Галактика Андромеды

Гала́ктика Андроме́ды(Тума́нность Андроме́ды,M 31,NGC 224,PGC 2557) —спиральная галактика, наблюдаемая в созвездииАндромеды. Её диаметр составляет 47килопарсек, что больше, чем унашей Галактики, и она содержит в несколько раз больше звёзд, чем Млечный Путь. Расстояние от нашей Галактики до неё составляет около 800килопарсек, что делает её ближайшей из крупных галактик, а также крупнейшей галактикойМестной группы. Её масса приблизительно равна массе Млечного Пути или даже меньше.
Галактика Андромеды имеет как выраженнуюсферическую подсистему, так идискс заметнымиспиральными рукавами, поэтому поклассификации Хабблаеё относят к типу Sb. Диск содержит более половины звёздной массы галактики, имеет искривлённую форму, в нём наблюдается кольцо радиусом 10 килопарсек с повышенным содержаниемобластей H IIиOB-ассоциаций.Балджигалосплюснуты,барв галактике напрямую не наблюдается, но некоторые признаки указывают на его наличие. В центре галактики имеется двойное ядро, а на периферии наблюдаются различные структуры, образованныеприливными взаимодействиями.Звёздное населениеэтой 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 400шаровых 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 нарассеянные скопленияМлечного Пути, иOB-ассоциациив галактике Андромеды также присутствуют.
В галактике известно как минимум 35 тысячпеременных звёздразличных типов: в основном этоцефеиды,яркие голубые переменные,переменные типа RR Лиры,долгопериодические переменные, а такжепеременные типа R Северной Короны. За всю историю наблюдений в галактике вспыхнула однасверхновая—S Андромеды, ановых звёздрегистрируется в среднем пятьдесят в год. Также в галактике есть один кандидат вэкзопланеты—PA-99-N2b.
Галактика имеет более 20 спутников, многие из которых —карликовые сфероидальные галактики. Наиболее яркие из них —M 32иM 110, и, возможно, к её спутникам также относитсягалактика Треугольника.
Галактика Андромеды иМлечный Путьсближаются, по расчётам, через 4 миллиарда лет произойдётих 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 годуЭдвин Хабблпоказал, 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 имеетвидимую звёздную величину+3,44и угловой диаметр в 6 раз больше углового диаметраЛуны, благодаря чему она видиманевооружённым глазоми популярна как объект для наблюдения средиастрономов-любителей. Туманность Андромеды частоупоминаетсявнаучной фантастике.
Галактика Андромеды —спиральная галактика, удалённая отМлечного Путина 740—830килопарсеки наблюдаемая в созвездии Андромеды. Поклассификации Хабблаимеет тип Sb. Галактика является крупнейшей вМестной 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 доМалого Магелланова Облака, которое служит ступеньюшкалы расстояний в астрономии.
Диаметр галактики, измеренный поизофоте25наквадратную секунду дугивфотометрической полосе B, составляет 47 килопарсек, что больше, чем диаметр Млечного Пути. В пределах 30 килопарсек от центра галактики заключена масса в 3⋅10M⊙, из которой на звёзды приходится около 10M⊙. 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⋅10M⊙, в том числе из-загало тёмной материи. Всего же галактика содержит порядка триллионазвёзд, а еёабсолютная звёздная величинавполосе Vсоставляет −21,2. Таким образом, галактика Андромеды вдвое больше по размеру, чемМлечный 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 счётгало, 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 величинагалактики вполосе Vсоставляет +3,44, апоказатель цвета B−V— +0,92. Плоскость галактики расположена под углом в 12,5° к лучу зрения,позиционный уголеё большой полуоси составляет 38°. Величинамежзвёздного поглощенияв полосе V для галактики составляет 0,19, амежзвёздное покраснениевцвете B−V— 0,06, но из-за больших угловых размеров галактики эта величина должна различаться для разных её областей. Северо-западная часть диска галактики — ближайшая к Млечному Пути.
