галактикой Андромеды гравитационно связано по меньшей мере около 14 карликовых галактик.


Эти карликовые галактики, как малые спутники, вращаются вокруг Андромеды, образуя сложную и динамичную систему. Изучение этих галактик-спутников позволяет ученым получить ценную информацию о процессе формирования и эволюции галактик в целом, а также о природе темной материи, которая, как полагают, составляет значительную часть их массы.

Среди этих карликовых галактик можно выделить несколько особенно интересных объектов. Например, M32, компактная эллиптическая галактика, которая, возможно, когда-то была спиральной галактикой, лишенной своих внешних рукавов в результате гравитационного взаимодействия с Андромедой. Или NGC 147 и NGC 185, карликовые эллиптические галактики, расположенные относительно близко друг к другу и, возможно, связанные между собой.

Эти карликовые галактики не просто пассивные спутники. Они активно взаимодействуют с Андромедой, обмениваясь звездным веществом и газом. Эти взаимодействия могут приводить к звездообразованию в карликовых галактиках или, наоборот, к их постепенному разрушению и поглощению Андромедой.

Изучение этих процессов является важной задачей современной астрофизики. Наблюдения за карликовыми галактиками Андромеды, проводимые с помощью мощных телескопов и сложных вычислительных моделей, позволяют ученым лучше понять сложные гравитационные взаимодействия, формирующие галактики во Вселенной. Эти знания могут помочь нам понять не только прошлое и настоящее нашей собственной галактики Млечный Путь, но и предсказать ее будущее столкновение с Андромедой через несколько миллиардов лет.

Запрос «Туманность Андромеды» перенаправляется сюда; см. также другие значения.
У этого термина существуют и другие значения, см. M31.
Галактика Андромеды
Галактика
Изображение галактики Андромеды с усиленной линией H-альфа
Изображение галактики Андромеды с усиленной линией H-альфа
История исследования
Обозначения M 31, NGC 224, PGC 2557
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)

Созвездие Андромеда
Прямое восхождение 00ч 42м 44,33с
Склонение 41° 16; 7,50;
Видимые размеры 3° ; 1°
Видимая зв. величина +3,44m
Характеристики
Тип SA(s)b

Входит в Местная группа 12
[TSK2008] 222

Лучевая скорость   300 ± 4 км/с[2][4]
z 0,001

Расстояние 2,4—2,7 млн св. лет (740—830 тыс. пк)
Абсолютная звёздная величина (V) 21,2m

Масса 0,8—1,5;10е12 M;
Радиус 23,5 килопарсека

Свойства Крупнейшая галактика Местной группы
Информация в базах данных
SIMBAD M 31

Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
 Медиафайлы на Викискладе

Часть галактики
Галактика Андромеды (Туманность Андромеды, M 31, NGC 224, PGC 2557) — спиральная галактика, наблюдаемая в созвездии Андромеды. Её диаметр составляет 47 килопарсек, что больше, чем у нашей Галактики, и она содержит в несколько раз больше звёзд, чем Млечный Путь. Расстояние от нашей Галактики до неё составляет около 800 килопарсек (2,6 млн. световых лет), что делает её ближайшей из крупных галактик, а также крупнейшей галактикой Местной группы. Её масса приблизительно равна массе Млечного Пути или даже меньше.

Галактика Андромеды имеет как выраженную сферическую подсистему, так и диск с заметными спиральными рукавами, поэтому по классификации Хаббла её относят к типу Sb. Диск содержит более половины звёздной массы галактики, имеет искривлённую форму, в нём наблюдается кольцо радиусом 10 килопарсек с повышенным содержанием областей H II и OB-ассоциаций. Балдж и гало сплюснуты, бар в галактике напрямую не наблюдается, но некоторые признаки указывают на его наличие. В центре галактики имеется двойное ядро, а на периферии наблюдаются различные структуры, образованные приливными взаимодействиями. Звёздное население этой галактики в среднем более старое, чем в нашей галактике, а темп звездообразования более низкий и составляет лишь 20—30 % такового в Млечном Пути.

В галактике Андромеды известно около 400 шаровых звёздных скоплений, что в 2—3 раза больше, чем в Млечном Пути. Система шаровых скоплений и сами эти объекты в некоторых отношениях отличаются от таковых в нашей Галактике: массивные, но довольно молодые скопления в M 31 не имеют аналогов в Млечном Пути. Молодые скопления небольшой массы, похожие на рассеянные скопления Млечного Пути, и OB-ассоциации в галактике Андромеды также присутствуют.

В галактике известно как минимум 35 тысяч переменных звёзд различных типов: в основном это цефеиды, яркие голубые переменные, переменные типа RR Лиры, долгопериодические переменные, а также переменные типа R Северной Короны. За всю историю наблюдений в галактике вспыхнула одна сверхновая — S Андромеды, а новых звёзд регистрируется в среднем пятьдесят в год. Также в галактике есть один кандидат в экзопланеты — PA-99-N2b.

Галактика имеет более 20 спутников, многие из которых — карликовые сфероидальные галактики. Наиболее яркие из них — M 32 и M 110, и, возможно, к её спутникам также относится галактика Треугольника.

Галактика Андромеды и Млечный Путь сближаются, по расчётам, через 4 миллиарда лет произойдёт их столкновение и последующее слияние.

Самое раннее сохранившееся упоминание галактики относится к 964 году нашей эры. До 1920-х годов данных о расстоянии до галактики практически не было, но в 1923 году Эдвин Хаббл показал, что M 31 находится вне нашей Галактики и по некоторым параметрам сравнима с ней. На сегодняшний день это одна из самых изученных галактик.

Галактика Андромеды имеет видимую звёздную величину +3,44m и угловой диаметр в 6 раз больше углового диаметра Луны, благодаря чему она видима невооружённым глазом и популярна как объект для наблюдения среди астрономов-любителей. Туманность Андромеды часто упоминается в научной фантастике.


Долгое время считалось, что галактика Андромеды и Млечный Путь являются тесными аналогами, в том числе по происхождению, однако накопленные наблюдательные данные указывают на существенные различия в их эволюционной истории. Ряд исследований указывает на то, что Андромеда имела бурное прошлое, характеризующееся масштабными аккреционными событиями[5].

Модель, предложенная в 2018 году Франсуа Хаммером[англ.] (Парижская обсерватория), а также независимо Ричардом Д’Соузой (Ватиканская обсерватория) и Эриком Беллом (Университет Мичигана), предполагает, что существенный вклад в формирование современного вида галактики Андромеды внесло столкновение с крупной спиральной галактикой, масса которой составляла около 40 % звёздной массы Млечного Пути. Согласно реконструкции сценария событий, около 6 миллиардов лет назад сторонняя спиральная галактика вошла в сферу влияния темного гало галактики Андромеды. С этим событием, как отмечает Эрик Белл, связано прекращение звездообразования в галактиках-спутниках захваченного объекта из-за потери ими газа.

Между 4 и 5 миллиардами лет назад произошло первое тесное сближение, сопровождавшееся вспышкой звездообразования на всём диске галактики Андромеды и в M32. Окончательное столкновение и слияние дисков, согласно наблюдательным данным, состоялось около 2 миллиардов лет назад. Этот катастрофический эпизод вызвал утолщение звездного диска, образование массивного и металлобогатого гало, массовое появление новых звезд и вспышки сверхновых в диске галактики Андромеды. После слияния в самой галактике Андромеде темпы звездообразования резко снизились, а в M32 оно прекратилось полностью. На этот же период приходится формирование самых молодых звезд в гало галактики Андромеды

Согласно одной из версий ядро галактики, с которой столкнулась галактика Андромеды, сохранилось в виде компактной эллиптической галактики M32.
Идея о том, что галактика Андромеды вобрала большую часть звёзд M32, высказывалась ещё в 1972 году Сандрой Фабер. На связь M32 с этим столкновением указывают её необычные свойства: высокая металличность, наличие молодых звёзд и компактные размеры. Однако вопрос о том, является ли M32 остатком разрушенной галактики, остаётся предметом дискуссий.

Франсуа Хаммер не согласен с тем, что M32 является остатком слияния, утверждая, что столь массивная вторгшаяся галактика (~40 % массы Млечного Пути, или ~10 масс БМО) должна была испытать сильное динамическое трение и быстро слиться с центром галактики Андромеды без остатка. Также моделирование показывает, что остаток должен находиться к востоку от галактики Андромеды, тогда как M32 расположена к югу. Каролина Гилберт (Институт исследований космоса с помощью космического телескопа) отмечает, что доказательства связи M32 со слиянием считаются косвенными, но интригующими

Свойства
Основные характеристики

Галактика Андромеды в ультрафиолетовых лучах
Снимок телескопа Спитцер

Галактика Андромеды в инфракрасном диапазоне
Галактика Андромеды — спиральная галактика, удалённая от Млечного Пути на 740—830 килопарсек и наблюдаемая в созвездии Андромеды. По классификации Хаббла имеет тип Sb. Галактика является крупнейшей в Местной группе, а также ближайшей крупной галактикой к Млечному Пути. Хотя расстояние до этой галактики известно с одной из лучших точностей в астрономии, погрешность всё равно заметна и обусловлена неточностью измеренного расстояния до Малого Магелланова Облака, которое служит ступенью шкалы расстояний в астрономии

Диаметр галактики, измеренный по изофоте 25m на квадратную секунду дуги в фотометрической полосе B, составляет 47 килопарсек[9], что больше, чем диаметр Млечного Пути[10]. В пределах 30 килопарсек от центра галактики заключена масса в 3;1011 M;, из которой на звёзды приходится около 1011 M;[11]. В более далёких частях галактики звёзды и газ уже практически не наблюдаются, но общая масса в области с радиусом в 100 килопарсек от центра, по разным оценкам, находится в диапазоне 0,8—1,5;10е12 M;, в том числе из-за гало тёмной материи. Всего же галактика содержит порядка триллиона звёзд, а её абсолютная звёздная величина в полосе V составляет ;21,2m
Таким образом, галактика Андромеды вдвое больше по размеру, чем Млечный Путь, и содержит в 2,5—5 раз больше звёзд. При этом массы двух галактик как минимум равны, а скорее всего, масса Млечного Пути даже больше за счёт гало, хотя до недавнего времени считалось, что галактика Андромеды значительно массивнее Млечного Пути, так как не было точной информации о массе гало M 31

Видимая звёздная величина галактики в полосе V составляет +3,44m, а показатель цвета B;V — +0,92m[17]. Плоскость галактики расположена под углом в 12,5° к лучу зрения[15], позиционный угол её большой полуоси составляет 38°[18].
Величина межзвёздного поглощения в полосе V для галактики составляет 0,19m, а межзвёздное покраснение в цвете B;V — 0,06m, но из-за больших угловых размеров галактики эта величина должна различаться для разных её областей
Северо-западная часть диска галактики — ближайшая к Млечному Пути


Структура

Профиль поверхностной яркости галактики M 31 вдоль её большой оси. Точки — наблюдательные данные, линия — модель; вклад балджа и диска показан, соответственно, красной пунктирно-точечной и синей пунктирной линиями
Галактика Андромеды имеет как выраженную сфероидальную составляющую, так и диск с заметными спиральными рукавами. По классификации Хаббла её относят к типу Sb[6][15], а в классификации де Вокулёра она имеет тип SA(s)b[18].

