[科普中國(guó)]-仙女星系

仙女星系（英語(yǔ):Andromeda Galaxy;M31;NGC 224；曾被稱為仙女座大星云），位于仙女座方位的擁有巨大盤(pán)狀結(jié)構(gòu)的旋渦星系，梅西耶星表編號(hào)為M31，星云星團(tuán)新總表編號(hào)位NGC 224，直徑22萬(wàn)光年，距離地球有254萬(wàn)光年，是距銀河系最近的大星系。

仙女星系在東北方向的天空中看起來(lái)是紡錘狀的橢圓光斑，是肉眼可見(jiàn)的最遙遠(yuǎn)的天體之一。普遍認(rèn)為仙女座星系是本星系群中最大的星系，外表與銀河系相似。本星系群的成員有仙女星系、銀河系、三角座星系，還有大約50個(gè)小星系。根據(jù)改進(jìn)的測(cè)量技術(shù)和最近研究的數(shù)據(jù)結(jié)果，科學(xué)家認(rèn)為銀河系有許多暗物質(zhì)，并且暗物質(zhì)的質(zhì)量占比是這個(gè)星系群中最大的。

仙女星系和銀河系同處于本星系群，如果算上暗物質(zhì)的話，仙女星系質(zhì)量小于銀河系，直徑至少是銀河系的1.6倍。仙女星系是本星系群中最大的星系，正以每秒300公里的速度朝向銀河系運(yùn)動(dòng)，在30-40億年后可能會(huì)撞上銀河系，最后并合成橢圓星系。 斯皮策空間望遠(yuǎn)鏡的觀測(cè)顯示仙女座星系有將近一兆顆恒星，數(shù)量遠(yuǎn)比銀河系多。2006年，重新估計(jì)銀河系的質(zhì)量大約是仙女座星系的50%1。

觀測(cè)歷史最早的仙女座星系觀測(cè)紀(jì)錄可能出自波斯的天文學(xué)家阿爾蘇飛，4他描述它是“小云”，星圖上的標(biāo)記在那個(gè)時(shí)代也是“小云”。第一個(gè)以望遠(yuǎn)鏡進(jìn)行觀測(cè)和記錄是西門(mén)·馬里烏斯，時(shí)為1612年。

1764年梅西耶將他編目為M31，并相信西門(mén)·馬里烏斯為發(fā)現(xiàn)者，未察覺(jué)阿爾蘇飛在更加早期的工作。

1785年，天文學(xué)家威廉·赫歇爾注意到在星系的核心區(qū)域有偏紅色的雜色，使他相信這是所有星云中最靠近的“大星云”，并依據(jù)星云的顏色和亮度估計(jì)（并不正確）距離應(yīng)在天狼星的2,000倍之內(nèi)5。

1786年，F(xiàn)·W·赫歇耳第一個(gè)將它列入能分解為恒星的星云。

1864年，威廉·哈金斯觀察仙女座星系的光譜，注意到仙女座星系的光譜是在頻率上連續(xù)的連續(xù)光譜上疊加上了暗線，與氣體星云不同6，很像是單獨(dú)的一顆恒星，因此他推論仙女座星系具有恒星的本質(zhì)。

1885年，一顆超新星仙女座星系（是仙女座S）7，這是第一次看見(jiàn)如此遙遠(yuǎn)星系中的恒星。在當(dāng)時(shí)，他的亮度被低估了，只被認(rèn)為是一顆新星，因此稱為1885新星。

1914年皮斯探知M31有自轉(zhuǎn)運(yùn)動(dòng)。

1917年，希伯·柯蒂斯觀測(cè)到M31內(nèi)的一顆新星，搜尋照相的記錄又找到了11顆?？碌偎棺⒁獾竭@些新星的平均光度約為10等，遠(yuǎn)低于發(fā)生在銀河系內(nèi)的星等。這一結(jié)果使估計(jì)的距離提高至500,000光年，也是他成為“島宇宙”假說(shuō)的擁護(hù)者。此一假說(shuō)認(rèn)為螺旋星云也是獨(dú)立的星系8。

