|  |
| --- |
|  |
| **Andromeda galaktikasi** |
| Belgilash | M 31, NGC 224, PGC 2557 |
| Yulduz turkumi | Andromeda |
| Koʻrinadigan oʻlchamlar | 3° × 1° |
| Koʻrinadigan ovoz kattalik | +3,44 m |
| Turi | Spiral gallaktika |
| Radial tezlik | −290 km/s |
| Masofa | 2,4-2,7 million yorugʻlik yili |
| Ogʻirligi | 0,8—1,5⋅10 12 M |
|

**Andromeda galaktikasi** *(Andromeda tumanligi , M 31 , NGC 224 , PGC 2557)* — Andromeda yulduz turkumida kuzatilgan spiral galaktika. Uning radiusi taxminan *31 kiloparsekni* tashkil etadi, bu bizning Galaktikamizdan ikki baravar koʻp va u Somon yoʻlidan bir necha baravar koʻp yulduzlarni oʻz ichiga oladi. Bizning Galaktikamizdan ungacha boʻlgan masofa taxminan 800 kiloparseksni tashkil etadi, bu uni mahalliy guruhdagi eng katta galaktikaga aylantiradi. Uning massasi taxminan Somon yoʻlining massasiga teng yoki undan ham kamroq.

Andromeda galaktikasi ham aniq sharsimon quyi tizimga, ham sezilarli spiral qoʻllari boʻlgan diskga ega, shuning uchun Hubble tasnifiga koʻra, u **Sb** turiga kiradi. Disk galaktikaning yulduz massasining yarmidan koʻpini oʻz ichiga oladi va qavisli shaklga ega. U H II mintaqalari va OB assotsiatsiyalarining koʻpayishi bilan radiusi 10 kiloparsek boʻlgan halqani oʻz ichiga oladi. Gallaktikada boʻrtiq bevosita kuzatilmaydi, lekin baʼzi belgilar uning mavjudligini koʻrsatadi. Galaktika markazida qoʻsh yadro mavjud boʻlib, periferiyada toʻlqinlarning oʻzaro taʼsiridan hosil boʻlgan turli tuzilmalar kuzatiladi. Bu galaktikaning yulduzlar populyatsiyasi bizning galaktikamiznikidan oʻrtacha kattaroq va yulduz hosil boʻlish darajasi pastroq hamda Somon yoʻlidagi yulduzlarning atigi 20-30 % ni tashkil qiladi.

Andromeda galaktikasida 400 ga yaqin globulyar yulduz klasterlari maʼlum, bu Somon yoʻlidagidan 2-3 baravar koʻp. Globulyar klasterlar tizimi va bu ob’ektlarning oʻzi bizning galaktikamizdan baʼzi jihatlari bilan farq qiladi: M 31 dagi massiv, ammo yosh klasterlarning Somon yoʻlida oʻxshashi yoʻq. Somon yoʻlidagi ochiq klasterlarga oʻxshash kichik massali yosh klasterlar va OB assotsiatsiyalari Andromeda galaktikasida ham mavjud.

Galaktikada har xil turdagi kamida 35 000 oʻzgaruvchan yulduzlar maʼlum: bular asosan Sefeidlar, yorqin koʻk oʻzgaruvchilar, RR Lyrae oʻzgaruvchilari, uzoq davr oʻzgaruvchilari va Shimoliy Koronaning R tipidagi oʻzgaruvchilari. Galaktikadagi kuzatuvlarning butun tarixida bitta oʻta yangi yulduz — S Andromeda paydo boʻldi va yiliga oʻrtacha ellikta yangi yulduz qayd etiladi. Galaktikada bitta ekzosayyora nomzodi ham bor.

Galaktikada 20 dan ortiq tabiiy yoʻldoshlar mavjud boʻlib, ularning aksariyati mitti sferoid galaktikalardir. Ulardan eng yorqinlari **M 32** va **M 110** va, ehtimol, Triangulum galaktikasi ham uning tabiiy yoʻldoshlariga tegishli.

Andromeda galaktikasi va Somon yoʻli yaqinlashmoqda, hisob-kitoblarga koʻra, 4 milliard yildan keyin toʻqnashuv va keyinchalik qoʻshilish sodir boʻladi.

Galaktika haqida saqlanib qolgan eng qadimgi maʼlumot milodiy 964 yilga toʻgʻri keladi. 1920-yillarga qadar galaktikagacha boʻlgan masofa haqida deyarli hech qanday maʼlumot yoʻq edi, ammo 1923-yilda **Edvin Xabbl** M 31 bizning Galaktikamizdan tashqarida ekanligini va baʼzi jihatlari bilan solishtirish mumkinligini koʻrsatdi. Bugungi kunda u eng koʻp oʻrganilgan galaktikalardan biridir.

Andromeda galaktikasining koʻrinadigan kattaligi + 3,44 m va burchak diametri Oynikidan 6 baravar katta, bu esa uni oddiy koʻz bilan koʻrish mumkin va havaskor astronomlar orasida mashhur kuzatish ob’ektiga aylantiradi. Galaktika ilmiy fantastikadagi keng tarqalgan joy.

Xususiyatlar
------------

### Asosiy xususiyatlar

Andromeda galaktikasi — bu Somon yoʻlidan 740-830 kiloparsek masofada joylashgan va Andromeda yulduz turkumida kuzatilgan spiral galaktika. Hubble tasnifiga koʻra, u Sb turiga kiradi. Galaktika Mahalliy guruhdagi eng katta galaktika, shuningdek, Somon yoʻliga eng yaqin joylashgan yirik galaktika. Ushbu galaktikagacha boʻlgan masofa astronomiyadagi eng yaxshi aniqliklardan biri bilan maʼlum boʻlsa-da, xato hali ham sezilarli boʻlib qolmoqda va bu astronomiyada masofa shkalasida qadam boʻlib xizmat qiladigan Kichik Magellan bulutiga oʻlchangan masofaning noaniqligi bilan bogʻliq.

