中子源是什么
中子源是能釋放出中子的裝置 。中子源有很多種 ， 從手持放射性源到中子研究設(shè)施的研究堆和裂變?cè)?。根據(jù)中子的能量、中子通量、設(shè)備的大小、花費(fèi)和政府的管制 ， 這些裝置在物理、工程、醫(yī)藥、核武器、石油勘探、生物、化學(xué)、核動(dòng)力和其它工業(yè)中有著廣泛的用途 。
中子星離地球有多遠(yuǎn)離地球最近的黑洞距地球約1600光年 。這個(gè)黑洞位于人馬星座，它同編號(hào)為V4641SGR的一顆普通恒星組成一個(gè)雙星系統(tǒng) 。去年9月它們發(fā)出的X射線和亞原子微粒曾在短時(shí)間里彌漫在銀河系中 。當(dāng)時(shí)這些微粒的運(yùn)動(dòng)速度接近光速 。當(dāng)射線強(qiáng)度達(dá)到頂峰時(shí) ， 這一雙星系統(tǒng)曾是在地球上觀測(cè)到的最強(qiáng)的X射線源 。太空探測(cè)器和地面天文望遠(yuǎn)鏡都記錄到了這些射線 。
紅外光源是什么由于紅外觀測(cè)技術(shù)的進(jìn)展和大氣外觀測(cè)方法的運(yùn)用，發(fā)現(xiàn)了許多紅外源、X源和γ源 。在1969年發(fā)表的一個(gè)表上曾列出了5000個(gè)紅外源，其中一部分已證認(rèn)為紅超巨星、紅巨星，或者某種變星；一部分為超新星遺跡，如蟹狀星云；一部分認(rèn)為河外星系；還有一部分是形成中的恒星，表面溫度只有幾百度 。
X源已發(fā)現(xiàn)的有100多個(gè)，有的是星系，有的是超新星遺跡，有的是恒星 。天鵝座X-1(即該星座第一號(hào)X射線源)已被認(rèn)為雙星，它的一個(gè)子星可能是密度極大的超密星，當(dāng)另一子星發(fā)出的紫外光子碰到超密星發(fā)出的高能電子時(shí)便轉(zhuǎn)化為X射線光子 。
γ源是發(fā)出特別強(qiáng)的γ射線的天體 ， 從1969年開始發(fā)現(xiàn)，如人馬座γ-1 。它們的數(shù)目還不大 。蟹狀星云這個(gè)超新星遺跡既是射電源，又是紅外源、X源、γ源，在它中心的星又是脈沖星(這個(gè)脈沖星又是一顆中子星) 。
離地球最近的矮行星1 大犬座最亮的星星大犬座α星—天狼星是冬季大橢圓的六星之一.它的伴星是全天空第一個(gè)確認(rèn),也是離地球最近的的白矮星
2 中子星位于小熊星座 ， 現(xiàn)被天文學(xué)家取名為“卡爾弗拉” 。如果得到進(jìn)一步證實(shí)，卡爾弗拉將是第八顆孤立中子星，這種中子星沒(méi)有超新星殘余物，沒(méi)有圍繞的星體和電波跳動(dòng) 。
3離地球最近的黑洞距地球約1600光年 。這個(gè)黑洞位于人馬星座,它同編號(hào)為V4641SGR的一顆普通恒星組成一個(gè)雙星系統(tǒng) 。
仙女座星系圖片概述
仙女座星系，離我們自己銀河系最近的巨大星系 。仙女座星系是一個(gè)盤狀星系，距離約700千秒差距 。它顯示為仙女座中一片微弱的光（星云） ， 是肉眼可見(jiàn)的最遙遠(yuǎn)天體 。
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)題是在上世紀(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)瓦爾特-巴德（Walter
Baade）的研究，幾經(jīng)修正而有所增大 。但哈勃的工作證實(shí)了，我們的銀河系不過(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（根據(jù)它在一些天體表面中的編號(hào)又被稱為M31或NGC224）的直徑將是60千秒差距，大致比我們的銀河系大一倍 ， 約含4000億顆恒星 。
仙女座星系是距離我們銀河系最近的大星系 。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 。M31的距離相當(dāng)遠(yuǎn)，從它那兒發(fā)出的光需要200萬(wàn)年的時(shí)間才能到達(dá)地球 。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，
在《梅西耶星表》中的編號(hào)是M31，在《星云星團(tuán)新總表》中的編輯是NGC224，習(xí)慣稱為仙女座大星云 。
仙女座星系的直徑是50千秒差距（16萬(wàn)光年），為銀河系直徑的兩倍，是本星系群中最大的一個(gè)星系，距離我們大約220萬(wàn)光年 。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 。它在梅西葉星表中排在第31位，所以簡(jiǎn)稱M31 。仙女座大星云實(shí)際上是一個(gè)非常典型的旋渦星系，當(dāng)人們尚不知道它是旋渦星系的時(shí)候把它與氣體星云混淆在一起而取了這個(gè)名字，至今人們?nèi)匀幌矚g這樣稱呼它 。
女座星系（Andromeda
Galaxy，國(guó)際音標(biāo)為：/?an?dr?m?d?/，也稱為梅西爾31、M31或NGC 224，早期的文件中曾經(jīng)稱為仙女座星云）是一個(gè)螺旋星系，距離大約250萬(wàn)光年 ， 位于仙女座的方向上，是人類肉眼可見(jiàn)（3.5等星）最遠(yuǎn)的深空天體 。仙女座星系被相信是本星系群中最大的星系，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 。但根據(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)家現(xiàn)在相信銀河系有許多的暗物質(zhì) ， 并且可能是在這個(gè)集團(tuán)中質(zhì)量最大的 。[4]然而 ， 史匹哲太空望遠(yuǎn)鏡最近的觀測(cè)顯示仙女座星系有將近一兆（10）顆恒星，數(shù)量遠(yuǎn)比我們的銀河系為多 。[5]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7.1×10M☉ 。
