Galaxie Andromeda

Galaxie Andromeda
Snímek galaxie v Andromedě a dvou satelitních galaxií ve viditelném světle. Messier 32 je vlevo od galaktického jádra a Messier 110 je vpravo dole.
Údaje z pozorování ( epocha J2000 )
Výslovnost	/ æ n ˈ d r ɒ m ɪ d ə /
Souhvězdí	Andromeda
Rektascenze	00 h 42 m 44,3 s [1]
Deklinace	+41° 16′ 9″ [1]
Červený posuv	z = −0,001004 (znaménko mínus označuje modrý posun ) [1]
Heliocentrická radiální rychlost	−301 ± 1 km/s [2]
Vzdálenost	765  kpc (2,50  Mly ) [3]
Zdánlivá velikost  (V)	3,44 [4] [5]
Absolutní velikost  (V)	−21,5 [a] [6]
Charakteristika
Typ	SA(s)b [1]
Mše	(1,5 ± 0,2) × 1012 [ 7]  M ☉
Počet hvězdiček	~1 bilion (10 12 ) [10]
Velikost	46,56  kpc (152 000  ly ) (průměr; izofot D 25 ) [1] [8] [b]
Zdánlivá velikost  (V)	3,167° × 1° [1]
Jiná označení
M 31, NGC 224, UGC 454, PGC 2557, 2C 56 (jádro), [1] CGCG 535-17, MCG +07-02-016, IRAS 00400+4059, 2MASX J004116043 50, Bode 3, Flamsteed 58, Hevelius 32, Ha 3,3, IRC +40013

Galaxie v Andromedě je spirální galaxie s příčkou a je nejbližší velkou galaxií k Mléčné dráze . Původně se jmenovala mlhovina Andromeda a je katalogizována jako Messier 31 , M31 a NGC 224 . Andromeda má izofotální průměr D ₂₅ asi 46,56 kiloparseků (152 000 světelných let ) ^[8] a je přibližně 765 kpc (2,5 milionů světelných let) od Země. Jméno galaxie pochází z oblasti pozemské oblohy, ve které se objevuje, souhvězdí Andromedy , které samo je pojmenováno po princezně , která byla v řecké mytologii manželkou Persea . ^[8]

Virální hmotnost galaxie v Andromedě je stejného řádu jako u Mléčné dráhy, 1  bilion slunečních hmotností (2,0 × 10 ⁴² kilogramů ). Hmotnost obou galaxií je obtížné s nějakou přesností odhadnout, ale dlouho se mělo za to, že galaxie v Andromedě byla hmotnější než Mléčná dráha s rozdílem asi 25 % až 50 %. ^[11] To však bylo zpochybněno studiemi z počátku 21. století, které naznačovaly možná nižší hmotnost pro galaxii v Andromedě ^[11] a vyšší hmotnost pro Mléčnou dráhu. ^{[12] [13]} Galaxie v Andromedě má průměr asi 46,56 kpc (152 000 ly), což z ní činí největšího člena Místní skupiny galaxií z hlediska rozšíření. ^[13]

Očekává se, že galaxie Mléčná dráha a Andromeda se navzájem srazí přibližně za 4–5 miliard let ^[14] , přičemž se spojí a potenciálně vytvoří obří eliptickou galaxii ^[15] nebo velkou lentikulární galaxii . ^[16]

Galaxie v Andromedě se zdánlivou magnitudou 3,4 patří mezi nejjasnější z Messierových objektů ^[17] a je viditelná pouhým okem ze Země za bezměsíčných nocí ^[18] i při pozorování z oblastí se středním světelným znečištěním . ^[8]

Galaxii v Andromedě lze na tmavé obloze vidět pouhým okem. ^[21] Kolem roku 964 popsal perský astronom Abd al-Rahman al-Sufi galaxii v Andromedě ve své Knize stálých hvězd jako „mlhavou skvrnu “ nebo „malý oblak“. ^[22] Hvězdné mapy toho období jej označily jako Malý mrak . ^[23] V roce 1612 podal německý astronom Simon Marius raný popis galaxie v Andromedě na základě teleskopických pozorování. ^[24] Pierre Louis Maupertuis se v roce 1745 domníval, že rozmazaná skvrna je ostrovní vesmír. ^[25] Charles Messier katalogizoval Andromedu jako objekt M31 v roce 1764 a nesprávně uvedl Mariuse jako objevitele, přestože byl viditelný pouhým okem. V roce 1785 zaznamenal astronom William Herschel v oblasti jádra Andromedy slabý načervenalý odstín. ^[18] Domníval se, že Andromeda je nejbližší ze všech „velkých mlhovin “ a na základě barvy a velikosti mlhoviny nesprávně odhadl, že to není více než 2000krát větší vzdálenost než Sirius , neboli zhruba 18 000  ly (5,5  kpc ). ^[26]

V roce 1850 William Parsons, 3. hrabě z Rosse , nakreslil spirální strukturu Andromedy . ^{[27] [ je potřeba lepší zdroj ]}