Galaktikaning kuzatilgan radiusi taxminan 100 ming yorugʻlik yili (31 kiloparsek); u 3⋅10 11 M ⊙ massasini oʻz ichiga oladi, shundan taxminan 10 11 M ⊙ yulduzlarga toʻgʻri keladi. Galaktikaning uzoqroq qismlarida yulduzlar va gazlar deyarli kuzatilmaydi, ammo markazdan radiusi 100 kiloparsek boʻlgan mintaqadagi umumiy massa, turli hisob-kitoblarga koʻra, 0,8-1,5⋅10 12 M oraligʻida ⊙. Umuman olganda, galaktikada bir trillion yulduz mavjud va uning mutlaq kattaligi V diapazonidagi −20,6 m ga teng. Shunday qilib, Andromeda galaktikasi Somon yoʻlidan ikki baravar katta va 2,5-5 baravar koʻproq yulduzlarni oʻz ichiga oladi. Shu bilan birga, ikki galaktikaning massasi kamida tengdir va, ehtimol, Somon yoʻlining massasi halo tufayli undan ham kattaroqdir, garchi yaqin vaqtgacha Andromeda galaktikasi galaktikadan ancha kattaroq deb hisoblangan boʻlsada. M 31 halo massasi haqida aniq maʼlumot yoʻq deyarli.

Infraqizilda Andromeda galaktikasi
V diapazonidagi galaktikaning koʻrinadigan kattaligi +3,44 m , B−V rang koʻrsatkichi esa +0,92 m ga teng. Galaktika tekisligi koʻrish chizigʻiga 12,5° burchak ostida joylashgan, uning yarim katta oʻqining joylashish burchagi 38°. Galaktika uchun V diapazonidagi yulduzlararo yoʻq boʻlib ketish qiymati 0,19 m, B — V rangdagi yulduzlararo qizarish 0,06 m ni tashkil qiladi, ammo galaktikaning burchak oʻlchamlari katta boʻlgani uchun bu qiymat uning turli mintaqalari uchun farq qilishi kerak. Galaktika diskining shimoli-gʻarbiy qismi Somon yoʻliga eng yaqin joylashgan.

Andromeda galaktikasi ultrabinafsha nurda
### Tuzilishi

Andromeda galaktikasi ham aniq sferoid komponentga, ham koʻzga koʻringan spiral qoʻllari boʻlgan diskga ega. Xabbl tasnifiga koʻra, u Sb ntipiga tasniflanadi va de Vaukulyor tasnifida SA(s)b tipiga ega.

### Disk

Galaktikaning diskida galaktikaning yulduz massasining 56 % boʻlib, u galaktikaning yorqinligini 70 % taʼminlaydi. Disk egri shaklga ega: diskning shimoliy-sharqiy qismi shimolga, janubi-sharqiy qismi esa katta oʻqiga nisbatan janubga egilgan.

Diskdagi yorqinlikning taqsimlanishi eksponentsialdir va optik diapazonga yaqin diskning xarakterli radiusi toʻlqin uzunligiga bogʻliq boʻlib, qisqa toʻlqin uzunliklari uchun kamayadi. Shunday qilib, U diapazonida diskning xarakterli radiusi 7,5 kiloparsek, V diapazonida 5,7 kiloparsek, K diapazonida esa atigi 4,4 kiloparsek. Shunday qilib, disk marjasi markaziy hududlarga qaraganda koʻk rangga va yoshroq yulduz populyatsiyasiga ega.

Galaktika diskida spiral qoʻllarning koʻplab segmentlari kuzatiladi: galaktikaning ichki hududlarida ular asosan chang tufayli, tashqi hududlarda esa supergigantlar va **H II** hududlari tufayli ajralib turadi. Katta ehtimol bilan, Andromeda galaktikasida spiral strukturaning shakllanishi zichlik toʻlqinlari nazariyasi bilan izohlanmagan. Spiral tuzilishga qoʻshimcha ravishda, galaktika diskida markazni undan taxminan 10 kiloparsek masofada oʻrab turgan halqa mavjud — yosh disk deb ataladigan (eng. yosh disk): u kattaligi bilan ajralib turadi. Yosh disk yulduzlar massasining 1 % ni oʻz ichiga oladi va baʼzan simulyatsiyalarda diskdan ajratilgan galaktikaning tarkibiy qismi sifatida koʻrib chiqiladi.

M 31 galaktikasining asosiy oʻqi boʻylab sirt yorqinligi profili. Nuqtalar kuzatish maʼlumotlari, chiziq — model; boʻrtiq va diskning hissasi mos ravishda qizil chiziqli nuqta va koʻk chiziqli chiziqlar bilan koʻrsatilgan.
### Sferik quyi tizim

Sferik quyi tizimning yorqinligi galaktika yorqinligining 30 % ni tashkil qiladi. Boʻrtiq va halo galaktikaning yulduz massasining mos ravishda 30 % va 13 % ni oʻz ichiga oladi.

Boʻrtiqning samarali radiusi 3,8 kiloparsek, oʻqlarning koʻrinadigan nisbati 0,6 ni tashkil qiladi — bu tekislikning sababi uning aylanishidir. Andromeda galaktikasining halosi ham oʻq nisbati 0,55 boʻlgan oblatedir. M 31 bulge klassik komponentni ham, qutiga oʻxshash komponentni ham oʻz ichiga oladi.

### Bar

Andromeda galaktikasi osmon tekisligiga yetarlicha egilgan, shuning uchun uning satrini koʻrish qiyin, lekin boʻrtib chiqishi uchun juda zaif quti aniq shaklga ega. Biroq, galaktikada deyarli koʻrish chizigʻi boʻylab joylashgan chiziq mavjudligi baʼzi bilvosita maʼlumotlar, masalan, atom vodorodining kinematik xususiyatlari yoki galaktikaning ichki izofotlarining yoʻnalishi bilan tasdiqlanadi.

Andromeda galaktikasining ikki yadrosi tasviri
### Asosiy

Andromeda galaktikasining markazida yadro joylashgan. Uning V diapazonidagi koʻrinadigan kattaligi 12,6 m ni tashkil qiladi, bu −12,0 m mutlaq kattalikka toʻgʻri keladi. Yadro ikki baravar: oʻrtada yulduzlar toʻplangan 1,8 parsek masofa bilan ajratilgan ikkita mintaqa, P 1 va P 2 mavjud. P 1 yorqinroq, galaktikaning markazida esa u emas, balki dimmer P 2. Xiraroq mintaqaning samarali radiusi 0,2 parsek va, ehtimol, massasi 5⋅10 7 M ⊙ boʻlgan supermassiv qora tuynukni oʻz ichiga oladi.

