Andromeda_Gökadası

| Bilgi | Detay |
| --- | --- |
| **Andromeda Galaksisi** | |
| Andromeda Galaksisi | |
| **Gözlem verisi ( Dönem J2000 )** | |
| **Takımyıldız** | Andromeda |
| **Sağ açıklık ( α )** | 00 sa 42 d 44,30 s [ 1 ] |
| **Dik açıklık ( δ )** | +41° 16 ′ 10 ″ [ 1 ] |
| **Galaksi sınıfı** | SA(s)b LINER [ 1 ] |
| **Görünür büyüklük ( V )** | 3,5 [ 2 ] |
| **Görünür büyüklük ( B )** | 4,3 [ 2 ] |
| **Yüzey parlaklığı ( SB )** | 13,5 [ 2 ] |
| **Görünür boyut ( V )** | 190′ × 60′ [ 1 ] |
| **Özellikler** | |
| **Grup veya küme** | Yerel Grup |
| **Kırmızıya kayma ( z )** | (−1004 ± 23) ∙ 10 −6 [ 1 ] |
| **Helyo dikey hız ( v r {\displaystyle v_{r}} )** | −300 ± 4 km/s [ 1 ] |
| **Mesafe** | 2,54 ± 0,06 mIy [ 3 ] |
| **Kütle ( m )** | 1,2 - 3,7 ∙ 10 11 M ☉ |
| **Yıldız sayısı** | 1 trilyon (10 12 ) [ 4 ] |
| **Yarı-ışık yarıçapı ( R e {\displaystyle R_{e}} )** | 70.000 Iy |
| **Dikkate değer özellikler** | Samanyolu 'na en yakın galaksi |
| Keşif | |
| Abdurrahman el-Sufi (964) | |
| Abdurrahman el-Sufi (964) | |
|  | |
| **Katalog belirtmeleri** | |
| M 31 • NGC 224 • GC 116 • IRAS 00400+4059 • h 50 • MCG +7-2-16 • PGC 2557 • UGC 454 • ZWG 535.17 • 2MASX J00424433+4116074 • Bode 3 • Flamsteed 58 • Hevelius 32 • Ha 3.3 • IRC +40013 | |
|  | |
| Wikimedia Commons'ta ilgili ortam | |

Başlığın diğer anlamları için M31 sayfasına bakınız. Başlığın diğer anlamları için Andromeda sayfasına bakınız. Andromeda Galaksisi , Andromeda Takımyıldızı'nda bulunan sarmal bir galaksidir. Mitolojik bir kavram olan Andromeda'nın Türkçedeki karşılığı, zincire vurulmuş kız anlamına gelmektedir. Ayrıca Messier 31 , M31 ve NGC 224 olarak da bilinir. Galaksi, Spitzer Uzay Teleskobu 'ndan elde edilen verilere göre bir trilyon yıldıza ev sahipliği yapmaktadır. [ 5 ] Samanyolu galaksisi ile arasındaki uzaklık yaklaşık olarak 2,54 milyon ışık yılıdır . 2006 ölçümlerine göre Samanyolu , Andromeda'nın kütlesinin ancak ~80%'ine sahiptir. Andromeda'nın bir diğer özelliği ise çıplak göz ile Dünya'dan görülebilen en uzak gök cismi olmasıdır. Ayrıca Samanyolu 'na en yakın büyük galaksidir . Samanyolu ve Andromeda galaksilerinin yaklaşık 4.5 milyar yıl içinde, dev bir eliptik veya merceksi galaksi oluşturacak şekilde birleşmeleri beklenmektedir. [ 6 ]