1920年，發(fā)生了哈洛·夏普利和希伯·柯蒂斯之間的大辯論，就銀河系、螺旋星云、和宇宙的尺度進(jìn)行辯論。為了支持他所聲稱的M31是外在的星系，柯蒂斯提出我們自己的銀河系也有塵埃云造成類似的黑色小道，并且有明顯的多普勒位移。

1924~1925年，哈勃在照相底片上證認(rèn)出仙女座星系旋臂上的造父變星，并根據(jù)周光關(guān)系算出距離，確認(rèn)它是銀河系之外的恒星系統(tǒng)，辯論便平息了。使用2.5米(100 英寸)反射望遠(yuǎn)鏡拍攝的照片，M31的距離得以被確認(rèn)。哈勃的測(cè)量決定性的證實(shí)這些恒星和氣體不在我們的銀河系之內(nèi)，而整體都是離我們銀河系有極大距離的一個(gè)星系9。

1939年經(jīng)巴布科克等人的研究，測(cè)出從中心到邊緣的自轉(zhuǎn)速度曲線，并由此得知星系的質(zhì)量。據(jù)估計(jì)，M31的質(zhì)量不小于 3.1×10個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量，比銀河系大一倍以上，是本星系群中質(zhì)量最大的一個(gè)。M31的中心有一個(gè)類星核心，直徑只有25光年，質(zhì)量相當(dāng)于10太陽(yáng)質(zhì)量，即一立方秒差距內(nèi)聚集1500個(gè)恒星。類星核心的紅外輻射很強(qiáng)，約等于銀河系整個(gè)核心區(qū)的輻射。但那里的射電卻只有銀心射電的1/20。射電觀測(cè)指出，中性氫多集中在半徑為10千秒差距的寬環(huán)帶中。氫的含量為總質(zhì)量的1%，這個(gè)比值較之銀河系的（1.4～7%）要小。由此可以認(rèn)為，M31的氣體大部分已形成恒星。

1943~1944年，沃爾特·巴德分辨出仙女座星系核心部分的天體，證認(rèn)出其中的星團(tuán)和恒星。基于他對(duì)這個(gè)星系的觀測(cè)，他分辨出兩種不同星族的恒星，他稱呼在星系盤(pán)中年輕的、高速運(yùn)動(dòng)的恒星為第一星族，在核球年老的、偏紅色的是第二星族，這個(gè)命名的原則隨后也被引用在我們的銀河系內(nèi)，以及其他的各種場(chǎng)合。（恒星分為二個(gè)星族的現(xiàn)象歐特在此之前就注意到了）并指明星族的空間分布與銀河系相。巴德博士也發(fā)現(xiàn)造父變星有兩種不同的型態(tài)，使得對(duì)M31的距離估計(jì)又增加了一倍，也對(duì)其余的宇宙產(chǎn)生影響。M31旋臂上是極端星族Ⅰ，其中有O-B型星、亮超巨星、OB星協(xié)、電離氫區(qū)。在星系盤(pán)上觀測(cè)到經(jīng)典造父變星、新星、紅巨星、行星狀星云等盤(pán)族天體。中心區(qū)則有星族Ⅱ造父變星。暈星族成員的球狀星團(tuán)離星系主平面可達(dá)30千秒差距以外。還發(fā)現(xiàn)，M31成員的重元素含量，從外圍向中心逐漸增加。這種現(xiàn)象表明，恒星拋射物質(zhì)致使星際物質(zhì)重元素增多的過(guò)程，在星系中心區(qū)域比外圍部分頻繁得多10。

19世紀(jì)50年代，仙女座星系的第一張無(wú)線電圖是由約翰·鮑德溫和劍橋無(wú)線電天文小組合作共同完成的。在2C星表無(wú)線電天文目錄上，仙女座星系的核心被編目為2C 56。

2006年，發(fā)現(xiàn)了9個(gè)星系沿著橫越過(guò)仙女座星系核心的平面延伸著，而不是隨意的散布在周圍。這也許可以說(shuō)明這些衛(wèi)星星系有共同的起源。

M31在天文學(xué)史上有著重要的地位，在星系的研究中扮演著一個(gè)重要的角色，因?yàn)樗m然不是最近的星系，卻是距離最近的一個(gè)巨大螺旋星系。

