Гала́ктика Андроме́ды (Тума́нность Андроме́ды, M 31, NGC 224, PGC 2557) — спиральная галактика, наблюдаемая в созвездии Андромеды. Её диаметр составляет 47 килопарсек, что больше, чем у нашей Галактики; 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.
Эволюция 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.
Модель, предложенная в 2018 году (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 — 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, что больше, чем диаметр Млечного Пути. В пределах 30 килопарсек от центра галактики заключена масса в 3 , из которой на звёзды приходится около . 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 , 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. Плоскость галактики расположена под углом в 12,5° к лучу зрения, позиционный угол её большой полуоси составляет 38°. 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
Галактика Андромеды имеет как выраженную сфероидальную составляющую, так и диск с заметными спиральными рукавами. По классификации Хаббла её относят к типу Sb, а в классификации де Вокулёра она имеет тип SA(s)b.
Диск В диске галактики содержится 56 % звёздной массы галактики, он обеспечивает 70 % светимости галактики. Диск имеет искривлённую форму: северо-восточная часть диска отклонена к северу, а юго-восточная — к югу относительно его большой оси.
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.
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. Скорее всего, формирование спиральной структуры в галактике Андромеды не объясняется теорией волн плотности. Кроме спиральной структуры, в диске галактики наблюдается кольцо, окружающее центр на расстоянии приблизительно в 10 килопарсек от него, — так называемый молодой диск (): 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.
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.
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 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.
Сферическая подсистема Светимость сферической подсистемы составляет 30 % светимости галактики. Балдж и гало содержат, соответственно, 30 % и 13 % звёздной массы галактики.
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.
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 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 %).