Yadroning ikkitomonlamaligini yoki Andromeda galaktikasi oʻtmishda globulyar klasterni yoki yadrosi kuzatilgan kichik galaktikani yutib yuborganligi yoki yadroning qisman chang bilan qoplanishi bilan izohlash mumkin. Yadro ikkilik illyuziyasini yaratishi mumkin. Yadroning oʻzi juda yuqori yorqinlikka ega, bu galaktikadagi oʻrtacha sharsimon klasterning yorqinligidan 60 baravar yuqori. Shuningdek, yadro, xuddi bizning Galaktikamizning yadrosi kabi, radio manba hisoblanadi, ammo uning bu diapazondagi yorqinligi Somon yoʻli markazidagi manbadan 30 baravar zaifdir.

### Toʻlqinli tuzilmalar

Galaktikada toʻlqinlarning oʻzaro taʼsiri natijasida koʻplab tuzilmalar kuzatiladi. Ular, ayniqsa, tashqi haloda seziladi — galaktika markazidan 50 kiloparsekdan ortiq masofada, ularning baʼzilari **M 31** markazidan 100 kiloparsekdan ortiq masofalarga choʻzilgan. Misol uchun, M 31 toʻlqin tuzilmalari ichida eng koʻzga koʻringan Gigant yulduz oqimi mitti sunʼiy yoʻldoshning Andromeda galaktikasi markazidan bir necha kiloparsek masofada oʻtishi natijasida hosil boʻlgan. Sunʼiy yoʻldoshning massasi, turli hisob-kitoblarga koʻra, 1-5⋅10 9 M ⊙ boʻlib, deyarli radial orbita boʻylab harakatlangan va oʻtish 1-2 milliard yil oldin sodir boʻlgan.

### Yulduzli populyatsiya

Galaktikaning markaziy qismlarida klassik boʻrtib chiqqan yulduzlar hukmronlik qiladi, ularning koʻpchiligi 11-13 milliard yil va yuqori metallligi bor — markazda u 0,35 markazdan masofa bilan kamayadi. Bu yulduzlar, shuningdek, temirga nisbatan alfa elementlarning ortib borayotgan tarkibiga ega. Bar yulduzlari tomonidan temirga nisbatan alfa elementlarning tarkibi ortadi, lekin ularning metallligi quyoshga yaqin. Diskda yulduzlar populyatsiyasi yoshroq, baʼzi hududlarda uning oʻrtacha yoshi 3-4 milliard yil. Shunday qilib, M 31 ning ichki hududlarida klassik boʻrtma va birlamchi disk nisbatan qisqa vaqt ichida birinchi boʻlib shakllangan boʻlib, unda bar hosil boʻlgan, endi boʻrtiqning qutiga oʻxshash komponenti sifatida kuzatiladi. Shundan soʻng, boʻrtiqdagi yulduz shakllanishi davom etdi, bu markaziy hududlarning metallligini oshirdi va disk keyinchalik hosil boʻldi.

Haloda yulduzlar populyatsiyasining metalllik gradienti ham mavjud: u tashqi hududlarga qarab kamayadi. Markazdan 20 kiloparsek masofada oʻrtacha metalllik −0,5 ga teng, 90 kiloparsekdan kattaroq masofada esa −1,4 ga tushadi. Toʻlqinli tuzilmalar ichida metallikning maʼlum bir taqsimoti ham kuzatilishi mumkin: masalan, Gigant yulduz oqimining markazida metalllik −0,7 dan −0,5 gacha, chetida esa pasayadi. −1,4. Halodagi yulduzlar va globulyar klasterlar turlicha taqsimlanadi. Bundan tashqari, haloning ichki qismidagi yulduzlar klasterlarga qaraganda yuqori metalllikka ega, bu klasterlar halodagi koʻpchilik yulduzlarga qaraganda ertaroq paydo boʻlganligi bilan izohlanishi mumkin.

Populyatsiyaning eng yorqin I yulduzlari — OB yulduzlari, Volf-Rayet yulduzlari, qizil supergigantlar, shuningdek, II populyatsiyadan eng yorqin qizil gigantlar alohida kuzatiladi. Masalan, WN ketma-ketligining Wolf-Rayet yulduzlari Somon yoʻlidagi yulduzlarga oʻxshashligi maʼlum, WC ketma-ketliklari esa spektrdagi zaifroq va kengroq chiziqlar bilan ajralib turadi.

Hozirgi vaqtda Andromeda galaktikasida yulduz hosil boʻlish tezligi yiliga 0,35-0,4 M ⊙ ni tashkil etadi, bu Somon yoʻlidagi yulduzlarning atigi 20-30 % ga toʻgʻri keladi, Andromeda galaktikasidagi yulduzlar esa oʻrtacha kattaroqdir. G bandida M ⊙ / L ⊙ birliklarida massa-yorqinlik nisbati boʻrtma uchun taxminan 5,3, disk uchun 5,2, halo uchun 6,2 va yosh disk uchun 1,2 ni tashkil qiladi.

### Yulduzli klasterlar va assotsiatsiyalar

Andromeda galaktikasida aniq globulyar yulduz klasterlari tizimi mavjud: ularning soni 400 ga yaqin, bu Somon yoʻlidagidan 2-3 baravar koʻp, nazariy hisob-kitoblarga koʻra, galaktikada ularning 450 ga yaqini bor. Bu Myall II klasteri boʻlib, mahalliy guruhdagi eng yorqin klaster boʻlib, uning massasi 7-15 million quyosh massasi (bu Omega Sentavridan ikki barobar koʻp) va vayron qilingan mitti galaktikaning yadrosi boʻlishi mumkin. Oʻrtacha hisobda Andromeda galaktikasidagi globulyar yulduz klasterlari Somon yoʻlidagiga qaraganda yuqori metalllikka ega.

Andromeda galaktikasida uchta yosh oraligʻini egallagan koʻp sonli yulduz klasterlari maʼlum: birinchisi 100 dan 500 million yilgacha, ikkinchisi taxminan 5 milliard yil, uchinchisi 10-12 milliard yil, baʼzilari bu klasterlar galaktika diskiga tegishli. Andromeda galaktikasidan farqli oʻlaroq, Somon yoʻlida yulduzlar soni koʻp boʻlgan klasterlar — globular klasterlar deyarli bir xil eski boʻlib, yoshi 10-12 milliard yil.

Ehtimol, Andromeda galaktikasida yosh klasterlarning mavjudligi uning oʻtmishdagi tartibsiz galaktikalarni singdirishi bilan bogʻliq. Bunday yosh klasterlarni ham globulyar klasterlar, ham vakillari tipik globulyar klasterlarning prekursorlari hisoblangan koʻk rangli populyatsiyalar deb ataladigan alohida tur sifatida koʻrib chiqish mumkin.