Галактика Андромеды имеет как выраженнуюсфероидальную составляющую, так идискс заметными спиральными рукавами. Поклассификации Хабблаеё относят к типу Sb, а в классификации де Вокулёра она имеет тип SA(s)b.
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 егобольшой оси.
Распределение яркости в дискеэкспоненциальное, а характерный радиус диска вблизиоптического диапазоназависит от длины волны, уменьшаясь для более коротких волн. Так, характерный радиус диска вполосе Uсоставляет 7,5килопарсек, 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 сегментовспиральных рукавов: во внутренних областях галактики они выделяются в основном за счётпыли, а во внешних — за счётсверхгигантовиобластей H II. Скорее всего, формирование спиральной структуры в галактике Андромеды не объясняетсятеорией волн плотности. Кроме спиральной структуры, в диске галактики наблюдается кольцо, окружающее центр на расстоянии приблизительно в 10 килопарсек от него, — так называемый молодой диск (англ.young disc): он отличается большим количествомобластей H IIиOB-ассоциаций. Молодой диск содержит 1 % звёздной массы звёзд и при моделировании иногда рассматривается как отдельная от диска составляющая галактики.
Светимостьсферической подсистемысоставляет 30 % светимости галактики.Балджигалосодержат, 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 какклассическуюсоставляющую, так иящикообразную.
Галактика Андромеды наклонена ккартинной плоскостидостаточно сильно, чтобы еёбарсам по себе был трудно заметен, но слишком слабо, чтобы балдж имел отчётливуюящикообразную форму. Тем не менее, о наличии в галактике бара, расположенного практически вдоль луча зрения, свидетельствуют некоторые косвенные данные, например, кинематические свойстваатомарного водородаили ориентация внутреннихизофотгалактики.
В центре галактики Андромеды наблюдается ядро. Еговидимая звёздная величинавполосе Vсоставляет 12,6, что соответствуетабсолютной звёздной величине−12,0. Ядро является двойным: в середине наблюдаются две области, P1и P2, разделённые расстоянием в 1,8парсека, где концентрируются звёзды. P1более яркая, при этом в центре галактики находится не она, а более тусклая P2. Более тусклая область имеет эффективный радиус в 0,2 парсека и, возможно, содержитсверхмассивную чёрную дырумассой 5⋅10M⊙.
Двойственность ядра можно объяснить либо тем, что галактика Андромеды в прошлом поглотила шаровое скопление или небольшую галактику, ядро которой и наблюдается, либо тем, что ядро частично затенено пылью, что может создавать иллюзию двойственности ядра. Само ядро имеет очень высокую светимость, в 60 раз превышающую светимость среднего шарового скопления в галактике. Также ядро, подобноядру нашей Галактики, является радиоисточником, но его светимость в этом диапазоне в 30 раз слабее, чем у источника в центре Млечного Пути.
В галактике наблюдается множество структур, возникших в результатеприливных взаимодействий. Особенно они заметны во внешнем гало ― на расстояниях более 50 килопарсек от центра галактики, некоторые из них простираются до расстояний более 100 килопарсек от центра M 31. Эти структуры удаётся отслеживать по звёздамвершины ветви красных гигантов.
Например, Гигантский звёздный поток (англ.Giant stellar stream) ― наиболее заметная из приливных структур M 31 ― образовалась в результате прохождения карликового спутника в нескольких килопарсеках от центра галактики Андромеды. Спутник имел массу, составляющую, по разным оценкам, 1―5⋅10M⊙, двигался по практически радиальной орбите, а прохождение случилось 1―2 миллиарда лет назад.
В центральных частях галактики доминируют звёзды классическогобалджа, у большинства из которых возраст составляет 11—13 миллиардов лет и наблюдается повышеннаяметалличность― в центре она равна 0,35и понижается с удалением от центра. У этих звёзд также наблюдается повышенное содержаниеальфа-элементовотносительножелеза. У звёздбарасодержание альфа-элементов относительно железа повышено, но их металличность близка к солнечной. В диске звёздное население более молодое, в некоторых областях его средний возраст составляет 3―4 миллиарда лет. Таким образом, во внутренних областях M 31 сначала за сравнительно короткое время образовался классический балдж и первичный диск, в котором сформировался бар, сейчас наблюдаемый как ящикообразная компонента балджа. После этого звездообразование в балдже продолжалось, что увеличивало металличность центральных областей, а диск сформировался позже.