V roce 1864 William Huggins poznamenal, že spektrum Andromedy se liší od spektra plynné mlhoviny. ^[28] Spektrum Andromedy zobrazuje kontinuum frekvencí , překrývající se s tmavými absorpčními čarami , které pomáhají identifikovat chemické složení objektu. Spektrum Andromedy je velmi podobné spektru jednotlivých hvězd a z toho se odvodilo, že Andromeda má hvězdnou povahu. V roce 1885 byla v Andromedě spatřena supernova (známá jako S Andromedae ), první a zatím jediná pozorovaná v této galaxii. ^[29] V té době se nazývala „Nova 1885“ ^[30] — rozdíl mezi „ novami “ v moderním smyslu a supernovami nebyl dosud znám. Andromeda byla považována za blízký objekt a nebylo zjištěno, že „nova“ byla mnohem jasnější než běžné novy. ^{[ nutná citace ]}

V roce 1888 Isaac Roberts pořídil jednu z prvních fotografií Andromedy, o které se ještě běžně soudilo, že jde o mlhovinu v naší galaxii. Roberts si spletl Andromedu a podobné „spirální mlhoviny“ s formujícími se hvězdnými systémy . ^{[31] [32]}

V roce 1912 použil Vesto Slipher spektroskopii k měření radiální rychlosti Andromedy vzhledem ke Sluneční soustavě — největší dosud naměřené rychlosti, 300 km/s (190 mi/s). ^[33]

Již v roce 1755 navrhl německý filozof Immanuel Kant ve své knize Universal Natural History and Theory of the Heavens hypotézu, že Mléčná dráha je pouze jednou z mnoha galaxií . Argumentoval tím, že struktura jako Mléčná dráha by při pohledu shora vypadala jako kruhová mlhovina a při pohledu z úhlu jako elipsoid , dospěl k závěru, že pozorované eliptické mlhoviny jako Andromeda, které v té době nebylo možné vysvětlit jinak, byly skutečně galaxie podobné Mléčné dráze, nikoli mlhoviny, jak se o Andromedě běžně věřilo. ^[34]

V roce 1917 Heber Curtis pozoroval novu v Andromedě. Po prohledání fotografického záznamu bylo objeveno dalších 11 nov. Curtis si všiml, že tyto novy byly v průměru o 10 magnitud slabší než ty, které se vyskytovaly jinde na obloze. V důsledku toho byl schopen přijít s odhadem vzdálenosti 500 000 ly (32 miliard AU). Ačkoli je tento odhad asi pětkrát nižší než nejlepší odhady, které jsou nyní k dispozici, byl to první známý odhad vzdálenosti k Andromedě, který byl správný v řádu jednotek velikosti (tj. s faktorem deseti současných odhadů, které umisťují vzdálenost kolem 2,5 milionu světelných let ^{[2] [35] [6] [36]} ). Curtis se stal zastáncem hypotézy takzvaných „ostrovních vesmírů“: že spirální mlhoviny byly ve skutečnosti nezávislé galaxie. ^[37]

V roce 1920 proběhla Velká debata mezi Harlowem Shapleym a Curtisem o povaze Mléčné dráhy, spirálních mlhovinách a rozměrech vesmíru . ^[38] Na podporu svého tvrzení, že mlhovina Velká Andromeda je ve skutečnosti vnější galaxií, si Curtis také všiml výskytu tmavých pruhů v Andromedě, které připomínaly prachová mračna v naší vlastní galaxii, a také historických pozorování významného Dopplerova posunu galaxie v Andromedě . V roce 1922 představil Ernst Öpik metodu odhadu vzdálenosti Andromedy pomocí naměřených rychlostí jejích hvězd. Jeho výsledek umístil mlhovinu Andromeda daleko mimo naši galaxii ve vzdálenosti asi 450 kpc (1500 kly). ^[29] Edwin Hubble urovnal debatu v roce 1925, když na astronomických fotografiích Andromedy poprvé identifikoval extragalaktické proměnné hvězdy cefeidy . Ty byly vyrobeny pomocí 100palcového (2,5 m) dalekohledu Hooker a umožnily určit vzdálenost Velké mlhoviny v Andromedě. Jeho měření přesvědčivě ukázalo, že tento útvar nebyl shlukem hvězd a plynu v naší vlastní galaxii, ale zcela samostatnou galaxií nacházející se ve značné vzdálenosti od Mléčné dráhy. ^[38]

V roce 1943 byl Walter Baade prvním člověkem, který dokázal rozlišit hvězdy v centrální oblasti galaxie v Andromedě. Baade identifikoval dvě odlišné populace hvězd na základě jejich metalicity , přičemž pojmenoval mladé, vysokorychlostní hvězdy v disku typu I a starší, červené hvězdy ve výduti typu II. ^[39] Toto názvosloví bylo následně přijato pro hvězdy v Mléčné dráze i jinde. (Existence dvou odlišných populací byla zaznamenána již dříve Janem Oortem .) ^[39] Baade také objevil, že existují dva typy proměnných hvězd cefeid, což vedlo ke zdvojnásobení odhadu vzdálenosti k Andromedě, stejně jako ke zbytku vesmíru. ^[40]

V roce 1950 detekovali rádiové emise z galaxie Andromeda Robert Hanbury Brown a Cyril Hazard na observatoři Jodrell Bank . ^{[41] [42]} První rádiové mapy galaxie byly vytvořeny v 50. letech 20. století Johnem Baldwinem a spolupracovníky Cambridge Radio Astronomy Group . ^[43] Jádro galaxie v Andromedě se v katalogu radioastronomie 2C nazývá 2C 56.