Bundan tashqari, Andromeda galaktikasida globulyar yulduz klasterlari va mitti sferoid galaktikalar oʻrtasidagi xarakteristikalar boʻyicha oraliq yulduz klasterlari mavjud boʻlib, ularning Somon yoʻlida oʻxshashi yoʻq. Ularning yorqinligi va ranglari oddiy globulyar klasterlarniki bilan bir xil boʻlsa-da, ular juda katta radiuslarda — 30 parsek tartibida farqlanadi.

Andromeda galaktikasida Somon yoʻlidan farqli oʻlaroq, halo klasterlar va boʻrtiq klasterlar oʻrtasida aniq chegara yoʻq. Bizning galaktikamizda boʻrtiq klasterlar −1,0, halo klasterlar pastroq boʻlib, oraliq metallli klasterlar kam boʻlsa, Andromeda galaktikasida klasterlarning metallligi boʻyicha taqsimlanishi bir xilda. Bundan tashqari, M 31 da markazdan yetarlicha uzoqda joylashgan haloda joylashgan baʼzi klasterlar nisbatan yuqori metalllikka ega boʻlib, −0,5 ga etadi.

Somon yoʻlining ochiq klasterlariga oʻxshash kichik massali yosh klasterlar Andromeda galaktikasida ham mavjud — M31da 10 mingga yaqin bunday ob’ektlar boʻlishi taxmin qilinmoqda. Galaktikada 200 ga yaqin OB assotsiatsiyasi maʼlum: ular spiral qoʻllarda va yosh diskda toʻplangan, lekin u yerda ham ularning kontsentratsiyasi bizning Galaktikamizga nisbatan nisbatan past.

### Yulduzlararo muhit

Yulduzlararo muhit M 31 har xil haroratli gaz va changdan iborat. Galaktikadagi atom vodorodining umumiy massasi taxminan 4⋅10 9 M ⊙, changning massasi esa 5⋅10 7 M ⊙ ga teng.

Andromeda galaktikasida chang boʻlaklari sifatida kuzatilishi mumkin boʻlgan yetarli miqdorda chang mavjud boʻlib, bu boʻrning shimoli-gʻarbiy tomonidagi yorugʻlikni qisman toʻsib qoʻyadi. Galaktika tekisligining rasm tekisligiga moyilligining katta burchagi tufayli chang chiziqlari aniq koʻrinadi. Galaktikada jami 700 dan ortiq alohida chang bulutlari maʼlum.

M 31 galaktikasidagi chang yorugʻlikning yutilishi va qizarishiga taʼsir qiladi. Bizning galaktikamizdagi chang tufayli hosil boʻlgan ortiqcha rangga qoʻshimcha ravishda, Andromeda galaktikasidagi chang tufayli B-V rangdagi qizarish baʼzi hududlarda 0,45 m ga yetadi. Absorbtsiyaning toʻlqin uzunligiga bogʻliqligi Somon yoʻlidagi changdan farq qiladi. Chang, shuningdek, M 31 nurlanishining qutblanishiga hissa qoʻshadi va polarizatsiya darajasining toʻlqin uzunligiga bogʻliqligi bizning Galaktikada kuzatilganidan farq qiladi. Bir oz isishi tufayli changning oʻzi infraqizil nurda tarqaladi. Chang miqdorining gaz miqdoriga nisbati asta-sekin galaktika markazidan periferiyagacha kamayadi.

M 31 dagi atom vodorodi diskda, ayniqsa spiral qoʻllarda va radiusi 10 kiloparsek boʻlgan halqada toʻplangan va diskning egriligi atom tuzilishida eng yaxshi koʻrinadi. Faol yulduz shakllanishi sodir boʻlgan joylarda atom vodorodining zichligi kamayadi.

Galaktikada 3900 dan ortiq **H II** mintaqalari maʼlum, shuningdek, 26 oʻta yangi yulduz qoldiqlari va bunday ob’ektlar uchun yana 20 nomzod. Ulardan tashqari 4200 dan ortiq sayyora tumanliklari maʼlum va jami hisob-kitoblarga koʻra, galaktikada ularning 8 mingga yaqini boʻlishi kerak. Supernova qoldiqlari H II mintaqalaridan radio diapazonida termal boʻlmagan tabiatning nurlanishining mavjudligi bilan ajralib turadi. Galaktikadagi H II mintaqalari oʻziga xos xususiyatga ega boʻlsa-da, ularning umumiyligida bir nechta yorqin ob’ektlar mavjud. H II mintaqalarining metallligi markazdan galaktikaning chekkasigacha kamayadi.

Galaktikada alohida molekulalarning emissiyasi ham mavjud — masalan, molekulyar bulutlarda joylashgan CO. Spiral qoʻllarda radiatsiya massasi 10 6 M ⊙ ga teng boʻlgan yirik molekulyar bulutlardan, qoʻllar orasidagi massasi 10 4 M ⊙ nurlanish tartibidagi kichikroq bulutlardan keladi.

### Oʻzgaruvchan yulduzlar

Andromeda galaktikasida har xil turdagi kamida 35 000 ta oʻzgaruvchan yulduzlar maʼlum. Avvalo, bu Sefeidlar — davr va yorugʻlik oʻrtasida maʼlum munosabatga ega yorqin yulduzlar, ular bilan masofani aniqlash uchun foydalanish mumkin. Galaktikada 2686 ta shunday yulduzlar maʼlum, sefeidlarning koʻpchiligi 5 dan 125 kungacha boʻlgan davrlarga ega. Boshqa maʼlum boʻlgan oʻzgaruvchilar turlari orasida yorqin koʻk oʻzgaruvchilar, RR Lyrae oʻzgaruvchilari, uzoq davr oʻzgaruvchilari va Shimoliy Corona R oʻzgaruvchilari.

Oʻzgaruvchan yulduzlardan biri M31-RV juda gʻayrioddiy tarzda namoyon boʻldi: u 1988-yilda yorqinligini keskin oshirdi, mutlaq kattalik −10 m ga etdi va galaktikadagi eng yorqin yulduzlardan biriga aylandi, keyin esa xiralashgan va toʻxtagan. Shu bilan birga, kuzatilgan xususiyatlarga koʻra, bu yulduz odatiy yangi yulduzlardan juda farq qilar edi va bizning Galaktikamizda yonib ketgan V838 Unicorn oʻzgaruvchaniga oʻxshash edi. Bu xatti-harakat uchun mumkin boʻlgan tushuntirishlardan biri ikki yulduzning birlashishi.

