مجرة أندروميدا

📅 آخر تحديث: ٢٤ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٤ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 22 صور
الموسوعة الحرة

مجرة أندروميدا هي مجرة ​​حلزونية قضيبية [ c ] ، وهي أقرب مجرة ​​رئيسية إلى مجرتنا درب التبانة . سُميت في الأصل سديم أندروميدا ، وهي مُفهرسة تحت أسماء ميسييه 31 و M31 و NGC 224. يبلغ قطرها الضوئي D 25 حوالي 46.56 كيلوبارسيك (152,000 سنة ضوئية ) [ 9 ] ، وتبعد عن الأرض حوالي 765 كيلوبارسيك (2.5 مليون سنة ضوئية) . اسم المجرة مُشتق من المنطقة التي تظهر فيها في سماء الأرض، وهي كوكبة أندروميدا ، التي سُميت بدورها على اسم الأميرة التي كانت زوجة بيرسيوس في الأساطير اليونانية . [ 9 ]  

تبلغ الكتلة الفيروسية لمجرة أندروميدا نفس رتبة كتلة مجرة ​​درب التبانة، أي تريليون كتلة شمسية (2.0 × 10⁴² كيلوغرام ) . يصعب تقدير كتلة أي من المجرتين بدقة، ولكن ساد الاعتقاد لفترة طويلة بأن مجرة ​​أندروميدا أكبر كتلة من مجرة ​​درب التبانة بنسبة تتراوح بين 25% و50%. [ 12 ] إلا أن هذا الاعتقاد أصبح موضع شك في دراسات أُجريت في أوائل القرن الحادي والعشرين، والتي أشارت إلى احتمال انخفاض كتلة مجرة ​​أندروميدا [ 12 ] وارتفاع كتلة مجرة ​​درب التبانة. [ 13 ] [ 14 ] يبلغ قطر مجرة ​​أندروميدا حوالي 46.56 كيلوبارسيك (152,000 سنة ضوئية) ، مما يجعلها أكبر مجرات المجموعة المحلية من حيث الامتداد. [ 14 ]   

تبلغ احتمالية اصطدام مجرتي درب التبانة وأندروميدا ببعضهما البعض حوالي 50% خلال العشرة  مليارات سنة القادمة، [ 15 ] مما قد يؤدي إلى اندماجهما لتشكيل مجرة ​​إهليلجية عملاقة [ 16 ] أو مجرة ​​عدسية كبيرة . [ 17 ]

تُعد مجرة ​​أندروميدا، ذات القدر الظاهري 3.4، من بين ألمع أجرام ميسييه ، [ 18 ] ويمكن رؤيتها بالعين المجردة من الأرض في الليالي الخالية من القمر، [ 19 ] حتى عند رصدها من مناطق ذات تلوث ضوئي متوسط . [ 9 ]

تاريخ الملاحظات

أقدم تصوير باقٍ لمجرة أندروميدا (النقاط الموجودة في طرف فم السمكة السفلية)، من قبل الصوفي في كتاب النجوم الثابتة (من حوالي 964 م) في مخطوطة من 1009 إلى 1010 م [ 20 ] [ 21 ]

يمكن رؤية مجرة ​​أندروميدا بالعين المجردة في السماء المظلمة. [ 22 ] يُعتقد أن كوكبة قوس قزح البابلية، مول دينجير تير-آن-نا، ربما كانت تشير إلى مجرة ​​أندروميدا (M31). [ 23 ] حوالي عام 964 ميلادي ، وصف الفلكي الفارسي عبد الرحمن الصوفي مجرة ​​أندروميدا في كتابه "النجوم الثابتة " بأنها "بقعة غبارية" أو "سحابة صغيرة". [ 24 ] كان هذا أول ذكر تاريخي لمجرة أندروميدا، وأقدم إشارة معروفة إلى مجرة ​​أخرى غير درب التبانة . [ 25 ] أطلقت عليها خرائط النجوم في تلك الفترة اسم " السحابة الصغيرة ". [ 26 ] في عام 1612، قدم الفلكي الألماني سيمون ماريوس وصفًا مبكرًا لمجرة أندروميدا استنادًا إلى ملاحظات تلسكوبية. [ 27 ] صنفها جون فلامستيد تحت اسم 33 Andromedae . [ 28 ] افترض بيير لويس موبيرتوي في عام 1745 أن البقعة الضبابية هي كون جزيرة. [ 29 ] صنّف شارل ميسييه مجرة ​​أندروميدا كجسم M31 في عام 1764، ونسب اكتشافها خطأً إلى ماريوس على الرغم من إمكانية رؤيتها بالعين المجردة. في عام 1785، لاحظ الفلكي ويليام هيرشل مسحة حمراء خافتة في المنطقة المركزية لمجرة أندروميدا. [ 19 ] اعتقد أن أندروميدا هي أقرب السدم العظيمة ، واستنادًا إلى لون السديم وقدره الظاهري ، خمن خطأً أنها لا تبعد أكثر من 2000 ضعف مسافة سيريوس ، أو ما يقارب 18000 سنة ضوئية (5.5 كيلوبارسيك ) . [ 30 ]  

في عام 1850، قام ويليام بارسونز، إيرل روس الثالث ، برسم مخطط للبنية الحلزونية لمجرة أندروميدا . [ 31 ]

في عام 1864، لاحظ ويليام هيغنز أن طيف مجرة ​​أندروميدا يختلف عن طيف السدم الغازية. [ 32 ] يُظهر طيف أندروميدا سلسلة متصلة من الترددات ، تتراكب عليها خطوط امتصاص داكنة تُساعد في تحديد التركيب الكيميائي للجسم. يُشبه طيف أندروميدا إلى حد كبير أطياف النجوم الفردية، ومن هذا استُنتج أن أندروميدا ذات طبيعة نجمية. في عام 1885، رُصد مستعر أعظم (يُعرف باسم S Andromedae ) في أندروميدا، وهو الوحيد الذي رُصد في تلك المجرة. [ 33 ] في ذلك الوقت، سُمي "مستعر 1885" [ 34 ] - لم يكن الفرق بين " المستعرات " بالمعنى الحديث والمستعرات العظمى معروفًا بعد. اعتُبرت أندروميدا جسمًا قريبًا، ولم يُدرك حينها أن "المستعر" كان أكثر سطوعًا بكثير من المستعرات العادية. [ 35 ] [ 36 ]

أقدم صورة معروفة لسديم أندروميدا العظيم (مع M110 في أعلى اليمين)، التقطها إسحاق روبرتس (29 ديسمبر 1888).

في عام 1888، التقط إسحاق روبرتس إحدى أوائل الصور الفوتوغرافية لمجرة أندروميدا، التي كان يُعتقد آنذاك أنها سديم داخل مجرة ​​درب التبانة. وقد أخطأ روبرتس في اعتبار أندروميدا والسدم الحلزونية المماثلة أنظمة نجمية قيد التكوين . [ 37 ] [ 38 ]

في عام 1912، استخدم فيستو سليفر التحليل الطيفي لقياس السرعة الشعاعية لمجرة أندروميدا بالنسبة للنظام الشمسي - وهي أكبر سرعة تم قياسها حتى ذلك الحين، حيث بلغت 300 كم/ث (190 ميل/ث) . [ 39 ]  

فرضية "الأكوان المعزولة"

موقع مجرة ​​أندروميدا (M31) في كوكبة أندروميدا

في وقت مبكر من عام 1755، طرح الفيلسوف الألماني إيمانويل كانط فرضية مفادها أن مجرة ​​درب التبانة ليست سوى واحدة من بين العديد من المجرات في كتابه " التاريخ الطبيعي الشامل ونظرية السماوات" . وبحجة مفادها أن بنية مثل مجرة ​​درب التبانة ستبدو كسديم دائري عند النظر إليها من الأعلى، وكشكل بيضاوي عند النظر إليها من زاوية، استنتج أن السدم الإهليلجية المرصودة مثل مجرة ​​أندروميدا، والتي لم يكن من الممكن تفسيرها بخلاف ذلك في ذلك الوقت، هي في الواقع مجرات مشابهة لمجرة درب التبانة، وليست سدمًا، كما كان يُعتقد سابقًا أن مجرة ​​أندروميدا كذلك. [ 40 ]

في عام ١٩١٧، رصد هيبر كورتيس مستعرًا جديدًا داخل مجرة ​​أندروميدا. وبعد مراجعة السجلات الفوتوغرافية، تم اكتشاف ١١ مستعرًا جديدًا آخر. لاحظ كورتيس أن هذه المستعرات كانت، في المتوسط، أضعف سطوعًا بعشرة درجات من تلك التي ظهرت في أماكن أخرى من السماء. ونتيجة لذلك، تمكن من تقدير المسافة إلى أندروميدا بـ ٥٠٠,٠٠٠ سنة ضوئية (٣٢ مليار وحدة فلكية) . على الرغم من أن هذا التقدير أقل بخمس مرات تقريبًا من أفضل التقديرات المتاحة حتى القرن الحادي والعشرين، إلا أنه كان أول تقدير معروف للمسافة إلى أندروميدا دقيقًا ضمن رتبة مقدارية واحدة (أي ضمن عامل عشرة من التقديرات الحالية، التي تُقدّر المسافة بحوالي ٢.٥ مليون سنة ضوئية [ ٢ ] [ ٤١ ] [ ٦ ] [ ٤٢ ] ). أصبح كورتيس من أنصار ما يُسمى بفرضية "الأكوان الجزرية": التي تفترض أن السدم الحلزونية هي في الواقع مجرات مستقلة. [ ٤٣ ]    

في عام ١٩٢٠، دار النقاش الكبير بين هارلو شابلي وكورتيس حول طبيعة مجرة ​​درب التبانة، والسدم الحلزونية، وأبعاد الكون . [ ٤٤ ] ولتأكيد ادعائه بأن سديم أندروميدا العظيم هو في الواقع مجرة ​​خارجية، أشار كورتيس أيضًا إلى ظهور ممرات مظلمة داخل أندروميدا تُشبه سحب الغبار في مجرة ​​درب التبانة، بالإضافة إلى الملاحظات التاريخية لانزياح دوبلر الكبير في مجرة ​​أندروميدا . وفي عام ١٩٢٢، قدّم إرنست أوبيك طريقة لتقدير بُعد أندروميدا باستخدام السرعات المقاسة لنجومها. وأظهرت نتائجه أن سديم أندروميدا يقع خارج مجرة ​​درب التبانة بمسافة تُقدّر بحوالي ٤٥٠ كيلوبارسيك (١٥٠٠ ألف سنة ضوئية) . [ 33 ] حسم إدوين هابل الجدل عام 1925 عندما رصد لأول مرة نجومًا متغيرة من نوع سيفيد خارج المجرة في صور فلكية لمجرة أندروميدا. التُقطت هذه الصور باستخدام تلسكوب هوكر ذي المرآة البالغ قطرها 2.5 متر (100 بوصة) ، ومكّنت من تحديد بُعد سديم أندروميدا العظيم. أثبت قياسه بشكل قاطع أن هذا السديم ليس عنقودًا من النجوم والغاز داخل مجرة ​​درب التبانة، بل مجرة ​​منفصلة تمامًا تقع على مسافة كبيرة من درب التبانة. [ 44 ]   

في عام ١٩٤٣، كان والتر باد أول من تمكن من تمييز النجوم في المنطقة المركزية لمجرة أندروميدا. حدد باد مجموعتين متميزتين من النجوم بناءً على تركيبها المعدني ، فأطلق على النجوم الشابة عالية السرعة في القرص اسم النوع الأول ، وعلى النجوم الحمراء الأقدم في الانتفاخ اسم النوع الثاني. [ ٤٥ ] وقد اعتُمدت هذه التسمية لاحقًا للنجوم داخل مجرة ​​درب التبانة وفي أماكن أخرى. ( كان يان أورت قد لاحظ وجود مجموعتين متميزتين في وقت سابق ). [ ٤٥ ] كما اكتشف باد وجود نوعين من النجوم المتغيرة من نوع سيفيد، مما أدى إلى مضاعفة تقدير المسافة إلى مجرة ​​أندروميدا، وكذلك إلى بقية الكون. [ ٤٦ ]

في عام 1950، رصد روبرت هانبري براون وسيريل هازارد انبعاثات راديوية من مجرة ​​أندروميدا في مرصد جودريل بانك . [ 47 ] [ 48 ] أُجريت أولى الخرائط الراديوية للمجرة في خمسينيات القرن العشرين على يد جون بالدوين وزملاؤه في مجموعة كامبريدج لعلم الفلك الراديوي . [ 49 ] يُطلق على مركز مجرة ​​أندروميدا اسم 2C 56 في فهرس 2C لعلم الفلك الراديوي.

