Andromedagalaksen

**Andromedagalaksen** er en spiralgalakse omtrent  fra jorden. Galaksen går også under navnene **[[Messierkatalogen|Messier]] 31, M31** eller **NGC 224**, og omtales ofte som «Den store andromedatåken» i eldre tekster. Av de større galaksene er Andromedagalaksen den som ligger nærmest Melkeveien. Navnet kommer fra området på himmelen den befinner seg i – Andromeda - oppkalt etter Andromeda i gresk mytologi. Galaksen er den største i den lokale gruppen, som også inneholder Melkeveien, Triangelgalaksen og rundt 44 mindre galakser.

Andromedagalaksen er også den mest massive galaksen i den lokale gruppen. Selv om tidligere funn tydet på at Melkeveien inneholder mer mørk materie og kunne være den mest massive i grupperingen, avslørte observasjoner gjort av Spitzer-teleskopet i 2006 at Andromeda inneholder en billion (1012) stjerner; minst dobbelt så mange stjerner som estimatene på 200 – 400&nbsp;milliarder stjerner for Melkeveien.

Andromeda er estimert til å være 1,5&nbsp;solmasser, mens massen til Melkeveien er estimert til å være 8,5&nbsp;solmasser. Til sammenligning anslo en studie fra 2009 at Melkeveien og M31 har omtrent samme masse, mens en studie fra 2006 anslo at Melkeveien har omtrent 80 % av Andromedagalaksens masse. Melkeveien og Andromeda forventes å kollidere med hverandre om ca. 3,75&nbsp;milliarder år, hvor de muligens vil flettes sammen og danne en gigantisk elliptisk galakse eller kanskje en stor skivegalakse.

Med sin tilsynelatende størrelsesklasse på 3,4 er Andromedagalaksen en av de mest lyssterke av alle Messierobjektene, og den er synlig for det blotte øye på månefri nattehimmel, selv i områder med moderat lysforurensning. Fotografert gjennom et større teleskop synes Andromeda å være mer enn seks ganger så bred som fullmånen, men det er kun den lyse sentralregionen som er synlig for det blotte øye, eller ved bruk av kikkert eller mindre teleskop.

## Observasjonshistorie
Den persiske astronomen Abd al-Rahman al-Sufi skrev en linje om det kjedete stjernebildet i sin bok *[[Boken om fiksstjerner]]* rundt 964, hvor han beskrev Andromedagalaksen som en «liten sky». Stjernekart fra denne perioden markerte den også som «den lille skyen». Den første beskrivelsen av Andromedagalaksen basert på teleskopisk observasjon ble gitt av den tyske astronomen Simon Marius 15. desember 1612. Charles Messier katalogiserte Andromeda som M31 i 1764 og krediterte feilaktig Marius som oppdager, selv om den kan ses med det blotte øye. I 1785 bemerket astronomen William Herschel en svak rødaktig fargetone i kjerneregionen av M31. Han anslo at M31 var den nærmeste av alle de «store tåkene», og basert på tåkens farge og størrelsesklasse antok han feilaktig at den ikke lå lenger unna enn &nbsp;ganger avstanden til Sirius.

William Huggins observerte spekteret av M31 i 1864, og oppdaget at det avvek fra en gasståke. Spektret av M31 viser et kontinuum av frekvenser, overlagt av mørke absorpsjonslinjer som benyttes ved identifisering av den kjemiske sammensetningen av et objekt. M31s spektrum er svært likt spektrum av mange individuelle stjerner, og av dette ble det utledet at M31 har et stjerneopphav. I 1885 ble det observert en supernova (kjent som S Andromedae) i M31, den første og så langt den eneste som er observert i denne galaksen. På den tiden var M31 ansett å være et nærliggende objekt, og dermed ble denne hendelsen antatt å være en mye mindre lyssterk hendelse kalt nova, og gitt navnet «Nova 1885».