Вгалотакже наблюдаетсяградиентметалличности звёздного населения: она понижается ко внешним областям. На расстоянии в 20килопарсекот центрамедианнаяметалличность составляет −0,5, а на расстояниях более 90 килопарсек она понижается до −1,4. Внутри приливных структур (см. выше➤) также может наблюдаться определённое распределение металличности: например, в центре Гигантского звёздного потока металличность составляет от −0,7 до −0,5, а на окраине падает до −1,4. Звёзды ишаровые скопленияв гало распределены по-разному: для звёзд их пространственная плотностьρ{\displaystyle \rho }зависит от расстоянияR{\displaystyle R}какρ∝R−5{\displaystyle \rho \propto R^{-5}}, а для скоплений — какρ∝R−3{\displaystyle \rho \propto R^{-3}}, то есть система шаровых скоплений является более протяжённой, чем звёздная. Кроме того, у звёзд внутренней части гало выше металличность, чем у скоплений, — это может объясняться тем, что скопления сформировались раньше, чем большинство звёзд в гало.
Наиболее яркие звёздынаселения I―OB-звёзды,звёзды Вольфа ― Райе,красные сверхгиганты― наблюдаются по отдельности, как и ярчайшиекрасные гигантыизнаселения II. Например, известно, что звёзды Вольфа — Райе последовательности WN сходны с таковыми во Млечном Пути, а последовательности WC — отличаются более слабыми и широкимилиниями в спектре.
Нынешний темпзвездообразованияв галактике Андромеды составляет 0,35—0,4M⊙в год, что соответствует лишь 20—30 % от такового в Млечном Пути, и звёзды в галактике Андромеды в среднем более старые. Вполосе gсоотношение масса — светимость в единицахM⊙/L⊙составляет порядка 5,3 для балджа, 5,2 для диска, 6,2 для гало и 1,2 для молодого диска.
Галактика Андромеды имеет выраженную системушаровых звёздных скоплений: их известно около 400, что в 2—3 раза больше, чем в Млечном Пути, а по теоретическим оценкам их в галактике примерно 450. Среди них — скоплениеМайалл II, самое яркое скопление вМестной группе, которое имеет массу в 7—15 миллионов масс Солнца (что вдвое больше, чем уОмеги Центавра) и, возможно, является ядром разрушеннойкарликовой галактики. В среднем шаровые звёздные скопления в галактике Андромеды имеют бо́льшуюметалличность, чем в Млечном Пути.
В галактике Андромеды известны скопления с большим количеством звёзд, по возрастам занимающие три диапазона: первый — от 100 до 500 миллионов лет, второй — около 5 миллиардов лет, третий — 10—12 миллиардов лет, при этом некоторые из таких скоплений относятся к диску галактики. В отличие от галактики Андромеды, в Млечном Пути скопления с большим количеством звёзд — шаровые скопления — практически одинаково старые, с возрастом 10—12 миллиардов лет, а молодые отсутствуют.
Вероятно, наличие молодых скоплений в галактике Андромеды объясняется поглощением ею неправильных галактик в прошлом. Такие скопления малого возраста могут рассматриваться и как шаровые, и как отдельный тип, называемый населёнными голубыми скоплениями (англ.populous blue clusters), представители которого считаются предшественниками типичных шаровых скоплений.
Кроме того, в галактике Андромеды имеются звёздные скопления, по характеристикам промежуточные между шаровыми звёздными скоплениями икарликовыми сфероидальными галактиками, аналогов которым в Млечном Пути не обнаружено. Хотя их светимости и цвета такие же, как и у обычных шаровых скоплений, они отличаются очень большими радиусами — порядка 30 парсек.