في عام 1959، اكتشف أندريه لالماند ، وإم. دوشين، وميرل ووكر [ 50 ] في مرصد ليك دورانًا سريعًا لنواة مجرة ​​M31 شبه النجمية ، باستخدام تلسكوب قطره 120 بوصة، ومطياف كوديه، وكاميرا لالماند الإلكترونية. وقدّروا كتلة النواة بحوالي 1.3 × 10⁷ كتلة شمسية. وفي عام 1961، اكتُشف مثال ثانٍ لهذه الظاهرة في نواة مجرة ​​M32 على يد إم. إف. ووكر [ 51 ] في مرصد ليك ، باستخدام نفس المعدات المستخدمة لاكتشاف نواة M31. وقدّر ووكر كتلة النواة بما يتراوح بين 0.8 و1 × 10⁷ كتلة شمسية. ويُعتبر هذا الدوران الآن دليلًا على وجود ثقوب سوداء فائقة الكتلة في أنوية هذه المجرات.

القرن الحادي والعشرون

أكبر صورة فسيفسائية لمجرة أندروميدا التقطها تلسكوب هابل مع تفاصيلها: (أ) تجمعات من النجوم الزرقاء الساطعة المندمجة داخل المجرة، ومجرات خلفية تُرى على مسافة أبعد بكثير، وتداخل نجمين ساطعين في المقدمة يقعان في الواقع داخل مجرتنا درب التبانة؛ (ب) NGC 206، وهي سحابة النجوم الأكثر وضوحًا في أندروميدا؛ (ج) تجمع شاب من النجوم الزرقاء حديثة الولادة؛ (د) المجرة التابعة M32، التي قد تكون النواة المتبقية لمجرة اصطدمت بأندروميدا في الماضي؛ (هـ) ممرات غبار داكنة عبر عدد لا يحصى من النجوم. [ 52 ]

في عام 2009، ربما أدى حدوث ظاهرة العدسات الدقيقة - وهي ظاهرة ناتجة عن انحراف الضوء بواسطة جسم ضخم - إلى أول اكتشاف لكوكب في مجرة ​​أندروميدا. [ 53 ]

في عام 2020، كشفت عمليات رصد انبعاثات الراديو المستقطبة خطيًا باستخدام تلسكوب ويستربورك الراديوي التركيبي ، وتلسكوب إيفيلسبيرج الراديوي بقطر 100 متر ، ومصفوفة التلسكوبات الكبيرة جدًا ، عن حقول مغناطيسية منتظمة محاذية على طول "حلقة 10 كيلوبارسيك" من الغاز وتكوين النجوم. [ 54 ]

في عام 2023، أعلن علماء الفلك الهواة مارسيل دريكسلر، وخافيير ستروتنر، ويان ساينتي عن اكتشاف سديم انبعاثي ضخم غني بالأكسجين يقع جنوب مجرة ​​أندروميدا (M31)، بالقرب من النجم الساطع 35 أند. هذا السديم، المصنف حاليًا باسم SDSO-1، خافت للغاية، ويتطلب رصده عشرات الساعات من وقت التعريض على الأقل، ويبدو أنه ينبعث منه الأكسجين الثلاثي فقط . [ 55 ] أظهرت دراسات معمقة للمناطق المحيطة عدم وجود أي علامات على وجود سدم أكسجين ساطعة مماثلة بالقرب من مجرة ​​أندروميدا، ولا أي دليل على وجود خيوط هيدروجينية متصلة بـ SDSO-1، مما يشير إلى نسبة عالية من الأكسجين إلى الهيدروجين. تشير الأبحاث الحالية إلى أن SDSO-1 خارج المجرة بطبيعته، وتحديدًا ناتج عن تفاعل بين هالات مجرة ​​درب التبانة ومجرة أندروميدا المحيطة بها، على الرغم من الحاجة إلى مزيد من البحث لفهم هذا الجسم فهمًا كاملًا. [ 56 ] وجدت دراسة لاحقة باستخدام التحليل الطيفي أن السديم يقع داخل مجرة ​​درب التبانة. [ 57 ] وجدت إحدى الدراسات أن السديم عبارة عن صدمة قوسية لسديم كوكبي شبحي حول النظام الثنائي EG Andromedae . [ 58 ]

في عام 2025، نشرت وكالة ناسا صورة فسيفسائية ضخمة التقطها تلسكوب هابل الفضائي، مُجمّعة من حوالي 600 مجال رؤية متداخل منفصل، تم التقاطها على مدار 10 سنوات من رصد هابل. يستطيع هابل رصد ما يُقدّر بنحو 200 مليون نجم أشد حرارة من الشمس، لكنها لا تزال تُشكّل جزءًا صغيرًا من إجمالي عدد النجوم المُقدّر في المجرة.

عام

تضاعفت المسافة التقديرية لمجرة أندروميدا عن مجرتنا في عام 1953 عندما اكتُشف وجود نوع ثانٍ من النجوم المتغيرة القيفاوية ، أقل سطوعًا . وفي تسعينيات القرن الماضي، استُخدمت قياسات كلٍّ من العمالقة الحمراء القياسية ونجوم التكتلات الحمراء ، التي جُمعت من قياسات القمر الصناعي هيباركوس، لمعايرة مسافات النجوم القيفاوية. [ 59 ] [ 60 ]

التكوين والتاريخ

صورة معالجة لمجرة أندروميدا، مع تحسين خط هيدروجين ألفا لإبراز مناطق تشكل النجوم فيها.

حدث اندماج كبير قبل 2 إلى 3  مليارات سنة في موقع أندروميدا، وشمل مجرتين بنسبة كتلة تبلغ حوالي 4. [ 61 ] [ 62 ]

استند اكتشاف اندماج حديث في مجرة ​​أندروميدا في البداية إلى تفسير علاقة التشتت غير الطبيعية بين العمر والسرعة، [ 63 ] بالإضافة إلى حقيقة أن  تكوين النجوم في جميع أنحاء قرص أندروميدا كان أكثر نشاطًا بكثير مما هو عليه اليوم قبل ملياري سنة. [ 64 ]

تُظهر النمذجة [ 61 ] لهذا التصادم العنيف أنه شكّل معظم هالة المجرة (الغنية بالمعادن) ، بما في ذلك التيار العملاق [ 65 ] ، بالإضافة إلى القرص السميك الممتد، والقرص الرقيق في المراحل المبكرة من عمر المجرة، والحلقة الثابتة التي يبلغ قطرها 10 كيلوبارسيك. خلال هذه الحقبة، كان معدل تكوّن النجوم مرتفعًا للغاية ، لدرجة أنها أصبحت مجرةً مضيئةً بالأشعة تحت الحمراء لمدة تقارب 100 مليون سنة. كما تُظهر النمذجة أيضًا شكل الانتفاخ، والقضيب الكبير، وملف كثافة الهالة بشكل عام.

ربما مرت مجرة ​​أندروميدا ومجرة المثلث  (M33) على مقربة شديدة قبل 2-4 مليارات سنة، لكن يبدو ذلك غير مرجح بناءً على آخر القياسات التي أجراها تلسكوب هابل الفضائي. [ 66 ]

تقدير المسافة

رسم توضيحي يُظهر حجم كل مجرة ​​والمسافة بين المجرتين، وفقًا للمقياس

استُخدمت أربع تقنيات مختلفة على الأقل لتقدير المسافة بين الأرض ومجرة أندروميدا. ففي عام 2003، وباستخدام تقلبات سطوع الأشعة تحت الحمراء (I-SBF) وتعديل قيمة اللمعان الدوري الجديدة وتصحيح المعدنية بمقدار -0.2 mag dex −1 في (O/H)، تم التوصل إلى تقدير للمسافة يبلغ 2.57 ± 0.06 مليون سنة ضوئية (162.5 ± 3.8 مليار وحدة فلكية ) . وفي عام 2004، قدّرت طريقة المتغيرات القيفاوية المسافة بـ 2.51 ± 0.13 مليون سنة ضوئية (770 ± 40 كيلوبارسيك). [ 2 ] [ 41 ]         

في عام 2005، اكتُشف نجم ثنائي كسوفي في مجرة ​​أندروميدا. يتكون هذا النجم الثنائي [ d ] من نجمين أزرقين ساخنين من النوعين O وB. ومن خلال دراسة كسوف هذين النجمين، تمكن علماء الفلك من قياس أحجامهما. وبمعرفة أحجامهما ودرجات حرارتهما، استطاعوا قياس قدرهما المطلق . وعند معرفة القدر الظاهري والمطلق، يُمكن حساب المسافة إلى النجم. يقع النجمان على بُعد 2.52 ± 0.14 مليون سنة ضوئية (159.4 ± 8.9 مليار وحدة فلكية) ، بينما تقع مجرة ​​أندروميدا بأكملها على بُعد حوالي 2.5 مليون سنة ضوئية (160 مليار وحدة فلكية) . [ 6 ] تتوافق هذه القيمة الجديدة توافقًا ممتازًا مع قيمة المسافة السابقة المستقلة المستندة إلى متغيرات قيفاوية. استُخدمت طريقة TRGB أيضًا في عام 2005، وأعطت مسافة قدرها 2.56 ± 0.08 مليون سنة ضوئية (161.9 ± 5.1 مليار وحدة فلكية) . [ 42 ] وبمتوسط ​​هذه التقديرات للمسافة، نحصل على قيمة قدرها 2.54 ± 0.11 مليون سنة ضوئية (160.6 ± 7.0 مليار وحدة فلكية) . [ e ]                            

تقديرات الكتلة

هالة عملاقة تحيط بمجرة أندروميدا [ 67 ]

حتى عام 2018، كانت تقديرات كتلة هالة مجرة ​​أندروميدا (بما في ذلك المادة المظلمة ) تُعطي قيمة تقارب 1.5 × 1012 مليون ☉ ، [ 68 ] مقارنة بـ 8 × 10 تبلغ كتلة مجرة ​​درب التبانة 11 كتلة شمسية . وهذا يتناقض مع قياسات سابقة أشارت إلى أن مجرتي أندروميدا ودرب التبانة متساويتان تقريبًا في الكتلة. وفي عام 2018، أكدت نتائج الموجات الراديوية القياسات السابقة التي تؤكد تساوي الكتلة، حيث بلغت حوالي 8 × 10 11 كتلة شمسية . [ 69 ] [ 70 ] [ 71 ] [ 72 ] في عام 2006، تم تحديد أن الشكل الكروي لمجرة أندروميدايتمتع بكثافة نجمية أعلى من كثافة مجرة ​​درب التبانة، [ 73 ] وقُدِّر قطر قرصها النجمي المجري بضعف قطر قرص مجرة ​​درب التبانة. [ 10 ] تُقدَّر الكتلة الإجمالية لمجرة أندروميدا بما بين 8 × 10 11 مليون درجة [ 69 ] و 1.1 × 10 12 كتلة شمسية . [ 74 ] [ 75 ] الكتلة النجمية لمجرة M31 هي 10-15 × 10 كتلة تبلغ 10 أضعاف كتلة الشمس ، حيث تتركز 30% من هذه الكتلة في الانتفاخ المركزي، و56% في القرص ، و14% المتبقية في الهالة النجمية . [ 76 ] ينبغي اعتبار نتائج الموجات الراديوية (كتلة مماثلة لكتلة مجرة ​​درب التبانة) هي الأرجح حتى عام 2018، على الرغم من أن هذا الأمر لا يزال قيد البحث النشط من قبل العديد من المجموعات البحثية حول العالم. 