De første bildene av M31 ble tatt i 1887 av Isaac Roberts fra hans private observatorium i Sussex i England. Den lange eksponeringstiden gjorde det mulig å se spiralstrukturen til galaksen for første gang. På den tiden var imidlertid M31 fortsatt antatt å være en stjernetåke innenfor vår egen galakse, og Roberts trodde da feilaktig at M31 og lignende spiraltåker faktisk var solsystemer som ble dannet, sammen med gryende planeter. I 1912 målte Vesto Slipher ved Lowell-observatoriet radialhastigheten til M31 sammenlignet med vårt solsystem ved bruk av spektroskopi. Resultatet ble den største radialhastigheten registrert på den tiden, med en hastighet på  i retning av solen.

### Øy-univers

I 1917 observerte den amerikanske astronomen Heber Curtis en nova i M31. Under en gjennomgang av de fotografiske opptakene, ble ytterligere 11 novaer oppdaget. Kurtis merket seg at disse novaene i gjennomsnitt var 10&nbsp;størrelsesklasser svakere enn de som fant sted andre steder på himmelen. Som et resultat, kom han frem til en estimert avstand på . Han ble en talsmann for hypotesen om det såkalte «øy-universet», som fremhevet at spiraltåker var uavhengige galakser.

I 1920 frant den store debatten mellom Harlow Shapley og Curtis sted, en debatt som omhandlet opphavet til Melkeveien, spiraltåker, og dimensjonene til universet. For å støtte sine påstander om at *den store Andromedaskyen* er en ekstern galakse, bemerket Curtis også tilstedeværelsen av mørke baner som ligner støvskyer i vår egen galakse, i tillegg til den betydelige Dopplerforskyvningen. I 1922 presenterte Ernst Öpik en metode for å estimere avstanden til M31 ved å bruke de målte hastighetene til stjernene. Resultatene han kom frem til plasserte Andromedagalaksen langt på utsiden av vår egen galakse, i en avstand av ca. . Edwin Hubble avsluttet denne debatten i 1925, da han identifiserte ekstragalaktiske kefeider for første gang på astronomiske bilder av M31. Disse bildene ble tatt ved bruk av det  store Hooker-teleskopet, og de gjorde det mulig å fastslå avstanden til den store Andromedatåken. Hubbles målinger viste tydelig at denne formasjonen ikke er en samling av gass og stjerner innenfor vår egen galakse, men en helt separat galakse beliggende i en betydelig avstand fra vår egen.

Siden M31 er den nærmeste store galaksen – dog ikke den nærmeste galaksen – spiller den en viktig rolle i galaktiske studier. Walter Baade var i 1943 den første personen som identifisere stjerner i den sentrale regionen av Andromedagalaksen. Baade identifiserte to forskjellige populasjoner av stjerner basert på metallisitet. Han ga de unge stjernene med høye hastigheter kallenavnet *Type I* og de eldre, røde stjernene i bulen for *Type II*. Denne nomenklaturen ble senere også tilegnet stjerner innenfor vår egen galakse, Melkeveien, og ellers i andre galakser. Eksistensen av to ulike populasjoner hadde tidligere også blitt nevnt av Jan Oort. Baade oppdaget også at der var to typer av Kefeide-variabler, noe som resulterte i en dobling av estimatene for avstanden til M31, samt for resten av universet.

Hanbury Brown og Cyril Hazard var de første til å oppdage radiostråling fra Andromedagalaksen, da de brukte det  store transitteleskopet ved Jodrell Bank Observatory. Oppdagelsen ble kunngjort i 1950. Tidligere observasjoner ble gjort av radioastronomi-pioneren Grote Reber i 1940, men observasjonene var ikke av en art man kunne trekke konklusjoner av, og senere ble de funnet å være en størrelsesklasse for høye. De første radiokartene av galaksen ble utarbeidet på 1950-tallet av John Baldwin og samarbeidspartnere ved Cambridge Radio Astronomy Group. Kjernen av Andromedagalaksen går under navnet *2C 56* i radioastronomiens katalog 2C. I 2009 kan den første planeten ha blitt oppdaget i Andromedagalaksen. Kandidaten ble oppdaget med en teknikk kalt mikrolinsing, som forårsakes av avbøyningen av lyset av et massivt objekt.