Keşif ve gözlemler Büyük Andromeda Galaksisi, Isaac Roberts . Andromeda Galaksisi, ilk defa M.S. 964 yılında İranlı astronomu Abdurrahman el-Sufi tarafından çıplak gözle gözlenmiştir. "Küçük Bulut" olarak adlandırdığı bu cismi "Sabit Yıldızlar" adlı eserinde tanımlamıştır. 1612 yılında Simon Marius , Andromeda'nın ilk çizimini yayınladığında, Charles Messier (1764) Al-Sûfî ’nin bu çalışmasından habersiz olarak bunun yeni bir bulutsu olduğunu söylemiştir. Bunun üzerine Andromeda bulutsusu Messier Kataloğuna “M31” olarak kaydedilmiştir. Andromeda Galaksisi ile ilgili ilk modern araştırmalar 100 yıl kadar önce fotoğraf tekniğinin ve dolayısıyla daha sönük kaynakları inceleme ve kaydetme olanaklarının gelişmesi ile başlamıştır. Isaac Roberts , Andromeda'nın spiral yapısını gösteren ilk fotoğraflarını 50 cm'lik teleskopu ile çekmiştir. O dönemde dışgalaksilerin varlığı bilinmediğinden, fotoğraflarda sarmal kolların dışında bulunan sönük yıldızların açıkça görülmesine rağmen, bunun bir galaksi olabileceği düşünülmemiştir. Aksine Andromeda'da bulunan Büyük Bulutsu'nun zamanla yoğunlaşarak gezegen sistemine sahip bir yıldız olacağı düşünülmüştür. Aralarında Edwin P. Hubble 'ın da bulunduğu birkaç araştırmacı, Samanyolu 'nun ötesinde yıldız sistemlerinin olabileceği fikrini ileri sürmüşlerdir. 1925 yılında Hubble, NGC 6822 Galaksisi'ni gözlemleyerek, bunun bir "uzak yıldızlar topluluğu" olduğunu göstermiştir. Bu çalışmalar sırasında Andromeda Bulutsusu'nda bulunan büyük sarmal yapı Hubble'ın dikkatini çekmiştir. Hubble çektiği fotoğraflarda sarmal yapının karın bölgesini sıkıca saran sarmal kolları görmüş ve bu kolların binlerce yıldız ve toz bulutlarından oluştuğunu fark etmiştir. Hubble'ın Andromeda galaksisi ile ilgili bulguları ilk defa 1929 yılında "Yıldız Sistemine Benzer Sarmal Galaksi" başlıklı makalesinde yayınlamıştır. Baade'nin keşifleri 1940'lı yıllarda Alman astronomlardan Baade , Mount Wilson'da bulunan 250 cm'lik teleskop ile Andromeda Galaksisi'ni gözlemledi. Çalışmalarının sonucunda iki önemli buluş gerçekleştirdi. Bunlardan birincisi, 1944 yılında Los Angeles 'ta, savaş sırasında savunma amaçlı olarak sık sık yapılan karartma tatbikatları sırasında ortaya çıktı. Baade, karartma gecelerinde gökyüzünün doğal karanlığı içerisinde Andromeda Galaksisi'nin daha sönük özelliklerininin fotoğraflarını çekme fırsatını buldu. Sarmal kollarda bulunan yıldızlar net olarak görünmelerine rağmen parlak olan orta kısım fotoğraflarda belirsizdi. Baade, orta kısımda bulunan yıldızların görünmemesini, ikisi yakın, ikisi daha uzakta bulunmak üzere dört küçük yoldaş galaksinin varlığı ile açıklamıştır. Baade fotoğraflarında kırmızı filtre kullanarak ve uzun poz süresi vererek Andromeda Galaksisi'nin resimlerini elde etmiştir. Fotoğraflar Andromeda Galaksisi'nin merkezini ve dört yoldaşını aydınlatmakla kalmamış, aynı zamanda Baade'nin iki tür yıldız popülasyonunu ayırt etmesini sağlamıştır. Daha önceki resimlerde sönük olarak görünen kırmızı dev yıldızlar, Baade'nin yeni fotoğraflarında net bir şekilde görünmektedir. Bunları “Popülasyon-II” türü yıldızlar olarak adlandırmış ve bu yıldızların Samanyolu'da bulunan küresel kümelerin içindeki kırmızı dev yıldızlar ile aynı olduğunu fark etmiştir. Popülasyon-II sınıfında bulunan yıldızlar Andromeda Galaksisi'nin merkezinde ve galaktik disk düzleminde dağılmış olarak küresel kümelerde bulunmaktadır. Galaksi genelinde bu tür yıldızlar Popülasyon-I türü yıldızlara oranla kütle bakımından baskındırlar. Yapılan araştırmalar, Popülasyon-II yıldızlarının 12 milyar yaşında olduklarını göstermektedir. Popülasyon-I yıldızları ise ağırlıklı olarak Andromeda Galaksisi'nin sarmal kollarında yer alan, daha genç ve parlak mavi yıldızlardır. Baade'nin ikinci buluşu 1952 yılında Andromeda Galaksisi'nde bulunan Sefe değişen yıldızlarını incelemesi ile gerçekleşmiştir. Bu çalışmasında Baade, Shapley'in Büyük Macellan Bulutsusu üzerinde yapmış olduğu Sefe'lerin özhareketlerini inceleyerek saptadığı uzaklık ve mutlak parlaklık bağıntısını, Andromeda galaksisine uygulamıştır.