اعتبارًا من عام 2019، تشير الحسابات الحالية القائمة على سرعة الإفلات وقياسات الكتلة الديناميكية إلى أن كتلة مجرة ​​أندروميدا تبلغ 0.8 × 1012 كتلة شمسية ، [ 77 ] وهو ما يمثل نصف كتلة مجرة ​​درب التبانة الأحدث، والتي تم حسابها في عام 2019 عند 1.5 × 10 12 مليون ☉ . [ 78 ] [ 79 ] [ 80 ] 

بالإضافة إلى النجوم، يحتوي الوسط بين النجوم في مجرة ​​أندروميدا على ما لا يقل عن 7.2 × 109 م ☉ [ 81 ] في صورة هيدروجين متعادل ، على الأقل 3.4 × 10 8 ملايين كتلة شمسية على شكل هيدروجين جزيئي(ضمن نطاقها الداخلي البالغ 10 كيلوبارسيك)، و 5.4 × 10 7 أمتار من الغبار . [ 82 ]​ 

تُحيط بمجرة أندروميدا هالة هائلة من الغاز الساخن، يُقدّر أنها تحتوي على نصف كتلة نجوم المجرة. تمتد هذه الهالة، شبه الشفافة، لمسافة مليون سنة ضوئية تقريبًا من مجرتها الأم، أي في منتصف المسافة إلى مجرتنا درب التبانة. وتشير محاكاة المجرات إلى أن هذه الهالة تشكلت في نفس وقت تشكل مجرة ​​أندروميدا. وهي غنية بالعناصر الأثقل من الهيدروجين والهيليوم، والناتجة عن انفجارات المستعرات العظمى ، وتتوافق خصائصها مع ما هو متوقع لمجرة تقع في "الوادي الأخضر" لمخطط لون-قدر المجرة (انظر أدناه ). تنفجر المستعرات العظمى في قرص مجرة ​​أندروميدا المليء بالنجوم، وتقذف هذه العناصر الأثقل إلى الفضاء. وعلى مدار عمر مجرة ​​أندروميدا، قُذف ما يقرب من نصف العناصر الثقيلة التي أنتجتها نجومها إلى ما هو أبعد من قرصها النجمي الذي يبلغ قطره 200,000 سنة ضوئية. [ 83 ] [ 84 ] [ 85 ] [ 86 ]

تقديرات اللمعان

يبلغ اللمعان المقدر لمجرة أندروميدا حوالي 2.6 × 10يبلغ سطوع مجرة ​​أندروميدا 10 L ☉ ، أي أعلى بنحو 25% من سطوع مجرتنا. [ 87 ] [ 88 ] ومع ذلك، فإن ميل مدار المجرة كبيركما يُرى من الأرض، ويمتص غبارها بين النجوم كمية غير معروفة من الضوء، لذا يصعب تقدير سطوعها الفعلي، وقد قدم باحثون آخرون قيمًا مختلفة لسطوع مجرة ​​أندروميدا (بل إن بعض الباحثين يقترحون أنها ثاني ألمع مجرة ​​ضمن نصف قطر 10 ميغا فرسخ فلكي من مجرة ​​درب التبانة، بعد مجرة ​​سومبريرو ، [ 89 ] بقدر مطلق يبلغ حوالي -22.21 [ f ] أو قريبًا منه [ 90 ] ). 

تشير تقديرات أجريت بمساعدة تلسكوب سبيتزر الفضائي ونُشرت عام 2010 إلى قدر مطلق (باللون الأزرق) يبلغ -20.89 (والذي يُترجم، مع مؤشر لوني +0.63، إلى قدر مطلق مرئي يبلغ -21.52، [ أ ] مقارنةً بـ -20.9 لمجرة درب التبانة)، ولمعان إجمالي في ذلك الطول الموجي يبلغ 3.64 × 1010 لتر ☉ . [ 91 ] 

معدل تكوّن النجوم في مجرة ​​درب التبانة أعلى بكثير، إذ لا تُنتج مجرة ​​أندروميدا سوى كتلة شمسية واحدة تقريبًا سنويًا، مقارنةً بـ 3-5 كتل شمسية لمجرة درب التبانة. كما أن معدل المستعرات في درب التبانة ضعف مثيله في مجرة ​​أندروميدا. [ 92 ] يشير هذا إلى أن الأخيرة شهدت في الماضي مرحلةً من تكوّن النجوم الغزير، لكنها الآن في حالة سكون نسبي، بينما تشهد مجرة ​​درب التبانة نشاطًا أكبر في تكوّن النجوم. [ 87 ] إذا استمر هذا الوضع، فقد يتجاوز لمعان مجرة ​​درب التبانة في نهاية المطاف لمعان مجرة ​​أندروميدا.

بحسب دراسات حديثة، تقع مجرة ​​أندروميدا فيما يُعرف في مخطط لون-قدر المجرات بـ"الوادي الأخضر"، وهي منطقة تعجّ بمجرات مثل مجرة ​​درب التبانة في مرحلة انتقالية من "السحابة الزرقاء" (المجرات النشطة في تكوين النجوم) إلى "التسلسل الأحمر" (المجرات التي تفتقر إلى تكوين النجوم). يتباطأ نشاط تكوين النجوم في مجرات الوادي الأخضر مع نفاد الغاز المُكوّن للنجوم في الوسط بين النجوم. في المجرات المُحاكاة ذات الخصائص المشابهة لمجرة أندروميدا، يُتوقع أن يتوقف تكوين النجوم في غضون خمسة مليارات سنة تقريبًا، حتى مع الأخذ في الاعتبار الزيادة المتوقعة قصيرة الأجل في معدل تكوين النجوم نتيجةً لاصطدام مجرة ​​أندروميدا بمجرة درب التبانة. [ 93 ]

بناء

تكبير صورة مجرة ​​أندروميدا – بانوراما للنجوم الأمامية ونواة مجرة ​​أندروميدا. هذه الصورة هي الأكبر على الإطلاق التي التقطها تلسكوب هابل الفضائي.
جولة مصحوبة بشرح صوتي لمجرة أندروميدا، من إعداد فريق الأقمار الصناعية سويفت التابع لناسا

استنادًا إلى مظهرها في الضوء المرئي، تُصنَّف مجرة ​​أندروميدا كمجرة من نوع SA(s)b في نظام تصنيف دي فوكولور-ساندج الموسّع للمجرات الحلزونية. [ 1 ] ومع ذلك، أظهرت بيانات الأشعة تحت الحمراء من مسح 2MASS وتلسكوب سبيتزر الفضائي أن أندروميدا هي في الواقع مجرة ​​حلزونية قضيبية ، مثل مجرة ​​درب التبانة، حيث يميل محور قضيب أندروميدا الرئيسي بزاوية 55 درجة عكس اتجاه عقارب الساعة من محور قرصها الرئيسي. [ 94 ]

تُستخدم في علم الفلك طرقٌ عديدة لتحديد حجم المجرات، وقد تُعطي كل طريقة نتائج مختلفة عن الأخرى. الطريقة الأكثر شيوعًا هي معيار D 25 ، وهو خط تساوي السطوع الذي تصل عنده شدة السطوع الضوئي للمجرة في النطاق B (  طول موجة الضوء 445 نانومتر، في الجزء الأزرق من الطيف المرئي ) إلى 25 قدرًا/ثانية قوسية مربعة . [ 95 ] استخدم الدليل المرجعي الثالث للمجرات الساطعة (RC3) هذا المعيار لمجرة أندروميدا عام 1991، مما أسفر عن قطر متساوي السطوع يبلغ 46.56 كيلوبارسيك (152,000 سنة ضوئية) على مسافة 2.5  مليون سنة ضوئية. [ 9 ] وقدّر تقدير سابق من عام 1981 قطر مجرة ​​أندروميدا بـ 54 كيلوبارسيك (176,000 سنة ضوئية) . [ 96 ]

أظهرت دراسة أجرتها تلسكوبات كيك عام 2005 وجود هالة نجمية خفيفة، أو هالة مجرية ، تمتد من مجرة ​​أندروميدا. [ 10 ] تختلف سلوكيات النجوم في هذه الهالة عن تلك الموجودة في قرص مجرة ​​أندروميدا الرئيسي، حيث تُظهر حركات مدارية غير منتظمة، على عكس نجوم القرص الرئيسي التي تتميز بمدارات أكثر انتظامًا وسرعات موحدة تبلغ 200  كم/ث. [ 10 ] تمتد هذه الهالة المنتشرة بعيدًا عن قرص أندروميدا الرئيسي بقطر يبلغ 67.45 كيلوبارسيك (220,000 سنة ضوئية) . [ 10 ]

تميل المجرة بزاوية تُقدّر بـ 77 درجة بالنسبة للأرض (حيث تُعتبر زاوية 90 درجة زاويةً جانبية). يُشير تحليل شكل المقطع العرضي للمجرة إلى وجود انحناء واضح على شكل حرف S، بدلاً من قرص مسطح. [ 97 ] قد يكون أحد أسباب هذا الانحناء هو التفاعل الجاذبي مع المجرات التابعة القريبة من مجرة ​​أندروميدا. قد تكون مجرة ​​M33 مسؤولة عن بعض الانحناء في أذرع أندروميدا، على الرغم من الحاجة إلى مزيد من الدقة في تحديد المسافات والسرعات الشعاعية.

قدمت الدراسات الطيفية قياسات دقيقة لسرعة دوران مجرة ​​أندروميدا كدالة للمسافة الشعاعية من مركزها. تبلغ سرعة الدوران قيمة عظمى قدرها 225 كم/ث (140 ميل/ث) على بُعد 1300 سنة ضوئية (82 مليون وحدة فلكية ) من المركز، بينما تصل إلى أدنى قيمة لها، ربما إلى 50 كم/ث (31 ميل/ث) على بُعد 7000 سنة ضوئية (440 مليون وحدة فلكية) من المركز. وبعد ذلك، ترتفع سرعة الدوران إلى نصف قطر 33000 سنة ضوئية (2.1 مليار وحدة فلكية) ، حيث تبلغ ذروتها عند 250 كم/ث (160 ميل/ث) . ثم تتناقص السرعات تدريجيًا بعد هذه المسافة، لتصل إلى حوالي 200 كم/ث (120 ميل/ث) على بُعد 80000 سنة ضوئية (5.1 مليار وحدة فلكية) . تشير قياسات السرعة هذه إلى وجود كتلة مركزة تبلغ حوالي 6 × 10                    تبلغ كتلة النواة 9 أضعاف كتلة الشمس . وتزداد الكتلة الإجمالية للمجرة خطيًا حتى مسافة 45000 سنة ضوئية (2.8 مليار وحدة فلكية) ، ثم تزداد ببطء أكبر بعد ذلك. [ 98 ]    

تُحدَّد الأذرع الحلزونية لمجرة أندروميدا بسلسلة من مناطق الهيدروجين المتأين (HII) ، والتي درسها والتر باد لأول مرة بتفصيل كبير ووصفها بأنها تُشبه "حبات الخرز على خيط". تُظهر دراساته ذراعين حلزونيين يبدوان ملتفين بإحكام، على الرغم من أنهما أكثر تباعدًا مما هما عليه في مجرتنا. [ 99 ] وفيما يلي وصفه للبنية الحلزونية، حيث يعبر كل ذراع المحور الرئيسي لمجرة أندروميدا، [ 100 ] §pp1062 [ 101 ] §pp92 :