В галактике Андромеды нет выраженной границы между скоплениями гало и скоплениями балджа, в отличие от Млечного Пути. В нашей Галактике скопления балджа имеют металличность выше −1,0, а скопления гало — ниже, а скоплений с промежуточными значениями металличности наблюдается мало, в то время как в галактике Андромеды распределение скоплений по металличностям более равномерное. Кроме того, в M 31 некоторые скопления, расположенные в гало достаточно далеко от центра, имеют относительно высокие металличности — до −0,5.
Молодые скопления небольшой массы, похожие нарассеянные скопленияМлечного Пути, в галактике Андромеды также присутствуют — по оценкам, в M 31 таких объектов должно быть около 10 тысяч. В галактике известно около 200OB-ассоциаций: они сосредоточены в спиральных рукавах и в молодом диске (см. выше➤), но даже там их концентрация относительно мала в сравнении с нашей Галактикой.
Межзвёздная средаM 31 состоит изгазас разной температурой ипыли. Общая массаатомарного водородав галактике составляет около 4⋅10M⊙, а масса пыли — 5⋅10M⊙.
В галактике Андромеды пыли достаточно, чтобы она наблюдалась в виде пылевых полос, частично затемняющих свет с северо-западной стороны отбалджа. Пылевые полосы хорошо заметны из-за большого угла наклонаплоскости галактикиккартинной плоскости. Всего в галактике известно более 700 отдельных пылевых облаков.
Пыль в галактике M 31 влияет напоглощениеипокраснениесвета. Помимо того избытка цвета, которое создаёт пыль в нашей Галактике, покраснение вцвете B−Vза счёт пыли в галактике Андромеды в некоторых областях достигает 0,45. Зависимость величины поглощения от длины волны отличается от таковой для пыли Млечного Пути. Пыль также вносит вклад вполяризацию излученияM 31, и зависимость степени поляризации от длины волны тоже отличается от наблюдаемой в нашей Галактике. Из-за некоторого нагрева пыль сама излучает винфракрасном диапазоне. Отношение количества пыли к количеству газа постепенно уменьшается от центра галактики к периферии.
Атомарный водородв M 31 сосредоточен в диске, особенно в спиральных рукавах и в кольце радиусом в 10 килопарсек (см. выше➤), а искривление диска лучше всего заметно именно по структуре атомарного водорода. В местах, где происходит активное звездообразование, плотность атомарного водорода снижена.
В галактике известно более 3900областей H II, а также 26остатков сверхновыхи ещё 20 кандидатов в такие объекты. Кроме них, известно более 4200планетарных туманностей, а всего в галактике, по оценкам, их должно быть около 8 тысяч. Остатки сверхновых отличают от областей H II по наличию излучения нетепловой природы врадиодиапазоне. Хотя области H II в галактике сами по себе довольно типичны, в их совокупности мало ярких объектов. Металличность областей H II понижается от центра к окраине галактики.
В галактике также наблюдается излучение отдельныхмолекул― например,CO, которые располагаются вмолекулярных облаках. В спиральных рукавах излучение приходит из гигантских молекулярных облаков с массами порядка 10M⊙, а между рукавами излучают менее крупные облака с массами порядка 10M⊙.
В галактике Андромеды известно как минимум 35 тысячпеременных звёздразличных типов. В первую очередь этоцефеиды— яркие звёзды с определённойзависимостью между периодом и светимостью, по которой можно определять расстояние до них. В галактике известно 2686 таких звёзд, большинство цефеид имеет периоды от 5 до 125 суток. Среди других известных типов переменных —яркие голубые переменные,переменные типа RR Лиры,долгопериодические переменные, а такжепеременные типа R Северной Короны.
Одна из переменных звёзд —M31-RV— проявилась довольно необычным образом: она резко увеличила свою яркость в 1988 году, достигла абсолютной звёздной величины −10и стала одной из самых ярких звёзд галактики, а затем потускнела и перестала быть видимой. При этом по наблюдаемым свойствам эта звезда сильно отличалась от типичныхновых звёзди была похожа на переменнуюV838 Единорога, вспыхнувшую в нашей Галактике. Одно из возможных объяснений такого поведения ― слияние двух звёзд.
