仙女星系

　　位於仙女星座的巨型旋渦星系(M31)。1950.0曆元的天球座標是赤經0^h40ṃ0，赤緯+41°00′。視星等m_v為3.5等。肉眼可見，狀如暗弱的橢圓小光斑。在照片上呈現為傾角77°的Sb型星系(見星系的分類)，大小是160′×40′，從亮核伸展出兩條細而緊的旋臂，範圍可達245′×75′。在《梅梅西耶星表》中的編號是M31，《星雲星團新總表》中的編號是NGC224，習稱仙女座大星雲，現稱仙女星系。1786年，F.W.赫歇耳第一個將它列入能分解為恒星的星雲。1924年，哈勃在照相底片上證認出 M31旋臂上的造父變星，並根據周光關系算出距離，確認它是銀河系之外的恒星系統。現代測定它的距離是670千秒差距(220萬光年)。直徑是50千秒差距（16萬光年），為銀河系的一倍，是本星系群中最大的一個。1944年，巴德又分辨出 M31核心部分的天體，證認出其中的星團和恒星，並指明星族的空間分佈與銀河系相似。M31旋臂上是極端星族I，其中有O-B型星（見恒星光譜分類）、亮超巨星、OB星協、電離氫區。在星系盤上觀測到經典造父變星、新星、紅巨星、行星狀星雲等盤族天體。中心區則有星族Ⅱ造父變星。暈星族成員的球狀星團離星系主平面可達30千秒差距以外。近年來還發現，M31成員的重元素含量，從外圍向中心逐漸增加。這種現象表明，恒星拋射物質致使星際物質重元素增多的過程，在星系中心區域比外圍部分頻繁得多。1914年皮斯探知 M31有自轉運動。1939年以來歷經H.D.巴佈科克等人的研究，測出從中心到邊緣的自轉速度曲線，並由此得知星系的質量。據目前估計，M31的質量不小於3.1×10¹¹個太陽質量，比銀河系大一倍以上，是本星系群中質量最大的一個。

　　M31的絕對星等M_v=-21.1，是本星系群中最亮的一個成員。從表面亮度分佈可知，M31中心有一個類星核心，絕對星等M_v=-11，直徑隻有8秒差距（25光年），質量相當於10⁷個太陽，即一立方秒差距內聚集1，500個恒星。類星核心的紅外輻射很強，約等於銀河系整個核心區的輻射。但那裡的射電卻隻有銀心射電的1/20。射電觀測指出，中性氫多集中在半徑為10千秒差距的寬環帶中。氫的含量為總質量的1％，這個比值較之銀河系的(1.4～7％)要小。由此可以認為，M31的氣體大部分已形成恒星。M31有兩個矮伴星系──M32(NGC221)和NGC205，按形態分類分別為 E2和E5p。後者擁有大量的年輕藍星，是個特殊的橢圓星系。在本星系群中，M31還和其他星系──NGC147、NGC185、M33(NGC598)以及AndΙ，AndⅡ，AndⅢ，AndⅣ──構成所謂仙女星系次群。

　　M31和銀河系相似，對二者進行對比研究，就能為瞭解銀河系的運動、結構和演化提供重要的線索。（見彩圖）

仙女座星系（M31） 美國海耳天文臺