أذرع بادي الحلزونية من M31
الأذرع (شمال = يتقاطع مع المحور الرئيسي لـ M31 من جهة الشمال، جنوب = يتقاطع مع المحور الرئيسي لـ M31 من جهة الجنوب)المسافة من المركز ( دقائق قوسية ) (شمال/جنوب)المسافة من المركز (كيلو فرسخ فلكي) (شمال/جنوب)ملحوظات
N1/S13.4/1.70.7/0.4أذرع الغبار بدون ارتباطات OB بمناطق HII
N2/S28.0/10.01.7/2.1أذرع الغبار مع بعض ارتباطات OB
N3/S325/305.3/6.3وفقًا لـ N2/S2، ولكن مع بعض مناطق HII أيضًا
N4/S450/4711/9.9أعداد كبيرة من تجمعات OB، ومناطق HII، وقليل من الغبار
N5/S570/6615/14كما هو الحال في N4/S4 ولكن بشكل أضعف بكثير
N6/S691/9519/20وصلات OB ضعيفة. لا يوجد غبار مرئي.
N7/S7110/11623/24كما هو الحال في N6/S6 ولكن بشكل أضعف وغير واضح
صورة لمجرة أندروميدا التقطها تلسكوب سبيتزر بالأشعة تحت الحمراء، 24 ميكرومتر (حقوق الصورة: ناسا / مختبر الدفع النفاث - معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا / كارل د. جوردون، جامعة أريزونا )

نظرًا لأن مجرة ​​أندروميدا تُرى من جانبها تقريبًا، يصعب دراسة بنيتها الحلزونية. تُظهر الصور المُصحَّحة للمجرة بنية حلزونية طبيعية إلى حدٍّ ما، حيث تظهر ذراعان خلفيتان متصلتان تفصل بينهما مسافة لا تقل عن 13,000 سنة ضوئية (820 مليون وحدة فلكية ) ، ويمكن تتبعهما للخارج من مسافة تقارب 1,600 سنة ضوئية (100 مليون وحدة فلكية) من مركزها. وقد اقتُرحت بنى حلزونية بديلة، مثل ذراع حلزوني واحد [ 102 ] أو نمط متكتل [ 103 ] من أذرع حلزونية طويلة وخيطية وسميكة. [ 1 ] [ 104 ]      

يُعتقد أن السبب الأكثر ترجيحًا لتشوهات النمط الحلزوني هو التفاعل مع الأقمار التابعة للمجرتين M32 و M110 . [ 105 ] ويمكن ملاحظة ذلك من خلال إزاحة سحب الهيدروجين المتعادلة عن النجوم. [ 106 ]

في عام ١٩٩٨، أظهرت صورٌ التقطها مرصد الفضاء بالأشعة تحت الحمراء التابع لوكالة الفضاء الأوروبية أن الشكل العام لمجرة أندروميدا قد يكون في طور التحول إلى مجرة ​​حلقية . يتشكل الغاز والغبار داخل المجرة عمومًا في عدة حلقات متداخلة، مع وجود حلقة بارزة بشكل خاص تتشكل على نصف قطر ٣٢٠٠٠ سنة ضوئية (٩٫٨ كيلوبارسيك) من المركز، [ ١٠٧ ] والتي أطلق عليها بعض علماء الفلك اسم " حلقة النار" . [ ١٠٨ ] هذه الحلقة مخفية عن صور الضوء المرئي للمجرة لأنها تتكون أساسًا من غبار بارد، ويتركز معظم تكوين النجوم الذي يحدث في مجرة ​​أندروميدا فيها. [ ١٠٩ ]  

أظهرت دراسات لاحقة، بمساعدة تلسكوب سبيتزر الفضائي، كيف يبدو التركيب الحلزوني لمجرة أندروميدا في الأشعة تحت الحمراء وكأنه يتألف من ذراعين حلزونيين ينبثقان من قضيب مركزي ويمتدان إلى ما وراء الحلقة الكبيرة المذكورة أعلاه. ومع ذلك، فإن هذين الذراعين ليسا متصلين، بل لهما بنية مجزأة. [ 105 ]

أظهر فحص دقيق للمنطقة الداخلية لمجرة أندروميدا باستخدام التلسكوب نفسه وجود حلقة غبارية أصغر يُعتقد أنها نتجت عن تفاعل مع مجرة ​​مسييه 32 (M32) قبل أكثر من 200 مليون سنة. تُشير المحاكاة إلى أن المجرة الأصغر مرت عبر قرص مجرة ​​أندروميدا على طول محورها القطبي. وقد أدى هذا التصادم إلى تجريد أكثر من نصف كتلة مجرة ​​مسييه 32 الأصغر، مُشكلاً بذلك البنية الحلقية في أندروميدا. [ 110 ] إن وجود البنية الحلقية الكبيرة المعروفة منذ زمن طويل في غاز مسييه 31، إلى جانب هذه البنية الحلقية الداخلية المكتشفة حديثًا، والمنزاحة عن مركز الثقل ، هو ما يُشير إلى تصادم شبه مباشر مع القمر التابع مسييه 32، وهو نسخة أخف من تصادم عجلة العربة . [ 111 ]

تُظهر الدراسات التي أُجريت على الهالة الممتدة لمجرة أندروميدا أنها تُشابه إلى حد كبير هالة مجرة ​​درب التبانة، حيث تتميز نجوم الهالة عمومًا بفقرها بالمعادن ، ويزداد هذا النقص مع ازدياد المسافة. [ 73 ] تشير هذه الأدلة إلى أن المجرتين قد سلكتا مسارات تطورية متشابهة. ومن المرجح أنهما قد استوعبتا ما بين 100 و200 مجرة ​​منخفضة الكتلة خلال الـ 12  مليار سنة الماضية. [ 112 ] وقد تمتد النجوم في الهالات الممتدة لمجرتي أندروميدا ودرب التبانة لمسافة تُقارب ثلث المسافة الفاصلة بينهما.

نواة

صورة التقطها تلسكوب هابل الفضائي لنواة مجرة ​​أندروميدا، تُظهر المناطق P1 وP2 وP3، حيث تحتوي المنطقة P3 على M31*. صورة من وكالة ناسا / وكالة الفضاء الأوروبية

من المعروف أن مجرة ​​أندروميدا تضم ​​عنقودًا نجميًا كثيفًا ومتراصًا في مركزها، على غرار مجرة ​​درب التبانة . ويُعطي التلسكوب الكبير انطباعًا بصريًا بوجود نجم مُدمج في الانتفاخ المحيط الأكثر انتشارًا. في عام 1991، استُخدم تلسكوب هابل الفضائي لتصوير النواة الداخلية لمجرة أندروميدا. تتكون النواة من مجموعتين تفصل بينهما مسافة 1.5 فرسخ فلكي (4.9 سنة ضوئية ) . تقع المجموعة الأكثر سطوعًا، والمُشار إليها بـ P1، بعيدًا عن مركز المجرة. أما المجموعة الأقل سطوعًا، P2، فتقع في المركز الحقيقي للمجرة وتحتوي على عنقود نجمي مُدمج، يُسمى P3، [ 113 ] يضم العديد من النجوم من النوع A الساطعة في نطاق الأشعة فوق البنفسجية ، بالإضافة إلى الثقب الأسود فائق الكتلة ، المسمى M31*. [ 114 ] [ 115 ] يُصنف الثقب الأسود على أنه نواة مجرية نشطة منخفضة الإضاءة (LLAGN)، وقد تم رصده فقط في نطاقات الموجات الراديوية والأشعة السينية . [ 115 ] كان هادئًا في الفترة 2004-2005، ولكنه شهد تغيرات كبيرة في الفترة 2006-2007. [ 114 ] وحدث توهج إضافي للأشعة السينية في عام 2013. [ 116 ] قُدِّرت كتلة M31* بـ 3-5 × 10⁷ كتلة شمسية في عام 1993، [ 117 ] وبـ 1.1-2.3 × 10⁸ كتلة شمسية في عام 2005. [ 113 ] وقُدِّر تشتت سرعة المادة المحيطة به بحوالي 160 كم/ث (100 ميل/ث ) . [ 118 ]    

اقترح الباحثون أن النواة المزدوجة المرصودة يمكن تفسيرها إذا كانت P1 عبارة عن إسقاط لقرص من النجوم في مدار إهليلجي حول الثقب الأسود المركزي. [ 119 ] يُعزى هذا الإهليلج إلى بقاء النجوم عند نقطة الأوج المداري ، مما يُؤدي إلى تجمعها. وقد افترض الباحثون أن هذا القرص الإهليلجي ربما يكون قد تشكل نتيجة اندماج سابق لثقبين أسودين، حيث يُعتقد أن إطلاق موجات الجاذبية قد دفع النجوم إلى توزيعها الإهليلجي الحالي. [ 120 ] تحتوي P2 أيضًا على قرص مضغوط من النجوم الساخنة من الفئة الطيفية A. لا تظهر نجوم الفئة A بوضوح في المرشحات الحمراء، ولكنها تُهيمن على النواة في الضوء الأزرق والأشعة فوق البنفسجية، مما يجعل P2 تبدو أكثر بروزًا من P1. [ 121 ]

في حين افترض عند اكتشافها أن الجزء الأكثر سطوعًا من النواة المزدوجة هو بقايا مجرة ​​صغيرة "ابتلعتها" مجرة ​​أندروميدا، [ 122 ] لم يعد هذا تفسيرًا مقبولًا، ويعود ذلك أساسًا إلى أن مثل هذه النواة ستكون ذات عمر قصير للغاية بسبب التمزق المدّي الناتج عن الثقب الأسود المركزي. ورغم إمكانية تفسير ذلك جزئيًا إذا كان لدى P1 ثقب أسود خاص بها لتثبيتها، إلا أن توزيع النجوم في P1 لا يشير إلى وجود ثقب أسود في مركزها. [ 119 ]

مصادر منفصلة

مجرة أندروميدا في ضوء الأشعة السينية عالية الطاقة والأشعة فوق البنفسجية (صدر في 5 يناير 2016)

يبدو أنه بحلول أواخر عام 1968، لم يتم رصد أي أشعة سينية من مجرة ​​أندروميدا. [ 123 ] وفي 20 أكتوبر 1970 ، حددت رحلة بالونية الحد الأعلى للأشعة السينية الصلبة القابلة للرصد من مجرة ​​أندروميدا. [ 124 ] ونجح مسح Swift BAT الشامل للسماء في رصد أشعة سينية صلبة قادمة من منطقة مركزها على بعد 6 ثوانٍ قوسية من مركز المجرة. وتبين لاحقًا أن الانبعاث الذي يزيد عن 25 كيلو إلكترون فولت ينشأ من مصدر واحد يُدعى 3XMM J004232.1+411314 ، وتم تحديده كنظام ثنائي حيث يقوم جسم مضغوط ( نجم نيوتروني أو ثقب أسود) بتراكم المادة من نجم. [ 125 ]

تم رصد مصادر متعددة للأشعة السينية في مجرة ​​أندروميدا، باستخدام بيانات مرصد إكس إم إم نيوتن المداري التابع لوكالة الفضاء الأوروبية . افترض روبن بارنارد وزملاؤه أن هذه المصادر مرشحة لأن تكون ثقوبًا سوداء أو نجومًا نيوترونية ، تعمل على تسخين الغاز القادم إلى ملايين الكلفن ، مُصدرةً أشعة سينية. يُمكن التمييز بين النجوم النيوترونية والثقوب السوداء بشكل أساسي عن طريق قياس كتلها. [ 126 ] حددت حملة رصد لمهمة نوستار الفضائية 40 جسمًا من هذا النوع في المجرة. [ 127 ] في عام 2012، تم رصد ميكروكويزر ، وهو عبارة عن انفجار راديوي ينبعث من ثقب أسود أصغر، في مجرة ​​أندروميدا. يقع الثقب الأسود الأصلي بالقرب من مركز المجرة، وتبلغ كتلته حوالي 10 أضعاف كتلة الشمس . تم اكتشافه من خلال بيانات جمعها مسبار إكس إم إم نيوتن التابع لوكالة الفضاء الأوروبية، ورُصد لاحقًا بواسطة مهمة سويفت لرصد انفجارات أشعة غاما التابعة لناسا ، ومرصد تشاندرا للأشعة السينية ، ومصفوفة التلسكوبات الكبيرة جدًا ، ومصفوفة التلسكوبات ذات الخط الأساسي الطويل جدًا . وكان هذا الكوازار الصغير أول كوازار يُرصد داخل مجرة ​​أندروميدا، وأول كوازار يُرصد خارج مجرة ​​درب التبانة. [ 128 ]