В галактике Андромеды вспыхивает в среднем около 50новых звёздв год, всего в галактике зарегистрировано не менее 800 таких объектов. При этом отношение частоты вспышек новых звёзд к светимости галактики довольно низко по сравнению с другими галактиками, что может быть связано с низким темпомзвездообразованияв M 31. У одной изповторных новых звёзд―M31N 2008-12a― вспышки наблюдались уже как минимум 8 раз.
За всю историю наблюдений в галактике была зарегистрирована единственнаясверхновая—S Андромеды, наблюдавшаяся в 1885 году. Еёвидимая звёздная величинасоставила 6,7в максимуме блеска, и современниками она была принята за новую звезду, а не сверхновую (см. ниже➤). Количество остатков сверхновых, а значит, и частота их вспышек в галактике невелики для её светимости из-за пониженного темпа звездообразования.
В галактике есть кандидат вэкзопланеты—PA-99-N2b, на существование которого может указывать событиемикролинзирования, наблюдавшееся в 1999 году. Однако после объявления об открытии оно было поставлено под сомнение, и на данный момент планета считается неподтверждённой.
Как и многие галактики, M 31 излучает врадиодиапазоне, но мощность этого излучения невелика, поэтому галактику Андромеды не относят крадиогалактикам. Например, на частоте 325МГцнаблюдается 405 источников, среди них, например,остатки сверхновых. Радиоизлучение приходит в основном из центра галактики и из кольца с радиусом в 10 килопарсек, а области, где мощность радиоизлучения повышена, соответствуют областям более активного звездообразования. Радиоизлучение M 31поляризовано: галактика имеетмагнитное поле, поэтомуэлектроны, движущиеся в нём срелятивистскими скоростями, создают поляризованноесинхротронное излучение.
В галактике Андромеды известно как минимум 1897 источниковрентгеновского излучения, некоторые из которых проявляют переменность. Среди этих источников —рентгеновские двойныеиостатки сверхновых, также мягкое рентгеновское излучение создаютбелые карликис высокой температурой. Некоторые источники наблюдаются в шаровых скоплениях галактики — яркость скоплений M 31 в рентгеновском диапазоне выше, чем шаровых скоплений Млечного Пути. Ещё одно отличие источников в галактике Андромеды от источников в Млечном Пути — сосредоточение в центре: ярких источников вбалджеM 31 гораздо больше, чем в балдже Млечного Пути, а ещё более сильным различие становится при сравнении внутренних частей балджей.
Лучевая скоростьM 31 относительно Земли равна −310 км/с, а относительно центра Млечного Пути −120 км/с, то есть галактики сближаются.Тангенциальная скоростьгалактики Андромеды составляет 57 км/с, так что галактики столкнутся в будущем (см. ниже➤).
Кривая вращения галактикиимеет максимум в области 1—15 килопарсек от центра, на этих расстояниях скорость вращения галактики составляет 240—250 км/с. С точки зрения наблюдателей на Земле вращение галактики происходит против часовой стрелки.
Поскольку галактика Андромеды и Млечный Путь сближаются со скоростью около 120 км/с, атангенциальная скоростьгалактики Андромеды при этом достаточно мала, галактики в будущем столкнутся. Это произойдёт через 4 миллиарда лет, после чего на процесс слияния уйдёт ещё 2 миллиарда лет, а в результате слияния образуетсяэллиптическая галактика. При слиянии галактик столкновения отдельных звёзд всё равно будут маловероятны из-за низкой концентрации звёзд, но, возможно,Солнечная системабудет выброшена на далёкое расстояние от центра получившейся галактики. В этом столкновении будет участвоватьгалактика Треугольника, и возможно, Млечный Путь столкнётся с ней раньше, чем с галактикой Андромеды.