研究成果早在18世紀(jì)，伊曼努埃爾·康德（Immanuel Kant）就認(rèn)為，這類星云可能是銀河系之外的巨大恒星系統(tǒng)，這一見(jiàn)解甚至到了20世紀(jì)初仍未得到證實(shí)。另一個(gè)頗有市場(chǎng)的觀點(diǎn)是，星云乃銀河系內(nèi)部氣體塵埃云形成恒星的區(qū)域。這個(gè)問(wèn)題在上世紀(jì)20年代，埃德溫·哈勃使用威爾遜山天文臺(tái)新造的100英寸（2.54米）望遠(yuǎn)鏡，在仙女座星云的外區(qū)證認(rèn)出了個(gè)別的恒星，才獲得解決。

這些恒星中有些是造父變星。由于造父變星的變化與它們的絕對(duì)星等有關(guān)，所以哈勃得以從它們的視亮度計(jì)算出到仙女座星系的距離，由此證明它確實(shí)是另外一個(gè)獨(dú)立的星系。

哈勃估計(jì)的距離，后來(lái)主要通過(guò)沃爾特·巴德（Walter Baade）的研究，幾經(jīng)修正而有所增大。哈勃的工作證實(shí)了銀河系不過(guò)是許許多多星系中的一個(gè)而已，宇宙遠(yuǎn)遠(yuǎn)伸展到了銀河系邊界以外。在700千秒差距距離上，仙女座星系的直徑將是50千秒差距，大致比我們的銀河系大一倍，約含4000億顆恒星。

一般認(rèn)為銀河系的外觀與仙女座大星系十分相像，兩者共同主宰著本星系群。仙女座大星系彌漫的光線是由數(shù)千億顆恒星成員共同貢獻(xiàn)而成的。幾顆圍繞在仙女座大星系影像旁的亮星，其實(shí)是我們銀河系里的星星，比起背景物體要近得多了。仙女座大星系又名為M31，因?yàn)樗侵拿肺饕菆F(tuán)星云表中的第31號(hào)彌漫天體。星云中的恒星可以劃分成約20個(gè)群落，這意味著它們可能來(lái)自仙女座星系“吞噬”的較小星系，

仙女座星系的直徑至少是50千秒差距（16萬(wàn)光年），為銀河系直徑的1.5倍（銀河系直徑為十萬(wàn)光年），是本星系群中最大的一個(gè)星系。仙女座星系和銀河系有很多的相似，對(duì)二者的對(duì)比研究，能為了解銀河系的運(yùn)動(dòng)、結(jié)構(gòu)和演化提供重要的線索。

仙女座大星云是秋夜星空中最美麗的天體，也是第一個(gè)被證明是河外星系的天體，還是肉眼可以看見(jiàn)的最遙遠(yuǎn)的天體。暗物質(zhì)，可能是在這個(gè)集團(tuán)中質(zhì)量最大的。斯皮策太空望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)顯示仙女座星系有將近一兆（一萬(wàn)億）顆恒星，數(shù)量遠(yuǎn)比我們的銀河系多。在2006年重新估計(jì)銀河系的質(zhì)量大約是仙女座星系的50%，大約是 太陽(yáng)質(zhì)量（符號(hào)：M☉）。

仙女座星系在適度黑暗的天空環(huán)境下很容易用肉眼看見(jiàn)，但是如此的天空僅存在于小鎮(zhèn)、被隔絕的區(qū)域、和離人口集中區(qū)域很遠(yuǎn)的地方，只受到輕度光污染的環(huán)境下。肉眼看見(jiàn)的仙女座星系非常小，因?yàn)樗挥兄行囊恍K的區(qū)域有足夠的亮度，但是這個(gè)星系完整的角直徑有滿月的七倍大。

衛(wèi)星星系與銀河系相似，仙女座星系也有衛(wèi)星星系，所知的已經(jīng)有14個(gè)矮星系，最有名的、也是最容易觀測(cè)到的衛(wèi)星星系是橢圓星系M32和M110。

依據(jù)現(xiàn)有的證據(jù)，似乎在不久前的過(guò)去M32曾經(jīng)與M31相遇過(guò)11。M32原本可能是一個(gè)大星系，但核心被M31從星盤(pán)內(nèi)剔除，并且在核心區(qū)域經(jīng)歷恒星形成的暴增。