V roce 1959 objevili Andre Lallemand , M. Duschene a Merle Walker ^[44] na Lickově observatoři rychlou rotaci polohvězdného jádra M31 pomocí 120palcového dalekohledu, coudé spektrografu a elektronografické kamery Lallemand. Odhadli hmotnost jádra na asi 1,3 x 10 ⁷ hmotností Slunce. Druhý příklad tohoto jevu našel v roce 1961 v jádře M32 MF Walker ^[45] na Lickově observatoři za použití stejného zařízení, jaké bylo použito pro objev jádra M31. Odhadl jadernou hmotnost mezi 0,8 a 1 x 10 ⁷ hmotností Slunce. Taková rotace je nyní považována za důkaz existence supermasivních černých děr v jádrech těchto galaxií.

V roce 2009 mohl výskyt mikročoček — jev způsobený vychylováním světla masivním objektem — vést k prvnímu objevu planety v galaxii Andromeda. ^[46]

V roce 2020 pozorování lineárně polarizované radiové emise pomocí Westerbork Synthesis Radio Telescope , Effelsberg 100-m Radio Telescope a Very Large Array odhalila uspořádaná magnetická pole zarovnaná podél „10-kpc prstence“ tvorby plynu a hvězd. ^[47]

Odhadovaná vzdálenost galaxie v Andromedě od naší galaxie byla zdvojnásobena v roce 1953, kdy bylo objeveno, že existuje druhý, slabší typ proměnných hvězd cefeid . V 90. letech 20. století byla ke kalibraci vzdáleností cefeid použita měření jak standardních červených obrů, tak i červených shluků hvězd z měření satelitu Hipparcos ^{. [48] ​​[49]}

Před 2 až 3 miliardami let došlo v Andromedě k velkému sloučení dvou galaxií s hmotnostním poměrem přibližně 4. ^{[50] [51]}

Objev nedávného sloučení v galaxii Andromeda byl nejprve založen na interpretaci jejího anomálního rozptylového vztahu mezi věkem a rychlostí ^[52] a také na skutečnosti, že před 2 miliardami let byla tvorba hvězd v celém disku Andromedy mnohem aktivnější než dnes. ^[53]

Modelování ^[50] této prudké kolize ukazuje, že vytvořila většinu galaktického hala (bohatého na kovy) v galaxii , včetně Giant Stream, ^[54] a také rozšířeného tlustého disku, tenkého disku v mladém věku a statického prstence 10 kpc. Během této epochy by její rychlost tvorby hvězd byla velmi vysoká , až by se stala zářivou infračervenou galaxií na zhruba 100 milionů let. Modelování také obnoví profil vyboulení, velký pruh a celkový profil hustoty halo.

Andromeda a galaxie Triangulum (M33) mohly před 2–4 miliardami let projít velmi těsně, ale z posledních měření z Hubbleova vesmírného dalekohledu se to zdá nepravděpodobné. ^[55]

K odhadu vzdáleností od Země k galaxii v Andromedě byly použity nejméně čtyři různé techniky. V roce 2003 byl s použitím fluktuací infračerveného povrchového jasu (I-SBF) a upravením pro novou hodnotu periody a korekce metality −0,2 mag dex ⁻¹ in (O/H)  odvozen odhad 2,57 ± 0,06 milionů ly (162,5 ± 3,8  miliard  AU ). Metoda proměnných cefeid z roku 2004 odhadla vzdálenost na 2,51 ± 0,13 milionu světelných let (770 ± 40 kpc). ^{[2] [35]}

V roce 2005 byla v galaxii Andromeda objevena zákrytová dvojhvězda . Dvojhvězda ^[c] je tvořena dvěma horkými modrými hvězdami typu O a B. Studiem zatmění hvězd byli astronomové schopni změřit jejich velikosti. Když znali velikosti a teploty hvězd, byli schopni změřit jejich absolutní velikost . Když jsou známy vizuální a absolutní magnitudy, lze vypočítat vzdálenost ke hvězdě. Hvězdy leží ve vzdálenosti 2,52 ± 0,14 milionů ly (159,4 ± 8,9 miliard AU) a celá galaxie v Andromedě asi 2,5 milionů ly (160 miliard AU). ^[6] Tato nová hodnota je ve výborné shodě s předchozí nezávislou hodnotou vzdálenosti založenou na cefeidách. V roce 2005 byla také použita metoda TRGB , která poskytla vzdálenost 2,56 ± 0,08 milionů ly (161,9 ± 5,1 miliardy AU). ^[36] V průměru tyto odhady vzdálenosti dohromady dávají hodnotu 2,54 ± 0,11 milionů ly (160,6 ± 7,0 miliard AU). ^[d]