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於小鎮(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 。
發(fā)現(xiàn)
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 。1924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) 。1944年 ， 巴德又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 。
M31在天文學(xué)史上有著重要的地位 。1786年 ， 赫歇耳第一個(gè)將它列入能分解為恒星的星云 。1924年，哈勃在照相底片上證認(rèn)出M31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) ?，F(xiàn)代測(cè)定它的距離是670千秒差距（220萬(wàn)光年） 。直徑是50千秒差距（16萬(wàn)光年），為銀河系的兩倍，是本星系群中最大的一個(gè) 。1944年，巴德又分辨出M31核心部分的天體，證認(rèn)出其中的星團(tuán)和恒星，并指明星族的空間分布與銀河系相 。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) 。在星系盤上觀測(cè)到經(jīng)典造父變星、新星、紅巨星、行星狀星云等盤族天體 。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 。1914年皮斯探知M31有自轉(zhuǎn)運(yùn)動(dòng) 。1939年以來(lái)歷經(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
3.1×1011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107太陽(yáng)，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 。M31和銀河系相似，對(duì)二者進(jìn)行對(duì)比研究，就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 。
詳細(xì)
由于人類身處銀河系，無(wú)法觀測(cè)到銀河系的全貌，但天文學(xué)家想象銀河系也是一個(gè)類似于仙女座星系的螺旋星系 。仙女座星系、銀河系和其他30多個(gè)星系共同組成一個(gè)更大的星系集團(tuán)--本星系群（Local Group Galaxy
Cluster） 。我們銀河系和仙女座星系正在相互靠近對(duì)方，在大約30億年后兩者可能會(huì)碰撞，在融合過(guò)程中將會(huì)暫時(shí)形成一個(gè)明亮、結(jié)構(gòu)復(fù)雜的混血星系 。一系列恒星將被拋散，星系中大部分游離的氣體也將會(huì)被壓縮產(chǎn)生新的恒星 。大約再過(guò)幾十億年后，星系的旋臂將會(huì)消失，兩個(gè)螺旋星系將會(huì)融合成一個(gè)巨大的橢圓星系 。
不過(guò)，兩星系的碰撞、融合只發(fā)生在遙不可及的未來(lái) ， 人類大可不必為此“憂天” 。
位于仙女座的一個(gè)肉眼可見(jiàn)的巨型旋渦星系 。在梅西耶星表中編號(hào)為31，在《新總表》中編號(hào)為224，因此，記為M31或NGC224 。又稱仙女座大星云，現(xiàn)稱仙女星系 。1924年，美國(guó)天文學(xué)家E.P.哈勃首次在仙女星系中發(fā)現(xiàn)了一些造父變星 ， 根據(jù)造父變星的周光關(guān)系算出它的距離，確認(rèn)它是銀河系以外的恒星系統(tǒng) 。仙女星系的距離為690千秒差距，或225萬(wàn)光年 。同銀河系一樣，為Sb型 。仙女星系的直徑約50千秒差距，質(zhì)量約3.1×1011太陽(yáng)質(zhì)量，都為銀河系的2倍，是該星系群中最大的一個(gè) 。仙女星系周圍還有幾個(gè)很小的星系，它們構(gòu)成該星系群中的一個(gè)次群，即仙女星系次群 。
位于仙女星座的巨型旋渦星系
(M31） 。1950.0歷元的天球坐標(biāo)是赤經(jīng)0400﹐赤緯+41°00 。視星等m 為3.5等 。肉眼可見(jiàn)﹐狀如暗弱的橢圓小光斑 。在照片上呈現(xiàn)為傾角77°的Sb型星系（見(jiàn)星系的分類）﹐大小是160′×40′﹐從亮核伸展出兩條細(xì)而緊的旋臂﹐范圍可達(dá)245′×75′ 。在《梅西耶星表》中的編號(hào)是M31﹐《星云星團(tuán)新總表》中的編號(hào)是NGC224﹐習(xí)稱仙女座大星云﹐現(xiàn)稱仙女星系 。1786年﹐F·W·赫歇耳第一個(gè)將它列入能分解為恒星的星云 。1924年﹐哈勃在照相底片上證認(rèn)出
M31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) 。現(xiàn)代測(cè)定它的距離是 670千秒差距（220萬(wàn)光年） 。直徑是