M110看來(lái)也曾經(jīng)與M31有過(guò)交互，并且天文學(xué)家在M31的星系暈中發(fā)現(xiàn)了從這個(gè)衛(wèi)星星系被剝離的富含金屬星的星流。12 M110包含了一些灰塵很多的路徑，暗示最近有恒星持續(xù)的形成。這在矮橢圓星系中是不尋常的現(xiàn)象，因?yàn)闄E圓星系通常是缺乏塵埃和氣體的。

在2006年，發(fā)現(xiàn)了9個(gè)星系沿著橫越過(guò)仙女座星系核心的平面延伸，而不是隨意的散布在周圍。這也許可以說(shuō)明這些衛(wèi)星星系有共同的起源13。

|| || 在1900年前發(fā)現(xiàn)的仙女座大星系的衛(wèi)星星系

星系特征仙女座星系以大約每秒300公里（180 英里/秒）的速度靠近太陽(yáng)，所以它是少數(shù)藍(lán)移的星系之一。將太陽(yáng)系在銀河內(nèi)的速度考量進(jìn)去，將會(huì)發(fā)現(xiàn)仙女座星系以100～140公里/秒(62–87 英里/秒)的速度接近銀河系。即使如此，這并不意味著未來(lái)會(huì)和銀河系發(fā)生碰撞，不過(guò)根據(jù)2015年最新觀測(cè)數(shù)據(jù)認(rèn)為，銀河系可能正在以每秒200公里的速度靠近M31。即使會(huì)發(fā)生碰撞，也是30億（±10）年后的事情。在這種情況下，兩個(gè)星系會(huì)合并成一個(gè)更巨大的星系。在星系群中這種事件是經(jīng)常發(fā)生的。

在1953年發(fā)現(xiàn)有一種光度較暗的造父變星，使仙女座大星系的距離增加了一倍。1990年代，使用依巴谷衛(wèi)星利用標(biāo)準(zhǔn)的紅巨星和紅叢集測(cè)量的距離，為造父變星測(cè)量的距離校準(zhǔn)。

估計(jì)距離至少有三種方法被用來(lái)測(cè)量M31的距離。在2004年，使用造父變星法，估計(jì)的距離是251 ± 13萬(wàn)光年（770 ± 40千秒差距）1。

2005年，包括Ignasi Ribas（西班牙研究委員會(huì)，CSIC、卡塔龍尼亞的太空研究學(xué)院）和他的同事在內(nèi)的一群天文學(xué)家，宣布在仙女座星系發(fā)現(xiàn)了食雙星。這對(duì)雙星的名稱（編號(hào)）是M31VJ00443799+4129236，兩顆星分別是明亮且熱的O型星和B型星。研究得知食的周期是3.54969日，這讓天文學(xué)家可以測(cè)量它們的大小。知道恒星的大小和溫度，就能測(cè)量出絕對(duì)星等。而知道了視星等和絕對(duì)星等，距離就能測(cè)量出來(lái)了。這對(duì)恒星的距離經(jīng)測(cè)定為252萬(wàn)± 14萬(wàn)光年，而仙女座星系的整體的距離是250萬(wàn)光年14。這新的數(shù)值被認(rèn)為比早先單獨(dú)使用造父變星測(cè)量的距離更為精準(zhǔn)。

仙女座星系的距離近到足以利用紅巨星分支技術(shù)（Tip of the Red Giant Branch ,TRGB）的方法來(lái)估計(jì)距離。在2005年，用這種方法測(cè)出的距離是256±8萬(wàn)光年（785 ± 25千秒差距）。

平均上述的值，這些測(cè)量給的距離估計(jì)是253 ±7萬(wàn)光年（775 ± 22千秒差距）。

基于上述的距離，M31的直徑最寬處估計(jì)是220,000 ± 4000光年。

質(zhì)量估計(jì)仙女座星系的質(zhì)量（包括暗物質(zhì)）大約是1.23×10M☉（或1.23兆太陽(yáng)質(zhì)量），相當(dāng)于銀河系質(zhì)量（5.8×10M☉）的2.12倍。雖然誤差的范圍仍然太大以至于難以完全確認(rèn)，但這樣的結(jié)果將已經(jīng)可確認(rèn)M31的質(zhì)量比銀河系大，而且M31比銀河系尺寸更大、包含更多恒星。