У галактики Андромеды известно более 20галактик-спутников. Многие из спутников M 31 —карликовые сфероидальные галактики, подобных которым в системеМлечного Путине наблюдается. В Местной группе эти спутники с самой M 31 образуют подгруппу Андромеды. Наиболее яркие и заметные из спутников —M 32иM 110, кроме того, возможно, к спутникам галактики Андромеды относитсягалактика Треугольника.
Приливное взаимодействиемежду галактикой и спутниками приводит к тому, что с некоторыми из спутников связанызвёздные потокии другие приливные структуры (см. выше➤). Кроме того, M 32 прошла через диск галактики Андромеды 200 миллионов лет назад или раньше, что привело к деформации спиральных рукавов и появлению кольца в галактике, а между этими двумя галактиками наблюдается «мост» из вещества.
При хороших условиях наблюдения галактика Андромеды видна невооружённым глазом как туманность и, скорее всего, неоднократно наблюдалась в древности. Однако первое сохранившееся упоминание о ней датируется лишь 964 (либо 965) годом нашей эры и содержится вКниге неподвижных звёзд, составленнойАс-Суфи, где она описана как «маленькое облако».
Из европейских источников, упоминающих туманность, известнаголландскаякарта звёздного неба, которая датируется 1500 годом. Первым, кто наблюдал её с помощьютелескопа, былСимон Марийв 1612 году. Туманность обнаружил такжеДжованни Баттиста Годиернаи, не зная о предыдущих наблюдениях, в 1654 году заявил о её открытии. В 1661 году галактику наблюдалИсмаэль Буйои отметил при этом, что её открыл анонимный астроном в начале XVI века; тем не менее,Эдмунд Галлейсчитал первооткрывателем именно Буйо и указал это в своей работе 1716 года, посвящённой туманностям.Шарль Мессьевнёс туманность в свойкаталогв 1764 году под 31-м номером. В качестве первооткрывателя он указал Симона Мария, хотя тот не был первооткрывателем и не заявлял об открытии. Позже Мессье внёс в каталог и два спутника галактики —M 32иM 110.
Уильям Гершельбыл первым, кто стал систематически исследовать туманности, в том числе и галактику Андромеды. Он считал, что M 31 и другие туманности рассеивают свет звёзд, из-за чего и выглядят туманными объектами, — это предположение оказалось верным для многих туманностей, но не для галактики Андромеды. Кроме того, Гершель ошибочно полагал, что за периоды в несколько лет внешний вид туманности меняется. Эта идея основывалась на том, что во времена Гершеляфотографиине существовало, и астрономы были вынуждены полагаться на зарисовки небесных тел, которые различались в зависимости от наблюдателя. В 1785 году Гершель ошибочно оценил расстояние до галактики как 2000 расстояний доСириуса, то есть 17 тысяч световых лет, но верно предположил, что туманность Андромеды похожа на Млечный Путь.
В 1847 годуДжордж Бондвпервые обнаружил пылевые полосы в галактике. В 1864 годуУильям Хаггинсзаметил, чтоспектрытуманностей делятся на непрерывные, которые встречаются также у звёзд, иэмиссионные, которые наблюдаются у газопылевых туманностей. Хаггинс обнаружил, что спектр M 31 непрерывен.
В 1885 году в галактике вспыхнуласверхновая—S Андромеды, первая зарегистрированная сверхновая вне Млечного Пути и пока что единственная в галактике Андромеды (см. выше➤). Эта сверхновая была принята зановую звезду, и эта ошибка утвердила мнение, что M 31 находится в нашей Галактике.
В 1887 годуИсаак Робертссделал первую в истории фотографию M 31, на которой были обнаружены некоторые детали структуры галактики. Робертс заметил кольцеобразные структуры и сделал ошибочный вывод, что он наблюдает туманность, где образуетсяпланетная система. В 1899 году он сделал больше фотографий галактики и понял, что структуры, принятые им за кольца, на самом деле являютсяспиральными рукавами.