### Yangi va oʻta yangi yulduzlar

Andromeda galaktikasida yiliga oʻrtacha 50 ga yaqin yangi yulduzlar yonadi, galaktikada jami kamida 800 ta shunday obʼyektlar roʻyxatga olingan. Shu bilan birga, yangi yulduzlarning portlash chastotasining galaktikaning yorqinligiga nisbati boshqa galaktikalarga qaraganda ancha past, bu M 31 da yulduz shakllanishining past tezligi bilan bogʻliq boʻlishi mumkin. M31N 2008-12a nomli takroriy yangiliklardan birida olovlar allaqachon kamida 8 marta kuzatilgan.

Galaktikadagi kuzatuvlarning butun tarixida yagona oʻta yangi yulduz qayd etilgan — S Andromeda, 1885-yilda kuzatilgan. Uning zohiriy yulduz kattaligi maksimal yorqinlikda 6,7 ​​m edi va zamondoshlari uni oʻta yangi yulduz emas, yangi yulduz sifatida qabul qilishgan. Oʻta yangi yulduz qoldiqlarining soni va ularning galaktikadagi portlash chastotasi yulduz hosil boʻlish tezligining kamayishi tufayli uning yorqinligi uchun past boʻladi.

### Ekzosayyoralar

Galaktikada ekzosayyora nomzodi PA-99-N2b mavjud boʻlib, uning mavjudligi 1999-yilda kuzatilgan mikrolinzalanish hodisasi bilan koʻrsatilishi mumkin. Biroq, kashfiyot eʼlon qilingandan soʻng, u shubha ostiga qoʻyildi va hozirda sayyora tasdiqlanmagan deb hisoblanadi.

M ning aylanish egri chizigʻi. Kesilgan chiziqlar qattiq chiziq bilan koʻrsatilgan. Umumiy aylanish egri chizigʻiga galaktikaning turli qismlarining hissasini koʻrsatadi.
### Radio emissiyasi

Koʻpgina galaktikalar singari, M 31 radio diapazonida chiqaradi, ammo bu nurlanishning kuchi past, shuning uchun Andromeda galaktikasi radiogalaktika sifatida tasniflanmaydi. Masalan, 325 MGts chastotada 405 ta manba kuzatiladi, ular orasida, masalan, oʻta yangi yulduz qoldiqlari. Radio emissiyasi asosan galaktika markazidan va radiusi 10 kiloparsek boʻlgan halqadan keladi va radio emissiyasi kuchaygan joylar faolroq yulduz shakllanishi joylariga toʻgʻri keladi. M 31 ning radio emissiyasi qutblangan: galaktika magnit maydonga ega, shuning uchun undagi relativistik tezlik bilan harakatlanuvchi elektronlar qutblanish hosil qiladi.

### Rentgen manbalari

Andromeda galaktikasida kamida 1897 ta rentgen manbalari maʼlum boʻlib, ulardan baʼzilari oʻzgaruvchanlikni namoyish etadi. Bu manbalar orasida rentgen ikkilik va oʻta yangi yulduz qoldiqlari, shuningdek, yuqori haroratli oq mittilar tomonidan ishlab chiqarilgan yumshoq rentgen nurlari bor. Baʼzi manbalar galaktikaning globulyar klasterlarida kuzatiladi — rentgen diapazonidagi M 31 klasterlarining yorqinligi Somon yoʻlining globulyar klasterlariga qaraganda yuqori. Andromeda galaktikasidagi manbalar va Somon yoʻlidagi manbalar oʻrtasidagi yana bir farq — markazdagi kontsentratsiya: boʻrtiqdagi yorqin manbalarM 31 Somon yoʻlidagi boʻrtiqqa qaraganda ancha katta boʻlib, boʻrtiqlarning ichki qismlarini solishtirganda farq yanada kuchliroq boʻladi.

Mahalliy guruhdagi sunʼiy yoʻldoshlar bilan Andromeda galaktikasining joylashuvi
### Sunʼiy yoʻldoshlar

Andromeda galaktikasida 20 dan ortiq maʼlum sunʼiy yoʻldosh galaktikalari mavjud. M 31 sunʼiy yoʻldoshlarining aksariyati mitti sferoid galaktikalar boʻlib, ularning oʻxshashlari Somon yoʻli tizimida kuzatilmaydi. Mahalliy guruhda bu sunʼiy yoʻldoshlar M 31 ning oʻzi bilan birga Andromeda kichik guruhini tashkil qiladi. Sunʼiy yoʻldoshlarning eng yorqin va eng sezilarlilari M 32 va M 110, bundan tashqari, Triangulum galaktikasi ham Andromeda galaktikasining sunʼiy yoʻldoshlariga tegishli boʻlishi mumkin.

Galaktika va sunʼiy yoʻldoshlar oʻrtasidagi toʻlqinlarning oʻzaro taʼsiri yulduz oqimlari va boshqa toʻlqin tuzilmalari baʼzi sunʼiy yoʻldoshlar bilan bogʻlanishiga olib keladi. Bundan tashqari, M 32 Andromeda galaktikasi diskidan 200 million yil oldin yoki undan oldin oʻtgan, bu esa spiral qoʻllarning deformatsiyasiga va galaktikada halqaning paydo boʻlishiga olib kelgan va bu ikki galaktika oʻrtasida materiyaning „koʻprigi".

Oʻrganish tarixi
----------------

### 20-asrgacha

Yaxshi koʻrish sharoitida Andromeda galaktikasi koʻz bilan tumanlik shaklida koʻrinadi va, ehtimol antik davrda bir necha bor kuzatilgan. Biroq, bu haqda saqlanib qolgan birinchi eslatma milodiy 964 (yoki 965) yilga toʻgʻri keladi va „Oʻzgarmas yulduzlar kitobi" da mavjud.