التجمعات الكروية

التجمعات النجمية في مجرة ​​أندروميدا [ 129 ]

يوجد ما يقارب 460 عنقودًا كرويًا مرتبطًا بمجرة أندروميدا. [ 130 ] يُعدّ عنقود مايال الثاني (Mayall II) ، الملقب بالعنقود الكروي الأول (Globular One)، أضخم هذه العناقيد، إذ يتميز بلمعان يفوق أي عنقود كروي آخر معروف في المجموعة المحلية للمجرات. [ 131 ] يحتوي هذا العنقود على ملايين النجوم، ويبلغ لمعانه ضعف لمعان عنقود أوميغا قنطورس ، وهو ألمع عنقود كروي معروف في مجرة ​​درب التبانة. يتميز عنقود مايال الثاني (المعروف أيضًا بالعنقود الكروي الأول أو G1) بتعدد تجمعاته النجمية وبنيته الضخمة التي تفوق حجم العناقيد الكروية العادية. ونتيجة لذلك، يعتقد البعض أن مايال الثاني هو النواة المتبقية لمجرة قزمة ابتلعتها أندروميدا في الماضي البعيد. [ 132 ] أما العنقود الأكثر سطوعًا فهو G76، ويقع في النصف الشرقي من الذراع الجنوبي الغربي للمجرة. [ 26 ] عُثر على عنقود كروي ضخم آخر، يُسمى 037-B327 (المعروف أيضًا باسم Bol 37)، والذي اكتُشف في عام 2006، وهو مُحمر بشدة بفعل الغبار بين النجوم في مجرة ​​أندروميدا ، وكان يُعتقد أنه أكبر كتلة من مايال II وأكبر عنقود في المجموعة المحلية؛ [ 133 ] ومع ذلك، فقد أظهرت دراسات أخرى أنه في الواقع مشابه في خصائصه لمايال II. [ 134 ]

على عكس العناقيد الكروية لمجرة درب التبانة، التي تُظهر تشتتًا عمريًا منخفضًا نسبيًا، فإن العناقيد الكروية لمجرة أندروميدا تتمتع بنطاق عمري أوسع بكثير: من أنظمة قديمة قدم المجرة نفسها إلى أنظمة أصغر بكثير، تتراوح أعمارها بين بضع مئات الملايين من السنين إلى خمسة مليارات سنة. [ 135 ]

في عام ٢٠٠٥، اكتشف علماء الفلك نوعًا جديدًا تمامًا من التجمعات النجمية في مجرة ​​أندروميدا. تحتوي هذه التجمعات المكتشفة حديثًا على مئات الآلاف من النجوم، وهو عدد مماثل لما يوجد في التجمعات الكروية. ما يميزها عن التجمعات الكروية هو أنها أكبر بكثير - إذ يبلغ قطرها عدة مئات من السنين الضوئية - وأقل كثافة بمئات المرات. ولذلك، فإن المسافات بين النجوم أكبر بكثير داخل هذه التجمعات الممتدة المكتشفة حديثًا. [ ١٣٦ ]

من المرجح أن يكون للعنقود الكروي الأكثر ضخامة في مجرة ​​أندروميدا، B023-G078، ثقب أسود مركزي متوسط ​​تبلغ كتلته حوالي 100,000 كتلة شمسية. [ 137 ]

حدث PA-99-N2 وكوكب خارجي محتمل في المجرة

كان PA-99-N2 حدثًا لعدسة جاذبية دقيقة تم رصده في مجرة ​​أندروميدا عام 1999. أحد التفسيرات المحتملة لهذا الحدث هو تأثير عدسة الجاذبية على نجم عملاق أحمر، حيث تدور حوله نجمة كتلتها تتراوح بين 0.02 و3.6 ضعف كتلة الشمس ، مما يشير إلى احتمال وجود كوكب يدور حول هذه النجمة. يُفترض أن كتلة هذا الكوكب الخارجي المحتمل تبلغ 6.34 ضعف كتلة كوكب المشتري. وإذا تأكد وجوده نهائيًا، فسيكون أول كوكب خارج المجموعة الشمسية يُكتشف على الإطلاق . إلا أنه تم رصد بعض الشذوذات في هذا الحدث لاحقًا. [ 138 ]

المجرات القريبة والمجرات التابعة لها

مجرة أندروميدا مع المجرات التابعة لها M32 (في الوسط إلى اليسار فوق النواة المجرية ) و M110 (في الوسط إلى اليمين أسفل المجرة).

على غرار مجرة ​​درب التبانة، تضم مجرة ​​أندروميدا مجرات تابعة أصغر حجماً ، تتألف من أكثر من 20 مجرة ​​قزمة معروفة . يتشابه عدد المجرات القزمة في مجرة ​​أندروميدا إلى حد كبير مع عددها في مجرة ​​درب التبانة، إلا أن عدد المجرات التابعة فيها أكبر بكثير. [ 139 ] تُعدّ مجرتا M32 و M110 من أشهر المجرات التابعة وأكثرها سهولة في الرصد . استناداً إلى الأدلة الحالية، يبدو أن مجرة ​​M32 قد اقتربت من مجرة ​​أندروميدا في الماضي. ربما كانت M32 في السابق مجرة ​​أكبر حجماً، أزالت مجرة ​​M31 قرصها النجمي، وشهدت زيادة حادة في تكوين النجوم في مركزها، استمرت حتى وقت قريب نسبياً. [ 140 ]

يبدو أن مجرة ​​M110 تتفاعل أيضًا مع مجرة ​​أندروميدا، وقد وجد علماء الفلك في هالة الأخيرة تيارًا من النجوم الغنية بالمعادن، والتي يبدو أنها انتُزعت من هذه المجرات التابعة. [ 141 ] تحتوي M110 على ممر غباري، مما قد يشير إلى تكوّن نجوم حديث أو مستمر. [ 142 ] كما تحتوي مجرة ​​M32 على مجموعة نجمية فتية أيضًا. [ 143 ]

مجرة المثلث هي مجرة ​​غير قزمة تقع على بعد 750,000 سنة ضوئية من مجرة ​​أندروميدا. ولا يُعرف حاليًا ما إذا كانت تابعة لمجرة أندروميدا. [ 144 ]

في عام 2006، اكتُشف أن تسعًا من المجرات التابعة تقع في مستوى يتقاطع مع مركز مجرة ​​أندروميدا؛ فهي ليست مرتبة عشوائيًا كما هو متوقع من تفاعلات مستقلة. قد يشير هذا إلى أصل مدّي مشترك لهذه المجرات التابعة. [ 145 ]

اصطدام بمجرة درب التبانة

رسم توضيحي لمسار الاصطدام بين مجرة ​​درب التبانة ومجرة أندروميدا

تقترب مجرة ​​أندروميدا من مجرة ​​درب التبانة بسرعة تقارب 110 كيلومترات (68 ميلاً) في الثانية. [ 146 ] وقد قُيست سرعتها بالنسبة للشمس عند اقترابها منها بحوالي 300 كيلومتر في الثانية (190 ميلاً في الثانية) [ 1 ] ، بينما تدور الشمس حول مركز المجرة بسرعة تقارب 225 كيلومترًا في الثانية (140 ميلاً في الثانية) . وهذا يجعل مجرة ​​أندروميدا واحدة من حوالي 100 مجرة ​​قابلة للرصد ذات انزياح أزرق . [ 147 ] السرعة المماسية أو الجانبية لمجرة أندروميدا بالنسبة لمجرة درب التبانة غير مؤكدة، ولكن يُقدر أنها أقل من سرعة اقترابها. بعد قياس السرعة الجانبية لأول مرة، تم التنبؤ بأن أندروميدا ستصطدم مباشرة بمجرة درب التبانة في غضون حوالي 4 مليارات سنة. [ 148 ] ومع ذلك، فقد وجدت حسابات لاحقة، بما في ذلك قياس سرعة جانبية أعلى من مركبة غايا الفضائية وتأثير مجرات المجموعة المحلية الأخرى ، احتمالًا أقل بكثير للاندماج. [ 15 ]     

من النتائج المحتملة للاصطدام اندماج المجرتين لتشكيل مجرة ​​إهليلجية عملاقة [ 149 ] أو ربما مجرة ​​قرصية كبيرة [ 17 ] . وتكثر هذه الأحداث بين المجرات في مجموعات المجرات . ولا يزال مصير الأرض والنظام الشمسي في حال الاصطدام مجهولاً. وقبل اندماج المجرتين، ثمة احتمال ضئيل أن يُقذف النظام الشمسي من مجرة ​​درب التبانة أو أن ينضم إلى مجرة ​​أندروميدا [ 150 ] .

الملاحظة الهاوية

صورة مركبة تُظهر أحجام القمر ومجرة أندروميدا كما تُرى من الأرض. لاحظ أن هذه الصورة الفوتوغرافية تُظهر مساحة أكبر بكثير من المناطق الخارجية المظلمة للمجرة مما يستطيع الراصد الهاوي رؤيته. [ 151 ] [ 152 ]

في معظم ظروف الرؤية، تُعدّ مجرة ​​أندروميدا من أبعد الأجرام التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة ، وذلك لضخامتها الهائلة. ( يمكن رؤية M33 ، وبالنسبة للمراقبين ذوي البصر الحاد، يمكن رؤية M81 في سماء شديدة الظلام ). [ 153 ] [ 154 ] [ 155 ] [ 156 ] عادةً ما يُمكن تحديد كوكبة أندروميدا، التي تقع فيها المجرة، بمساعدة كوكبتي ذات الكرسي أو الفرس الأعظم ، اللتين يسهل تمييزهما من النظرة الأولى. يُمكن رؤية أندروميدا بوضوح خلال ليالي الخريف في نصف الكرة الشمالي عندما تمر عالياً فوق الرأس، لتصل إلى أعلى نقطة لها حوالي منتصف ليل أكتوبر، وقبل ذلك بساعتين في كل شهر لاحق. في أوائل المساء، تشرق من الشرق في سبتمبر وتغرب في الغرب في فبراير. [ 157 ] من نصف الكرة الجنوبي، يُمكن رؤية مجرة ​​أندروميدا بين أكتوبر وديسمبر، ويُفضل رؤيتها من أقصى الشمال. يمكن للمناظير أن تكشف بعض البنى الأكبر حجماً للمجرة ومجرتيها التابعتين الأكثر سطوعاً ، وهما M32 و M110 . [ 158 ] ويمكن لتلسكوب الهواة أن يكشف قرص مجرة ​​أندروميدا، وبعضاً من ألمع عناقيدها الكروية، وممرات الغبار المظلمة، وسحابة النجوم الكبيرة NGC 206. [ 159 ] [ 160 ]