Диск
В диске галактики содержится 56 % звёздной массы галактики[21], он обеспечивает 70 % светимости галактики[22]. Диск имеет искривлённую форму: северо-восточная часть диска отклонена к северу, а юго-восточная — к югу относительно его большой оси[23].

Распределение яркости в диске экспоненциальное, а характерный радиус диска вблизи оптического диапазона зависит от длины волны, уменьшаясь для более коротких волн. Так, характерный радиус диска в полосе U составляет 7,5 килопарсек, в полосе V — 5,7 килопарсека, а в полосе K — только 4,4 килопарсека. Таким образом, окраина диска имеет более голубой цвет и более молодое звёздное население, чем центральные области[24]

В диске галактики наблюдается множество сегментов спиральных рукавов: во внутренних областях галактики они выделяются в основном за счёт пыли, а во внешних — за счёт сверхгигантов и областей H II[26][27]. Скорее всего, формирование спиральной структуры в галактике Андромеды не объясняется теорией волн плотности[18]. Кроме спиральной структуры, в диске галактики наблюдается кольцо, окружающее центр на расстоянии приблизительно в 10 килопарсек от него, — так называемый молодой диск (англ. young disc): он отличается большим количеством областей H II и OB-ассоциаций. Молодой диск содержит 1 % звёздной массы звёзд и при моделировании иногда рассматривается как отдельная от диска составляющая галактики  22468

Диск Андромеды имеет особенности, отличающие его от Млечного Пути. Если диск нашей галактики состоит в основном из тонкого диска (толщиной около 2000 световых лет в окрестностях Солнца) и более старого толстого диска, то диск Андромеды, по словам Франсуа Хаммера, представляет собой преимущественно толстый диск[5].

В 2015 году Клэр Дорман с коллегами сообщили, что звезды Андромеды старше 2 миллиардов лет имеют очень высокую дисперсию скоростей, что характерно для толстого диска. В 2023 году Джулианна Далкантон[англ.] и её коллеги измерили толщину звездного диска галактики Андромеды, которая составила примерно 5000 световых лет. Наличие относительно молодых звезд в толстом диске галактики Андромеды указывает на его недавнее формирование, около 2 миллиардов лет назад. Примерно 2-4 миллиарда лет назад по всему диску галактики Андромеды прошла мощная вспышка звездообразования. По словам Бенджамина Уильямса (Вашингтонский университет), наблюдения телескопа Hubble выявляли избыток звезд этого возраста во всех областях диска[5].

Сферическая подсистема
Светимость сферической подсистемы составляет 30 % светимости галактики[22]. Балдж и гало содержат, соответственно, 30 % и 13 % звёздной массы галактики[21].

Балдж имеет эффективный радиус в 3,8 килопарсека, видимое отношение осей составляет 0,6 ; причиной такой сплюснутости является его вращение. Гало галактики Андромеды также сплюснуто с отношением осей 0,55 
Балдж M 31 содержит как классическую составляющую, так и ящикообразную

Гало
Звездное гало галактики Андромеды существенно отличается от гало Млечного Пути. Если гало нашей галактики содержит преимущественно старые звезды с низким содержанием металлов и имеет массу около 1 миллиарда солнечных масс (примерно 2 % от общей звездной массы), то звездное гало галактики Андромеды содержит гораздо больше звёзд — до 20 миллиардов солнечных масс. По утверждению Франсуа Хаммера, гало галактики Андромеды намного сложнее гало нашей галактики[5].

В 1980-х и 1990-х годах астрономы обнаружили, что гало галактики Андромеды, вопреки ожиданиям, относительно богато металлами. Эрик Белл назвал это открытие «крайне удивительным». В 2001 году Родриго Ибата[фр.] с коллегами обнаружил звездный поток в южной части гало галактики Андромеды, простирающийся на 330 000 световых лет. Франсуа Хаммер описал этот поток как «гигантский» и «совершенно необычный», не имеющий аналогов в Млечном Пути. Звезды в этом потоке имеют содержание железа около 45 % от солнечного, что значительно выше, чем в гало Млечного Пути (1-10 %)[5].

По одной из гипотез, миллиарды звезд из спиральной галактики, с которой столкнулась галактика Андромеды, были рассеяны по её гало, что объясняет его необычные характеристики[5].

Бар
Галактика Андромеды наклонена к картинной плоскости достаточно сильно, чтобы её бар сам по себе был трудно заметен, но слишком слабо, чтобы балдж имел отчётливую ящикообразную форму. Тем не менее, о наличии в галактике бара, расположенного практически вдоль луча зрения, свидетельствуют некоторые косвенные данные, например, кинематические свойства атомарного водорода или ориентация внутренних изофот галактики[33].

Ядро

Изображение двойного ядра галактики Андромеды
В центре галактики Андромеды наблюдается ядро. Его видимая звёздная величина в полосе V составляет 12,6m, что соответствует абсолютной звёздной величине ;12,0m[34]. Ядро является двойным: в середине наблюдаются две области, P1 и P2, разделённые расстоянием в 1,8 парсека, где концентрируются звёзды. P1 более яркая, при этом в центре галактики находится не она, а более тусклая P2. Более тусклая область имеет эффективный радиус в 0,2 парсека и, возможно, содержит сверхмассивную чёрную дыру массой 5;107 M;[34].

Двойственность ядра можно объяснить либо тем, что галактика Андромеды в прошлом поглотила шаровое скопление или небольшую галактику, ядро которой и наблюдается, либо тем, что ядро частично затенено пылью, что может создавать иллюзию двойственности ядра[7][8]. Само ядро имеет очень высокую светимость, в 60 раз превышающую светимость среднего шарового скопления в галактике. Также ядро, подобно ядру нашей Галактики, является радиоисточником, но его светимость в этом диапазоне в 30 раз слабее, чем у источника в центре Млечного Пути[28].

Приливные структуры
В галактике наблюдается множество структур, возникших в результате приливных взаимодействий. Особенно они заметны во внешнем гало ; на расстояниях более 50 килопарсек от центра галактики, некоторые из них простираются до расстояний более 100 килопарсек от центра M 31. Эти структуры удаётся отслеживать по звёздам вершины ветви красных гигантов[35].

Например, Гигантский звёздный поток (англ. Giant stellar stream) ; наиболее заметная из приливных структур M 31 ; образовалась в результате прохождения карликового спутника в нескольких килопарсеках от центра галактики Андромеды. Спутник имел массу, составляющую, по разным оценкам, 1;5;109 M;, двигался по практически радиальной орбите, а прохождение случилось 1;2 миллиарда лет назад[35].

Звёздное население
В центральных частях галактики доминируют звёзды классического балджа, у большинства из которых возраст составляет 11—13 миллиардов лет и наблюдается повышенная металличность ; в центре она равна 0,35[комм. 1] и понижается с удалением от центра. У этих звёзд также наблюдается повышенное содержание альфа-элементов относительно железа. У звёзд бара содержание альфа-элементов относительно железа повышено, но их металличность близка к солнечной. В диске звёздное население более молодое, в некоторых областях его средний возраст составляет 3;4 миллиарда лет. Таким образом, во внутренних областях M 31 сначала за сравнительно короткое время образовался классический балдж и первичный диск, в котором сформировался бар, сейчас наблюдаемый как ящикообразная компонента балджа. После этого звездообразование в балдже продолжалось, что увеличивало металличность центральных областей, а диск сформировался позже[37][38].

В гало также наблюдается градиент металличности звёздного населения: она понижается ко внешним областям. На расстоянии в 20 килопарсек от центра медианная металличность составляет ;0,5, а на расстояниях более 90 килопарсек она понижается до ;1,4[39]. Внутри приливных структур (см. выше) также может наблюдаться определённое распределение металличности: например, в центре Гигантского звёздного потока металличность составляет от ;0,7 до ;0,5, а на окраине падает до ;1,4[35]. Звёзды и шаровые скопления в гало распределены по-разному: для звёзд их пространственная плотность
;
{\displaystyle \rho } зависит от расстояния
R
{\displaystyle R} как
;
;
R
;
5
{\displaystyle \rho \propto R^{-5}}, а для скоплений — как
;
;
R
;
3
{\displaystyle \rho \propto R^{-3}}, то есть система шаровых скоплений является более протяжённой, чем звёздная. Кроме того, у звёзд внутренней части гало выше металличность, чем у скоплений, — это может объясняться тем, что скопления сформировались раньше, чем большинство звёзд в гало[40].

Наиболее яркие звёзды населения I ; OB-звёзды, звёзды Вольфа ; Райе, красные сверхгиганты ; наблюдаются по отдельности, как и ярчайшие красные гиганты из населения II. Например, известно, что звёзды Вольфа — Райе последовательности WN сходны с таковыми во Млечном Пути, а последовательности WC — отличаются более слабыми и широкими линиями в спектре[41].

Нынешний темп звездообразования в галактике Андромеды составляет 0,35—0,4 M; в год[42], что соответствует лишь 20—30 % от такового в Млечном Пути, и звёзды в галактике Андромеды в среднем более старые[16]. В полосе g соотношение масса — светимость в единицах M;/L; составляет порядка 5,3 для балджа, 5,2 для диска, 6,2 для гало и 1,2 для молодого диска[21].

Звёздные скопления и ассоциации

Шаровое звёздное скопление Майалл II — ярчайшее скопление в галактике и во всей Местной группе

Некоторые звёздные скопления M 31
Галактика Андромеды имеет выраженную систему шаровых звёздных скоплений: их известно около 400, что в 2—3 раза больше, чем в Млечном Пути, а по теоретическим оценкам их в галактике примерно 450. Среди них — скопление Майалл II, самое яркое скопление в Местной группе, которое имеет массу в 7—15 миллионов масс Солнца (что вдвое больше, чем у Омеги Центавра) и, возможно, является ядром разрушенной карликовой галактики[8][15][28][43]. В среднем шаровые звёздные скопления в галактике Андромеды имеют бо;льшую металличность, чем в Млечном Пути[44].