50千秒差距（16萬(wàn)光年）﹐為銀河系的一倍﹐是本星系群中最大的一個(gè) 。1944年﹐巴德又分辨出 M31核心部分的天體﹐證認(rèn)出其中的星團(tuán)和恒星﹐并指明星族的空間分布與銀河系相似 。M31旋臂上是極端星族I﹐其中有O-B型星（見(jiàn)恒星光譜分類）﹑亮超巨星﹑OB星協(xié)﹑電離氫區(qū) 。在星系盤上觀測(cè)到經(jīng)典造父變星﹑新星﹑紅巨星﹑行星狀星云等盤族天體 。近年來(lái)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 。1914年皮斯探知
M31有自轉(zhuǎn)運(yùn)動(dòng) 。1939年以來(lái)歷經(jīng)H.D.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的絕對(duì)星等M
=-21.1﹐是本星系群中最亮的一個(gè)成員 。從表面亮度分布可知﹐M31中心有一個(gè)類星核心﹐絕對(duì)星等M =-11﹐直徑只有8秒差距（25光年）﹐質(zhì)量相當(dāng)于10個(gè)太陽(yáng)﹐即一立方秒差距內(nèi)聚集1﹐500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 。M31有兩個(gè)矮伴星系──M32(NGC221）和NGC205﹐按形態(tài)分類分別為
E2和E5p 。后者擁有大量的年輕藍(lán)星﹐是個(gè)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(gòu)成所謂仙女星系次群 。
M31和銀河系相似﹐對(duì)二者進(jìn)行對(duì)比研究﹐就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 。
星系碰撞
據(jù)英國(guó)《衛(wèi)報(bào)》報(bào)道，由美國(guó)和德國(guó)科學(xué)家組成的研究小組稱 ， 銀河系的質(zhì)量比先前預(yù)計(jì)的要大50%，旋轉(zhuǎn)速度也要更快，這意味著銀河系對(duì)其他星系的引力也更大 ， 因而銀河系與包括仙女星系在內(nèi)的其他星系相撞時(shí)間可能比科學(xué)家所預(yù)計(jì)的更早 。
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) 。
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，被命名為梅歐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 。
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 。
觀測(cè)簡(jiǎn)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，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·馬里烏斯，時(shí)為1612年 。在1764年梅西爾將他編目為M31，并不正確地相信西門·馬里烏斯為發(fā)現(xiàn)者 ， 卻未察覺(jué)阿爾蘇飛在更加早期的工作 。在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) 。
威廉·哈金斯在1864年觀察仙女座星系的光譜，注意到與氣體星云不同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，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) 。
在1885年 ， 一顆超新星出現(xiàn)在仙女座星系（現(xiàn)在知道是仙女座S），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 。
這個(gè)星系的第一張照片是以撒·羅伯斯于1887年在他坐落在英國(guó)薩塞克斯郡的私人天文臺(tái)拍攝的 。長(zhǎng)時(shí)間的曝光使世人第一次看見(jiàn)她的螺旋結(jié)構(gòu) ?？墒?，在當(dāng)時(shí)這類被認(rèn)為星云的物體，一般都相信是在我們銀河系內(nèi)的天體 ， 羅伯茨也錯(cuò)誤的相信M31和類似的螺旋星云實(shí)際上都是正在形成的太陽(yáng)系、衛(wèi)星和誕生中的行星 。
M31相對(duì)于太陽(yáng)系的徑向速度在1912年被維斯托·斯里弗在羅威爾天文臺(tái)使用光譜儀測(cè)量出來(lái) 。相對(duì)于太陽(yáng)系的速度是每秒300公里（186英里/秒），這結(jié)果是當(dāng)時(shí)最快的速度記錄 。
島宇宙
在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 。
在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 。
1925年，當(dāng)哈柏第一次在星系的照片上辨認(rèn)出了銀河系外的造父變星之后，辯論便平息了 。這些使用2.5米(100
英?)反射鏡拍攝的照片，使M31的距離得以被確認(rèn) 。他的測(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 。
這個(gè)星系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 。在1943年 ， 沃爾特·巴德是第一位將仙女座星系核心區(qū)域的恒星解析出來(lái)的人，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 。）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 。