انظر أيضاً

ملحوظات

  1. 1 2 القدر المطلق الأزرق −20.89 – دليل اللون 0.63 = −21.52
  2. ↑ هذا هو القطر كما تم قياسه باستخدام معيار D 25. تمتد الهالة لمسافة تصل إلى 67.45 كيلوبارسيك (220,000 سنة ضوئية). [ 10 ]
  3. ↑ على الرغم من تصنيفها كمجرة حلزونية غير قضيبية [ 1 ] وفقًا للملاحظات البصرية التي أجراها دي فوكولير وآخرون (1991)، [ 9 ] إلا أن الملاحظات الحديثة بالأشعة تحت الحمراء القريبة التي أجراها بيتون وآخرون (2007) تكشف عن انتفاخ مكعب الشكل في مركز المجرة. [ 94 ] انظر قسم  البنية لمزيد من التفاصيل.
  4. ↑ J00443799+4129236 تقع عند الإحداثيات السماوية R.A. 00 h 44 m 37.99 s , Dec. +41 °  29 ′  23.6 ″ .
  5. ↑ المتوسط ​​(787 ± 18، 770 ± 40، 772 ± 44، 783 ± 25) = 1/4 * (787 + 770 + 772 + 783) ± 1/4 * (18 2 + 40 2 + 44 2 + 25 2 ) 0.5 = 778 ± 17.
  6. ↑ القدر المطلق للون الأزرق هو -21.58 (انظر المرجع) – مؤشر اللون 0.63 = القدر المطلق المرئي هو -22.21