В галактике Андромеды известны скопления с большим количеством звёзд, по возрастам занимающие три диапазона: первый — от 100 до 500 миллионов лет, второй — около 5 миллиардов лет, третий — 10—12 миллиардов лет, при этом некоторые из таких скоплений относятся к диску галактики. В отличие от галактики Андромеды, в Млечном Пути скопления с большим количеством звёзд — шаровые скопления — практически одинаково старые, с возрастом 10—12 миллиардов лет, а молодые отсутствуют[45][46].

Вероятно, наличие молодых скоплений в галактике Андромеды объясняется поглощением ею неправильных галактик в прошлом. Такие скопления малого возраста могут рассматриваться и как шаровые, и как отдельный тип, называемый населёнными голубыми скоплениями (англ. populous blue clusters), представители которого считаются предшественниками типичных шаровых скоплений[45][46].

Кроме того, в галактике Андромеды имеются звёздные скопления, по характеристикам промежуточные между шаровыми звёздными скоплениями и карликовыми сфероидальными галактиками, аналогов которым в Млечном Пути не обнаружено. Хотя их светимости и цвета такие же, как и у обычных шаровых скоплений, они отличаются очень большими радиусами — порядка 30 парсек[47].

В галактике Андромеды нет выраженной границы между скоплениями гало и скоплениями балджа, в отличие от Млечного Пути. В нашей Галактике скопления балджа имеют металличность выше ;1,0[комм. 1], а скопления гало — ниже, а скоплений с промежуточными значениями металличности наблюдается мало, в то время как в галактике Андромеды распределение скоплений по металличностям более равномерное. Кроме того, в M 31 некоторые скопления, расположенные в гало достаточно далеко от центра, имеют относительно высокие металличности — до ;0,5[48].

Молодые скопления небольшой массы, похожие на рассеянные скопления Млечного Пути, в галактике Андромеды также присутствуют — по оценкам, в M 31 таких объектов должно быть около 10 тысяч[46]. В галактике известно около 200 OB-ассоциаций: они сосредоточены в спиральных рукавах и в молодом диске (см. выше), но даже там их концентрация относительно мала в сравнении с нашей Галактикой[49][50].

Межзвёздная среда
Межзвёздная среда M 31 состоит из газа с разной температурой и пыли[51]. Общая масса атомарного водорода в галактике составляет около 4;109 M;[15][52], а масса пыли — 5;107 M;[53].

В галактике Андромеды пыли достаточно, чтобы она наблюдалась в виде пылевых полос, частично затемняющих свет с северо-западной стороны от балджа. Пылевые полосы хорошо заметны из-за большого угла наклона плоскости галактики к картинной плоскости. Всего в галактике известно более 700 отдельных пылевых облаков[54].

Пыль в галактике M 31 влияет на поглощение и покраснение света. Помимо того избытка цвета, которое создаёт пыль в нашей Галактике, покраснение в цвете B;V за счёт пыли в галактике Андромеды в некоторых областях достигает 0,45m. Зависимость величины поглощения от длины волны отличается от таковой для пыли Млечного Пути. Пыль также вносит вклад в поляризацию излучения M 31, и зависимость степени поляризации от длины волны тоже отличается от наблюдаемой в нашей Галактике. Из-за некоторого нагрева пыль сама излучает в инфракрасном диапазоне[54]. Отношение количества пыли к количеству газа постепенно уменьшается от центра галактики к периферии[53].

Атомарный водород в M 31 сосредоточен в диске, особенно в спиральных рукавах и в кольце радиусом в 10 килопарсек (см. выше), а искривление диска лучше всего заметно именно по структуре атомарного водорода. В местах, где происходит активное звездообразование, плотность атомарного водорода снижена[55].

В галактике известно более 3900 областей H II[56], а также 26 остатков сверхновых и ещё 20 кандидатов в такие объекты[57]. Кроме них, известно более 4200 планетарных туманностей[58], а всего в галактике, по оценкам, их должно быть около 8 тысяч[59]. Остатки сверхновых отличают от областей H II по наличию излучения нетепловой природы в радиодиапазоне. Хотя области H II в галактике сами по себе довольно типичны, в их совокупности мало ярких объектов. Металличность областей H II понижается от центра к окраине галактики[60].

В галактике также наблюдается излучение отдельных молекул ; например, CO, которые располагаются в молекулярных облаках. В спиральных рукавах излучение приходит из гигантских молекулярных облаков с массами порядка 106 M;, а между рукавами излучают менее крупные облака с массами порядка 104 M;[61].

Переменные звёзды
В галактике Андромеды известно как минимум 35 тысяч переменных звёзд различных типов[62]. В первую очередь это цефеиды — яркие звёзды с определённой зависимостью между периодом и светимостью, по которой можно определять расстояние до них. В галактике известно 2686 таких звёзд[63], большинство цефеид имеет периоды от 5 до 125 суток. Среди других известных типов переменных — яркие голубые переменные, переменные типа RR Лиры, долгопериодические переменные, а также переменные типа R Северной Короны[64][65].

Одна из переменных звёзд — M31-RV — проявилась довольно необычным образом: она резко увеличила свою яркость в 1988 году, достигла абсолютной звёздной величины ;10m и стала одной из самых ярких звёзд галактики, а затем потускнела и перестала быть видимой. При этом по наблюдаемым свойствам эта звезда сильно отличалась от типичных новых звёзд и была похожа на переменную V838 Единорога, вспыхнувшую в нашей Галактике. Одно из возможных объяснений такого поведения ; слияние двух звёзд[66][67].

Новые и сверхновые
В галактике Андромеды вспыхивает в среднем около 50 новых звёзд в год, всего в галактике зарегистрировано не менее 800 таких объектов[68]. При этом отношение частоты вспышек новых звёзд к светимости галактики довольно низко по сравнению с другими галактиками, что может быть связано с низким темпом звездообразования в M 31[69][70]. У одной из повторных новых звёзд ; M31N 2008-12a ; вспышки наблюдались уже как минимум 8 раз[71].

За всю историю наблюдений в галактике была зарегистрирована единственная сверхновая — S Андромеды, наблюдавшаяся в 1885 году[8]. Её видимая звёздная величина составила 6,7m в максимуме блеска, и современниками она была принята за новую звезду, а не сверхновую (см. ниже). Количество остатков сверхновых, а значит, и частота их вспышек в галактике невелики для её светимости из-за пониженного темпа звездообразования[72][73].

Экзопланеты
В галактике есть кандидат в экзопланеты — PA-99-N2b, на существование которого может указывать событие микролинзирования, наблюдавшееся в 1999 году. Однако после объявления об открытии оно было поставлено под сомнение[74], и на данный момент планета считается неподтверждённой[75].

Радиоизлучение
Как и многие галактики, M 31 излучает в радиодиапазоне, но мощность этого излучения невелика, поэтому галактику Андромеды не относят к радиогалактикам. Например, на частоте 325 МГц наблюдается 405 источников[76], среди них, например, остатки сверхновых. Радиоизлучение приходит в основном из центра галактики и из кольца с радиусом в 10 килопарсек, а области, где мощность радиоизлучения повышена, соответствуют областям более активного звездообразования. Радиоизлучение M 31 поляризовано: галактика имеет магнитное поле, поэтому электроны, движущиеся в нём с релятивистскими скоростями, создают поляризованное синхротронное излучение[77][78].

Рентгеновские источники
В галактике Андромеды известно как минимум 1897 источников рентгеновского излучения, некоторые из которых проявляют переменность. Среди этих источников — рентгеновские двойные и остатки сверхновых, также мягкое рентгеновское излучение создают белые карлики с высокой температурой[79][80]. Некоторые источники наблюдаются в шаровых скоплениях галактики — яркость скоплений M 31 в рентгеновском диапазоне выше, чем шаровых скоплений Млечного Пути[81]. Ещё одно отличие источников в галактике Андромеды от источников в Млечном Пути — сосредоточение в центре: ярких источников в балдже M 31 гораздо больше, чем в балдже Млечного Пути, а ещё более сильным различие становится при сравнении внутренних частей балджей[82].

Движение

Кривая вращения M 31. Пунктирными линиями указан вклад различных частей галактики в общую кривую вращения, обозначенную сплошной линией
Лучевая скорость M 31 относительно Земли равна ;310 км/с, а относительно центра Млечного Пути ;120 км/с[52], то есть галактики сближаются. Тангенциальная скорость галактики Андромеды составляет 57 км/с, так что галактики столкнутся в будущем (см. ниже)[8][20].

Кривая вращения галактики имеет максимум в области 1—15 килопарсек от центра, на этих расстояниях скорость вращения галактики составляет 240—250 км/с[21]. С точки зрения наблюдателей на Земле вращение галактики происходит против часовой стрелки[20].

Столкновение Млечного Пути и галактики Андромеды
Продолжительность: 1 минута и 17 секунд.1:17
Модель слияния Млечного Пути и галактики Андромеды
Основная статья: Столкновение Млечного Пути и галактики Андромеды
Поскольку галактика Андромеды и Млечный Путь сближаются со скоростью около 120 км/с, а тангенциальная скорость галактики Андромеды при этом достаточно мала, галактики в будущем столкнутся. Это произойдёт через 4 миллиарда лет, после чего на процесс слияния уйдёт ещё 2 миллиарда лет, а в результате слияния образуется эллиптическая галактика. При слиянии галактик столкновения отдельных звёзд всё равно будут маловероятны из-за низкой концентрации звёзд, но, возможно, Солнечная система будет выброшена на далёкое расстояние от центра получившейся галактики. В этом столкновении будет участвовать галактика Треугольника, и возможно, Млечный Путь столкнётся с ней раньше, чем с галактикой Андромеды[7][15][83].

Спутники

Расположение галактики Андромеды со спутниками в Местной группе
Основная статья: Список галактик-спутников галактики Андромеды
У галактики Андромеды известно более 20 галактик-спутников. Многие из спутников M 31 — карликовые сфероидальные галактики, подобных которым в системе Млечного Пути не наблюдается[84]. В Местной группе эти спутники с самой M 31 образуют подгруппу Андромеды[85]. Наиболее яркие и заметные из спутников — M 32 и M 110, кроме того, возможно, к спутникам галактики Андромеды относится галактика Треугольника[7][8].

Приливное взаимодействие между галактикой и спутниками приводит к тому, что с некоторыми из спутников связаны звёздные потоки и другие приливные структуры (см. выше)[35][86][87]. Кроме того, M 32 прошла через диск галактики Андромеды 200 миллионов лет назад или раньше, что привело к деформации спиральных рукавов и появлению кольца в галактике[88], а между этими двумя галактиками наблюдается «мост» из вещества[62].

История изучения
До XX века

Зарисовка туманности, сделанная Шарлем Мессье в 1807 году

Фотография, сделанная Исааком Робертсом в 1899 году
При хороших условиях наблюдения галактика Андромеды видна невооружённым глазом как туманность и, скорее всего, неоднократно наблюдалась в древности. Однако первое сохранившееся упоминание о ней датируется лишь 964 (либо 965[89]) годом нашей эры и содержится в Книге неподвижных звёзд[англ.], составленной Ас-Суфи, где она описана как «маленькое облако»[8][90][91].