Až do roku 2018 dávaly odhady hmotnosti halo galaxie v Andromedě (včetně temné hmoty ) hodnotu přibližně 1,5 × 10¹²  M _☉ , ^[57] ve srovnání s 8 × 10¹¹  M _☉ pro Mléčnou dráhu. To bylo v rozporu s ještě dřívějšími měřeními, která naznačovala, že galaxie v Andromedě a Mléčná dráha mají téměř stejnou hmotnost. V roce 2018 byla pomocí rádiových výsledků obnovena dřívější měření rovnosti hmotnosti jako přibližně 8 × 10¹¹  M _☉ . ^{[58] [59] [60] [61] V roce 2006 bylo zjištěno, že} sféroid galaxie Andromedamá vyšší hustotu hvězd než Mléčná dráha, ^[62] a její galaktický hvězdný disk byl odhadnut na dvojnásobek průměru Mléčné dráhy. ^[9] Celková hmotnost galaxie v Andromedě se odhaduje na 8 × 10¹¹  M _☉ ^[58] a 1,1 × 10¹²  M _☉ . ^{[63] [64]} Hvězdná hmotnost M31 je 10–15 × 10¹⁰  M _☉ , přičemž 30 % této hmoty je v centrální vyboulení , 56 % v disku a zbývajících 14 % ve hvězdném halu . ^[65] Rádiové výsledky (hmotnost podobná galaxii Mléčná dráha) by měly být považovány za nejpravděpodobnější od roku 2018, i když je zřejmé, že tato záležitost je stále aktivně vyšetřována několika výzkumnými skupinami po celém světě.

Od roku 2019 současné výpočty založené na únikové rychlosti a dynamických hmotnostních měřeních uvádějí galaxii v Andromedě na 0,8 × 10¹²  M _☉ , ^[66], což je pouze polovina novější hmotnosti Mléčné dráhy, vypočtená v roce 2019 na 1,5 × 10¹²  M _☉ . ^{[67] [68] [69]}

Kromě hvězd obsahuje mezihvězdné médium galaxie Andromeda alespoň 7,2 × 10⁹  M _☉ ^[70] ve formě neutrálního vodíku , alespoň 3,4 × 10⁸  M _☉ jako molekulární vodík (v rámci svých nejvnitřnějších 10 kiloparseků) a 5,4 × 10⁷  M _☉ prachu.​ ^[71]

Galaxii v Andromedě obklopuje masivní halo horkého plynu, které podle odhadů obsahuje polovinu hmotnosti hvězd v galaxii. Téměř neviditelné halo se táhne asi milion světelných let od své hostitelské galaxie, v polovině cesty k naší Galaxii Mléčná dráha. Simulace galaxií naznačují, že halo vzniklo ve stejnou dobu jako galaxie v Andromedě. Halo je obohaceno o prvky těžší než vodík a helium, vytvořené ze supernov , a jeho vlastnosti odpovídají vlastnostem očekávaným u galaxie, která leží v „zeleném údolí“ diagramu barevnosti galaxie (viz níže). V hvězdném disku galaxie Andromeda vybuchnou supernovy a vyvrhnou tyto těžší prvky do vesmíru. Během života galaxie v Andromedě byla téměř polovina těžkých prvků vytvořených jejími hvězdami vyvržena daleko za hvězdný disk galaxie o průměru 200 000 světelných let. ^{[72] [73] [74] [75]}

Odhadovaná svítivost galaxie v Andromedě ~2,6 × 10¹⁰  L _☉ , je asi o 25 % vyšší než u naší vlastní galaxie. ^{[76] [77]} Galaxie má však při pohledu ze Země velký sklon a její mezihvězdný prach pohlcuje neznámé množství světla, takže je obtížné odhadnout její skutečnou jasnost a jiní autoři uvádějí jiné hodnoty svítivosti galaxie v Andromedě (někteří autoři dokonce předpokládají, že jde o druhou nejjasnější galaxii v okruhu 10 megabajtů , galaxii Waecbrero , Somparky ). ^[78] s absolutní magnitudou kolem −22,21 ^[e] nebo blízko ^[79] ).

Odhad provedený pomocí Spitzerova vesmírného dalekohledu publikovaný v roce 2010 naznačuje absolutní magnitudu (v modré barvě) −20,89 (to s barevným indexem +0,63 znamená absolutní vizuální magnitudu −21,52, ^[a] ve srovnání s −20,9 pro Mléčnou dráhu) a celkovou vlnovou délku 3 × 0.6¹⁰  l _☉ . ^[80]

Rychlost tvorby hvězd v Mléčné dráze je mnohem vyšší, přičemž galaxie v Andromedě produkuje pouze asi jednu sluneční hmotu za rok ve srovnání s 3–5 slunečními hmotami pro Mléčnou dráhu. Rychlost nov v Mléčné dráze je také dvojnásobná oproti galaxii v Andromedě. ^[81] To naznačuje, že posledně jmenovaná kdysi zažila fázi tvorby velkých hvězd, ale nyní je v relativním klidu, zatímco Mléčná dráha zažívá aktivnější tvorbu hvězd. ^[76] Pokud by to tak pokračovalo, mohla by svítivost Mléčné dráhy nakonec překonat i svítivost galaxie v Andromedě.