## Generelt

Den estimerte avstanden til Andromedagalaksen ble doblet i 1953 da det ble oppdaget at det finnes en annen, svakere type kefeider. På 1990-tallet brukte man *[[Hipparcos]]*-målinger av både røde kjempstjerner og røde klumpstjerner til å kalibrere kefeideavstander.

### Dannelse og historie
Ifølge en rapport fra 2010, ble M31 dannet som følge av en kollisjon mellom to mindre galakser for 5 – 9&nbsp;milliarder år siden. En annen publikasjon fra 2012 har tatt for seg M31s grunnleggende historie helt siden galaksen ble dannet. Ifølge denne ble Andromeda til for omtrent 10&nbsp;milliarder år siden etter en sammenslåing av mange mindre protogalakser. Andromeda var også mindre enn den vi ser i dag.

Den viktigste hendelsen i M31s historie er den sammenslåingen nevnt ovenfor som fant sted for 8&nbsp;milliarder år siden. Denne voldsomme kollisjonen dannet det meste av den (metallrike) galaktiske haloen og den utvidete skiven, og i denne epoken var Andromedas stjernedannelse svært høy, på grensen til å bli en luminøs infrarød galakse i omtrent 100&nbsp;millioner år. M31 og Triangelgalaksen (M33) hadde en svært nær passering av hverandre for 2 – 4&nbsp;milliarder år siden. Denne hendelsen førte til massiv stjernedannelser langs Andromedagalaksens skive – til og med noen kulehoper – og forstyrret M33s ytre skive.

Selv om det har vært aktivitet i løpet av de siste to milliarder år, har denne vært langt lavere enn tidligere. I løpet av denne perioden falt dannelsen av nye stjerner i M31s skive så mye at den nesten stoppet opp, før den relativt nylig tok seg opp igjen. Der har vært vekselvirkninger med andre satellittgalakser, slik som M32, M110 eller andre som allerede har blitt absorbert av M31. Disse vekselvirkningene har dannet strukturer som . En sammenslåing for omtrent 100&nbsp;millioner år siden antas å være årsaken til den motroterende skiven av gass funnet i sentrum av M31, i tillegg til tilstedeværelsen av en relativt ung (100&nbsp;millioner år gammel) stjernepopulasjon.

### Nyere avstandsestimater
Minst fire forskjellige metoder har blitt brukt for å estimere avstander til Andromedagalaksen.

Ved bruk av infrarød surface brightness fluctuation (I-SBF) med justering for den nye periodeluminositetsverdien til Freedman m.fl. 2001 og en metallisitetkorreksjon på −0,2 mag dex-1 i (O/H), kom man i 2003 fram til et estimat på .

Ved bruk av Kefeidevariabelmetoden kom man i 2004 fram til et estimat på .

I 2005 annonserte Ignasi Ribas (CSIC, Catalonias institutt for romforskning (IEEC)) og kolleger oppdagelsen av en dobbeltstjerneformørkelse i Andromedagalaksen. Dobbeltstjernen, betegnet M31VJ00443799+4129236, har to lyssterke og varme blå stjerner av type O og B. Ved å studere formørkelsen av stjernene, noe som inntreffer hver 3,54969&nbsp;dag, kunne astronomene måle størrelsene. Ved å vite størrelsene og temperaturene til stjernene, kunne de også måle absolutt størrelsesklasse. Når de synlige og absolutte størrelsesklassene var kjent, kunne også avstanden til stjenen måles. Stjernene ligger ved en avstand på  og hele Andromedagalaksen ved omtrent . Denne nye verdien stemmer godt overens med den tidligere, uavhengige Kefeide-baserte avstandsveerdien.

M31 er tilstrekkelig nære til at Tip of the Red Giant Branch-metoden (TRGB) også kan benyttes til å estimere avstander. Ved bruk av denne metoden kom man i 2005 frem til en avstand på 

Tar man alle disse estimatene, får man et estimert gjennomsnitt på . Fra dette er diameteren til det ytterste punktet av M31 estimert til å være . Ved å bruke trigonometri (vinkeldiameter), gir dette en tilsynelatende vinkel på 4,96° på himmelen.