Genel bilgiler Uzaklık ve geometrik özellikler Andromeda Galaksisi'nın sarmal kollarında bulunan Sefeid-I türü değişen yıldızların incelenmesinden, bu galaksinin Samanyolu'na olan uzaklığının yaklaşık 765 kpc olduğu ortaya çıkarılmıştır. Elde edilebilen kaliteli fotoğraflardan Andromeda Galaksisi'nin görünür çapının 2".4 kadar olduğu ortaya çıkarılmıştır. Bu değer, sarmal kollarda yer alan parlak mavi ve beyaz yıldızların fotoğraf plaklarında oluşan görüntülerinden hesaplamıştır. Ancak, daha sönük olan kırmızı yıldızlar görülemediğinden, galaksinin gerçek çapının bu miktardan iki kat daha büyük olduğu düşünülmektedir. Galaksinin mikrodensitometre [ not 1 ] incelemeleri sonucu sarmal diskin fotoğraf plakları üzerinde görünen görüntüsünün iki katı kadar büyük olduğu ve gerçek çapının 4".8 olduğu hesaplanmıştır. Galaksinin konumu ve uzaklığı dikkate alındığında gerçek lineer boyutunun 120.000 ışık yılı kadar olduğu görülmektedir. Andromeda Gökadsı'nın morötesi görüntüsü, GALEX Uzaklık kanıtı Hubble , Andromeda Galaksisi'nin sarmal kollarının içinde bulunan 40 adet zonklayan yıldız yardımıyla, galaksinin uzaklığını hesaplamıştır. Galaksinin fotoğraflarını inceleyerek bu yıldızların belirli dönemlerle söndüğünü ve parladığını göstermiştir. Hubble bu yıldızların Samanyolu'nda bulunan "Sefe Değişen Yıldız" türleri ile aynı olduğunu tanımlamıştır. (Başlangıçta farklı tür zonklayan yıldız türü üzerinden hesap yapılmışsa da daha sonra bu hata giderilmiştir.)
Konu ile ilgili olarak, Harlow Shapley (1930), Sefe değişen yıldızları ile cisimlerin uzaklığının bulunabileceğini belirtmiştir. Shapley, dönem ve görsel parlaklık bağıntısı olarak kullanılan Sefe'lerin özhareketlerini istatistiksel yöntemlerle incelemiş ve bu yıldızların paralaksını ve dolayısıyla uzaklıklarını bulmuştur. Ayrıca, Pogson formülü yardımıyla Sefe'lerin mutlak parlaklıklarını da elde etmiştir. Hubble, Shapley'in bulduğu dönem ve parlaklık bağıntısından yaralanarak Andromeda sarmalının Dünya 'dan yaklaşık 1 milyon ışık yılı uzaklığında olması gerektiği sonucuna varmıştır. Günümüzde modern teknoloji ile yapılan çalışmalar sonucunda, Andromeda Galaksisi'nin, Hubble'ın hesaplamalarının iki katından daha fazla, 2.2 milyon ışık yılı uzaklıkta olduğunu göstermektedir. Dönüşü Andromeda Galaksisi'nin dönmesi, görsel ve radyo dalga boyundaki tayfının incelenmesinden elde edilebilir. Görsel analiz, M31'in çekirdeğinin her iki yanındaki yıldızların yayınladığı ışınımların tayfsal çizgilerinin Doppler kayması özelliklerinin ölçülmesi ile elde edilir. Andromeda Galaksisi'nin çekirdeğin her iki yanında 65′ ila 70′ açısal uzaklığına kadar çekirdeğin dönmesi bir katı cisim hareket etmektedir. 70′ dan 155′ ya kadar her iki yanda dönme hızı, uzaklık arttıkça azalmaktadır. Zira bu dış kısımlar, çekirdek etrafında Kepler kanunlarına göre dönmektedir. Kütlesi Newton çekim kanununu ve gözlenen dönme hızlarını kullanarak, Andromeda'nın Galaksi'nin kütlesinin 2×10 11 M ⊙ {\displaystyle {\odot }} kadar olduğu hesaplanmıştır. Bununla beraber, bu kütle miktarı, radyo ışınım analizinden elde edilen kütleden biraz küçük çıkmaktadır. Andromeda Galaksisi'nde yıldızlar arası hidrojen bulutlarının ortalama radyal hızı 8 km/s kadardır. Bu hız değerine karşıt olarak 4,1×10 11 M ⊙ {\displaystyle {\odot }} kadar bir kütle hesaplanmıştır. 21 cm çizgisinin analizinden M31'de bulunması gereken yıldızlararası hidrojenin kütlesinin, toplam kütle değerinin yaklaşık yüzde 1,3'ü kadar olacağı saptanmıştır.