مراجع

  1. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 "نتائج مسييه 31" . ناسا / IPAC قاعدة بيانات خارج المجرة . ناسا / ايباك . تم الاسترجاع في 28 فبراير 2019 .
  2. 1 2 3 كاراتشينتسيف، إيغور د.؛ كاشيبادزه، أولغا ج. (2006). "تقدير كتل المجموعة المحلية ومجموعة M81 من التشوهات في مجال السرعة المحلي". الفيزياء الفلكية . 49 (1): 3-18 . Bibcode : 2006Ap.....49....3K . doi : 10.1007/s10511-006-0002-6 . S2CID 120973010 . 
  3. ↑ ريس، آدم ج.؛ فليري، يورغن؛ فالس-غابود، ديفيد (2012). "علاقات دورة النجوم المتغيرة من نوع سيفيد باللمعان في نطاق الأشعة تحت الحمراء القريبة والمسافة إلى مجرة ​​أندروميدا (M31) من كاميرا المجال الواسع 3 لتلسكوب هابل الفضائي". المجلة الفيزيائية الفلكية . 745 (2): 156. arXiv : 1110.3769 . Bibcode : 2012ApJ...745..156R . doi : 10.1088/0004-637X/745/2/156 . S2CID 119113794 . 
  4. ↑ "M 31" . تم الاطلاع عليه بتاريخ 30 سبتمبر 2018 .
  5. ^ جيل دي باز، أرماندو. بواسييه، صموئيل؛ مادور، باري F.؛ وآخرون . (2007). “أطلس GALEX للأشعة فوق البنفسجية للمجرات القريبة”. مجلة الفيزياء الفلكية . 173 (2): 185– 255. أرخايف : astro-ph/0606440 . بيب كود : 2007ApJS..173..185G . دوى : 10.1086/516636 . S2CID 119085482 .  
  6. 1 2 3 ريباس، إغناسي؛ جوردي, كارمي ; فيلارديل، فرانسيسك؛ وآخرون . (2005). “التحديد الأول للمسافة والخصائص الأساسية للثنائي الكسوف في مجرة ​​المرأة المسلسلة”. رسائل مجلة الفيزياء الفلكية . 635 (1): ق37 – ق40. أرخايف : astro-ph/0511045 . بيب كود : 2005ApJ...635L..37R . دوى : 10.1086/499161 . S2CID 119522151 .  
  7. ↑ "القيم المتوسطة لكتل ​​مجرتي درب التبانة وأندروميدا هي M G =0.8 + 0.4 − 0.3 × 10 12 M ☉  و M A =1.5 +0.5 −0.4 × 10¹² M☉  عند مستوى 68%" بيناروبيا ، خورخي؛ ما، ين-تشي؛ ووكر، ماثيو ج.؛ ماكوناتشي، آلان و. (29 يوليو 2014). " نموذج ديناميكي للتوسع الكوني المحلي" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 433 (3): 2204-2222 . arXiv : 1405.0306 . Bibcode : 2014MNRAS.443.2204P . doi : 10.1093/mnras/stu879 . S2CID 119295582 . لكن قارن بـ "[نُقدّر] الكتلة الفيروسية ونصف قطر المجرة بـ 0.8 × 10 ^ 12 ± 0.1 × 10 ^ 12 كتلة شمسية (1.59 × 10 ^42 ± 2.0 × 10^41 كجم ) " كافلي ، براجوال ر.؛ شارما، سانجيب؛ لويس، جيرينت ف.؛ وآخرون . (1 فبراير 2018). "الحاجة إلى السرعة: قياسات سرعة الإفلات والكتلة الديناميكية لمجرة أندروميدا" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 475 (3): 4043-4054 . arXiv : 1801.03949 . Bibcode : 2018MNRAS.475.4043K . doi : 10.1093/mnras / sty082 . ISSN 0035-8711 . S2CID 54039546 .         
  8. ↑ يونغ، كيلي (6 يونيو 2006). "مجرة أندروميدا تضم ​​تريليون نجم" . مجلة نيو ساينتست . تم الاطلاع عليه في 6 أكتوبر 2014 .
  9. 1 2 3 4 5 دي فوكولور، جيرارد؛ دي فوكولور، أنطوانيت؛ كوروين، هيرولد G.؛ بوتا، رونالد J .؛ باتوريل، جورج. فوكي، باسكال (1991). الكتالوج المرجعي الثالث للمجرات الساطعة . بيب كود : 1991rc3..كتاب .....د .
  10. ١ ٢ ٣ ٤ ٥ تشابمان، سكوت سي.؛ إيباتا، رودريغو أ.؛ لويس، جيرينت ف.؛ وآخرون . (٢٠٠٦). "جسم كروي مختار حركيًا، فقير بالمعادن، في ضواحي مجرة ​​أندروميدا (M31)". المجلة الفيزيائية الفلكية . ٦٥٣ (١): ٢٥٥-٢٦٦ . arXiv : astro-ph/0602604 . Bibcode : 2006ApJ...653..255C . doi : 10.1086/508599 . S2CID 14774482 .  انظر أيضًا البيان الصحفي بعنوان "هالة أندروميدا النجمية تُظهر أن أصل المجرة مشابه لأصل مجرة ​​درب التبانة" (بيان صحفي). قسم العلاقات الإعلامية في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا . 27 فبراير 2006. مؤرشف من الأصل في 9 مايو 2006. تم الاطلاع عليه في 24 مايو 2006 .
  11. ↑ ثيلكر، ديفيد أ.؛ براون، روبرت؛ والتربوس، رين أ.م.؛ كوربيلي، إدفيج؛ لوكمان، فيليكس ج.؛ مورفي، إدوارد؛ مادالينا، رونالد (2004). "حول استمرار تكوّن مجرة ​​أندروميدا: رصد سحب الهيدروجين المحايد في هالة مجرة ​​أندروميدا". المجلة الفيزيائية الفلكية . 601 (1): L39– L42. arXiv : astro-ph/0311571 . Bibcode : 2004ApJ...601L..39T . doi : 10.1086/381703 .
  12. كافلي ، براجوال ر.؛ شارما، سانجيب؛ لويس، جيرانت ف.؛ وآخرون . (1 فبراير 2018). "الحاجة إلى السرعة: قياسات سرعة الإفلات والكتلة الديناميكية لمجرة أندروميدا" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 475 (3): 4043-4054 . arXiv : 1801.03949 . Bibcode : 2018MNRAS.475.4043K . doi : 10.1093 /mnras/sty082 . ISSN 0035-8711 . S2CID 54039546 .   
  13. ↑ لوبيز-كوريدويرا، م.؛ برييتو، س. أليندي؛ غارزون، ف.؛ وانغ، هـ.؛ ليو، س.؛ دينغ، ل. (1 أبريل 2018). "اكتشاف نجوم قرصية في مجرة ​​درب التبانة على بُعد يزيد عن 25 كيلوبارسيك من مركزها" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 612 : L8. arXiv : 1804.03064 . Bibcode : 2018A & A...612L...8L . doi : 10.1051/0004-6361/201832880 – عبر aanda.org.
  14. 1 2 "مجرة درب التبانة تبلغ كتلتها 1.5 تريليون كتلة شمسية" . أسترونومي ناو . 11 مارس 2019. تم الاطلاع عليه بتاريخ 11 سبتمبر 2024 .
  15. 1 2 ساوالا، تيل؛ ديلوميل، جيهان؛ ديسون، أليس جيه؛ وآخرون (2 يونيو 2025). "لا يقين بشأن اصطدام مجرة ​​درب التبانة بمجرة أندروميدا" . مجلة نيتشر لعلم الفلك . 9 (8): 1206-1217 . arXiv : 2408.00064 . Bibcode : 2025NatAs...9.1206S . doi : 10.1038/s41550-025-02563-1 . 
  16. ↑ «تلسكوب هابل التابع لناسا يُظهر أن مجرة ​​درب التبانة مُقدّر لها أن تصطدم وجهاً لوجه» . ناسا. 31 مايو 2012. مؤرشف من الأصل في 4 يونيو 2014. تم الاطلاع عليه في 12 يوليو 2012 .
  17. 1 2 أويدا، جونكو؛ إيونو، دايسوكي؛ يون، مين س.؛ وآخرون (2014). "الغاز الجزيئي البارد في بقايا الاندماج. الجزء الأول: تكوين أقراص الغاز الجزيئي". سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 214 (1): 1. arXiv : 1407.6873 . Bibcode : 2014ApJS..214....1U . doi : 10.1088/0067-0049/214/1/1 . S2CID 716993 .  
  18. ↑ فرومرت، هارتموت؛ كرونبرغ، كريستين. "بيانات أجسام ميسييه، مرتبة حسب الحجم المرئي الظاهري" . SEDS . تم الاسترجاع في 22 يوليو 2024 .
  19. 1 2 "M 31، M 32 وM 110" . أجسام ميسييه المتحركة - خرائط ورسوم بيانية وصور . 15 أكتوبر 2016.
  20. ↑ "مجرة أندروميدا الصوفية" . إيان ريدباث . تم الاطلاع عليه بتاريخ 22 نوفمبر 2024 .
  21. ↑ "أقدم صورة لمجرة أخرى" . إيفان ديبونو . 16 سبتمبر 2015. تم الاطلاع عليه بتاريخ 22 نوفمبر 2024 .
  22. ↑ "مجرة أندروميدا (M31): الموقع والخصائص والصور" . Space.com . 10 يناير 2018.
  23. ↑ وايت، جافين (2008). علم النجوم البابلي: دليل مصور لعلم النجوم والأبراج في بابل القديمة . لندن: منشورات سولاريا. ص 165. 
  24. ↑ حافظ، إحسان (2010). عبد الرحمن الصوفي وكتابه عن النجوم الثابتة: رحلة إعادة اكتشاف (أطروحة دكتوراه). جامعة جيمس كوك. رمز Bibcode : 2010PhDT.......295H . تاريخ الاسترجاع: 23 يونيو 2016 .
  25. ↑ "تحديث النجوم ومراقبة مجرة ​​أندروميدا" . مدونة متحف العلوم . 9 ديسمبر 2023. تم الاطلاع عليه بتاريخ 14 يوليو 2025 .
  26. 1 2 كيبل، جورج روبرت؛ سانر، جلين دبليو (1998). دليل مراقب سماء الليل . المجلد. 1. ويلمان بيل. ص. 18. رقم ISBN   978-0-943396-58-3.
  27. ↑ ديفيدسون، نورمان (1985). علم الفلك والخيال: مقاربة جديدة لتجربة الإنسان للنجوم . روتليدج كيغان وبول. ص 203. ISBN  978-0-7102-0371-7.
  28. ↑ واغمان، م. (أغسطس 1987). "نجوم فلامستيد المفقودة". مجلة تاريخ علم الفلك . 18 (3): 211. Bibcode : 1987JHA....18..209W . doi : 10.1177/002182868701800305 . S2CID 118445625 . 
  29. ↑ كانط، إيمانويل (1969). التاريخ الطبيعي العالمي ونظرية السماوات . مطبعة جامعة ميشيغان.
  30. ↑ هيرشل، ويليام (1785). "في بناء السماوات" . المعاملات الفلسفية للجمعية الملكية في لندن . 75 : 213-266 . doi : 10.1098/rstl.1785.0012 . S2CID 186213203 . 
  31. ↑ باين-جابوشكين، سيسيليا هـ. (1953). "لماذا تتخذ المجرات شكلاً حلزونياً؟". مجلة ساينتفك أمريكان . 189 (3): 89-99 . Bibcode : 1953SciAm.189c..89P . doi : 10.1038/scientificamerican0953-89 . ISSN 0036-8733 . JSTOR 24944338 .  
  32. ↑ هوغينز، ويليام (1864). "حول أطياف بعض السدم" . المعاملات الفلسفية للجمعية الملكية في لندن . 154 : 437-444 . Bibcode : 1864RSPT..154..437H . doi : 10.1098/rstl.1864.0013 .
  33. 1 2 أوبيك، إرنست (1922). "تقدير مسافة سديم أندروميدا". المجلة الفيزيائية الفلكية . 55 : 406-410 . Bibcode : 1922ApJ....55..406O . doi : 10.1086/142680 . hdl : 10062/77274 .
  34. ↑ باكهاوس، توماس و. (1888). "سديم في أندروميدا ونوفا، 1885" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 48 (3): 108-110 . Bibcode : 1888MNRAS..48..108B . doi : 10.1093/mnras/48.3.108 .
  35. ↑ شوليك، ستيفن ج. "هابل يحدد المسافة إلى سديم أندروميدا | التاريخ | بدايات البحث | أبحاث EBSCO" . EBSCO . تم الاسترجاع في 20 فبراير 2026 .
  36. ↑ "المجرات - المستعرات العظمى، أندروميدا، السديم | بريتانيكا" . موسوعة بريتانيكا . مؤرشف من الأصل في 12 نوفمبر 2025. تم الاطلاع عليه في 20 فبراير 2026 .
  37. ^ روبرتس آي. (1888). "صور السدم M 31 و h 44 و h 51 Andromedae و M 27 Vulpeculae" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 49 (2): 65– 66. بيب كود : 1888MNRAS..49...65R . دوى : 10.1093/منراس/49.2.65 . ISSN 0035-8711 . 
  38. ↑ مكتبة الجمعية الفلكية الملكية/صورة علمية. "مجرة أندروميدا، القرن التاسع عشر - صورة مخزنة - C014/5148" . مكتبة الصور العلمية .
  39. ↑ سليفر، فيستو م. (1913). "السرعة الشعاعية لسديم أندروميدا". نشرة مرصد لويل . 1 (8): 56-57 . رمز Bibcode : 1913LowOB...2...56S .
  40. ^ "Seite:Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels.djvu/41 – ويكي مصدر" . de.wikisource.org (باللغة الألمانية).
  41. 1 2 كاراتشينتسيف، إيغور د.؛ كاراتشينتسيفا، فالنتينا إي.؛ هوختماير، والتر ك.؛ ماكاروف، ديمتري إي. (2004). "فهرس المجرات المجاورة" . المجلة الفلكية . 127 (4): 2031-2068 . Bibcode : 2004AJ....127.2031K . doi : 10.1086/382905 .
  42. 1 2 ماكوناتشي، آلان دبليو؛ إيروين، مايكل جيه؛ فيرغسون، أنيت إم إن؛ وآخرون (2005). "المسافات والتركيب المعدني لـ 17 مجرة ​​من المجموعة المحلية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 356 (4): 979-997 . arXiv : astro-ph/0410489 . Bibcode : 2005MNRAS.356..979M . doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08514.x . 
  43. ↑ كورتيس، هيبر دوست (1988). "المستعرات الجديدة في السدم الحلزونية ونظرية الكون الجزري" . منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 100 : 6. Bibcode : 1988PASP..100....6C . doi : 10.1086/132128 .
  44. 1 2 هابل، إدوين ب. (1929). "سديم حلزوني كنظام نجمي، مسييه 31" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 69 : 103-158 . Bibcode : 1929ApJ....69..103H . doi : 10.1086/143167 .
  45. 1 2 بادي، والتر (1944). "دقة مسييه 32، NGC 205، والمنطقة المركزية لسديم أندروميدا" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 100 : 137. Bibcode : 1944ApJ...100..137B . doi : 10.1086/144650 .
  46. ↑ غريبين، جون ر. (2001). ميلاد الزمن: كيف يقيس علماء الفلك عمر الكون . مطبعة جامعة ييل . ص 151. ISBN  978-0-300-08914-1.
  47. ↑ براون، روبرت هانبري؛ هازارد، سيريل (1950). "إشعاع الترددات الراديوية من السديم العظيم في مجرة ​​أندروميدا (M.31)". مجلة نيتشر . 166 (4230): 901-902 . Bibcode : 1950Natur.166..901B . doi : 10.1038/166901a0 . S2CID 4170236 . 
  48. ↑ براون، روبرت هانبري؛ هازارد، سيريل (1951). "انبعاثات الراديو من سديم أندروميدا" . MNRAS . 111 (4): 357–367 . Bibcode : 1951MNRAS.111..357B . doi : 10.1093/mnras/111.4.357 .
  49. ↑ فان دير كرويت، بيت سي؛ ألين، رونالد جيه (1976). "مورفولوجيا الطيف الراديوي المتصل للمجرات الحلزونية". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 14 (1): 417-445 . Bibcode : 1976ARA & A..14..417V . doi : 10.1146/annurev.aa.14.090176.002221 .
  50. ↑ PASP 1960، ص 72
  51. ↑ مجلة الفيزياء الفلكية 1962، 136، ص 692
  52. ↑ "صورة بانورامية لمجرة أندروميدا من تلسكوب هابل (مع شروح توضيحية)" . www.esahubble.org . تاريخ الاطلاع: 17 فبراير 2025 .المجال العامتتضمن هذه المقالة نصًا من هذا المصدر، وهو متاح للعموم .