Podle nedávných studií leží galaxie v Andromedě v tom, co je v diagramu barev a velikostí galaxie známé jako „zelené údolí“, oblast osídlená galaxiemi, jako je Mléčná dráha, v přechodu z „modrého oblaku“ (galaxie aktivně tvořící nové hvězdy) do „červené sekvence“ (galaxie, kterým chybí tvorba hvězd). Aktivita tvorby hvězd v galaxiích v zeleném údolí se zpomaluje, protože jim dochází hvězdotvorný plyn v mezihvězdném médiu. V simulovaných galaxiích s podobnými vlastnostmi jako galaxie v Andromedě se očekává, že formace hvězd vyhasne během asi pěti miliard let, a to i za předpokladu očekávaného krátkodobého zvýšení rychlosti tvorby hvězd v důsledku srážky mezi galaxií v Andromedě a Mléčnou dráhou. ^[82]

Přiblížení galaxie v Andromedě – Panorama hvězd v popředí a jádra galaxie v Andromedě. Snímek je největší, jaký kdy Hubbleův vesmírný dalekohled pořídil.

Na základě svého vzhledu ve viditelném světle je galaxie v Andromedě klasifikována jako galaxie SA(s)b v rozšířeném klasifikačním systému spirálních galaxií de Vaucouleurs–Sandage . ^[1] Infračervená data z průzkumu 2MASS a Spitzerova vesmírného dalekohledu však ukázala, že Andromeda je ve skutečnosti spirální galaxie s příčkou , jako je Mléčná dráha, s hlavní osou Andromedy orientovanou 55 stupňů proti směru hodinových ručiček od hlavní osy disku. ^[83]

Existují různé metody používané v astronomii při definování velikosti galaxie a každá metoda může přinést různé výsledky týkající se jedné druhé. Nejčastěji se používá standard D ₂₅ , izofot , kde fotometrická jasnost galaxie v B-pásmu (445 nm vlnová délka světla, v modré části viditelného spektra ) dosahuje 25 mag/arcsec ² . ^[84] Třetí referenční katalog jasných galaxií (RC3) použil tento standard pro Andromedu v roce 1991 a poskytl izofotální průměr 46,56 kiloparseků (152 000 světelných let) ve vzdálenosti 2,5 milionu světelných let. ^[8] Dřívější odhad z roku 1981 udával průměr Andromedy 54 kiloparseků (176 000 světelných let). ^[85]

Studie provedená v roce 2005 Keckovými dalekohledy ukazuje existenci slabého posypu hvězd neboli galaktického hala , který se rozprostírá směrem ven z galaxie. ^[9] Hvězdy v tomto halo se chovají odlišně od hvězd na hlavním galaktickém disku Andromedy, kde vykazují spíše neuspořádané orbitální pohyby na rozdíl od hvězd v hlavním disku, které mají uspořádanější oběžné dráhy a rovnoměrné rychlosti 200 km/s. ^[9] Toto difúzní halo se rozprostírá směrem ven od hlavního disku Andromedy o průměru 67,45 kiloparseků (220 000 světelných let). ^[9]

Galaxie je nakloněna odhadem 77° vzhledem k Zemi (kde by úhel 90° byl nakloněný). Zdá se, že analýza tvaru průřezu galaxie ukazuje spíše výraznou deformaci ve tvaru S než jen plochý disk. ^[86] Možnou příčinou takové deformace by mohla být gravitační interakce se satelitními galaxiemi poblíž galaxie v Andromedě. Galaxy M33 by mohla být zodpovědná za určitou deformaci v pažích Andromedy, i když jsou vyžadovány přesnější vzdálenosti a radiální rychlosti.

Spektroskopické studie poskytly podrobná měření rotační rychlosti galaxie v Andromedě jako funkce radiální vzdálenosti od jádra. Rotační rychlost má maximální hodnotu 225 km/s (140 mi/s) při 1 300  ly (82 milionů  AU ) od jádra a má minimum možná až 50 km/s (31 mi/s) při 7 000 ly (440 milionů AU) od jádra. Dále se rychlost otáčení zvyšuje na poloměr 33 000 ly (2,1 miliardy AU), kde dosahuje vrcholu 250 km/s (160 mi/s). Rychlosti za touto vzdáleností pomalu klesají a klesají na přibližně 200 km/s (120 mi/s) při 80 000 ly (5,1 miliardy AU). Tato měření rychlosti znamenají koncentrovanou hmotnost asi 6 × 10⁹  M _☉ v jádře . Celková hmotnost galaxie se lineárně zvyšuje na 45 000 ly (2,8 miliardy AU), poté pomaleji za tímto poloměrem. ^[87]

Spirální ramena galaxie Andromeda jsou načrtnuta řadou oblastí HII , které poprvé velmi podrobně prostudoval Walter Baade a které popsal jako „korálky na provázku“. Jeho studie ukazují dvě spirální ramena, která se zdají být pevně navinutá, i když jsou od sebe daleko více než v naší galaxii. ^[88] Jeho popisy spirální struktury, kdy každé rameno protíná hlavní osu galaxie Andromeda, jsou následující ^{[89] §pp1062 [90] §pp92} :