Yapısı Andromeda Galaksisi'nin düzlemi, bakış doğrultumuza dik olmadığından, daralmış ve çevresi elips şeklinde görünmektedir. Teorik hesaplamalarla Andromeda'nın genişliğinin, 100.000 ışık yılı kadar olan uzunluğundan biraz daha küçük olduğu saptanmıştır. Mutlak parlaklığı -21,1 m kadir olup, Güneş 'ten yaklaşık 24 kadir kadar daha parlaktır. Bu da, içinde Güneş kadar parlak olan, en az 1010 adet yıldızın varlığını gerektirir. Bununla beraber, Güneş'ten daha sönük olan yıldızların saptanmalarının güçlüğü ve görünen ışınıma pek az katkıda bulunmaları olasılıkları nedenleri ile hesaplanan bu sayı yalnızca bir alt limittir. Dolayısıyla, Andromeda Galaksisi'ndeki yıldızların toplam sayısı, içinde 10 11 Güneş kütlesi bulunan Galaksimizin içindeki yıldızların sayısından en az iki kat kadar daha fazla olmalıdır. Andromeda Galaksisi'nin kızılötesi görünümü, Spitzer Uzay Teleskobu Sarmal kollar Andromeda Galaksisi'nin incelemelerinde, sarmal kolların çok az dallanma gösterdiği, daha ziyade basit bir sarmal yapıya sahip olduğu ve yapı bakımından Samanyolu 'na benzediği anlaşılmaktadır. Andromeda Galaksisi'ni çok ayrıntılı olarak inceleyen Baade, merkezden uzaklıkları 21 kpc ile 0,3 kpc arasında değişen, yedi adet sarmal kolun varlığını saptamıştır. Çekirdeği hem kuzey hem de güney tarafından sarmalayan bu kollar, Samanyolu Galaksisi'nde olduğu gibi aynı tür yıldızlar, toz ve gazlar, Sefe değişenleri ve açık kümeleri barındırmaktadır. Andromeda Galaksisi'nde, en dıştaki kolda yer alan dağınık mavi üst dev yıldızlar, yıldızlararası gaz ve tozların olmaması veya yoğunluklarının çok az olması nedeniyle açık bir biçimde gözlenebilmektedir. Her ne kadar bu dış kolda gaz ve tozun bulunduğu şüphe götürmez bir gerçek ise de, bu yıldızlararası maddenin ışınımı gözlenemeyecek kadar sönüktür. Beşinci ve dördüncü kollarda, merkezden 12 ila 9 kpc uzaklıklarda, içinde yedinci koldaki gibi mavi üst dev yıldızlarının hakim olduğu, buna ek olarak yıldızlar arası maddenin belirginleştiği ve Popülasyon-I türü yıldızlarının maksimum sayılara ulaştığı görülmektedir. Merkezden uzaklıkları 5 kpc'den 2 kpc'ye kadar olan üçüncü ve ikinci sarmal kollarda, H II bölgeleri görülmeye başlar. Bu kollarda Popülasyon-I devleri sayıca çok daha azdır. En içteki sarmal kolda, Popülasyon-I üst devleri görülmez, fakat H II bölgeleri açık olarak göze çarparlar. Baade'nin belirtmiş olduğu toz ve gazlar ile Popülasyon-I yıldızlarının arasındaki bağlantı, Andromeda Galaksisi'nin sarmal kollarında açıkça görülmektedir. Bu H II bölgelerinin ve onların görünmesine mani olan çok parlak O ve B yıldızlarının sarmal kolların tozları arasında olduğu onların çok fazla kırmızılaşmış olmalarından anlaşılmaktadır. Yıldızlararası ortam Andromeda Galaksisi'nin yıldızlararası maddesi sarmal kollarda toplanmış olduğu, küresel kümelerde kırmızılaşmanın H II bölgeleri ile kıyaslandığında, yokluğu veya yok denecek kadar azlığı ile açıkça görülmektedir. [ 7 ] Galaksi içerisinde dağılmış, fakat özellikle çekirdek civarında yoğunlaşmış olan küresel kümeler, sarmal yapı ile hiç ilgili değildir. Galaksinin bizden uzak olan tarafında bulunan küresel kümelerde biraz kırmızılaşma vardır. Bu kırmızılaşma küresel kümelerden gelmekte olan ışığın Andromeda Galaksisi'nin düzleminden geçerek bize ulaşması sonucu ortaya çıkmaktadır. Çok fazla kırmızılaşan birkaç küresel küme ise, galaksinin hemen hemen yatay düzleminde bulunan ve bundan dolayı da tozlar tarafından büyük ölçüde karartılmış olanlardır. Andromeda Galaksisi'ndeki küresel kümelerle ilgili bu gözlemler, galaksideki Popülasyon-II novaları üzerinde yapılan araştırmalar ile uyuşmaktadır. Gözlenmiş olan 25 novadan sadece bir tanesi fark edilebilir derecede kırmızılaşma göstermektedir. İlginç