Из европейских источников, упоминающих туманность, известна голландская карта звёздного неба, которая датируется 1500 годом. Первым, кто наблюдал её с помощью телескопа, был Симон Марий в 1612 году. Туманность обнаружил также Джованни Баттиста Годиерна и, не зная о предыдущих наблюдениях, в 1654 году заявил о её открытии. В 1661 году галактику наблюдал Исмаэль Буйо и отметил при этом, что её открыл анонимный астроном в начале XVI века; тем не менее, Эдмунд Галлей считал первооткрывателем именно Буйо и указал это в своей работе 1716 года, посвящённой туманностям. Шарль Мессье внёс туманность в свой каталог в 1764 году под 31-м номером. В качестве первооткрывателя он указал Симона Мария, хотя тот не был первооткрывателем и не заявлял об открытии. Позже Мессье внёс в каталог и два спутника галактики — M 32 и M 110[8][90][91].

Уильям Гершель был первым, кто стал систематически исследовать туманности, в том числе и галактику Андромеды. Он считал, что M 31 и другие туманности рассеивают свет звёзд, из-за чего и выглядят туманными объектами, — это предположение оказалось верным для многих туманностей, но не для галактики Андромеды. Кроме того, Гершель ошибочно полагал, что за периоды в несколько лет внешний вид туманности меняется. Эта идея основывалась на том, что во времена Гершеля фотографии не существовало, и астрономы были вынуждены полагаться на зарисовки небесных тел, которые различались в зависимости от наблюдателя[92]. В 1785 году Гершель ошибочно оценил расстояние до галактики как 2000 расстояний до Сириуса, то есть 17 тысяч световых лет, но верно предположил, что туманность Андромеды похожа на Млечный Путь[8][62].

В 1847 году Джордж Бонд впервые обнаружил пылевые полосы в галактике[93]. В 1864 году Уильям Хаггинс заметил, что спектры туманностей делятся на непрерывные, которые встречаются также у звёзд, и эмиссионные, которые наблюдаются у газопылевых туманностей. Хаггинс обнаружил, что спектр M 31 непрерывен[8].

В 1885 году в галактике вспыхнула сверхновая — S Андромеды, первая зарегистрированная сверхновая вне Млечного Пути и пока что единственная в галактике Андромеды (см. выше)[8]. Эта сверхновая была принята за новую звезду, и эта ошибка утвердила мнение, что M 31 находится в нашей Галактике[94].

В 1887 году Исаак Робертс[англ.] сделал первую в истории фотографию M 31, на которой были обнаружены некоторые детали структуры галактики[8]. Робертс заметил кольцеобразные структуры и сделал ошибочный вывод, что он наблюдает туманность, где образуется планетная система. В 1899 году он сделал больше фотографий галактики и понял, что структуры, принятые им за кольца, на самом деле являются спиральными рукавами[95].

В 1888 году Джон Дрейер опубликовал Новый общий каталог, содержащий 7840 туманностей, звёздных скоплений и других объектов. Галактика Андромеды вошла в него как NGC 224. Кроме самой галактики, в каталог вошло находящееся в ней звёздное скопление NGC 206. Уже известные компаньоны M 32 и M 110 вошли в каталог как NGC 221 и NGC 205 соответственно; ещё два спутника получили обозначения NGC 147 и NGC 185[8][90][96].

XX век
В 1912 году Весто Слайфер измерил лучевую скорость M 31 и выяснил, что она приближается к Земле со скоростью 300 км/с, что оказалось наибольшим значением из всех измеренных до этого. Это стало свидетельством того, что туманность находится вне Млечного Пути[8]. Слайфер также обнаружил вращение галактики: на угловом расстоянии в 20 минут дуги от центра лучевая скорость отличалась на 100 км/с[97].

До 1920-х годов данных о расстоянии до галактики практически не было, а различные попытки измерения часто приводили к неопределённым или совершенно неверным результатам. Например, Карл Болин[швед.] в 1907 году обнаружил у M 31 параллакс в 0,17 секунды дуги, что привело к измеренному расстоянию всего в 6 парсек[98]. Напротив, величина параллакса, которую измерил Адриан ван Маанен в 1918 году, была меньше величины погрешности измерения. Другие методы также приводили к подобным результатам[99].

В 1922 году Эрнст Эпик предположил, что сплюснутость центральных частей галактики вызвана их вращением, и, зная саму скорость вращения, оценил расстояние до галактики в 450 килопарсек. В 1923 году Кнут Лундмарк по видимому блеску новых звёзд, обнаруженных в галактике, получил расстояние немногим более 1 мегапарсека. По порядку величины эти результаты сходятся с общепринятым значением[100].

В 1923 году Эдвин Хаббл обнаружил в галактике Андромеды две цефеиды — переменные звёзды, для которых была известна зависимость между периодом и светимостью. Благодаря этому открытию он позже определил, что расстояние до M 31 значительно превышает размеры Млечного Пути. Тем самым туманность Андромеды стала одним из первых астрономических объектов, для которого было доказано местонахождение вне нашей Галактики[101][102][103]. Впоследствии число переменных звёзд, известных Хабблу, увеличилось до 50, и в 1929 году он опубликовал работу, посвящённую галактике Андромеды. Оценка расстояния по цефеидам, сделанная Хабблом, составила 275 килопарсек ; она оказалась сильно занижена, поскольку в то время не было известно, что цефеиды делятся на два типа с разными зависимостями между периодом и светимостью[8]. Хаббл измерил массу галактики и некоторые другие её характеристики. Оценка массы также оказалась сильно заниженной и составила 3,5;109 M;, но, несмотря на ошибочность результатов, Хаббл смог показать, что M 31 ; галактика, во многом сравнимая с нашей[104].

После того как была опубликована работа Хаббла, важный вклад в изучение M 31 внёс Вальтер Бааде. До этого Хабблу удавалось различить отдельные звёзды только на периферии галактики, а Бааде в 1944 году смог пронаблюдать отдельные красные гиганты в центральной части галактики. Он обнаружил, что такие же красные гиганты наблюдаются в спутниках M 31 и в шаровых скоплениях Млечного Пути. Впоследствии Бааде сделал вывод, что в галактиках присутствует два звёздных населения: население I и население II. В 1952 году, также благодаря наблюдениям M 31, Бааде выяснил, что цефеиды населения I и населения II имеют различную зависимость между периодом и светимостью. При равных периодах цефеиды населения I в среднем в четыре раза ярче, чем населения II, поэтому в результате этого открытия оценки расстояния до галактик увеличились в два раза[комм. 2][105].

В дальнейшем были сделаны различные открытия. Например, в 1958 году Жерар Анри де Вокулёр изучил профиль яркости галактики и впервые разделил в нём вклад балджа и диска. В 1964 году Сидни ван ден Берг обнаружил OB-ассоциации в галактике, а в том же году Бааде и Хэлтон Арп опубликовали каталог областей H II. Первые планетарные туманности в галактике также открыл Бааде, но в больших количествах их стали открывать в 1970-х годах. В 1989 году был открыт остаток сверхновой S Андромеды, а в 1991 году с помощью телескопа Хаббл выяснилось, что ядро галактики является двойным[62][106].

XXI век
В XXI веке галактика Андромеды становилась объектом различных исследований. Среди них, например, The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury (PHAT) ; многополосное фотометрическое исследование части диска и центральной области галактики с помощью телескопа Хаббл. Его цель ; открытие звёздных скоплений, определение возрастов и металличностей отдельных звёзд и истории звездообразования в галактике. Другой пример ; The Pan-Andromeda Archaeological Survey (PAndAS) ; фотометрическое исследование внешних областей галактики, её гало и приливных структур в нём, а также спутников и удалённых звёздных скоплений[107]. Кроме того, с помощью данных, полученных в 2018 году на космическом телескопе Gaia, была изучена динамика самой галактики и большого числа звёзд в ней[20].

Галактика Андромеды является наиболее изученной из внешних галактик: в частности, она представляет интерес тем, что, в отличие от Млечного Пути, она наблюдается со стороны и все её особенности хорошо видны, а не скрыты межзвёздной пылью[8].

Наблюдения

Расположение M 31 в созвездии Андромеды

Сравнение угловых размеров Луны и галактики Андромеды (изображение смонтировано)
Галактика Андромеды наблюдается в одноимённом созвездии. Она имеет видимую звёздную величину +3,44m[17], что делает её не только видимой невооружённым глазом, но и самой яркой галактикой северного полушария небесной сферы[6]. Оценка её угловых размеров зависит от критериев и условий наблюдения, но в среднем размеры считают равными 3° ; 1°, а значит, угловой диаметр галактики Андромеды в 6 раз больше углового диаметра Луны[8]. Галактика видима во всём северном полушарии, а в южном — на широтах севернее ;40°[15], а лучший месяц для наблюдения — ноябрь[108]. Все эти свойства делают галактику достаточно популярным объектом для наблюдения[109].

Иногда эту галактику рассматривают как самый удалённый объект, видимый невооружённым глазом, хотя опытные наблюдатели могут разглядеть более удалённую галактику Треугольника[7].

Несмотря на высокий видимый блеск, поверхностная яркость галактики из-за её больших размеров невысока. Условия видимости сильно зависят от уровня светового загрязнения, хотя и в меньшей степени, чем для других галактик.

При некотором световом загрязнении всё ещё видна самая яркая центральная часть галактики, при использовании бинокля или небольшого телескопа можно заметить самые яркие спутники — M 32 и M 110, но структура остаётся неразличимой, и галактика видна как туманное пятно в форме овала

В телескоп с диаметром объектива 150 мм уже удаётся заметить структуру галактики — например, пылевые полосы, а также отдельные объекты: NGC 206 и некоторые шаровые скопления. Использование ещё более крупных инструментов, диаметром 350 мм, позволяет различить множество деталей: выделяется звездоподобное ядро, видны пылевые полосы в деталях. Можно заметить множество шаровых и рассеянных скоплений, а также отдельные яркие звёзды, например, AF Андромеды.

Кроме того, становятся заметны галактики, находящиеся за M 31 на луче зрения: Маркарян 957 и 5Zw 29. Для наблюдения ближайших спутников M 31 — Андромеды I, II и III — необходим телескоп с диаметром объектива 500 мм.
При фотографировании с длительной выдержкой детали на изображении могут быть видны даже без использования телескопа



Особый интерес для астрономов представляет феномен приливных потоков – протяженных структур из звезд и газа, вытянутых вдоль орбит карликовых галактик. Эти потоки образуются в результате гравитационного воздействия Андромеды, «вырывающей» вещество из карликовых галактик.
Изучение структуры и состава приливных потоков позволяет оценить массу и распределение темной материи в гало Андромеды и карликовых галактик, а также проверить теоретические модели формирования этих структур.