Vzhledem k tomu, že galaxie v Andromedě je vidět z bezprostřední blízkosti, je obtížné studovat její spirální strukturu. Zdá se, že opravené snímky galaxie ukazují docela normální spirální galaxii, vykazující dvě souvislá zadní ramena, která jsou od sebe oddělena minimálně 13 000  ly (820 milionů  AU ) a která lze sledovat směrem ven ze vzdálenosti zhruba 1 600 ly (100 milionů AU) od jádra. Byly navrženy alternativní spirální struktury, jako je jednoduché spirální rameno ^[91] nebo vločkovitý ^[92] vzor dlouhých, vláknitých a silných spirálních ramen. ^{[1] [93]}

Za nejpravděpodobnější příčinu deformací spirálového vzoru se považuje interakce s galaxiemi M32 a M110 . ^[94] To lze vidět na vytěsnění neutrálních vodíkových mraků od hvězd. ^[95]

V roce 1998 snímky z infračervené vesmírné observatoře Evropské kosmické agentury ukázaly , že celková forma galaxie v Andromedě se možná mění v prstencovou galaxii . Plyn a prach v galaxii jsou obecně formovány do několika překrývajících se prstenců, přičemž zvláště prominentní prstenec se tvoří v poloměru 32 000 ly (9,8 kpc) od jádra, ^[96] kterému někteří astronomové přezdívají ohnivý prstenec . ^[97] Tento prstenec je skrytý před obrazy galaxie ve viditelném světle, protože je složen především ze studeného prachu a většina tvorby hvězd, která probíhá v galaxii Andromeda, je soustředěna právě tam. ^[98]

Pozdější studie s pomocí Spitzerova vesmírného dalekohledu ukázaly, jak se zdá, že spirální struktura galaxie Andromeda v infračervené oblasti se skládá ze dvou spirálních ramen, která vycházejí z centrální příčky a pokračují za velký prstenec zmíněný výše. Tato ramena však nejsou spojitá a mají segmentovanou strukturu. ^[94]

Bližší zkoumání vnitřní oblasti galaxie v Andromedě stejným dalekohledem také ukázalo menší prachový prstenec, o kterém se předpokládá, že byl způsoben interakcí s M32 před více než 200 miliony let. Simulace ukazují, že menší galaxie prošla diskem galaxie v Andromedě podél její polární osy. Tato kolize stáhla více než polovinu hmoty z menší M32 a vytvořila prstencové struktury v Andromedě. ^[99] Právě koexistence dlouho známého velkého prstencového útvaru v plynu Messier 31 spolu s touto nově objevenou vnitřní prstencovou strukturou, odsazenou od barycentra , naznačovala téměř čelní srážku s družicí M32, mírnější verzi střetnutí Kolotoče . ^[100]

Studie rozšířeného hala galaxie v Andromedě ukazují, že je zhruba srovnatelné s halo Mléčné dráhy, přičemž hvězdy v halu jsou obecně „ chudé na kovy “, a čím dál tím více s větší vzdáleností. ^[62] Tento důkaz ukazuje, že tyto dvě galaxie sledovaly podobné evoluční cesty. Je pravděpodobné, že během posledních 12 miliard let akretovaly a asimilovaly asi 100–200 galaxií s nízkou hmotností. ^[101] Hvězdy v rozšířených halo galaxiích v Andromedě a Mléčné dráze mohou dosahovat téměř jedné třetiny vzdálenosti oddělující obě galaxie.

Je známo, že galaxie v Andromedě ukrývá ve svém středu hustou a kompaktní hvězdokupu podobnou naší vlastní galaxii . Velký dalekohled vytváří vizuální dojem hvězdy zasazené do difuznějšího okolního vyboulení. V roce 1991 byl Hubbleův vesmírný dalekohled použit k zobrazení vnitřního jádra galaxie v Andromedě. Jádro se skládá ze dvou koncentrací oddělených 1,5  pc (4,9  ly ). Jasnější koncentrace, označená jako P1, je odsazena od středu galaxie. Slabší koncentrace, P2, spadá do skutečného středu galaxie a obsahuje vnořenou hvězdokupu zvanou P3 ^[102] obsahující mnoho UV jasných A-hvězd a supermasivní černou díru zvanou M31*. ^{[103] [104]} Černá díra je klasifikována jako AGN s nízkou svítivostí (LLAGN) a byla detekována pouze na rádiových vlnových délkách a v rentgenovém záření . ^[104] V letech 2004–2005 byl klidový, ale v letech 2006–2007 byl značně proměnlivý. ^[103] Hmotnost M31* byla naměřena při 3–5 × 10 ⁷ M _☉ v roce 1993, ^[105] a při 1,1–2,3 × 10 ⁸ M _☉ v roce 2005. ^[102] Rozptyl rychlosti materiálu kolem ní je naměřen ≈  km/s / 10  mis . ^[106]