Tumanlik haqida eslatib oʻtilgan Yevropa manbalaridan Gollandiyalik yulduzlar jadvali maʼlum boʻlib, u 1500-yilga toʻgʻri keladi. Uni teleskop bilan kuzatgan birinchi odam 1612-yilda Saymon Marius edi. Tumanlikni Jovanni Battista Xodierna ham kashf etgan va avvalgi kuzatuvlarni bilmay, 1654-yilda oʻz kashfiyoti haqida eʼlon qilgan. 1661-yilda galaktika Ismoil Buyo tomonidan kuzatilgan va bir vaqtning oʻzida uni 16-asr boshlarida anonim astronom tomonidan kashf etilganligini taʼkidlagan; shunga qaramay, Edmund Halley Buyoni kashfiyotchi deb hisobladi va buni 1716-yilda tumanliklar haqidagi ishida koʻrsatdi. Charlz Messier tumanlikni oʻz katalogiga qoʻshdi 1764-yilda 31-raqam ostida. Kashfiyotchi sifatida u Simon Mariusni koʻrsatdi, garchi u kashfiyotchi boʻlmagan va kashfiyotni eʼlon qilmagan boʻlsa ham. Keyinchalik Messier galaktikaning ikkita sunʼiy yoʻldoshini M 32 va M 110 katalogiga kiritdi.

Isaak Roberts tomonidan olingan surat
Uilyam Gerschel birinchi boʻlib tumanliklarni, shu jumladan Andromeda galaktikasini muntazam ravishda oʻrgangan. U M 31 va boshqa tumanliklar yulduzlar nurini sochadi, shuning uchun ular tumanli jismlarga oʻxshaydi, deb hisoblardi — bu taxmin koʻplab tumanliklar uchun toʻgʻri boʻlib chiqdi, lekin Andromeda galaktikasi uchun emas. Bundan tashqari, Gerschel bir necha yillar davomida tumanlikning koʻrinishi oʻzgaradi, deb yanglishdi. Bu gʻoya Gerschel davrida fotografiya mavjud emasligi va astronomlarning kuzatuvchiga qarab farq qiladigan osmon jismlarining eskizlariga tayanishga majbur boʻlganligi bilan bogʻliq edi. 1785-yilda Gerschel xatolik bilan galaktikagacha boʻlgan masofani Siriusgacha boʻlgan 2000 masofa deb hisoblagan, yaʼni 17 ming yorugʻlik yili, lekin toʻgʻri Andromeda tumanligi Somon yoʻliga oʻxshash deb taxmin qilingan.

1847-yilda Jorj Bond birinchi marta galaktikada chang yoʻllarini topdi. 1864-yilda Uilyam Xuggins tumanlik spektrlari yulduzlarda ham uchraydigan uzluksiz va gaz va chang tumanliklarida kuzatiladigan emissiyaga boʻlinganligini payqadi. Xuggins M 31 spektri uzluksiz ekanligini aniqladi.

1885-yilda galaktikada oʻta yangi yulduz otildi — S Andromedae, Somon yoʻlidan tashqarida qayd etilgan birinchi oʻta yangi yulduz va hozirgacha Andromeda galaktikasida yagona. Bu oʻta yangi yulduz yangi yulduz bilan yanglishdi va bu xato M 31 bizning Galaktikamizda degan fikrni tasdiqladi.

1887-yilda Isaak Roberts tarixda M 31 ning birinchi fotosuratini yaratdi, unda galaktika tuzilishining baʼzi tafsilotlari aniqlandi. Roberts halqaga oʻxshash tuzilmalarni payqadi va notoʻgʻri xulosaga keldiki, u sayyoralar tizimi shakllanayotgan tumanlikni kuzatmoqda. 1899-yilda u galaktikani koʻproq suratga oldi va u halqa deb oʻylagan tuzilmalar aslida spiral qoʻllar ekanligini tushundi.

1888-yilda Jon Dreyer 7840 tumanlik, yulduz klasterlari va boshqa ob’ektlarni oʻz ichiga olgan Yangi Bosh Katalogni nashr etdi. Andromeda galaktikasi unga NGC 224 sifatida kirdi. Katalogda galaktikaning oʻzidan tashqari, unda joylashgan NGC 206 yulduz klasteri ham bor edi. Allaqachon maʼlum boʻlgan M 32 va M 110 hamrohlari mos ravishda NGC 221 va NGC 205 sifatida kataloglangan; yana ikkita sunʼiy yoʻldosh NGC 147 va NGC 185 belgilandi.

### 20-asr

1912-yilda Vesto Slifer M 31 ning radial tezligini oʻlchadi va u Yerga 300 km / s tezlikda yaqinlashayotganini aniqladi, bu ilgari oʻlchangan eng yuqori qiymat boʻlib chiqdi. Bu tumanlik Somon yoʻlidan tashqarida ekanligiga dalil edi. Slifer galaktikaning aylanishini ham aniqladi: markazdan yoyning 20 daqiqalik burchak masofasida radial tezlik 100 km/s ga farq qilgan.

1920-yillarga qadar galaktikagacha boʻlgan masofa toʻgʻrisida deyarli maʼlumotlar yoʻq edi va oʻlchashning turli urinishlari koʻpincha noaniq yoki mutlaqo notoʻgʻri natijalarga olib keldi. Masalan, Karl Bolin 1907-yilda M 31 da 0,17 yoy ​​soniyali paralaks topildi, buning natijasida oʻlchangan masofa atigi 6 parsek. Aksincha, 1918-yilda Adrian van Maanen tomonidan oʻlchangan paralaks miqdori oʻlchov xatosidan kamroq edi. Boshqa usullar ham xuddi shunday natijalarga olib keldi.

1922-yilda Ernst Epik galaktikaning markaziy qismlarining tekisligi ularning aylanishidan kelib chiqadi, deb taklif qildi va aylanish tezligini bilib, u galaktikagacha boʻlgan masofani 450 kiloparsek deb hisobladi. 1923-yilda Knut Lundmark galaktikada kashf etilgan yangi yulduzlarning koʻrinadigan yorqinligidan 1 megaparsekdan sal koʻproq masofani oldi. Kattalik tartibida bu natijalar umumiy qabul qilingan qiymat bilan yaqinlashadi.