Кроме того, карликовые галактики Андромеды служат уникальным полигоном для изучения процессов звездообразования в условиях низкой металличности (содержания элементов тяжелее водорода и гелия).
В отличие от более массивных галактик, карликовые галактики сохранили в себе вещество, близкое по составу к первичному веществу Вселенной.
Изучение процессов звездообразования в таких условиях позволяет лучше понять, как формировались первые звезды и галактики в ранней Вселенной.

Не менее важна роль карликовых галактик в проверке космологических моделей. Количество и распределение карликовых галактик вокруг больших галактик, таких как Андромеда и Млечный Путь, являются важными параметрами, которые должны соответствовать предсказаниям этих моделей.
Обнаружение расхождений между наблюдениями и теоретическими предсказаниями может указывать на необходимость пересмотра наших представлений о природе темной материи и механизмах формирования галактик.

Таким образом, изучение карликовых галактик Андромеды – это многообещающее направление современной астрофизики, позволяющее решать фундаментальные вопросы о природе Вселенной, формировании галактик и эволюции космических структур. Дальнейшие исследования, основанные на новых наблюдениях и теоретических разработках, обещают принести еще больше открытий и углубить наше понимание космоса.

Особый интерес для астрономов представляет феномен приливных потоков – протяженных структур из звезд и газа, вытянутых вдоль орбит карликовых галактик. Эти потоки образуются в результате гравитационного воздействия Андромеды, «вырывающей» вещество из карликовых галактик. Изучение структуры и состава приливных потоков позволяет оценить массу и распределение темной материи в гало Андромеды и карликовых галактик, а также проверить теоретические модели формирования этих структур.

Кроме того, карликовые галактики Андромеды служат уникальным полигоном для изучения процессов звездообразования в условиях низкой металличности (содержания элементов тяжелее водорода и гелия). В отличие от более массивных галактик, карликовые галактики сохранили в себе вещество, близкое по составу к первичному веществу Вселенной. Изучение процессов звездообразования в таких условиях позволяет лучше понять, как формировались первые звезды и галактики в ранней Вселенной.

Не менее важна роль карликовых галактик в проверке космологических моделей. Количество и распределение карликовых галактик вокруг больших галактик, таких как Андромеда и Млечный Путь, являются важными параметрами, которые должны соответствовать предсказаниям этих моделей. Обнаружение расхождений между наблюдениями и теоретическими предсказаниями может указывать на необходимость пересмотра наших представлений о природе темной материи и механизмах формирования галактик.

Таким образом, изучение карликовых галактик Андромеды – это многообещающее направление современной астрофизики, позволяющее решать фундаментальные вопросы о природе Вселенной, формировании галактик и эволюции космических структур. Дальнейшие исследования, основанные на новых наблюдениях и теоретических разработках, обещают принести еще больше открытий и углубить наше понимание космоса.

Для проведения этих исследований астрономы используют самые современные инструменты и методы. Мощные телескопы, расположенные как на Земле, так и в космосе, позволяют получать изображения карликовых галактик и приливных потоков с беспрецедентной детализацией.
Спектроскопические наблюдения дают возможность определить химический состав звезд и газа, а также измерить их скорости и расстояния. Компьютерное моделирование играет ключевую роль в интерпретации наблюдательных данных и проверке теоретических гипотез.

Особое внимание уделяется поиску и изучению новых карликовых галактик в окрестностях Андромеды. Каждая такая галактика представляет собой уникальную лабораторию для изучения процессов звездообразования и динамики галактик. Сравнение свойств различных карликовых галактик позволяет выявить общие закономерности и понять, какие факторы влияют на их эволюцию.

В последние годы были достигнуты значительные успехи в изучении темной материи в карликовых галактиках Андромеды. Анализ кривых вращения звезд и газа в этих галактиках показал, что темная материя играет доминирующую роль в их динамике. Однако распределение темной материи внутри карликовых галактик остается предметом дискуссий. Новые наблюдения и теоретические модели помогут разрешить эти споры и лучше понять природу темной материи.

Будущие исследования карликовых галактик Андромеды обещают быть еще более захватывающими. С запуском новых, более мощных телескопов и развитием новых методов анализа данных, астрономы смогут получить более полное представление о природе этих загадочных объектов и их роли в формировании Вселенной. Эти исследования не только расширят наши знания о космосе, но и помогут нам лучше понять место нашей собственной Галактики во Вселенной.


 скоро поступят новые данные из космоса
 там есть что то очень важное и интересное 
 о нашей группе галактик
 нужна детальная модель всей нашей группы галактик
 это нам нужно делать и делать как можно быстрее
 время не ждёт ..





Галактика, расположенная в созвездии Андромеды, является ближайшей к нам крупной галактикой, и ярчайшей из спиральных галактик, после Млечного пути (который тоже является спиральной галактикой, и тоже виден на нашем небе). Есть еще Магеллановы облака, которые по яркости соперничают с Галактикой Андромеды, но они — галактики не самостоятельные, а их спиральные структуры уже сильно разрушены приливным влиянием Млечного пути, в гравитационном плену которого они находятся уже несколько миллиардов лет. Они — наши спутники. А галактика Андромеды — это полноценный и очень крупный звёздный город, являющийся одновременно и центром влияния на другие звездные города — меньшего размера, объединивший их вокруг себя в количестве нескольких десятков.

Будет справедливым утверждение, что Галактика Андромеды возглавляет Местную Группу галактик. Не Мы! — Не Млечный путь, а именно галактика Андромеды здесь главная.

Местная группа галактик 
Местная группа галактик 
Её влияние распространяется не только на другие галактики, но и на человеческие умы, и уже довольно длительное время к этому поразительному объекту приковано внимание мыслителей, ученых, деятелей культуры и искусства. Туманности Андромеды (как её называли прежде, а кто-то называет и сейчас) посвящены фантастические романы, стихи и музыкальные произведения. И само созвездие Андромеды, в пределах которого на звездной карте волей случая оказалась эта галактика, ныне является самым известным, самым популярным. Не окажись в Андромеде этой роскошной галактики, сейчас мало кто из не увлеченных астрономией людей помнил бы о созвездии, содержащем лишь две-три звезды средней яркости.

Лучше всего видна Галактика Андромеды с конца лета, осенью, и до середины зимы — в северном географическом полушарии. Её склонение довольно высоко — выше 40 градусов. Поэтому для наблюдателей южного географического полушария условия для её наблюдения сильно хуже, а от средних южных широт и южнее “Туманность Андромеды” становится недоступной для наблюдений. Но фактически она невидима лишь из дальней оконечности Южной Америки и из всей Антарктиды. Даже с юга Африки и Австралии Туманность Андромеды увидеть можно — низко над горизонтом, но, скорее всего уже не просто глазом, а в бинокль — у горизонта все звезды, туманности и галактики сильно тускнеют из-за поглощения света в атмосфере.

Но если вы окажетесь темной ясной августовской ночью вдали от городской засветки в северном полушарии Земли — желательно в степи или в горах, не заметить “Туманность Андромеды” Вы вряд ли сможете. Чтобы её увидеть, не потребуется орлиное зрение. Будучи протяженным небесным объектом, “Туманность Андромеды” видна даже людям с близорукостью — все звезды размываются в пятна, и многие при этом теряются, но “Туманность Андромеды” и так размыта — ей терять нечего.

Словно маленький клочок Млечного пути, она светит ровным немерцающим таинственным светом — немного в стороне от основного Млечного рукава созвездий Кассиопеи и Персея.
Видимые размеры Галактики Андромеды даже глазу представляются внушительными — её угловая протяженность в несколько раз превосходит полную Луну. Правда, на городском небе можно заметить лишь небольшую — центральную часть галактики.

Показаны сравнительные видимые с Земли размеры галактики Андромеды и Луны — в едином масштабе. Но Луна никогда не бывает видна на небе вблизи этой галактики 
Показаны сравнительные видимые с Земли размеры галактики Андромеды и Луны — в едином масштабе. Но Луна никогда не бывает видна на небе вблизи этой галактики 
Кстати, наиболее близким из заметных созвездий к “Туманности” может показаться Кассиопея — её звёздная фигура знакома многим. И это можно использовать для поиска Галактики Андромеды.

Существует несколько способов отыскать эту Галактику
В конце лета и начале осени удобна как раз Кассиопея. Поднимаясь над юго-востоком, созвездие Кассиопеи напоминает латинскую букву “W”. Чуть ниже второго излома этой фигуры без труда обнаруживается продолговатое светящееся пятнышко, по размерам сравнимое с Луной.

Способ отыскать на небе галактику Андромеды, отталкиваясь от созвездия Кассиопеи 
Способ отыскать на небе галактику Андромеды, отталкиваясь от созвездия Кассиопеи 
Классический способ нахождения Галактики Андромеды отталкивается от средней из звезд “цепочки Андромеды”. Основная фигура Андромеды состоит из трех звезд — альфы, беты и гаммы — она протянулась с запада на восток. Галактика Андромеда расположена в 7 градусах к северо-западу от Беты Андромеды (звезды средней яркости по имени “Мирах”).

Классический способ нахождения галактики Андромеды, от звезды Бета Андромеды — Мирах 
Классический способ нахождения галактики Андромеды, от звезды Бета Андромеды — Мирах 
С созвездием Андромеды граничит созвездие Пегаса, самой заметной частью которого является огромный астеризм — “Квадрат Пегаса” — его тоже можно использовать для прокладывания курса к Галактике Андромеды. Она легко находится на продолжении диагонали “Квадрата”, если соединить Альфу Пегаса и Альфу Андромеды, продлить эту линию дальше — почти на такое же расстояние.

Способ отыскать на небе галактику Андромеды, использующий диагональ Квадрата Пегаса 
Способ отыскать на небе галактику Андромеды, использующий диагональ Квадрата Пегаса 
Звезда “Альфа Андромеды” — Альферац — входит в астеризм “Квадрат Пегаса”, и как-будто принадлежит сразу двум созвездиям. В древности так и считалось. 100 лет назад астрономы наконец определились с “гражданством” этой звезды.

Созвездия Андромеды и Пегаса, всегда изображаемые на звездных картах слитно. А соединяет их звезда Альфа Андромеда - Альферац. Она же известна как Дельта Пегаса 
Созвездия Андромеды и Пегаса, всегда изображаемые на звездных картах слитно. А соединяет их звезда Альфа Андромеда - Альферац. Она же известна как Дельта Пегаса 
И последний способ найти Галактику Андромеды опирается на звезду Алголь — бету Персея (знаменитую затменно-переменную звезду). Соединим её с крайней звездой “Цепочки Андромеды” — (Гамма Андромеды — “Аламак”) — и двинувшись по этой линии дальше мы вновь находим светящееся овальное пятнышко.