В 1888 годуДжон ДрейеропубликовалНовый общий каталог, содержащий 7840 туманностей, звёздных скоплений и других объектов. Галактика Андромеды вошла в него как NGC 224. Кроме самой галактики, в каталог вошло находящееся в ней звёздное скоплениеNGC 206. Уже известные компаньоны M 32 и M 110 вошли в каталог как NGC 221 и NGC 205 соответственно; ещё два спутника получили обозначенияNGC 147иNGC 185.
В 1912 годуВесто Слайферизмерил лучевую скорость M 31 и выяснил, что она приближается к Земле со скоростью 300 км/с, что оказалось наибольшим значением из всех измеренных до этого. Это стало свидетельством того, что туманность находится вне Млечного Пути. Слайфер также обнаружил вращение галактики: на угловом расстоянии в 20 минут дуги от центра лучевая скорость отличалась на 100 км/с.
До 1920-х годов данных о расстоянии до галактики практически не было, а различные попытки измерения часто приводили к неопределённым или совершенно неверным результатам. Например,Карл Болинв 1907 году обнаружил у M 31параллаксв 0,17секунды дуги, что привело к измеренному расстоянию всего в 6парсек. Напротив, величина параллакса, которую измерилАдриан ван Мааненв 1918 году, была меньше величины погрешности измерения. Другие методы также приводили к подобным результатам.
В 1922 годуЭрнст Эпикпредположил, что сплюснутость центральных частей галактики вызвана их вращением, и, зная саму скорость вращения, оценил расстояние до галактики в 450 килопарсек. В 1923 годуКнут Лундмаркпо видимому блескуновых звёзд, обнаруженных в галактике, получил расстояние немногим более 1 мегапарсека. По порядку величины эти результаты сходятся с общепринятым значением.
В 1923 годуЭдвин Хабблобнаружил в галактике Андромеды двецефеиды—переменные звёзды, для которых была известназависимость между периодом и светимостью. Благодаря этому открытию он позже определил, что расстояние до M 31 значительно превышает размеры Млечного Пути. Тем самым туманность Андромеды стала одним из первых астрономических объектов, для которого было доказано местонахождение вне нашей Галактики. Впоследствии число переменных звёзд, известных Хабблу, увеличилось до 50, и в 1929 году он опубликовал работу, посвящённую галактике Андромеды. Оценка расстояния по цефеидам, сделанная Хабблом, составила 275 килопарсек ― она оказалась сильно занижена, поскольку в то время не было известно, что цефеиды делятся на два типа с разными зависимостями между периодом и светимостью. Хаббл измерил массу галактики и некоторые другие её характеристики. Оценка массы также оказалась сильно заниженной и составила 3,5⋅10M⊙, но, несмотря на ошибочность результатов, Хаббл смог показать, что M 31 ― галактика, во многом сравнимая с нашей.
После того как была опубликована работа Хаббла, важный вклад в изучение M 31 внёсВальтер Бааде. До этого Хабблу удавалось различить отдельные звёзды только на периферии галактики, а Бааде в 1944 году смог пронаблюдать отдельныекрасные гигантыв центральной части галактики. Он обнаружил, что такие же красные гиганты наблюдаются в спутниках M 31 и вшаровых скопленияхМлечного Пути. Впоследствии Бааде сделал вывод, что в галактиках присутствует два звёздных населения:население Iинаселение II. В 1952 году, также благодаря наблюдениям M 31, Бааде выяснил, что цефеиды населения I и населения II имеют различную зависимость между периодом и светимостью. При равных периодах цефеиды населения I в среднем в четыре раза ярче, чем населения II, поэтому в результате этого открытия оценки расстояния до галактик увеличились в два раза.
В дальнейшем были сделаны различные открытия. Например, в 1958 годуЖерар Анри де Вокулёризучил профиль яркости галактики и впервые разделил в нём вкладбалджаидиска. В 1964 годуСидни ван ден БергобнаружилOB-ассоциациив галактике, а в том же году Бааде иХэлтон Арпопубликовали каталогобластей H II. Первыепланетарные туманностив галактике также открыл Бааде, но в больших количествах их стали открывать в 1970-х годах. В 1989 году был открыт остаток сверхновойS Андромеды, а в 1991 году с помощью телескопаХабблвыяснилось, что ядро галактики является двойным.