### Masse og luminositetestimater
#### Masse

Masseestimater for Andromedagalaksens halo (inkludert mørk materie) gir en verdi på omtrent . (eller 1,5&nbsp;billioner solmasser) sammenslignet med  for Melkeveien. Dette motsier tidligere målinger, som indikerte at Melkeveien og Andromeda nesten har lik størrelse. Likevel har M31s kuleform faktisk høyere tetthet av stjerner enn Melkeveien, og den galaktiske stjerneskiven er omtrent dobbelt så stor som Melkeveien. Andromedas totale stjernemasse er estimert til , eller opp mot  ifølge andre estimater, med rundt 30 % av den massen i den sentrale galaktiske bulen, 56 % i skiven og de resterende 14 % i haloen.

I tillegg inneholder M31s interstellare medium minimum  i form av nøytralt hydrogen, minst  som molekylært hydrogen (innenfor de innerste 10&nbsp;kiloparsec) og  med støv.

Studier publisert i 2015, utført med Hubble-teleskopet, har avdekket en stor og massiv halo med varm gass rundt M31. Denne haloen er estimert å inneholde masse tilsvarende halvparten av stjernene i Andromedagalaksen. Pr. 7. mai 2015 er denne haloen omtrent seks ganger større og  ganger mer massiv enn tidligere målinger tilsa. Den nesten usynlige haloen strekker seg omtrent en million lysår fra vertsgalaksen, halvveis mot vår egen galakse. Simuleringer antyder at haloen ble dannet på samme tid som Andromedagalaksen. Haloen er beriket med grunnstoffer tyngre enn hydrogen og helium, dannet fra en supernova, og egenskapene er de forventede for en galakse som ligger i *den grønne dal* av farge-størrelsesklasse-diagrammet (se under). Supernovaen brøt ut i Andromedas stjernefylte skive og slynget disse tyngre grunnstoffene ut i rommet. I løpet av Andromedas levetid har nesten halvparten av de tyngre grunnstoffene produsert av stjernene blitt slynget ut i rommet, langt forbi stjerneskivens diameter på &nbsp;lysår.

#### Luminositet
M31 synes å ha betydelig mer vanlige stjerner enn Melkeveien, hvor eldre stjerner eldre enn 7&nbsp;år dominerer, og den estimerte lysstyrken til M31, , er omtrent 25 % høyere enn for vår egen galakse. Galaksen har imidlertid en høy inklinasjon sett fra jorden, og det interstellare støvet absorberer en ukjent mengde lys, så det er vanskelig å estimere den nøyaktige lysstyrken. Andre forfattere har gitt andre verdier for lysstyrken til Andromeda, inkludert forslag om at den er den nest lyseste galaksen innenfor en radius på  fra Melkeveien (Sombrerogalaksen er den lyseste med en absolutt størrelsesklasse på −22,21).

De nyeste estimatene (fra 2010, utført ved hjelp av Spitzer-teleskopet) antyder en absolutt størrelsesklasse (i blått) på -20,89 (det med en fargeindeks på +0,63 oversatt til en absolutt visuell størrelsesklasse på -21,52, sammenlignet med -20,9 for Melkeveien), og en total luminositet på  i den bølgelengden.

Frekvensen av stjernedannelse i Melkeveien er mye høyere, der M31 bare produserer om lag én solmasse pr. år sammenlignet med 3 – 5 solmasser for Melkeveien. Frekvensen av supernovaer i Melkeveien er også det dobbelte av M31. Dette tyder på at M31 en gang i tiden hadde en fase med høy stjernedannelse, men at den nå befinner seg i en relativt stillestående fase, samtidig som Melkeveien gjennomgår en mer aktiv fase av stjernedannelse. Hvis dette fortsetter, kan lysstyrken til Melkeveien etter hvert overgå Andromedas lysstyrke.