Bylo navrženo, že pozorované dvojité jádro lze vysvětlit, pokud P1 je projekce disku hvězd na excentrické dráze kolem centrální černé díry. ^[107] Excentricita je taková, že hvězdy prodlévají v orbitálním apocentru a vytvářejí koncentraci hvězd. Bylo postulováno, že takový excentrický disk mohl vzniknout z výsledku předchozího sloučení černých děr, kde uvolnění gravitačních vln mohlo hvězdy „nakopnout“ do jejich současného excentrického rozložení. ^[108] P2 také obsahuje kompaktní disk horkých hvězd spektrální třídy A. Hvězdy A nejsou patrné v červenějších filtrech, ale v modrém a ultrafialovém světle dominují jádru, což způsobuje, že P2 se jeví výraznější než P1. ^[109]

Zatímco v počáteční době jeho objevu se předpokládalo, že jasnější část dvojitého jádra je pozůstatkem malé galaxie „kanibalizované“ galaxií v Andromedě, ^[110] to již není považováno za životaschopné vysvětlení, především proto, že takové jádro by mělo mimořádně krátkou životnost kvůli narušení slapu centrální černou dírou. I když by to mohlo být částečně vyřešeno, kdyby P1 měla svou vlastní černou díru, která by ji stabilizovala, rozložení hvězd v P1 nenaznačuje, že by v jejím středu byla černá díra. ^[107]

Koncem roku 1968 zřejmě nebyly z galaxie v Andromedě detekovány žádné rentgenové záření . ^[111] Let balónem 20. října 1970 stanovil horní hranici pro detekovatelné tvrdé rentgenové záření z galaxie Andromeda. ^[112] Celooblohový průzkum Swift BAT úspěšně detekoval tvrdé rentgenové záření přicházející z oblasti se středem 6 úhlových sekund od středu galaxie . Později bylo zjištěno, že emise nad 25 keV pochází z jediného zdroje nazvaného 3XMM J004232.1+411314 a byl identifikován jako binární systém, kde kompaktní objekt ( neutronová hvězda nebo černá díra) nahromadí hmotu z hvězdy. ^[113]

V galaxii Andromeda bylo od té doby detekováno několik zdrojů rentgenového záření, a to pomocí pozorování z observatoře XMM-Newton Evropské kosmické agentury (ESA) . Robin Barnard a kol. předpokládali, že se jedná o kandidátské černé díry nebo neutronové hvězdy , které ohřívají přicházející plyn na miliony kelvinů a vyzařují rentgenové záření. Neutronové hvězdy a černé díry lze rozlišit především měřením jejich hmotnosti. ^[114] Pozorovací kampaň vesmírné mise NuSTAR identifikovala 40 objektů tohoto druhu v galaxii. ^[115] V roce 2012 byl v galaxii Andromeda detekován mikrokvasar , rádiový výboj vycházející z menší černé díry. Progenitorová černá díra se nachází poblíž galaktického středu a má asi 10 M _☉ . Byl objeven prostřednictvím dat shromážděných sondou XMM-Newton Evropské vesmírné agentury a následně byl pozorován misí NASA Swift Gamma-Ray Burst Mission a Chandra X-Ray Observatory , Very Large Array a Very Long Baseline Array . Mikrokvasar byl první pozorovaný v galaxii Andromeda a první mimo galaxii Mléčná dráha. ^[116]

S galaxií v Andromedě je spojeno přibližně 460 kulových hvězdokup . ^[118] Nejhmotnější z těchto kup, identifikovaná jako Mayall II , přezdívaná Globular One, má větší svítivost než jakákoli jiná známá kulová kupa v Místní skupině galaxií. ^[119] Obsahuje několik milionů hvězd a je asi dvakrát tak svítivá než Omega Centauri , nejjasnější známá kulová hvězdokupa v Mléčné dráze. Globular One (nebo G1) má několik hvězdných populací a strukturu příliš masivní pro obyčejnou kulovitou. V důsledku toho někteří považují G1 za pozůstatek jádra trpasličí galaxie , kterou v dávné minulosti pohltila Andromeda. ^[120] Kulová hvězda s největší zdánlivou jasností je G76, která se nachází ve východní polovině jihozápadního ramene. ^{[23] Další masivní kulová hvězdokupa, pojmenovaná 037-B327 a objevená v roce 2006, jak je silně zčervená} mezihvězdným prachem galaxie Andromeda , byla považována za hmotnější než G1 a největší hvězdokupa Místní skupiny; ^[121] však jiné studie ukázaly, že je ve skutečnosti svými vlastnostmi podobný G1. ^[122]

Na rozdíl od kulových hvězdokup v Mléčné dráze, které vykazují relativně nízký věkový rozptyl, mají kulové hvězdokupy Galaxie v Andromedě mnohem větší věkový rozsah: od systémů starých jako samotná galaxie po mnohem mladší systémy, jejichž stáří se pohybuje mezi několika sty miliony let až pěti miliardami let. ^[123]

V roce 2005 objevili astronomové v galaxii Andromeda zcela nový typ hvězdokupy. Nově nalezené hvězdokupy obsahují stovky tisíc hvězd, což je podobný počet hvězd, jaký lze nalézt v kulových hvězdokupách. Od kulových hvězdokup je odlišuje to, že jsou mnohem větší – několik set světelných let v průměru – a stokrát méně husté. Vzdálenosti mezi hvězdami jsou proto v nově objevených rozšířených hvězdokupách mnohem větší. ^[124]