Способ отыскать на небе галактику Андромеды, опирающийся на звезды Алголь (Бета Персея) и Аламак (Гамма Андромеды) 
Способ отыскать на небе галактику Андромеды, опирающийся на звезды Алголь (Бета Персея) и Аламак (Гамма Андромеды) 
Сейчас всё больше любителей астрономии используют компьютеризированные телескопы, которые сами находят на небе нужный объект. И для нахождения каких-то очень слабых, трудных в поиске туманностей и галактик это удобно. Но научиться самостоятельно находить на небе такие классические и яркие объекты, как “Галактика Андромеды”, очень полезно для каждого увлеченного астрономией человека.

“Туманность Андромеды” известна людям с глубокой древности. Но понять её природу тогда люди не могли. Забегая вперед скажу, что даже в эпоху телескопической астрономии на протяжении трех столетий ученые ломали головы и выдвигали самые противоречивые гипотезы. И лишь относительно недавно нам стало более-менее ясно, с чем мы имеем дело.

В античные времена философы и жрецы видели здесь не имеющие отношения к реальности плоды фантазий. Кому-то казалось, что это в небесной дали неясно горит пламя свечи. А может быть это капля молока Богини Геры, пролитого при кормлении Геракла, которая случайно выбилась из общего млечного потока. Некоторые античные мыслители предполагали, что в этом месте небосвода небесная твердь по каким-то причинам тоньше обычного. И сквозь истончившуюся стенку, разделяющую Мир божественный и Мир земной, к нам скудно проливается свет из Мира Богов.

Античный взгляд на созвездие Андромеды 
Античный взгляд на созвездие Андромеды 
Средние века, превратившие астрономию в науку сугубо теоретическую — без наблюдений и исследований, и тем более — без свободных размышлений о природе небесных светил, привели к забвению туманного пятнышка Андромеды. Единственное упоминание о нем относится к X веку и принадлежит персидскому астроному Ас-Суфи, описавшему «маленькое облако» в «Книге Неподвижных звёзд».

Но с началом эпохи Великих Географических открытий, когда морская навигация требовала детального знания звёздного неба, продолговатое туманное пятно в созвездии Андромеды стало встречаться на голландских звездных картах. Это уже XV век.

Первое телескопическое наблюдение “Туманности Андромеды” приписывают немецкому астроному Симону Мариусу — современнику Галилея. Но телескопы той эпохи не показывали здесь никаких новых подробностей. Однако, уже в 1745 году французский математик и географ Пьер Луи Мопертюи предположил, что размытое пятно в созвездии Андромеды скорее всего является соседним вселенским островом. Сейчас мы можем лишь удивляться его буквально метафизической прозорливости, ведь никаких научных предпосылок для такой догадки тогда не имелось.

Астроном и философ Иммануил Кант придерживался похожих идей, но свою теорию “Островных Вселенных” опубликовал только в 1755 году.

Еще десятилетие спустя Шарль Мессье занес “Туманность Андромеды” в свой каталог под номером 31. И самое популярное обозначение этой галактики с тех пор — M31, хотя есть и другое — не менее важное для астрономов — NGC 224 (такой номер имеет она в Новом Общем Каталоге).

Наблюдатель, обладающий феноменальным зрением — Уильям Гершель — отметил, что цвет “Туманность” меняется при переходе от центра (где он красноватый) к её краям, (которые по его мнению имели голубоватый оттенок). Гершель предполагал, что туманности не светятся сами, а лишь рассеивают свет звезд, что было верно для многих отражательных туманностей. Но тогда астрономы не видели разницы между разного рода протяженными диффузными объектами, и всех их относили к одному классу.

В 1887 году английский инженер и любитель астрономии Исаак Робертс (очень уважаемый энтузиаст науки — пионер в области астрофотографии туманностей, член королевского астрономического общества) высказал предположение, что “Туманность Андромеды” является зарождающейся планетной системой — подобной нашей — Солнечной системе. И не смотря на то, что двумя десятилетиями ранее астрономы уже заметили, что спектр этой “туманности” в большей степени соответствует звездным объектам, и состоит она скорее не из холодного газа и пыли, а возможно является скоплением большого количества звезд… идея о протопланетном диске долгое время была в научной среде популярна, пока сам же Робертс её не опроверг, сделав новую — более детальную — астрофотографию, на которой было четко заметно, что структура “туманности” спиральная, а не концентрическая.

Пионер астрофотографии Исаак Робертс и его первые снимки туманностей 
Пионер астрофотографии Исаак Робертс и его первые снимки туманностей 
В 1912 году сотрудник обсерватории Персиваля Лоуэлла (будущий её директор, и научный руководитель Клайда Томбо, открывшего Плутон) — Весто Слайфер — измерил лучевую скорость “Туманности”, и она превзошла все ранее измеренные астрономами космические скорости. Объект становился ближе к нам на 300 километров каждую секунду. Из этого был сделан вывод, что скорее всего туманное пятно в созвездии Андромеды не принадлежит Млечному Пути, ведь ни один из объектов нашей Галактики не имел столь высоких скоростей. А всякий объект с такой скоростью не мог быть удержан совокупным притяжением всех звезд Галактики и обязательно покинул бы её с течением времени.

В начале XX века астрономы уже осознали, что вероятнее всего все наблюдаемые в небе звезды принадлежат к единой и очень масштабной космической структуре — Галактике. Но есть ли другие галактики во Вселенной — этот вопрос оставался открытым. Были сделаны оценки размера Млечного пути. Но сравнить расстояния до многих таинственных туманных объектов с масштабами Млечного пути астрономы пока не могли.

В начале 20-х годов “Туманность Андромеды” была разделена на отдельные звезды, или — как говорят астрономы — разрешена на отдельный звезды — в крупнейшие телескопы той эпохи. И стало ясно, что это точно не туманность, а невообразимо-огромное скопление миллиардов звезд.

Среди звезд “Туманности Андромеды” обнаружились переменные звёзды — цефеиды. Первые две из них выявил Эдвин Хаббл, и смог по ним впервые оценить расстояние до этого грандиозного объекта. Эти вычисления дали ошибочный результат. Согласно им, расстояние составляло около 1 миллиона световых лет. Сейчас мы знаем, что оно в два с половиной раза больше. Но не взирая на столь значительную погрешность, стало ясно, что перед нами другая Галактика, находящаяся далеко за пределами Млечного пути, и сравнимая с ним по размерам.

Разделенные на отдельные звёзды периферийные области спиральных ветвей галактики Андромеды. Снимок космического телескопа имени Эдвина Хаббла 
Разделенные на отдельные звёзды периферийные области спиральных ветвей галактики Андромеды. Снимок космического телескопа имени Эдвина Хаббла 
Ошибка первых измерений Эдвина Хаббла произошла из-за того, что тогда астрономы не знали, что среди переменных звезд класса цефеиды присутствуют как звезды 1-го типа звездного населения, так и звезды 2-го типа звездного населения. Они различаются процентным соотношением тяжелых элементов в своём составе. И у цефеид разного типа своя отдельная зависимость “период — светимость”.

Когда с цефеидами ученые разобрались, Галактика Андромеды “отодвинулась” от Млечного пути на расстояние в два с половиной миллиона световых лет, и предстала перед взором землян исполинским звёздным городом, явно превышающим в размерах наш собственный.

Расстояние до M31 уточнялось на протяжении всего 20-го столетия. Использовались все имеющиеся в астрономии методы, от переменных звезд с изученными соотношениями периода и светимости (ведь, измерив период изменения блеска, можно понять, насколько ярка эта звезда сама по себе, и насколько велико расстояние, делающее для нас эту звезду едва заметной), исследования красных гигантов в центральной области галактики, и до внимательного изучения сброшенных оболочек новых и сверхновых звезд…

Да — в Галактике Андромеды однажды была зафиксирована вспышка сверхновой звезды — S Андромеды. Случилось это в 1865 году, и астрономы не сразу поняли, что произошло. Вспышка была отнесена к вспышкам Новых звёзд, а сама звезда — к звездам Млечного пути. Но позже явление было переквалифицировано в Сверхновую, и результаты полученные во время наблюдений, были использованы для вычисления и уточнения расстояния до Галактики Андромеды.

Как сегодня мы представляем себе исполинский звездный город, именуемый учеными, любителями астрономии и большинством жителей Земли, как Галактика Андромеды?
Как я уже отмечал — это ближайшая к нам крупная самостоятельная галактика. Галактику Андромеды и Млечный путь разделяют два с половиной миллиона световых лет. Это означает, что мы видим звезды и другие небесные тела, принадлежащие этой галактике, такими, какими они были два с половиной миллиона лет назад.

Галактика Андромеды и та её спиральная ветвь, которая ориентирована в сторону галактики Млечный путь (более близкая к нам). Автор астрофотоснимка Fran Pascualin 
Галактика Андромеды и та её спиральная ветвь, которая ориентирована в сторону галактики Млечный путь (более близкая к нам). Автор астрофотоснимка Fran Pascualin 
Правда, эта цифра средняя. Галактики довольно протяженны. Некоторые районы Галактики Андромеды к нам ближе, и их мы наблюдаем с меньшей разницей во времени. А какие-то дальше, и свет от них приходит к нам с бОльшим запаздыванием. Различия могут достигать в пары сотен тысяч лет, а это почти десятая часть от средней величины временнОй бездны, разделяющей два звёздных города.

Впрочем, вопрос времени на межгалактических расстояниях носит абстрактный характер. Невозможно объектам всей Вселенной навязать нашу систему измерения времени. И чем дальше от нас галактика, тем более в своём собственном времени она живет. И говорить об одновременности тех или иных событий в разных галактиках всё труднее. Начиная с некоторой дистанции события перестают существовать в едином потоке времени, и уже невозможно говорить о том, какое из них произошло раньше, а какое — позже. Это касается объектов, разделенных расстоянием сравнимым с размером видимой части Вселенной. Но, к счастью, Галактика Андромеда не так далека от нас. И применительно к ней, мы ещё можем говорить о том, какие события насколько далеки от настоящего времени нашей временной шкалы.

Поперечник галактики Андромеды оценивается примерно в 200 тысяч световых лет. И это вдвое превышает линейные размеры Млечного пути.

Населяют этот звёздный город около 1 триллиона звезд. Это существенно больше населения Млечного пути, которое астрономами оценивается в широких пределах — от 100 миллиардов до 400 миллиардов звезд, а за среднюю величину принимается значение — 200 миллиардов. И если отталкиваться от последнего значения, то Галактика Андромеды по количеству звезд в пять раз более богата.