1923-yilda Edvin Xabbl Andromeda galaktikasida ikkita Sefeidni — davri va yorqinligi oʻrtasidagi bogʻliqlik maʼlum boʻlgan oʻzgaruvchan yulduzlarni topdi va shu tariqa M 31gacha boʻlgan masofa Somon yoʻlining oʻlchamidan sezilarli darajada oshib ketishini aniqladi. Keyinchalik Xabblga maʼlum boʻlgan oʻzgaruvchan yulduzlar soni 50 taga koʻpaydi va 1929-yilda u Andromeda galaktikasi haqida maqola chop etdi. Xabbl tomonidan Tsefeidlardan masofa 275 kiloparsekni tashkil etgan — bu juda kam baholangan boʻlib chiqdi, chunki oʻsha paytda sefeidlar davr va yorugʻlik oʻrtasida har xil bogʻliqliklarga ega boʻlgan ikki turga boʻlinganligi maʼlum emas edi. Xabbl galaktikaning massasini va uning boshqa baʼzi xususiyatlarini oʻlchadi. Ommaviy hisob ham juda kam baholangan boʻlib chiqdi va 3,5⋅10 9 M ⊙ ni tashkil etdi, ammo notoʻgʻri natijalarga qaramay, Xabbl M 31 koʻp jihatdan biznikiga oʻxshash galaktika ekanligini koʻrsata oldi.

Xabblning ishi nashr etilgandan soʻng, M 31 ni oʻrganishga Valter Baade muhim hissa qoʻshdi. Shu paytgacha Xabbl alohida yulduzlarni faqat galaktikaning chekkasida ajrata olgan, Baade esa 1944-yilda galaktikaning markaziy qismidagi alohida qizil gigantlarni kuzata olgan. U bir xil qizil gigantlar M 31 sunʼiy yoʻldoshlarida va Somon yoʻlining globulyar klasterlarida kuzatilishini aniqladi. Keyinchalik, Baade galaktikalarda ikkita yulduz populyatsiyasi bor degan xulosaga keldi: I populyatsiya va II populyatsiya. 1952-yilda, shuningdek, M 31 kuzatuvlari tufayli, Baade populyatsiya I va populyatsiya II sefeidlar davr va yorugʻlik oʻrtasida boshqacha munosabatga ega ekanligini aniqladi. Teng davrlar uchun I Populyatsiya Tsefeidlari II populyatsiyadan oʻrtacha toʻrt baravar yorqinroqdir, shuning uchun bu kashfiyot galaktikalar masofasini baholashni ikki baravar oshirdi.

Keyinchalik turli xil kashfiyotlar qilindi. Misol uchun, 1958-yilda Jerar Anri de Vaukulyors galaktikaning yorqinlik profilini oʻrganib chiqdi va birinchi marta boʻrtiqning undagi diskdan hissasini ajratdi. 1964-yilda Sidney van den Berg galaktikada OB assotsiatsiyalarini kashf etdi va oʻsha yili Baade va Halton Arp H II mintaqalari katalogini nashr etdilar. Galaktikadagi birinchi sayyora tumanliklari ham Baade tomonidan kashf etilgan, biroq ular 1970-yillarda koʻp miqdorda kashf etila boshlagan. 1989-yilda Andromeda S oʻta yangi yulduz qoldigʻi topildi va 1991-yilda Xabbl teleskopi yordamida galaktika yadrosi qoʻshaloq ekanligi maʼlum boʻldi.

Charlz Messier tomonidan tumanlik eskizi
### 21-asr

21-asrda Andromeda galaktikasi turli xil tadqiqotlar ob’ektiga aylandi. Ular orasida, masalan, Pankromatik Hubble Andromeda Treasury (PHAT) diskning bir qismini va Hubble teleskopi yordamida galaktikaning markaziy mintaqasini koʻp tarmoqli fotometrik oʻrganishdir. Uning maqsadi yulduz klasterlarini kashf qilish, alohida yulduzlarning yoshi va metallligini, shuningdek, galaktikadagi yulduzlarning paydo boʻlish tarixini aniqlashdir. Yana bir misol, Pan-Andromeda arxeologik tadqiqoti (PAndAS), galaktikaning tashqi hududlari, undagi halo va suv oqimi tuzilmalari, shuningdek, sunʼiy yoʻldoshlar va uzoq yulduz klasterlarini fotometrik oʻrganishdir. Bundan tashqari, 2018-yilda Gaia kosmik teleskopidan olingan maʼlumotlardan foydalanish, galaktikaning oʻzi va undagi koʻp sonli yulduzlarning dinamikasi oʻrganilgan.

Andromeda galaktikasi tashqi galaktikalar ichida eng koʻp oʻrganilgani hisoblanadi: xususan, u qiziqish uygʻotadi, chunki u Somon yoʻlidan farqli oʻlaroq yon tomondan kuzatiladi va uning barcha belgilari yaqqol koʻrinib turadi, yulduzlararo changlar yashirmaydi.

Kuzatishlar
-----------

Oy va Andromeda galaktikasining burchak oʻlchamlarini taqqoslash
Andromeda galaktikasi xuddi shu nomdagi yulduz turkumida kuzatiladi. Uning zohiriy kattaligi +3,44 m ni tashkil etadi, bu esa uni nafaqat koʻzga koʻrinadigan, balki osmon sferasining shimoliy yarim sharidagi eng yorqin galaktika qiladi. Uning burchak oʻlchamlarini baholash kuzatish mezonlari va shartlariga bogʻliq, ammo oʻrtacha oʻlchamlar 3 ° × 1 ° ga teng deb hisoblanadi. Galaktika butun shimoliy yarim sharda, janubda esa −40° shimoliy kengliklarda koʻrinadi va kuzatish uchun eng yaxshi oy **noyabr** dir. Bu xususiyatlarning barchasi galaktikani kuzatish uchun juda mashhur ob’ektga aylantiradi.

Yuqori koʻrinadigan yorqinligiga qaramay, galaktikaning sirt yorqinligi katta oʻlchamlari tufayli past. Koʻrinish sharoitlari yorugʻlik ifloslanish darajasiga juda bogʻliq, ammo boshqa galaktikalarga qaraganda kamroq darajada. Bir oz yorugʻlik ifloslanishi bilan, galaktikaning eng yorqin markaziy qismi hali ham koʻrinadi, durbin yoki kichik teleskopdan foydalanganda siz eng yorqin sunʼiy yoʻldoshlarni koʻrishingiz mumkin — M 32 va M 110, lekin struktura farqlanmaydi va galaktika koʻrinadi, yaʼni oval shaklidagi tumanli nuqta.