Nejhmotnější kulová hvězdokupa v galaxii Andromeda, B023-G078, má pravděpodobně střední střední černou díru o hmotnosti téměř 100 000 hmotností Slunce. ^[125]

PA-99-N2 byla mikročočková událost zjištěná v galaxii Andromeda v roce 1999. Jedním z vysvětlení je gravitační čočkování červeného obra hvězdou o hmotnosti 0,02 až 3,6 násobku hmotnosti Slunce , což naznačuje, že hvězdu pravděpodobně obíhá planeta. Tato možná exoplaneta by měla hmotnost 6,34krát větší než Jupiter. Pokud by se to nakonec potvrdilo, šlo by o vůbec první nalezenou extragalaktickou planetu . Později však byly nalezeny anomálie v události. ^[126]

Podobně jako Mléčná dráha má i galaxie v Andromedě menší satelitní galaxie , které se skládají z více než 20 známých trpasličích galaxií . Populace trpasličích galaxií v galaxii Andromeda je velmi podobná Mléčné dráze, ale galaxie jsou mnohem početnější. ^[127] Nejznámější a nejsnáze pozorované satelitní galaxie jsou M32 a M110 . Na základě současných důkazů se zdá, že M32 prodělala v minulosti blízké setkání s galaxií v Andromedě. M32 mohla být kdysi větší galaxií, jejíž hvězdný disk byl odstraněn M31 a prošla prudkým nárůstem tvorby hvězd v oblasti jádra, která trvala až do relativně nedávné minulosti. ^[128]

Zdá se, že M110 také interaguje s galaxií v Andromedě a astronomové našli v jejím halo proud hvězd bohatých na kovy, které se zdají být odstraněny z těchto satelitních galaxií. ^[129] M110 skutečně obsahuje prašný pruh, což může naznačovat nedávnou nebo probíhající tvorbu hvězd. ^[130] M32 má také mladou hvězdnou populaci. ^[131]

Galaxie Triangulum je netrpasličí galaxie, která leží 750 000 světelných let od Andromedy. V současné době není známo, zda se jedná o satelit Andromedy. ^[132]

V roce 2006 bylo zjištěno, že devět satelitních galaxií leží v rovině, která protíná jádro galaxie v Andromedě; nejsou náhodně uspořádány, jak by se dalo očekávat od nezávislých interakcí. To může znamenat společný přílivový původ satelitů. ^[133]

Galaxie Andromeda se blíží k Mléčné dráze rychlostí asi 110 kilometrů (68 mil) za sekundu. ^[134] Bylo naměřeno, že se přibližuje ke Slunci rychlostí přibližně 300 km/s (190 mi/s) ^[1] , když Slunce obíhá kolem středu galaxie rychlostí přibližně 225 km/s (140 mi/s). Díky tomu je galaxie Andromeda jednou z asi 100 pozorovatelných galaxií s modrým posunem . ^[135] Tangenciální nebo boční rychlost galaxie v Andromedě týkající se Mléčné dráhy je relativně mnohem menší než přibližující se rychlost, a proto se očekává, že se srazí přímo s Mléčnou dráhou přibližně za 2,5–4 miliardy let. Pravděpodobným výsledkem srážky je, že se galaxie spojí a vytvoří obří eliptickou galaxii ^[136] nebo možná velkou diskovou galaxii . ^[16] Takové události jsou časté mezi galaxiemi ve skupinách galaxií . Osud Země a Sluneční soustavy v případě srážky není v současné době znám. Než se galaxie spojí, existuje malá šance, že by Sluneční soustava mohla být vyvržena z Mléčné dráhy nebo se připojit ke galaxii v Andromedě. ^[137]

Za většiny pozorovacích podmínek je galaxie v Andromedě jedním z nejvzdálenějších objektů, které lze spatřit pouhým okem , a to díky své pouhé velikosti. ( M33 a pro pozorovatele s výjimečně dobrým zrakem i M81 lze vidět pod velmi tmavou oblohou.) ^{[140] [141] [142] [143]} Galaxie se běžně nachází na obloze v souhvězdí Cassiopeia a Pegasus . Andromeda je nejlépe vidět během podzimních nocí na severní polokouli , když prochází vysoko nad hlavou a dosahuje svého nejvyššího bodu kolem půlnoci v říjnu a každý další měsíc o dvě hodiny dříve. V podvečer vychází v září na východě a v únoru zapadá na západě. ^[144] Z jižní polokoule je galaxie Andromeda viditelná mezi říjnem a prosincem, nejlépe při pohledu z co největšího severu. Dalekohled může odhalit některé větší struktury galaxie a její dvě nejjasnější satelitní galaxie , M32 a M110 . ^[145] Amatérský dalekohled může odhalit disk Andromedy, některé z jejích nejjasnějších kulových hvězdokup, tmavé prachové pásy a velký hvězdný oblak NGC 206 . ^{[146] [147]}

• Seznam Messierových objektů
• Seznam galaxií
• Nový obecný katalog