Фрагмент Галактики Андромеды. Автор астрофотоснимка Imran Badr 
Фрагмент Галактики Андромеды. Автор астрофотоснимка Imran Badr 
Но вопрос с количеством звезд остается открытым хотя бы по той причине, что в астрономии в последнее время пересматривается само понятие “звезда”. Со звездами типа Солнца или звездами-гигантами всё понятно. Но недавно появился такой класс объектов, как “коричневый карлик”. И астрономы пока не решили однозначно — к звездам ли их относить, или — к планетам. Но коричневых карликов может быть очень много — больше, чем обычных звезд.

С массой галактики Андромеды тоже не все просто. Честно говоря, астрономы пока не умеют точно определять массы галактик, а оценить массу Млечного пути способны лишь в очень широком коридоре значений. Поэтому трудно сравнивать галактики по массе.

Представьте: в одних источниках массы Галактики Андромеды и Млечного пути считаются примерно одинаковыми. А в других выводится, что масса Галактики Андромеды втрое превышает массу всего вещества, из которого состоит Млечный путь…

Опять же, не совсем понятно, о какого рода веществе идет речь — в астрофизике за последнее время ассортимент вещества сильно расширился. И наряду с барионной материей, из которой состоят все звезды, планеты, туманности, межзвездная пыль и пронзающее пространство галактическое излучение, все чаще учитывается темная материя, темная энергия, потоки нейтрино и фотоны электромагнитного излучения…

Изображение Галактики Андромеды в инфракрасном диапазоне спектра электромагнитных волн. Снимок получен космическим телескопом Спитцер 
Изображение Галактики Андромеды в инфракрасном диапазоне спектра электромагнитных волн. Снимок получен космическим телескопом Спитцер 
В современной астрофизике вопрос определения масс таких крупных структурных единиц, как галактики, становится все более размытым. Он всякий раз нуждается в уточнении — массу чего конкретно мы имеем в виду.

И даже, если изначально ограничиться массой только звезд и межзвездного газа, то и тут нас ждут неопределенности: массы спиральных ветвей, галактического гало, ядра и черной дыры астрономы оценивают по-отдельности, и для каждой категории компонентов существуют свои методы, И остается совершенно неясным, к какому виду материи относить вещество, содержащееся в сверхмассивных черных дырах, ведь вряд ли оно содержит привычные для нас элементарные частицы — это уже нечто иное. Тем не менее, оно имеет массу, и эту массу можно измерить.

Таким образом, астрономы пришли к заключению, что черная дыра в центре Галактики Андромеды имеет массу 50 миллионов масс Солнца — это сильно превосходит нашу Млечную сверхмассивную черную Дыру. Примерно в 10-12 раз мы отстаем в этом соревновании.

Спиральные ветви и в целом галактический диск галактики Андромеды содержит около 60% всей массы галактики, а с учетом галактического гало, её масса оценивается в пределах от половины до полутора триллионов солнечных масс.

Трудно объять необъятное. Столь же трудно достоверно определить массу галактики — даже ближайшей. Чего уж говорить, если массу Млечного пути мы знаем с еще меньшей точностью. Но последнее и понятно — мы не можем окинуть взглядом, не имеем возможности наблюдать нашу Галактику целиком. Ученым приходится делать выводы о всем Млечном пути, опираясь лишь на наблюдения малой его части.

Вместе с этим, в последнее время усиливается тренд, согласно которому Млечный путь набирает вес — теперь его масса уже догоняет массу Галактики Андромеды — в оценках астрофизиков. Масса галактического диска по прежнему считается уступающей галактике Андромеды. Но масса галактического гало, окутывающего каждую спиральную галактику незримой сфероидальной вуалью, у Млечного Пути — вероятнее всего — значительно превышает то, чем располагает галактика Андромеды.

Астрофотоснимок Галактики Андромеды полученный со сверхдлительным накоплением света. На изображении видны внешние — практически незаметные во время прямых наблюдений — области спиральных ветвей и (частично) сферического гало этой галактики. Автор фотоснимка Bray Falls 
Астрофотоснимок Галактики Андромеды полученный со сверхдлительным накоплением света. На изображении видны внешние — практически незаметные во время прямых наблюдений — области спиральных ветвей и (частично) сферического гало этой галактики. Автор фотоснимка Bray Falls 
Тем не менее, Галактика Андромеды — признанный лидер Местной Группы галактик. По размерам и количеству населяющих её звезд, она превосходит в Местной группе всех, в том числе и Млечный путь.
Галактику Андромеды окружают два десятка галактик-спутников. Млечный путь может похвастаться таким же количеством галактических сателлитов — по этому критерию мы почти равны.

Самым крупным спутником галактики Андромеды, по всей видимости, является галактика Треугольника, известная как M33. Еще два достаточно крупных спутника — M32 и M110 — известны астрономам со времен Шарля Мессье, но тогда никто не называл их галактиками-спутниками. Ныне астрономы их относят к карликовым эллиптическим галактикам. Но последнее не совсем корректно в отношении их, и есть предположение, что ныне мы наблюдаем лишь остатки ядер спиральных галактик, которые были разрушены приливным воздействием со стороны М31 — галактика Андромеды “съела” спиральные ветви своих маленьких соседей. И продолжает этим заниматься — от каждого из спутников в сторону М31 протянулись потоки звезд-мигрантов, переселяющихся в более крупный и развитый звездный город.

Фрагмент Галактики Андромеды и один из её спутников — карликовая галактика M32. Автор фотоснимка ;; 
Фрагмент Галактики Андромеды и один из её спутников — карликовая галактика M32.
Автор фотоснимка ;; 
В своем далеком прошлом галактика Андромеды помнит несколько крупных галактических слияний — об этом нам рассказывает двойное ядро этой галактики. Объединение двух массивных галактик имело место пару-тройку миллиардов лет назад, но ядра этих галактик до сих пор не смогли полностью объединиться, а спиральные ветви демонстрируют сильную — пропеллерообразную искривленность.

Двойное ядро галактики Андромеды. Снимок космического телескопа имени Эдвина Хаббла 
Двойное ядро галактики Андромеды. Снимок космического телескопа имени Эдвина Хаббла 
Как лично мне кажется, некоторая иррациональность формы галактики Андромеды придает ей особую красоту и привлекательность — не случайно она возглавляет хит-парады астрофотоснимков с того самого дня, как люди научились фотографировать небо.

Классический учебник астрономии для 10-го класса средней школы, написанный знаменитым советским астрономом Борисом Александровичем Воронцовым-Вельяминовым, был украшен именно фотографией галактики Андромеды на обложке.

Обложка советского учебника астрономии для 10 класса средней школы. Автор учебника Борис Александрович Воронцов-Вельяминов 
Обложка советского учебника астрономии для 10 класса средней школы. Автор учебника Борис Александрович Воронцов-Вельяминов 
Со времен последнего крупного слияния галактика Андромеды успела прийти в себя, восстановить красоту спиральных форм. И звездообразование, которое всегда сопутствует процессам слияния и поглощения галактик, здесь утихло, замедлилось. Во многих спутниках галактики Андромеды оно идет полным ходом, опережая все средние значения. Вероятно, предыдущая бурная вспышка рождения новых звезд во многом выработала ресурс галактики, и теперь по темпу звёздообразования галактика Андромеды в три раза отстает от Млечного пути.

Но все познается в сравнении
Для такой огромной галактики темп образования звёзд — “одна звезда массы Солнца за три года” — является крайне малым, но для любой карликовой галактики он считался бы крайне высоким.

Но если забыть о таких сравнениях, можно отметить, что спиральные ветви галактики Андромеды изобилуют эмиссионными водородными туманностями исполинских размеров, в которых продолжают рождаться молодые горячие звезды.

Области звёздообразования в галактике Андромеды (подсвечены красным цветом ионизированного водорода — эти гигантские водородные туманности подобны широкоизвестной туманности Ориона). Автор астрофотоснимка Yann Sainty 
Области звёздообразования в галактике Андромеды (подсвечены красным цветом ионизированного водорода — эти гигантские водородные туманности подобны широкоизвестной туманности Ориона). Автор астрофотоснимка Yann Sainty 
Поскольку, галактика Андромеды является ближайшей к нам крупной галактикой, в ней астрономы сумели выявить внушительное количество переменных звезд самых разных типов и классов. Это трудно поддается осознанию, ведь в крупные телескопы спиральные ветви этой галактики выглядят как наждачная бумага в солнечный день — вся искрящаяся бесчисленным количеством искр, сливающихся друг с другом.

Разве возможно отличить в этих россыпях одну искру от другой среди триллиона похожих искр?!
Изучение галактик — очень высокотехнологичный процесс. Астрономы измеряют координаты — абсолютные и относительные — огромного количества объектов. Вручную это невозможно, процесс компьютеризированный, как и все крупные современные телескопы. Периодически мониторится блеск, спектральный класс, лучевая скорость каждой звезды. Охватить весь триллион невозможно, но для мониторинга выбираются тестовые площадки по ряду опытных критериев. Полученная информация систематизируется и обрабатывается в реальном времени — параллельно с поступлением новых данных.

Во многие исследовательские процессы уже сейчас внедрен Искусственный Интеллект. Его помощь в науке становится незаменимой.

Фрагмент центрального региона галактики Андромеды. Снимок космического телескопа имени Эдвина Хаббла 
Фрагмент центрального региона галактики Андромеды.
Снимок космического телескопа имени Эдвина Хаббла 
В итоге астрономы составили детальную карту почти всей соседней галактики, и ежегодно наблюдают в ней порядка 50-ти вспышек новых звезд (одну новую звезду в неделю — в среднем) — беспрецедентное количество даже для нашей Галактики! А разного рода переменных звезд в галактике Андромеды на сегодняшний день открыто и регулярно наблюдается более 30 тысяч.

Иногда в процессе поиска переменных звезд обнаруживается нечто, чего искать в другой галактике не планировалось, и даже не представлялось возможным. Бывает, что астрономам помогает Его Величество Случай. В 1999 году одна из звезд галактики Андромеды проходила на фоне другой звезды той же галактики, и наблюдалось гравитационное линзирование — огибание — лучей дальней звезды вокруг более близкой. Гравитационное линзирование далеких космических объектов предсказывал более ста лет назад Альберт Эйнштейн, но наблюдаться подобные эффекты стали лишь недавно, когда созрела необходимая техническая база.

Во время гравитационного линзирования от дальнего объекта удается собрать больше света — близкий объект выступает в роли линзы. А круглая звезда работает как идеальная линза.

Но, что если линза не идеальная, и собирает свет с искажениями, проявляющимися, как неравномерности и скачки во временнОм графике интенсивности излучения от дальнего объекта?