Nyere studier viser at Andromedagalaksen, akkurat som Melkeveien, ligger i det som i galaksers farge–størrelsesklasse–diagram er kjent som *den grønne dal* – en region av galakser som er i overgang fra den *blå skyen* (galakser som aktivt danner nye stjerner) til den *røde sekvens* (galakser som ikke danner stjerner). Aktiviteten av stjernedannelser i *den grønne dal* avtar etter hvert som galaksene går tomme for gass i det interstellare materie. I simulerte galakser med tilsvarende egenskaper, vil stjernedannelsen typisk opphøre innen fem milliarder år fra nå, da også hensyntatt den forventede, kortvarige økningen på grunn av kollisjonen mellom Andromeda og Melkeveien.

## Struktur

Basert på hvordan galaksen ser ut i synlig lys, klassifiseres Andromedagalaksen som en SA(s)b-galakse i de Vaucouleurs–Sandage utvidete klassifiseringssystem for spiralgalakser. Data fra 2MASS-målinger viste imidlertid at bulen til M31 hadde en bokslignende form, noe som indikerer at galaksen faktisk er en stavspiralgalakse som Melkeveien. Staven til Andromedagalaksen kan ses omtrent direkte langs den lange aksen.

I 2005 brukte astronomer Keck-teleskoper for å vise at de spinkle dryssene av stjerner som strekker seg utover fra galaksen faktisk er en del av selve hovedskiven. Dette betyr at sprialskiven med stjerner i M31 er tre ganger større i diameter enn tidligere anslått, og det beviser at det finnes en stor, utvidet stjerneskive som gjør galaksen over  i diameter. Tidligere estimater av Andromedas størrelse gikk fra  på tvers.

Galaksens inklinasjon er estimert til 77° i forhold til jorden, der en vinkel på 90° ville være å ha sett den rett fra siden. Analyser av tverrsnittsformen til galaksen viser at den ser ut som en markant, forvrengt S-form snarere enn en flat skive. En mulig årsak til en slik form kan være gravitasjonell vekselvirkning med satellittgalakser nær M31. Galaksen M33 kan være årsaken til noe forvrengning i M31s armer, men mer nøyaktige avstander og radialhastigheter er nødvendig for å kunne fastslå dette.

Spektroskopiske studier har gitt detaljerte målinger av rotasjonshastigheten til M31 ved ulike radier fra kjernen. I nærheten av kjernen når rotasjonshastigheten topper på 225&nbsp;km/s ved en radius på &nbsp;ly, mens den faller til et minimum ved &nbsp;ly hvor rotasjonshastigheten kan være så lav som 50&nbsp;km/s. Deretter stiger hastigehten jevnt utover til en radius på &nbsp;ly hvor den når en topp på 250&nbsp;km/s. Etter det avtar hastigheten sakte til rundt 200&nbsp;km/s &nbsp;ly unna kjernen. Hastighetsmålingene antyder en konsentrert masse på  i galaksekjernen. Totalmassen til galaksen øker lineært ut til &nbsp;ly, deretter noe saktere utenfor den radiusen.

Spiralarmene til M31 inneholder en rekke H II-regioner, først studert i detalj av Walter Baade og beskrevet av ham som «perler på en snor». Hans studie viser to spiralarmer som fremstår som tett sammenbundne, selv om de er har mer rom i seg enn i vår galakse. Hans beskrivelse av spiralstrukturen, der hver arm krysser hovedaksen til M31, er som følger:

## Kjernen

Det er kjent at M31 innehar en tett og kompakt stjernehop i sentrum. I et større teleskop ser det ut som en stjerne omgitt av en mer diffus bul. Lysstyrken til kjernen overstiger de fleste luminøse kulehopene.

I 1991 brukte Tod R. Lauer WFPC, som da var ombord på *[[Hubble-teleskopet]]*, til å fotografere M31s indre kjerne. Kjernen består av to konsentrasjoner  unna hverandre. Den lyseste konsentrasjonen, betegnet P1, er forskjøvet fra sentrum av galaksen. Den svakere konsentrasjonen, P2, ligger ved det sanne sentrum av galaksen og inneholder et sort hull målt til å være  i 1993, og til  i 2005. Hastighetsdispersjonen til materialet rundt den er målt til å være ≈ 160&nbsp;km/s.