В XXI веке галактика Андромеды становилась объектом различных исследований. Среди них, например, The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury (PHAT) ― многополосное фотометрическое исследование части диска и центральной области галактики с помощью телескопаХаббл. Его цель ― открытиезвёздных скоплений, определение возрастов и металличностей отдельных звёзд и истории звездообразования в галактике. Другой пример ― The Pan-Andromeda Archaeological Survey (PAndAS) ― фотометрическое исследование внешних областей галактики, еёгалои приливных структур в нём, а также спутников и удалённых звёздных скоплений. Кроме того, с помощью данных, полученных в 2018 году на космическом телескопеGaia, была изучена динамика самой галактики и большого числа звёзд в ней.
Галактика Андромеды является наиболее изученной из внешних галактик: в частности, она представляет интерес тем, что, в отличие от Млечного Пути, она наблюдается со стороны и все её особенности хорошо видны, а не скрытымежзвёздной пылью.
Галактика Андромеды наблюдается водноимённом созвездии. Она имеет видимую звёздную величину +3,44, что делает её не только видимойневооружённым глазом, но и самой яркой галактикой северного полушариянебесной сферы. Оценка её угловых размеров зависит от критериев и условий наблюдения, но в среднем размеры считают равными 3° × 1°, а значит, угловой диаметр галактики Андромеды в 6 раз больше углового диаметраЛуны. Галактика видима во всёмсеверном полушарии, а вюжном— на широтах севернее −40°, а лучший месяц для наблюдения —ноябрь. Все эти свойства делают галактику достаточно популярным объектом для наблюдения.
Иногда эту галактику рассматривают как самый удалённый объект, видимый невооружённым глазом, хотя опытные наблюдатели могут разглядеть более удалённуюгалактику Треугольника.
Несмотря на высокий видимый блеск,поверхностная яркостьгалактики из-за её больших размеров невысока. Условия видимости сильно зависят от уровнясветового загрязнения, хотя и в меньшей степени, чем для других галактик. При некотором световом загрязнении всё ещё видна самая яркая центральная часть галактики, при использованиибинокляили небольшого телескопа можно заметить самые яркие спутники —M 32иM 110, но структура остаётся неразличимой, и галактика видна как туманное пятно в форме овала.
В телескоп с диаметром объектива 150 мм уже удаётся заметить структуру галактики — например, пылевые полосы, а также отдельные объекты:NGC 206и некоторые шаровые скопления. Использование ещё более крупных инструментов, диаметром 350 мм, позволяет различить множество деталей: выделяется звездоподобное ядро, видны пылевые полосы в деталях. Можно заметить множество шаровых и рассеянных скоплений, а также отдельные яркие звёзды, например,AF Андромеды. Кроме того, становятся заметны галактики, находящиеся за M 31 на луче зрения:Маркарян 957и5Zw 29. Для наблюдения ближайших спутников M 31 —Андромеды I,IIиIII— необходим телескоп с диаметром объектива 500 мм. При фотографировании с длительной выдержкой детали на изображении могут быть видны даже без использования телескопа.
Вмассовой культурегалактика Андромеды используется главным образом как локация в различных научно-фантастических произведениях. В литературных произведениях, например, романИвана Ефремова«Туманность Андромеды» (1955—1956 годы), в котором галактика Андромеды — первая из галактик, с цивилизациями которой удаётся установить контакт. Среди кинофильмов — сериалA for Andromeda(1961 год), в котором сюжет основывается на том, что учёные приняли радиосообщение, отправленное из галактики Андромеды, а также сериалStar Trek, в одной из серий которого из галактики прибывают разумные существа. Галактика присутствует и в компьютерных играх, например, вMass Effect: Andromedaдействие происходит в этой галактике.