仙女座星系的第一張無(wú)線電圖是在1950年代由約翰·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 。
一般資訊
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)的速度接近我們的銀河系 。即使如此，這并不意味著未來(lái)會(huì)和銀河系發(fā)生碰撞，因?yàn)槲覀儾⒉恢老膳窍档臋M向速度 。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 。在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) 。
距離的估計(jì)
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）
在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型和B型 。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 。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140,000 ± 4000光年 。
質(zhì)量的估計(jì)
目前估計(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)量比我們的銀河系大，而且M31比我們的銀河系尺寸更大、包含更多的恒星 。
特別的是，M31看上去有比銀河系更多的普通恒星，而且估計(jì)的亮度是我們銀河系的兩倍 。但是恒星形成的效率在銀河系高了許多，在M31每年只能制造出一個(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)的比率銀河系也高于M31一倍 。這顯示M31已經(jīng)經(jīng)歷了恒星形成的階段，而我們的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)與我們?cè)贛31觀察到的數(shù)量相當(dāng) 。
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 。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 。
在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)際上也是主星盤本體的一部分 。這意味著仙女座星系的螺旋盤面比早先估計(jì)的大三倍 。這個(gè)證據(jù)顯示仙女座星系盤的直徑超過(guò)220,000光年，是一張巨大且延展的星盤 。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英哩/秒）的峰值；在半徑1,300光年處開始下降，在7,000光年處達(dá)到最低的50公里/秒（31英哩/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英哩/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英哩/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 。
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)較小的星系沿著現(xiàn)在的極軸方向穿越了仙女座星系的盤面 。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) 。
對(duì)M31擴(kuò)展開來(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?3的距離 。
核
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) 。
在1991年，Tod R.
Lauer使用哈柏太空望遠(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，位置偏離了星系的中心；稍暗的標(biāo)示為P2，位置在星系真正的中心上，被認(rèn)為是擁有10M☉的黑洞 。
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)兩著在相對(duì)的移動(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)常都以有超重質(zhì)量黑洞存在其中來(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也包含了盤面上高熱的、光譜A型恒星 。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 。
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) 。T
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 。
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 。
【中子源是什么，中子星離地球有多遠(yuǎn)】
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