M31看上去有比銀河系更多的普通恒星，估計(jì)的亮度也是銀河系的兩倍。但是在恒星形成速率上，銀河系卻高了許多，M31每年只能制造出1個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量的恒星，而銀河系是3-5個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量。新星出現(xiàn)的比率銀河系也比M31高一倍15。這顯示M31已經(jīng)經(jīng)歷了恒星形成的階段，而銀河系正在恒星形成的階段中。而這意味著在將來(lái)，銀河系中恒星將會(huì)與在M31觀察到的數(shù)量相當(dāng)。

光度與銀河系相比，仙女座星系似乎以年齡超過(guò) 年的老星。16仙女座星系的估計(jì)光度約 L☉，比我們的銀河系高25%。然而，從地球觀測(cè)銀河系時(shí)，具有高傾角，并且其星際塵埃吸收未知量的光，因此難以估計(jì)其實(shí)際亮度，一些科學(xué)家已經(jīng)給出了仙女座星系光度的不同值（一些科學(xué)家甚至提出它是在銀河系的10兆秒差距范圍內(nèi)的第二亮銀河系，在Sombrero星系之后17，絕對(duì)星等大約為-22.2118。

在2010年發(fā)布的斯皮策空間望遠(yuǎn)鏡的幫助下進(jìn)行的估計(jì)表明，絕對(duì)星等（藍(lán)）為-20.89（色指數(shù)為+0.63，絕對(duì)視星等為-21.52，銀河系為-20.9，并且該波長(zhǎng)的總光度為 L☉19。

根據(jù)最近的研究，仙女座星系位于星系顏色-星等圖中被稱為“綠色山谷”的地方，這個(gè)區(qū)域由銀河系等星系組成，從“藍(lán)云”過(guò)渡（星系積極形成新星）到“紅色序列”（缺乏恒星形成的星系）。綠色山谷星系中的恒星形成活動(dòng)正在減緩，因?yàn)樗鼈冊(cè)谛请H介質(zhì)中用盡了恒星形成的氣體。在與仙女座星系具有相似特性的模擬星系中，恒星形成預(yù)計(jì)將在距離現(xiàn)在大約50億年內(nèi)消失，這可以解釋由于仙女座星系與星系之間的碰撞造成的恒星形成速率的預(yù)期短期增長(zhǎng)20。

星系結(jié)構(gòu)以可見(jiàn)光下看見(jiàn)的形狀為依據(jù)，仙女座星系在de Vaucouleurs-Sandage延伸與擴(kuò)張的分類系統(tǒng)下被分類為SA(s)b的螺旋星系。然而，在2MASS巡天的資料中，M31的核球呈現(xiàn)箱狀的形狀，這暗示著M31實(shí)際上是棒旋星系，而我們幾乎是正對(duì)著長(zhǎng)軸的方向觀察這個(gè)星系。21仙女座星系也是一個(gè)LINRER星系（低游離核輻射線區(qū)），在分類上是一種很普通的活躍星系核。

2005年，天文學(xué)家使用凱克望遠(yuǎn)鏡觀察到細(xì)微的像被噴灑而向外延伸的恒星，實(shí)際上也是主星盤(pán)本體的一部分。這意味著仙女座星系的螺旋盤(pán)面比早先估計(jì)的大三倍。這個(gè)證據(jù)顯示仙女座星系盤(pán)的直徑超過(guò)220,000光年，是一張巨大且延展的星盤(pán)。早先估計(jì)的直徑是70,000至120,000光年。

星系相對(duì)于地球的傾斜估計(jì)是77°（90°是直接從側(cè)面觀看），分析星系橫斷面的形狀像是字母S的形狀，而不是一個(gè)平坦的平面。造成這種形狀翹曲的一個(gè)可能是與鄰近M31的衛(wèi)星星系引力的交互作用。 分光鏡的觀測(cè)對(duì)星系的自轉(zhuǎn)速度在距離核心不同的半徑上提供了詳細(xì)的測(cè)量。在鄰近核心的地區(qū)，旋轉(zhuǎn)的速度達(dá)到225公里/秒（140英里/秒）的峰值；在半徑1,300光年處開(kāi)始下降，在7,000光年處達(dá)到最低的50公里/秒（31英里/秒）。然后，速度在平穩(wěn)得上升，在半徑33,000光年的距離上達(dá)到的豐值是250公里/秒（155英里/秒）。在這距離之外的速度又慢慢的下降，在80,000光年處降至200公里/秒（124英里/秒）。這些速度的測(cè)量暗示集中在核心的質(zhì)量大約是6 × 10M☉，總質(zhì)量成線性的增加至半徑45,000光年處，然后隨半徑的增加而逐漸減緩22。