Это можно объяснить разными способами. Но наиболее вероятное объяснение таково, что линзирующая звезда не одинока — у неё есть небольшой спутник — тоже звезда, но поменьше, или даже — планета. Анализ графика может рассказать об этом.

И что рассказал график?
То, что, возможно, астрономы обнаружили первую планету в другой галактике. Вывод этот пока предварительный, и еще ожидает подтверждения. Но теперь в арсенале ученых появился еще один способ обнаружения экзопланет на очень больших расстояниях — “Микролинзирование”.

Сомнений в том, что в других галактиках тоже есть планеты, обращающиеся вокруг своих звёзд, сейчас уже ни у кого из ученых нет. Но все же наука предполагает прямое опытное подтверждение, а не апеллирование к вере. И Галактика Андромеды — наиболее вероятное место, где может произойти открытие экзопланет за пределами Млечного пути.

Надо ли говорить, что в направлении этой галактики регулярно смотрят все крупные телескопы Земли, расположенные в тех широтах, откуда галактику Андромеды видно.

Галактики Андромеды заходит за барханы пустыни Сахара. Эта картинка не соответствует в точности видимости M31 из Южного полушария (ведь Сахара в северном). Но снимка этой галактики из Атакамы мне найти не удалось. Автор этого снимка Jordi Coy 
Галактики Андромеды заходит за барханы пустыни Сахара. Эта картинка не соответствует в точности видимости M31 из Южного полушария (ведь Сахара в северном). Но снимка этой галактики из Атакамы мне найти не удалось. Автор этого снимка Jordi Coy 
Из знаменитой высокогорной пустыни Атакама, где сосредоточено несколько самых передовых астрономических обсерваторий, M31 видно не очень хорошо.
Это, конечно, жаль. Зато космические обсерватории — телескоп имени Хаббла или Джеймс Уэбб регулярно туда заглядывают, делают потрясающие снимки, проводят точнейшие измерения.

Есть ли шанс у любителей астрономии обнаружить в галактике Андромеды нечто такое, что могут не заметить профессиональные и гипервооруженные ученые?
Это маловероятно. Но и не исключено.

Любители астрономии с удовольствием наблюдают эту галактику — просто наслаждаются её красотой или делают поразительные астрофотоснимки, а современные бытовые фотокамеры позволяют фотографировать небо так, как не мечталось профессиональным астрономам еще несколько десятилетий назад.

Но не только в камерах дело. Дело еще и в изобретательности
Обычно астрономы снимают галактики через особые фильтры. Чаще всего это фильтр H-alpha — пропускающий преимущественно излучение ионизированного водорода. Такие снимки показывают распределение главного химического элемента нашей Вселенной в пространстве галактики. Это дает много полезной информации.

Но, как говорится — не водородом единым!
В 2022 году группа любителей астрономии — Марсель Дрекслер, Ян Сэнти и Ксавье Строттнер — проводила фотографирование широкого поля вокруг галактики Андромеды. Они решил добавить к стандартному потоку излучения от региона неба вокруг галактики Андромеды еще и отфильтрованный поток излучения дважды ионизированного кислорода — это так называемый фильтр “OIII”, и такого раньше никто не делал. Канал экспонировался со сверхдлительным накоплением, и при суммировании всех экспозиций показал исполинскую светящуюся дугу вокруг галактики — невероятных размеров облако кислорода.

Группа любителей астрономии, предпринявших неожиданных приём при фотографировании галактики Андромеды со сверхдлительным накоплением света: Marcel Drechsler, Yann Sainty, Xavier Strottner 
Группа любителей астрономии, предпринявших неожиданных приём при фотографировании галактики Андромеды со сверхдлительным накоплением света: Marcel Drechsler, Yann Sainty, Xavier Strottner 
За прошедший год несколько астрофотографов повторили этот опыт и получили свои — не менее потрясающие снимки — существование гигантского кислородного облака подтвердилось. По мнению большинства экспертов, это облако имеет внегалактическую природу — Галактике Млечный путь оно не принадлежит. И это само по себе уже — значительное открытие. Но неизвестно, как оно относится к галактике Андромеды. Быть может оно с ней и не связано, а висит себе в межгалактическом пространстве — на полпути между нашими галактиками. Но геометрия облака как-будто намекает, что является внешней частью М31. И если последнее подтвердится, то это будет грандиознейшим открытием, сделанным любителями астрономии со времен открытия планеты Уран Уильямом Гершелем. Потому что даже допустить существование подобных объемов тяжелых элементов (а кислород в звездной астрономии считается тяжелым) астрономы ранее не могли. И тем более, не могут сейчас объяснить, как такие облака могли бы образоваться. Впрочем, вокруг других галактик пока ничего подобного не обнаружено — случай единичный и исключительный.

Грандиозная кислородная дуга вокруг галактики Андромеды. Автор уникального астрофотоснимка Marcel Drechsler, Yann Sainty, Xavier Strottner 
Грандиозная кислородная дуга вокруг галактики Андромеды. Автор уникального астрофотоснимка Marcel Drechsler, Yann Sainty, Xavier Strottner 
Неумолимое сближение галактик Андромеды и Млечного пути ныне вызывает живой интерес в самых широких кругах Человечества — от представителей разных направлений науки, и включая тех, кто только недавно узнал о том, что космос живет столь бурной жизнью. С одной стороны это открывает фантастическую перспективу оказаться внутри другой галактики, долететь до которой никак иначе не получится, если только она сама не прилетит к нам. С другой стороны, для кого-то этот прогноз ставит под сомнение теорию о расширяющейся Вселенной.

Какое же это расширение, если ближайшие к нам галактики — из Андромеды и Треугольника — с нами, наоборот, — сближаются?

Большинство галактик разбегаются друг от друга. Но в каждом правиле найдется исключение. Галактика Андромеды и семейство её спутников — как раз — исключение.

Галактики Андромеды в небе одной из обитаемых планет Млечного пути через пару миллиардов лет. Рисунок художника 
Галактики Андромеды в небе одной из обитаемых планет Млечного пути через пару миллиардов лет. Рисунок художника 
Каждую секунду расстояние между нашими звёздными городами сокращается на 120 километров. Упомянутый ранее Весто Слайфер столетие назад получил иную скорость сближения — 300 километров в секунду. Но ведь измерения проводились с движущейся Земли, вращающейся по орбите вокруг Солнца, которое само летит по Галактике с характерной скоростью около 200 километров секунду. И оказалось так, что движение Солнца по нашей Галактике приблизительно направлено в сторону Галактики Андромеды.

Наши скорости складываются
Но если посчитать скорость сближения центров обеих галактик, то она окажется не столь стремительной — лишь немногим более 100 километров в секунду. Потребуется более трех миллиардов лет, чтобы спиральные ветви галактик соприкоснулись.

Однако, исследуя сферические гало обеих галактик, астрономы пришли к выводу, что обмен звездами между Млечным путем и Галактикой Андромеды уже начался. Он пока не очень интенсивный. Но некоторое количество звезд нашей Галактики, сумевших набрать избыточную скорость — в результате межзвездного гравитационного взаимодействия — увлекаются в сторону галактики Андромеды, а некоторые звезды той галактики уже вполне способны достичь Млечного пути. И этот обмен звездами со временем будет только усиливаться.

Можно сказать, что слияние галактик уже началось?
Это его предвестие. И строго говоря, межгалактическое пространство не бывает совершенно пусто. Галактики регулярно выбрасывают некоторое количество звезд во вне. И они разлетаются в межгалактическое пространство хаотично — без какого-либо избранного направления. Но в данном случае присутствие поблизости массивной крупной галактики во многом определяет дальнейшую судьбу таких звезд-изгоев.

Что станет результатом слияния двух крупнейших галактик?
Слияние затронет не только Галактику Андромеды и Млечный путь. В нем будут участвовать оба Магеллановых облака, Галактика Треугольника, и большинство более мелких галактик-спутников Млечного пути и Галактики Андромеды.

Активная фаза слияния галактик Андромеды и Млечного пути. Вид с одной из планет — уже не важно, какой из галактик, через три или четыре миллиарда лет. Рисунок художника 
Активная фаза слияния галактик Андромеды и Млечного пути. Вид с одной из планет — уже не важно, какой из галактик, через три или четыре миллиарда лет. Рисунок художника 
Просчитать заранее конечный результат в точности сейчас не представляется возможным. Ученым хорошо известна лучевая (встречная) скорость галактики Андромеды, но тангенциальная (поперечная) скорость пока не измерена с требуемой точностью. Известно лишь, что она не превышает 100 километров в секунду.

Столкновение галактик может пройти по касательной, а может быть и точно лобовым, а между этими крайностями возможен весь спектр промежуточных вариантов. В итоге может образоваться огромная — одна из самых больших во Вселенной — эллиптическая галактика, хотя это не самый вероятный исход. Более вероятно, что новая галактическая структура полностью утратит симметрию и концентричность — станет неправильной галактикой. Хотя — это подразумевает дальнейшее развитие в течении миллиардов лет с эволюцией в сторону класса эллиптических галактик, но также не исключено, что спиральные структуры в новом галактическом объединении начнут возрождаться.

Плоскости галактических дисков обеих галактик почти перпендикулярны, поэтому слиться без разрушения спиральных структур им скорее всего не удастся. И результат точно будет совсем не похож на исходные компоненты. Если бы нам показали наш будущий галактический дом после слияния, мы бы не узнали в нем ни Млечный путь, ни галактику Андромеды.

  Слияние галактик.
  Вид с одной из планет, выброшенных за пределы обеих галактик.

Кстати, любители астрономии уже придумали название для нашего нового галактического дома — Milkomeda. Нетрудно догадаться, из каких названий оно сложилось.

В этом названии чувствуется позитивный настрой. Ведь, катастрофическим такое слияние называть не стоит — при объединении галактик населяющие их звезды как правило не страдают.
Столкновение звезд — крайне маловероятное событие.
Самое печальное, что может случиться со звездой — она может быть выброшена из пространства новой галактики, и отправится в самостоятельный полет по Вселенной — вместе со своими планетами, если они у этой звезды имеются.

Через миллионы лет небо таких планет станет очень бедным — прежних звездных россыпей и фигур созвездий их обитатели уже не увидят. Зато одно из небесных полушарий будет украшено величественной и непостижимо-запутанной по своей структуре новой галактикой. Процесс слияния активизирует в ней рождение огромного количества новых — массивных и очень горячих — звезд. Можно сказать, что эта встреча подарит обеим галактикам новую жизнь — необыкновенно яркую и насыщенную грандиозными космическими событиями.

Галактика Андромеды и таинственная кислородная дуга неизвестного пока происхождения. Автор астрофотоснимка Bray Falls 

 1201201210120101
 1102102120220000
 0200002002102020
 0201020221221200
 2122021022202200
 2022102202002100
 2201021000161010