Ob’ektiv diametri 150 mm boʻlgan teleskopda allaqachon galaktikaning tuzilishini — masalan, chang yoʻlaklarini, shuningdek, alohida ob’ektlarni: NGC 206 va baʼzi globulyar klasterlarni koʻrish mumkin. Diametri 350 mm boʻlgan undan ham kattaroq asboblardan foydalanish koʻplab tafsilotlarni ajratib koʻrsatishga imkon beradi: yulduzga oʻxshash yadro ajralib turadi, tafsilotlarda chang yoʻllari koʻrinadi. Koʻplab sharsimon va ochiq klasterlarni, shuningdek, AF Andromedae kabi alohida yorqin yulduzlarni koʻrish mumkin. Bundan tashqari, koʻrish chizigʻida M 31 orqasida joylashgan galaktikalar koʻrinadi: Markaryan 957 va 5Zw 29. Eng yaqin sunʼiy yoʻldoshlarni kuzatish uchun M 31 — Andromeda I, II va III — linzaning diametri 500 mm boʻlgan teleskop kerak boʻladi. Uzoq ekspozitsiyalar bilan suratga olishda tasvirdagi tafsilotlarni teleskopdan foydalanmasdan ham koʻrish mumkin.

Madaniyatda
-----------

Ommaviy madaniyatda Andromeda galaktikasi asosan turli ilmiy-fantastik asarlarda joylashuv sifatida ishlatiladi. Adabiy asarlarda, masalan, Ivan Efremovning "Andromeda tumanligi "(1955-1956) romani, unda Andromeda galaktikasi tsivilizatsiyalar aloqa oʻrnatishga muvaffaq boʻlgan galaktikalarning birinchisidir. Filmlar orasida — Andromeda uchun A seriyasi (1961), unda syujet olimlar Andromeda galaktikasidan yuborilgan radioxabarni olganiga, shuningdek Star Trek seriyasiga asoslanadi, epizodlardan birida aqlli mavjudotlar galaktikadan keladi. Galaktika kompyuter oʻyinlarida ham mavjud, masalan, Mass Effect.

Manbalar
--------

1. ↑  Tully R. B. Courtois H. M. Sorce J. G. Cosmicflows-3 (angl.) // Astron. J. / J. G. III,
2. ↑   V. G. Surdin. Andromedi tumannost // Bolshaya rossiyskaya ensiklopediya / pod redaksiey Yu. S. Osipova.
3. ↑  Darling D. Andromeda Galaxy (M31, NGC 224) (angl.). Internet Encyclopedia of Science.
4. ↑  Sick J. Courteau S. Cuillandre J-C. Dalcanton J. de Jong R. The Stellar Mass of M31 as inferred by the Andromeda Optical & Infrared Disk Survey (angl.) // Proceedings of the International Astronomical Union.
5. ↑  Siegel E. Could The Milky Way Be More Massive Than Andromeda? (angl.). Forbes. The Forbes (14 marta 2019)
6. ↑  enjes P. Tuvikene T. Tamm A. Kipper R. Tempel E. Spiral arms and disc stability in the Andromeda galaxy (angl.) // Astronomy and Astrophysics
7. ↑  van der Marel R. P. Fardal M. A. Sohn S. T. Patel E. Besla G. First Gaia Dynamics of the Andromeda System: DR2 Proper Motions, Orbits, and Rotation of M31 and M33 (angl.) // The Astrophysical Journa
8. ↑  Tamm A. Tempel E. Tenjes P. Tihhonova O. Tuvikene T. Stellar mass map and dark matter distribution in M 31 (angl.) // Astronomy & Astrophysics.
9. ↑  Richstone D. O. Shectman S. A. Rotational velocities in the nuclear bulge of M 31 (angl.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1980.
10. ↑  Mould J. The Bulge of M31 (angl.) // Publications of the Astronomical Society of Australia. — Melbourne: Cambridge University Press and CSIRO, 2013
11. ↑   Díaz M. B. Wegg C. Gerhard O. Erwin P. Portail M. Andromeda chained to the box — dynamical models for M31: bulge and bar (angl.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
12. ↑  Nowakowski T. Researchers investigate stellar populations in the central region of the Andromeda galaxy (angl.). Phys.org
13. ↑  Saglia R. P. Opitsch M. Fabricius M. H. Bender R. Blaña M. Stellar populations of the central region of M 31 (angl.) // Astronomy & Astrophysics.
14. ↑  Gilbert K. M. Kalirai J. S. Guhathakurta. Beaton R. L. Geha M. C. Global Properties of M31’s Stellar Halo from the SPLASH Survey. II. Metallicity Profile
15. ↑  Rahmani S. Lianou S. Barmby P. Star formation laws in the Andromeda galaxy: gas, stars, metals and the surface density of star formation
16. ↑  Burstein D. Yong Li, Freeman K. C. Norris J. E. Bessell M. S. Globular Cluster and Galaxy Formation: M31, the Milky Way, and Implications for Globular Cluster Systems of Spiral Galaxies (angl.) // The Astrophysical Journal
17. ↑  Huxor A. P. Tanvir N. R. Irwin M. J. Ibata R. Collett J. L. A new population of extended, luminous star clusters in the halo of M31 (angl.) // Monthly Notices of the Royal
18. ↑  Berkhuijsen E. M. Beck R. Walterbos R. A. M. The Interstellar Medium in M31 and M33 (angl.). — E-Heraeus Seminar, Physikzentrum Bad Honnef, Germany,
19. ↑  Azimlu M. Marciniak R. Barmby P. A New Catalog of H II Regions in M31 (angl.) // The Astronomical Journal. — Bristol: IOP Publishing
20. ↑  Bhattacharya S. Arnaboldi M. Hartke J. Gerhard O. Comte V. The survey of planetary nebulae in Andromeda (M 31). I. Imaging the disc and halo with MegaCam at the CFHT (angl.) // Astronomy and Astrophysics.
21. ↑  Kodric M. Riffeser A. Hopp U. Goessl C. Seitz S. Cepheids in M31: The PAndromeda Cepheid Sample (angl.) // The Astronomical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 2018.
22. ↑   Bond H. E. Hubble Space Telescope imaging of the outburst site of M31 RV. II. No blue remnant in quiescence (angl.) // The Astrophysical Journal.
23. ↑  Shafter A. W. Darnley M. J. Hornoch K. Filippenko A. V. Bode M. F. A spectroscopic and photometric survey of novae in M31
24. ↑  Darnley M. J. Henze M. Steele I. A. Bode M. F. Ribeiro V. A. R. M. A remarkable recurrent nova in M31: Discovery and optical/UV observations of the predicted 2014 eruption