olan bu novanın beşinci kolda olması ve böylece ışığı bize gelmeden önce koldaki tozlardan geçmeksidir. Bu kolu çekirdeğe doğru takip edecek olursak, dış bölgelerine bol miktarda Popülasyon-I Süper dev yıldızları bulunmasına karşılık, bunların çekirdeğe doğru sayıca azalmakta ve birdenbire yok oldukları görülmektedir. Bununla beraber, sarmal kol, çekirdeğin içine doğru bir toz kolu şeklinde devam etmektedir. Andromeda Galaksisi'nin kızılötesi görünümü, Spitzer Uzay Teleskobu (Kaynak: NASA / JPL - Caltech /K. Gordon ( Arizona Üniversitesi ) Yıldız oluşumu Andromeda Galaksisi'nin sarmal kollarındaki bütün maddelerin incelenmesi sonucu, sarmal kolların bu büyüklükteki bir galaksinin toplam ışığına katkısının yüzde 20'den daha az olduğu gerçeğini ortaya çıkarmıştır. Diğer bir deyişle, sarmal kollardaki Popülasyon-I yıldızları galaksinin toplam kütlesinin yalnızca küçük bir kısmını oluşturmaktadır. Bu durumun gaz ve tozlar için de doğru olması gerektiğinden, ileride oluşması beklenen yeni yıldızlar için gerekli madde miktarının çok az kaldığı ortaya çıkmaktadır. Andromeda ve bizim galaksimizde nötr hidrojenin 21 cm'deki çizgisinin analizi ile, yeni yıldızların oluşumuna elverişli olan madde miktarının, bu iki galaksinin toplam kütlesinin yüzde 2'sinden daha fazla olmamaktadır. Buradan, Andromeda Galaksisi'nde yıldız oluşumu döneminin az çok bitmek üzere olduğu ve bu sarmal sistemlerdeki yıldızların çoğunluğunun uzun bir süre önce meydana gelmiş olduğu sonucu çıkarılabilir. Şüphesiz, eğer bu galaksilerin büyük kısmını meydana getiren Popülasyon-II yıldızları, evrimleri süresince yeterli madde dışarıya atıyorlarsa, uzaya atılan bu madde toz ve gaz mevcudunu yenileyebilir. Yıldızların dağılımı Andromeda Galaksisi'nin çekirdeğinin içinde sadece Popülasyon-II yıldızları bulunduğu ve toz olmadığına ilk defa Baade (1944) belirtmiştir. Andromeda'nın çekirdeğindeki yıldızlar Popülasyon-II türünden sarı ve kırmızı devler olup merkezden dışarıya doğru galaksinin kollarına kadar izlenebilmektedir. Popülasyon-II yıldızları, yassı diskin her yerinde ve hatta gözlenebilen en dıştaki sarmal yapının da ötesindeki bölgelerde bulunmaktadır. Baade, Popülasyon-II yıldızlarını galaksinin küçük ekseni boyunca inceleyerek bu yıldızları dışarıya, merkezden 45 o uzağa kadar izlemeyi başarmıştır. Merkezden dışarıya doğru büyük eksen boyunca gidildiğinde, Popülasyon-II yıldızlarının yoğunluğu az çok galaksinin parlaklığı ile aynı şekilde azalır (kolları göz önüne almadan). Büyük eksen boyunca Popülasyon-II yıldızları merkezden 2 o uzaklığa kadar izlenebilmiştir, ancak kırmızıya duyarlı fotoğraf plaklar kullanıldığında çok daha uzak mesafelere uzanabilmektedir. Andromeda Galaksisi'nin ana diski çoğu Popülasyon-II sınıfından olan kırmızı ve sarı dev yıldızlardan oluşmaktadır. Popülasyon-II dev yıldızları ile karışmış olarak, M67 gibi açık kümelerde bulunan dev yıldızlar da vardır. Bunlar diskteki yıldızların çoğunluğunu meydana getirebilir ve diskten gelen ışığın büyük kısmını (sarmal kolları göz önüne almadan) açıklayabilir. Fakat en parlak disk yıldızları şüphesiz Popülasyon-II'nin kırmızı dev yıldızlarıdır. Bu iki tip kolayca birbirinden ayırt edilebilir çünkü Popülasyon-II yıldızları, normal dev yıldızları ile karşılaştırıldığında metal yönünden fakirdirler. Diskin bu yapısı, uzun süre poz verilmiş kırmızıya duyarlı fotoğraf plakların incelemesi sonucunda görülmüştür. Bu fotoğraf plakları üzerinde, sarmal kollar arasındaki bölgelerin, dışarıya doğru giderek sayıları azalan, yoğun Popülasyon-II dev yıldızları ile dolu olduğunu görmekteyiz. Bu analize göre galaksinin sarmal kolları, ince gaz, toz tabakaları ve diskin içerisine gömülü Popülasyon-I türünden O ve B süperdev yıldızlarından ibarettir.