仙女座星系的螺旋臂向外延伸出一連串的電離氫區(qū)，巴德描述成"一串珍珠"。它們看似緊緊的纏繞著，但在我們的銀河系卻是被遠(yuǎn)遠(yuǎn)的分隔著。矯正過(guò)的星系圖很明確的顯示有順時(shí)針?lè)较蛐D(zhuǎn)的螺旋臂纏繞在螺旋星系內(nèi)。從距離核心大約1,600光年處有兩條連續(xù)的螺旋臂向外拖曳著，彼此間最近的距離大約是13,000光年。螺旋的樣式很可能肇因于與M32的交互作用。這些置換可以由來(lái)自于恒星的中性氫云觀察到。

在1998年，來(lái)自歐洲空間局的紅外線太空天文臺(tái)的影像顯示出仙女座星系的整體形象可能是會(huì)被轉(zhuǎn)換成圓環(huán)星系。在仙女座星系內(nèi)的氣體含塵埃形成了幾個(gè)重疊的圓環(huán)，其中最突出的一個(gè)圓環(huán)在距離核心32,000光年的半徑上。這個(gè)環(huán)由冰冷的塵土組成，因此在可見(jiàn)光的影像中這個(gè)環(huán)是看不見(jiàn)。

更周詳?shù)挠^察顯示內(nèi)部還有更小的塵埃環(huán)，相信是在200萬(wàn)年前與M32的交互作用造成的。模擬顯示，這個(gè)較小的星系沿著極軸方向穿越了仙女座星系的盤(pán)面。這次碰撞從較小的M32剝離了超過(guò)一半的質(zhì)量，并且創(chuàng)造了仙女座星系內(nèi)的環(huán)結(jié)構(gòu)23。

對(duì)M31擴(kuò)展開(kāi)來(lái)的暈的研究顯示，大致上是可以和銀河系做比較的，在允中的恒星同樣是屬于金屬貧乏的，并且隨著距離的增加更形貧乏。這些證據(jù)顯示這兩個(gè)星系走著相似的演化路線，在過(guò)去的120億年中，它們可能各自都吞噬了1-2百個(gè)低質(zhì)量的星系。在M31擴(kuò)展的暈中的恒星和銀河系中的恒星可能近到只有兩星系間三分之一的距離。

星系核心長(zhǎng)久以來(lái)M31就被知道在核心有一個(gè)密集和緊湊的星團(tuán)。在大望遠(yuǎn)鏡下，感覺(jué)有許多模糊的星點(diǎn)環(huán)繞著核心。核心的亮度也遠(yuǎn)超過(guò)最亮的球狀星團(tuán)。

1991年，Tod R. Lauer使用哈勃太空望遠(yuǎn)鏡上的WFPC拍到了仙女座星系內(nèi)核的影像。有兩個(gè)相距1.5秒差距的核心，較亮的核被標(biāo)示為P1，看起來(lái)像是一個(gè)巨球狀星團(tuán)，位置偏離了星系的中心；稍暗的標(biāo)示為P2，位置在星系真正的動(dòng)力學(xué)中心，更像是疊加在一個(gè)致密紫外輻射星團(tuán)之下的一個(gè)擴(kuò)展盤(pán)，被認(rèn)為是質(zhì)量相對(duì)較大同時(shí)也較古老的核。兩個(gè)核的運(yùn)動(dòng)暗示，其都與核心處一個(gè)質(zhì)量更大的物體處于相互作用中，這個(gè)物體推測(cè)為一個(gè)質(zhì)量為3300萬(wàn)太陽(yáng)質(zhì)量的黑洞，這可以非常好的解釋所觀察到的運(yùn)動(dòng)。24