Scott Tremaine har foreslått at den observerte doble kjernen kan forklares dersom P1 er projeksjonen av en stjerneskive i en eksentrisk bane rundt et sort hull. Eksentrisiteten er slik at stjerner «henger» ved banens aposenter og danner en konsentrasjon av stjerner. P2 inneholder også en kompakt skive av varme stjerner av spektralklasse A. Disse stjernene (A-stjerner) er ikke synlige med røde filtre, men med blått og ultrafiolett lys dominerer de kjernen og gjør at P2 fremstår som mer prominent enn P1.

Ved tidspunktet for oppdagelsen ble det fremlagt en hypotese om at den lyseste delen av den doble kjernen var en rest etter en mindre galakse som var blitt «spist opp» av M31. Denne hypotesen anses ikke lenger som en gyldig forklaring, hovedsakelig på grunn av at en slik kjerne ville hatt en svært kort levetid på grunn av tidevannskreftene fra det sentrale sorte hullet. Dette kunne ha vært mulig hvis P1 hadde hatt et eget sort hull for å stabilisere, men fordelingen av stjerner i P1 antyder ikke at det finnes noe sort hull i sentrum.

## Satellitter

Akkurat som Melkeveien har Andromeda satellittgalakser, bestående av 14&nbsp;kjente dverggalakser. De mest kjente, og de letteste å observere, er de elliptiske galaksene M32 og M110. Basert på nåværende kunnskap, ser det ut til at M32 hadde et nærmøte med M31 (Andromeda) en gang i fortiden. Den kan en gang ha vært en større galakse som fikk stjerneskiven fjernet av M31, og deretter fikk en markant økning i stjernedannelse i kjerneregionen, helt fram til relativt nylig fortid.

M110 synes også å vekselvirke med M31, og i haloen til M31 har astronomer funnet en strøm av metallrike stjerner som synes å ha blitt strippet fra disse satellittgalaksene. M110 innehar en støvete bane, som kan indikere nylig eller pågående stjernedannelse.

I 2006 ble det oppdaget at ni av disse galaksene ligger langs et plan som skjærer gjennom kjernen av Andromedagalaksen, og ikke tilfeldig plassert slik som man kunne forvente av uavhengige vekselvirkninger. Dette kan indikere at disse satellittene har et felles opphav.

## Fremtidig kollisjon med Melkeveien

Andromedagalaksen nærmer seg Melkeveien med omtrent . Målinger viser at galaksen beveger seg med  i forhold til vår egen sol, siden solen beveger med  rundt sentrum av vår galakse. Dette gjør at Andromeda er en av de få blåforskjøvede galaksene vi ser. Andromedas tangentielle hastighet i forhold til Melkeveien er relativt mye mindre enn hastigheten mot Melkeveien, og det forventes derfor at disse galaksene vil kollidere med hverandre omtrent 4&nbsp;milliarder år fra nå. Et sannsynlig utfall av en slik kollisjon er at galaksene slås sammen og danner en gigantisk elliptisk galakse eller kanskje også en stor skivegalakse. Slike hendelser er vanlige blant galakser i galaksegrupperinger. Skjebnen til jorden og solsystemet ved en slik kollisjon er ikke kjent. Før galaksene slår seg sammen, er det en liten sjanse for at solsystemet «kastes» ut av Melkeveien eller blir en del av M31.

## Se også

* Liste over messierobjekter
* Liste over galakser
* NGC-katalogen
* NGC 206&nbsp;– den lyseste stjernehopen i Andromedagalaksen

## Fotnoter og litteraturhenvisninger
### Fotnoter





### Litteraturhenvisninger




## Litteratur
### Trykt litteratur
* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

### Litteratur på nett
* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

* 

## Eksterne lenker
* 
* 
*  StarDate: M31 Fact Sheet
*  Simbad data on M31
*  Messier 31, SEDS Messier pages
*  M31 and its central Nuclear Spiral
*  Amateur photography&nbsp;– M31
*  Globular Clusters in M31
*  First direct distance to Andromeda
*  Andromeda Galaxy 
*  Andromeda Galaxy at The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, & Spaceflight
*  M31, the Andromeda Galaxy