Radyo ışınımı 21 cm çizgisi büyük eksen boyunca yani sarmal kollar incelenebilmektedir. Bu ışınım, çekirdeğin iki yanından yaklaşık 3 o uzaklığa kadar izlenebilmekte ve buradan, galaksinin bu dış kısımları için dönme yasasını hesaplanabilmektedir. M31'in merkezinden 8,7 kpc kadar uzaklıkta 21 cm çizgisi keskin maksimuma sahiptir. Baade işte tam buraya Andromeda'nın içinde Popülasyon-I yıldızları, gaz ve tozun maksimum yoğunluklarında oldukları dördüncü sarmal kolunu koymuştur. M31 etrafında bir radyo halosu bulunmaktadır.
Radyo dalga boyunda yapılan gözlemler sonucunda; radyo dalgalarının kaynağının, galaksinin düzleminden büyük uzaklıklara kadar dağılmıştır ve düzleme dikey olarak 10 kpc'den daha fazla uzağa giden hemen hemen küresel bir sistem meydana getirmektedir. Radyo dalgaları ile tayin edilmiş olan Andromeda'nın gerçek boyutu görsel boyutundan çok daha büyük olup, galaksinin radyo kaynakları barındıran kısmı çapı 100 kpc kadardır.

CO dağılımı M31 merkezinden 10 kpc uzaklığında yer alan, simit şekilli, Popülasyon-I halkasında CO soğurması görülmektedir. Buna karşılık Andromeda Galaksisi'nin merkezinde herhangi bir CO soğurması saptanamamıştır. M31, galaksi düzlemi ile 20 o 'lik açı yaptığından -300 km/s'te CO soğurması beklenmemektedir. Gaz halkalarının hızları M31'in güneybatısında –550 km/s ve kuzeydoğusuna doğru –50 km/s ile değişmektedir.

Galaksi'nin dönmesi Andromeda Galaksisi'nin dönmesi, görsel ve radyo dalga boyundaki tayfının incelenmesinden elde edilmektedir. Görsel analiz, M31'in çekirdeğinin her iki yanındaki yıldızların yayınladığı ışınımların tayfsal çizgilerinin Doppler etkisi özelliklerinin ölçülmesi ile elde edilir.
Andromeda Galaksisi'nin çekirdeğin her iki yanında 65' ila 70' açısal uzaklığına kadar çekirdeğin dönmesi bir katı cisim hareket etmektedir. 70'ten 155' ya kadar her iki yanda dönme hızı, uzaklık arttıkça azalmaktadır. Zira bu dış kısımlar, çekirdek etrafında Kepler kanunlarına göre dönmektedir.

Galaksi'nin kütlesi Newton çekim kanununu ve gözlenen dönme hızlarını kullanarak, Andromeda'nın kütlesinin 2×10 11 M o kadar olduğu hesaplanmıştır. Bununla beraber, bu kütle miktarı, radyo ışınım analizinden elde edilen kütleden biraz küçük çıkmaktadır. Andromeda Galaksisi'nde yıldızlar arası hidrojen bulutlarının ortalama radyal hızı 8 km/s kadardır. Bu hız değerine karşıt olarak 4,1×10 11 M o kadar bir kütle hesaplanmıştır. 21 cm çizgisinin analizinden M31'de bulunması gereken yıldızlararası hidrojenin kütlesinin, toplam kütle değerinin yaklaşık yüzde 1,3'ü kadar olacağı saptanmıştır.

Çekirdek Hubble Uzay Teleskobu'ndan alınan bu fotoğrafta Andromeda'nın olası çift çekirdekli yapısı görülmektedir. NASA / ESA foto . Son yapılan araştırmalarda, Hubble Uzay Teleskobu ile alınan görüntülerden Andromeda Galaksisi'nin çift çekirdekli olabileceği tartışmaları başlatılmıştır. Andromeda Galaksisi'nin çift çekirdekli olduğunu savunan astronomi uzmanlarına göre (Lauer 1995) bu oluşum iki farklı şekilde açıklanabilir. Birincisi, dinamik çarpışma olayı nedeniyle Andromeda Galaksisi'nin merkezine girmiş olan bir başka galaksinin disk veya kolları Andromeda tarafından yenmiş ve çekirdek kısmı Andromeda'nın çekirdeğinin yanına çekilmiştir. Böylelikle Andromeda Galaksisi'nin merkezinde gerçekte iki çekirdek bulunmaktadır. İkinci görüş ise, Andromeda Galaksisi'nin tek bir çekirdeği bulunmakta, ancak yıldızlar arası ortam nedeniyle çekirdeğin bir kısmı örtülmekte ve iki farklı çekirdekmiş gibi görülmektedir. Sağdaki fotoğrafta Andromeda Galaksisi'nin Hubble Uzay teleskopu ile çekilmiş 40 ışık yılı genişliğinde çekirdek yapısı görülmektedir. İki ışık tepesi birkaç milyon yoğun yıldız içermektedir. İki tepe arasında beş ışık yılı mesafe bulunmaktadır. Daha parlak olan tepe Dünya'dan da görülebilen çekirdektir. Fakat Hubble Uzay teleskopu , Andreomeda Galaksisi'nin gerçek merkezinin daha sönük olan tepe olduğunu ortaya çıkarmıştır. Bu iki çekirdeğe P1 ve P2 denilmektedir.