隨后地基的觀測(cè)也證實(shí)了兩個(gè)核心的存在，并且推測(cè)兩者在相對(duì)地移動(dòng)，其中一個(gè)是被M31吞噬，正在潮汐裂解中的小星系。包括M31在內(nèi)，許多星系的核心，都是充滿了相當(dāng)狂野的、劇烈變動(dòng)的的區(qū)域，并且經(jīng)常都以有超級(jí)黑洞存在其中來(lái)解釋。

Scott Tremaine提出了以下的說(shuō)明來(lái)解釋雙核心： P1是在盤(pán)面上以異常軌道環(huán)繞中心黑洞的恒星投影。這異常的離心率使恒星長(zhǎng)期逗留在軌道的遠(yuǎn)心點(diǎn)上，造成了恒星的集中。P2也包含了盤(pán)面上高熱的、光譜A型星。在紅色的濾光鏡下，A型恒星是不明顯的，但是在藍(lán)色和紫外線下，它們會(huì)比主要的核心更為明亮，造成P2看上去比P1更為突出25。

星系外形使用歐洲空間局的XMM-牛頓軌道天文臺(tái)發(fā)現(xiàn)M31有數(shù)個(gè)X射線源。羅賓·巴納德博士等人假設(shè)這些都是黑洞或中子星的候選者，將接踵而至的氣體加熱至數(shù)千萬(wàn)K所輻射出的X射線。中子星和假設(shè)中的黑洞，光譜是一樣的，但是可以從質(zhì)量上的差異區(qū)別出來(lái)26。

仙女座星系大約有460個(gè)球狀星團(tuán)，這些星團(tuán)中質(zhì)量最大的，被命名為馬亞爾Ⅱ的，綽號(hào)是G1（Gloup one），是本星系群中最明亮的球狀星團(tuán)之一。它擁有數(shù)百萬(wàn)顆的恒星，亮度大約是半人馬座ω－銀河系內(nèi)所知最明亮的球狀星團(tuán)的兩倍。 G1有幾種不同的星族，而且以一般的球狀星團(tuán)來(lái)看結(jié)構(gòu)也太巨大了。因此，有些人認(rèn)為G1是以前被M31吞噬的矮星系殘骸。

另一個(gè)巨大且明顯的球狀星團(tuán)是位于西南旋臂東側(cè)一半位置上的G76。

M31旋臂上散布著200個(gè)左右的星協(xié)，與銀河系的星協(xié)相比，兩者包含著同類的明亮藍(lán)色恒星，但前者最多可比后者大10倍。M31中的星協(xié)跨度約達(dá)1500光年，而銀河系中的獵戶星協(xié)及天狼星協(xié)跨度為150光年。24

在2005年，天文學(xué)家在M31又發(fā)現(xiàn)一種全新型態(tài)的星團(tuán)。新發(fā)現(xiàn)的星團(tuán)擁有成千上萬(wàn)的恒星，在數(shù)量上與球狀星團(tuán)相似。不同的是體積非常龐大，直徑達(dá)到數(shù)百光年，密度也低了數(shù)百倍；恒星之間的距離也遠(yuǎn)了許多27。

與銀河系的碰撞仙女座星系正以每秒110公里的速度靠近銀河系。28當(dāng)太陽(yáng)以大約225 km / s的速度圍繞銀河系中心運(yùn)行時(shí)，已經(jīng)測(cè)得它相對(duì)于太陽(yáng)的速度接近300 km / s2。這使得仙女座星系成為約100個(gè)可觀測(cè)到的藍(lán)移星系之一。29仙女座星系相對(duì)于銀河系的切向或側(cè)向速度相對(duì)小于切向的接近速度，因此預(yù)計(jì)它將在大約40億年內(nèi)直接與銀河系相撞。碰撞的一個(gè)可能結(jié)果是，星系將合并形成一個(gè)巨大的橢圓星系30，甚至可能形成一個(gè)大圓盤(pán)星系。這種事件在星系群中的星系中很常見(jiàn)。目前還不知道發(fā)生碰撞時(shí)地球和太陽(yáng)系的命運(yùn)。在星系合并之前，太陽(yáng)系很少有可能從銀河系中彈出或加入仙女座星系31。

本詞條內(nèi)容貢獻(xiàn)者為:

湯壽旎 - 副教授 - 武漢理工大學(xué)