Merkezdeki kara delik 13 Ekim 1999'da Chandra x-ışın Uydusu ile Andromeda Galaksisi'nin x-ışın görüntüsü alınmış ve 100'den fazla tek x-ışını kaynağı olduğu görülmüştür. Bu kaynaklardan biri de Andromeda Galaksisi'nin merkezinde bulunduğu saptanan ve kütlesi 30×10 6 Güneş kütlesine karşılık gelen süper kütleli karadeliğin üzerinde bulunmaktadır. M31'in merkezindeki bu x-ışını salması diğer x-ışını kaynakları ile karşılaştırınca merkezdeki sıcaklığın daha düşük olduğu tespit edilmiştir. Dolayısıyla, bu kaynak sayesinde, merkezdeki karadelik üzerine düşen gazın soğuk olduğu anlaşılmıştır. X-ışınının salması yapabilen cisimlerin, Dünya'dan teleskop ile fark edilebilmesi için, bu cisimlerin sıcaklıklarının 1×10 6 ° K 'den daha fazla olması gerekmektedir. Andromeda Galaksisi'nde bulunan tipik bir x-ışın yıldızı 10×10 6 °K sıcaklığında olmakla beraber, kara delik üzerindeki x-ışınının kaynağı sadece birkaç milyon derece olduğu saptanmıştır. Andromeda Galaksisi, boyutları, şekli ve merkezindeki süperkütleli karadeliği ile Samanyolu Galaksisi 'ne benzemektedir. Benzer galaksilerin merkezlerinde yer alan karadelikler ile karşılaştırıldığında Andromeda Galaksisi'nin karadeliği farklı özellikler göstermektedir. X-ışını yayımına bakıldığında beklenenden daha zayıf radyo salması görülmektedir. Bu gözlemlerde, merkez bölgenin çevresinde binlerce ışık yılı uzunluğunda yaygın parlaklık dikkat çekmiştir. Bu parlaklığın nedeni tam olarak bilinememekle beraber, Dr. Eliot Quataert (2000) olayın oluşumunun merkezden genişlemekte olan sıcak rüzgarlardan kaynaklanmış olabileceğini düşünmektedir. Einstein, ROSAT ve Hubble Uzay teleskop uyduları ile yapılan çalışmalarda çekirdek kaynakları gözlemlerinde 5 adet noktasal kaynak bulunmuştur. Bu kaynaklardan biri olan CXOJ004244.2+411608 Andromeda Galaksisi'nin merkezinde bulunan süperkütleli karadeliğe aittir. M31'in diğer noktasal kaynaklarıyla karşılaştırıldığında bu kaynağın farklı bir x-ışını tayfı verdiği görülmektedir. Buna dayanarak kaynağın merkezinin karadelik olduğu anlaşılmaktadır. Andromeda Galaksisi'nde bulunan beş noktasal kaynağın konumları Kaynak Sağ açıklık (J2000) Dik açıklık (J2000) Çekirdek 00 sa 42 d 44.24 s 41° 16 ′ 08.0 ″ CXOGMP J004247.0+411628 00 sa 42 d 47.04 s 41° 16 ′ 28.8 ″ CXOGMP J004244.2+411609 00 sa 42 d 44.23 s 41° 16 ′ 09.2 ″ CXOGMP J004444.2+411605 00 sa 42 d 44.23 s 41° 16 ′ 05.8 ″ CXOGMP J004243.9+411604 00 sa 42 d 43.97 s 41° 16 ′ 04.7 ″ CXOGMP J004243.7+411604 00 sa 42 d 43.72 s 41° 16 ′ 04.4 ″ Einstein uydusu gözlemleri ile M31 çekirdeğindeki x-ışın kaynağının ışınım gücünün 9,6×10 37 erg/s olduğu anlaşılmıştır. Merkezde bulunan değişen yıldızların dönemlerinin 6 ay olduğunu tespit edilmiştir. Radyo dalgaboylarındaki gözlemler merkezde zayıf (yaklaşık 30 mikro Jy) kaynağı ortaya çıkarmıştır. Bu kaynağın 3,6 cm dalga boyunda verdiği ışınım gücünün Sgr A'nın ışınım gücüne oranının yaklaşık 0,2 olduğu göz önüne alındığında, Andromeda Galaksisi'nin çekirdek kütlesinin yaklaşık 30 kat daha fazla olduğu sonucu ortaya çıkmaktadır. M31'de dağılmış olarak gözlenen nokta kaynakları birer x-ışın çift yıldızları ve/veya süpernova kalıntılarıdır .

Süpernova S Andromeda Ernst Hartwig , 20 Ağustos 1885'te Samanyolu Galaksisi dışında ilk defa Andromeda Galaksisi'nin merkezinin yakınında bir süpernova keşfetmiştir. Bu süpernova 17 – 20 Ağustos 1885 tarihleri arasında 6 m kadire kadar ulaşmış ve 16 Şubat 1890'da 16 m kadire kadar sönmüştür. Bu süpernovaya "S Andromeda" veya SN 1885A denilmektedir. Bu yıldızın parlaklığı ilk on gün içinde günde 0, m 165 kadir düşmüştür. S Andromeda'nın kalıntıları 100 yıl sonra gözlenebilmiştir. Çalışmalar görsel, radyo ve x-ışını bölgelerinde gerçekleştirilmiştir. 1988'de yapılan Fe I çizgisi 3860 °Α dalga boyu ve Ca II çizgilerinin gözlemleri Andromeda Galaksisi'nin merkezinde parlayan süpernova kalıntıları bulunduğunu göstermektedir. Parlamasının nedeni şöyle açıklanmaktadır; patlayan bir yıldız genişlerken yıldızlar arası ortamda bulunan gazlara çarpar ve bu gazları milyonlarca derece sıcaklıklara kadar ısındırır. Bunun sonucu olarak ışımalarda kalıntıları ve gazın parlamalarını görmekteyiz. S Andromeda tayflarının analizlerinden elde edilen bilgilere göre, süpernova kalıntılarının hâlen daha genişlediği bilinmektedir.

Küresel kümeler Hubble Uzay Teleskobu'ndan alınan Mayall II küresel yıldız kümesi fotoğrafı. Edwin Hubble , ilk defa 1932'de, Andromeda Galaksisi'nde bulunan 140 adet küresel küme kataloğunu yayınlamıştır. Bu küresel kümelerin mavi fotoğrafik parlaklıkları 15 m ile 18 m kadir ve çapları 4" – 10" arasında değişmektedir. Sonraki çalışmalarla M31'in tayfı incelenerek kataloga alınan küresel küme sayısı 509'a çıkarılmıştır (Crampton, 1985). Samanyolu Galaksisi'ne oranla, Andromeda Galaksisi 2 kat daha fazla küresel küme içermektedir.
Andromeda Galaksisi içinde bulunan en parlak küresel küme Mayall II (G1) olup, parlaklığı 14. m 2 kadirdir.

Uydular Ana madde: Andromeda'nın uydu galaksileri Charles Messier (1781) M32 ve M110 olan iki parlak uydusunu keşfetmiştir. Bunlar Andromeda Galaksisi'ni çevreleyen diğer küçük uydular arasındaki en parlak olanlarıdır. M32 ve M110 dışında, William Herschel tarafından keşfedilmiş olan NGC 185 ile D'Arrest tarafından keşfedilmiş olan NGC 147 ve çok sönük cüce sistemleri olan And I, And II, And III, And IV, And V, And VI ve And VII'de Andromeda Galaksisi'nin uyduları arasında sayılmaktadır. 1900'den önce keşfedilmiş Andromeda'nın uyduları Adı Tipi Güneş 'ten uzaklık ( MIy ) Parlaklık Keşfeden Keşif yılı M32 cE2 2.65 ± 0,10 +9.0 Guillaume Le Gentil 1749 M110 E5 pec 2.69 ± 0,09 +8.9 Charles Messier 1773 NGC 185 dSph/dE3 2.08 ± 0,15 +10.1 William Herschel 1787 NGC 147 dSph/dE5 2.67 ± 0,18 +10.5 John Herschel 1829 M32 Ana madde: Messier 32 M32 eliptik bir galaksi olup parlak yüzeye ve yoğun yapıya sahiptir. Merkezi yüzey parlaklığı 13. m 4 kadirdir. Merkezinde parlak bir çekirdeğe sahip olup Hubble Uzay Teleskobu ile alınan görüntülerinde merkezinde kara delik olabileceği düşünülmektedir. Karadeliğin kütlesi 3×10 6 M o olup, toplam kütlesi 7×10 8 M o 'dır. Andromeda Galaksisi ile etkilişime sahiptir. Yörüngesi M31'e çok yakındır. M32'nin spektrofotometreleri ağır elementlerinin çoğunun Güneşinkine benzediğini göstermektedir. M32'nin tayfı çoğunlukta çok yaşlı yıldızlardan oluşmaktadır. M32'de küresel kümeler bulunmamakla beraber, 11 adet gezegenimsi bulutsular görülmektedir. Bu gezegenimsi bulutsular yardımıyla M32'nin hızını saptamak mümkündür. Merkezde hız 90 km/s'tir ve dışa doğru gidildikçe 70 km/s olmaktadır. M32'nin dönmesi ise ölçülememektedir. NGC 205 Ana madde: NGC 205 M31'in diğer bir yoldaşı NGC 205 galaksisidir. M32'ye nazaran daha sönük, düşük yüzey parlaklıklı, daha ince ve uzundur. Andromeda Galaksisi ile etkileşim göstermekle beraber etkileşimi M32'ye oranla daha azdır. Bu nedenle, M32'nin aksine, yörüngesi M31'e yeterince yaklaşmamaktadır. Andromeda Galaksisi'ne olan uzaklığı 100 kpc'dir. NGC 185 Ana madde: NGC 185 NGC 185 eliptik bir galaksi olup yapı bakımından NGC 205 'e benzemektedir. OB yıldızları, toz bulutları, H I bulutları ve genç mavi yıldızları içermektedir. NGC 147 Ana madde: NGC 147 NGC 147 ile NGC 185 gökyüzünde mesafesi sadece 1 o olan bir çift meydana getirmektedir. RR Lyrae değişen yıldızları ile yapılan değerlendirmelere göre Samanyolu 'na olan uzaklıkları hemen hemen aynıdır.

Notlar ↑ mikrodensitometre: fotoğraf plağı üzerinde çıplak gözle görülemeyen görüntüleri tespit edebilen çok hassas elektronik bir cihazdır.