  53. ^ إنجروسو، غابرييل. كالتشي نوفاتي، سيباستيانو؛ دي باوليس، فرانشيسكو؛ وآخرون . (2009). "عدسة البكسل كوسيلة لاكتشاف الكواكب خارج المجموعة الشمسية في M31" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 399 (1): 219– 228. أرخايف : 0906.1050 . بيب كود : 2009MNRAS.399..219I . دوى : 10.1111/j.1365-2966.2009.15184.x . S2CID 6606414 .  
  54. ↑ بيك، راينر؛ بيرخويسن، إيلي م.؛ جيسوبيل، رينيه؛ وآخرون (2020). "المجالات المغناطيسية والأشعة الكونية في M 31". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 633 : A5. arXiv : 1910.09634 . Bibcode : 2020A & A...633A...5B . doi : 10.1051/0004-6361/201936481 . S2CID 204824172 .  
  55. ↑ "AstroBin" . app.astrobin.com . تم الاطلاع عليه في 5 يونيو 2025 .
  56. ↑ فيسن، روبرت أ.؛ كيمسفينجر، ستيفان؛ مايكل شول، ج.؛ دريكسلر، مارسيل؛ ستروتنر، خافيير؛ ساينتي، يان؛ فولز، براي؛ فيرنيس، كريستوف؛ مارتينو، نيكولاس؛ ووكر، شون؛ روبرت، جاستن (2023). "الخصائص المكانية والانبعاثية لسديم انبعاث [ O III ] الكبير بالقرب من M31" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 957 (2): 82. arXiv : 2307.06308 . Bibcode : 2023ApJ...957...82F . doi : 10.3847/1538-4357/acfe0d .
  57. ^ لومبريراس كالي، أ. فرنانديز-أونتيفيروس، JA؛ إنفانتي ساينز، ر.؛ أخلاقي، م.؛ مونتورو مولينا، ب. بيريز دياز، ب. ديل بينو، أ.؛ فيفيس أرياس، هـ؛ هيرنان كاباليرو، أ؛ لوبيز-سانجوان، سي؛ مارتن غيريرو، MA؛ اسكندرلو، س. إديروكلايت، أ. (2025). “حجاب أندروميدا الضعيف: سديم درب التبانة المحتمل يتجه نحو M31”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 704 : أ224. أرخايف : 2412.08327 . دوى : 10.1051/0004-6361/202453413 .
  58. ↑ أوغل، باتريك؛ بيترسن، مارك؛ شيفر، تيم؛ ماكالوم، لويس؛ نورييغا-كريسبو، ألبرتو؛ مايكل ريتش، ر.؛ سيباستيان، بيني؛ بيورك، كارل؛ بودي، ستيف؛ تشيناسوامي، سينديل؛ دريشسلر، مارسيل؛ كوتاري، تارون؛ ساينتي، يان؛ سباركمان، باتريك؛ ستروتنر، خافيير (2025). "SDSO1 عبارة عن صدمة قوسية لسديم كوكبي شبحي أمام M31". arXiv : 2507.15834 [ astro-ph.GA ].
  59. ↑ هولاند، ستيفن (1998). "المسافة إلى نظام العنقود الكروي M31". المجلة الفلكية . 115 (5): 1916-1920 . arXiv : astro-ph/9802088 . Bibcode : 1998AJ....115.1916H . doi : 10.1086/300348 . S2CID 16333316 . 
  60. ↑ ستانيك، كريستوف ز.؛ غارنافيتش، بيتر م. (1998). "المسافة إلى مجرة ​​أندروميدا باستخدام تلسكوب هابل الفضائي ونجوم هيباركوس الحمراء". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 503 (2): 131-141 . arXiv : astro-ph/9802121 . Bibcode : 1998ApJ...503L.131S . doi : 10.1086/311539 . S2CID 6383832 . 
  61. 1 2 هامر، ف؛ يانغ، ي ب؛ وانغ، ج ل؛ إيباتا، ر؛ فلوريس، هـ؛ بويش، م (1 أبريل 2018). "نموذج اندماج رئيسي عمره 2-3 مليارات سنة لمجرة أندروميدا وضواحيها" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 475 (2): 2754-2767 . arXiv : 1801.04279 . doi : 10.1093/mnras/stx3343 .
  62. ↑ ديسوزا، ريتشارد؛ بيل، إريك ف. (سبتمبر 2018). "أهم اندماج لمجرة أندروميدا قبل حوالي ملياري سنة باعتباره السلف المحتمل لمجرة M32" . مجلة نيتشر لعلم الفلك . 2 (9): 737-743 . arXiv : 1807.08819 . Bibcode : 2018NatAs...2..737D . doi : 10.1038/s41550-018-0533-x . ISSN 2397-3366 . S2CID 256713163 .  
  63. ↑ دورمان، كلير إي.؛ جوهاثاكورتا، بوراجرا؛ سيث، أنيل سي.؛ وايز، دانيال آر.؛ بيل، إريك إف.؛ دالكانتون، جوليان جيه.؛ جيلبرت، كارولين إم.؛ هامرين، كاثرين إم.؛ لويس، أليكسيا آر.؛ سكيلمان، إيفان دي.؛ تولوبا، إليسا؛ ويليامز، بنجامين إف. (9 أبريل 2015). "ارتباط واضح بين العمر وتشتت السرعة في القرص النجمي لمجرة أندروميدا". المجلة الفيزيائية الفلكية . 803 (1): 24. arXiv : 1502.03820 . Bibcode : 2015ApJ...803...24D . doi : 10.1088/0004-637X/803/1/24 . S2CID 119223754 . 
  64. ↑ ويليامز، بنجامين ف.؛ دالكانتون، جوليان ج.؛ دولفين، أندرو إي.؛ وايز، دانيال ر.؛ لويس، أليكسيا ر.؛ لانغ، داستن؛ بيل، إريك ف.؛ بوير، مارثا؛ فوسنو، مورغان؛ جيلبرت، كارولين م.؛ موناتشيسي، أنتونيلا؛ سكيلمان، إيفان (5 يونيو 2015). "حدث عالمي لتكوين النجوم في مجرة ​​أندروميدا 31 قبل 2-4 مليارات سنة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 806 (1): 48. arXiv : 1504.02120 . Bibcode : 2015ApJ...806...48W . doi : 10.1088/0004-637X/806/1/48 . S2CID 118435748 . 
  65. ^ إيباتا ، رودريجو. اروين، مايكل. لويس، جيرينت. فيرغسون، أنيت MN؛ تنوير ، نيال (يوليو 2001). “تيار عملاق من النجوم الغنية بالمعادن في هالة المجرة M31”. طبيعة . 412 (6842): 49–52 . أرخايف : astro-ph/0107090 . بيب كود : 2001Natur.412...49I . دوى : 10.1038/35083506 . بميد 11452300 . S2CID 4413139 .  
  66. ↑ باتيل، إكتا؛ بيسلا، غورتينا ؛ سون، سانغمو توني (1 فبراير 2017). "مدارات المجرات التابعة الضخمة - الجزء الأول: نظرة فاحصة على سحابة ماجلان الكبرى وتاريخ مداري جديد لمجرة M33" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 464 (4): 3825-3849 . arXiv : 1609.04823 . doi : 10.1093/mnras/stw2616 . hdl : 10150/623269 .
  67. ↑ "هابل يكتشف هالة عملاقة حول مجرة ​​أندروميدا" . تم الاطلاع عليه بتاريخ 14 يونيو 2015 .
  68. ↑ بيناروبيا، خورخي؛ ما، ين-تشي؛ ووكر، ماثيو ج.؛ ماكوناتشي، آلان و. (29 يوليو 2014). "نموذج ديناميكي للتوسع الكوني المحلي" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 433 (3): 2204-2222 . arXiv : 1405.0306 . Bibcode : 2014MNRAS.443.2204P . doi : 10.1093/mnras/stu879 . S2CID 119295582 . 
  69. 1 2 كافلي، براجوال ر.؛ شارما، سانجيب؛ لويس، جيرانت ف.؛ وآخرون . (2018). "الحاجة إلى السرعة: قياسات سرعة الإفلات والكتلة الديناميكية لمجرة أندروميدا" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 475 (3): 4043-4054 . arXiv : 1801.03949 . Bibcode : 2018MNRAS.475.4043K . doi : 10.1093/mnras/ sty082 . S2CID 54039546 .  
  70. ↑ كافلي، براجوال ر.؛ شارما، سانجيب؛ لويس، جيرينت ف.؛ روبوثام، آرون س. ج.؛ درايفر، سيمون ب. (2018). "الحاجة إلى السرعة: قياسات سرعة الإفلات والكتلة الديناميكية لمجرة أندروميدا" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 475 (3): 4043-4054 . arXiv : 1801.03949 . Bibcode : 2018MNRAS.475.4043K . doi : 10.1093/mnras/sty082 . S2CID 54039546 . 
  71. ↑ "مجرة درب التبانة تربطها علاقات مع جارتها في سباق تسلح مجري" . 15 فبراير 2018.
  72. ↑ ساينس، سامانثا ماثيوسون، ٢٠ فبراير ٢٠١٨، الساعة ٧:٠٥:٢٦ مساءً بتوقيت غرينتش؛ علم الفلك (٢٠ فبراير ٢٠١٨). "مجرة أندروميدا ليست أكبر من مجرة ​​درب التبانة في نهاية المطاف" . Space.com .{{cite web}}: صيانة CS1: الأسماء الرقمية: قائمة المؤلفين ( رابط )
  73. 1 2 كاليرائي، جيسونجوت سينغ؛ جيلبرت، كارولين م.؛ جوهاثاكورتا، بوراجرا؛ وآخرون (2006). "الهالة الفقيرة بالمعادن لمجرة أندروميدا الحلزونية (M31)". مجلة الفيزياء الفلكية . 648 (1): 389-404 . arXiv : astro-ph/0605170 . Bibcode : 2006ApJ...648..389K . doi : 10.1086/505697 . S2CID 15396448 .  
  74. ↑ بارمبي، بولين؛ آشبي، ماثيو إل إن؛ بيانكي، لوسيانا؛ وآخرون (2006). "أمواج غبارية على بحر مرصع بالنجوم: رؤية الأشعة تحت الحمراء المتوسطة لمجرة أندروميدا M31". المجلة الفيزيائية الفلكية . 650 (1): L45– L49. arXiv : astro-ph/0608593 . Bibcode : 2006ApJ...650L..45B . doi : 10.1086/508626 . S2CID 16780719 .  
  75. ↑ بارمبي، بولين؛ آشبي، ماثيو إل إن؛ بيانكي، لوسيانا؛ وآخرون (2007). "تصحيح: أمواج غبارية على بحر مرصع بالنجوم: رؤية الأشعة تحت الحمراء المتوسطة لـ M31 " . المجلة الفيزيائية الفلكية . 655 (1): L61. Bibcode : 2007ApJ...655L..61B . doi : 10.1086/511682 . 
  76. ↑ تام، أنتي؛ تمبل، إلمو؛ تينجيس، بيتر؛ وآخرون (2012). "خريطة الكتلة النجمية وتوزيع المادة المظلمة في مجرة ​​أندروميدا M31". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 546 : A4. arXiv : 1208.5712 . Bibcode : 2012A & A...546A...4T . doi : 10.1051/0004-6361/201220065 . S2CID 54728023 .  
  77. ↑ كافلي، براجوال ر.؛ شارما، سانجيب؛ لويس، جيرانت ف.؛ روبوثام، آرون س. ج.؛ درايفر، سيمون ب. (2018). "الحاجة إلى السرعة: قياسات سرعة الإفلات والكتلة الديناميكية لمجرة أندروميدا" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 475 (3): 4043-4054 . arXiv : 1801.03949 . Bibcode : 2018MNRAS.475.4043K . doi : 10.1093/mnras/sty082 . S2CID 54039546 . 
  78. ↑ داونر، بيثاني؛ تلسكوب، وكالة الفضاء الأوروبية/هابل (10 مارس 2019). "هابل وجايا يكشفان عن وزن مجرة ​​درب التبانة: 1.5 تريليون كتلة شمسية" .
  79. ↑ ستار، ميشيل (8 مارس 2019). "أحدث حساب لكتلة مجرة ​​درب التبانة غيّر ما نعرفه عن مجرتنا" . ScienceAlert.com . مؤرشف من الأصل في 8 مارس 2019. تم الاطلاع عليه في 8 مارس 2019 .
  80. ↑ واتكينز، لورا ل.؛ فان دير ماريل، رويلاند ب.؛ سون، سانغمو توني؛ وين إيفانز، ن.؛ وآخرون . (مارس 2019). "دليل على وجود مجرة ​​درب التبانة متوسطة الكتلة من حركات العناقيد الكروية في هالة غايا DR2" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 873 (2): 118. arXiv : 1804.11348 . Bibcode : 2019ApJ...873..118W . doi : 10.3847/1538-4357/ab089f . ISSN 1538-4357 . S2CID 85463973 .   
  81. ↑ براون، روبرت؛ ثيلكر، ديفيد أ.؛ والتربوس، رينيه أ.م.؛ كوربيلي، إدفيج (2009). "فسيفساء عالية الدقة واسعة المجال لخط الهيدروجين المحايد لمسييه 31. الجزء الأول: الغاز الذري المعتم وكثافة معدل تكوين النجوم". المجلة الفيزيائية الفلكية . 695 (2): 937-953 . arXiv : 0901.4154 . Bibcode : 2009ApJ...695..937B . doi : 10.1088/0004-637X/695/2/937 . S2CID 17996197 . 
  82. ↑ درين، بروس ت.؛ أنيانو، غونزالو؛ كراوس، أوليفر؛ وآخرون (2014). "غبار أندروميدا". المجلة الفيزيائية الفلكية . 780 (2): 172. arXiv : 1306.2304 . Bibcode : 2014ApJ...780..172D . doi : 10.1088/0004-637X/780/2/172 . S2CID 118999676 .  
  83. ↑ "موقع هابل - مركز الأخبار - هابل يكتشف هالة عملاقة حول مجرة ​​أندروميدا (05/07/2015) - القصة الكاملة" . hubblesite.org . تم الاطلاع عليه بتاريخ 7 مايو 2015 .
  84. ↑ جيبهارد، ماريسا (7 مايو 2015). "هابل يكتشف هالة ضخمة حول مجرة ​​أندروميدا" . أخبار جامعة نوتردام .
  85. ↑ لينهير، نيكولاس؛ هاوك، كريس؛ واكر، بارت (25 أبريل 2014). "دليل على وجود وسط محيطي ضخم وممتد حول مجرة ​​أندروميدا". المجلة الفيزيائية الفلكية . 804 (2): 79. arXiv : 1404.6540 . Bibcode : 2015ApJ...804...79L . doi : 10.1088/0004-637x/804/2/79 . S2CID 31505650 . 
  86. ↑ جينر، لين (7 مايو 2015). "تلسكوب هابل التابع لناسا يكتشف هالة عملاقة حول مجرة ​​أندروميدا" . ناسا . تم الاطلاع عليه بتاريخ 7 مايو 2015 .
  87. 1 2 فان دن بيرغ، سيدني (1999). "المجموعة المحلية من المجرات". مجلة علم الفلك والفيزياء الفلكية . 9 ( 3-4 ): 273-318 . Bibcode : 1999A & ARv...9..273V . doi : 10.1007/s001590050019 . S2CID 119392899 . 
  88. ↑ موسكفيتش، كاتيا (25 نوفمبر 2010). "أندروميدا 'ولدت نتيجة تصادم'"" . بي بي سي نيوز . مؤرشف من الأصل في 26 نوفمبر 2010. تم الاطلاع عليه في 25 نوفمبر 2010 .
  89. ↑ كاراتشينتسيف، إيغور د.؛ كاراتشينتسيفا، فالنتينا إي.؛ هوختماير، والتر ك.؛ ماكاروف، ديمتري إي. (2003). "فهرس المجرات المجاورة" . المجلة الفلكية . 127 (4): 2031-2068 . Bibcode : 2004AJ....127.2031K . doi : 10.1086/382905 .
  90. ↑ ماكول، مارشال ل. (2014). "مجلس العمالقة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 440 (1): 405-426 . arXiv : 1403.3667 . Bibcode : 2014MNRAS.440..405M . doi : 10.1093/mnras/ stu199 . S2CID 119087190 . 
  91. ↑ تمبل، إلمو؛ تام، أنتي؛ تينجيس، بيتر (2010). "القياس الضوئي السطحي المصحح للغبار للمجرة M31 من رصد سبيتزر بالأشعة تحت الحمراء البعيدة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 509 : A91. arXiv : 0912.0124 . Bibcode : 2010A & A...509A..91T . doi : 10.1051/0004-6361/200912186 . S2CID 118705514. wA91. 
  92. ↑ ليلر، ويليام؛ ماير، بن (1987). "معدل إنتاج المستعرات العظمى في المجرة" . منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 99 : 606-609 . Bibcode : 1987PASP...99..606L . doi : 10.1086/132021 . S2CID 122526653 . 
  93. ↑ موتش، سيمون جيه؛ كروتون، دارين جيه؛ بول، غريغوري بي. (2011). "أزمة منتصف العمر لمجرة درب التبانة ومجرة أندروميدا". المجلة الفيزيائية الفلكية . 736 (2): 84. arXiv : 1105.2564 . Bibcode : 2011ApJ...736...84M . doi : 10.1088/0004-637X/736/2/84 . S2CID 119280671 . 
  94. ↑ بيتون، راشيل ل.؛ ماجوسكي، ستيفن ر.؛ جوهاثاكورتا، بوراجرا؛ وآخرون . (1 أبريل 2007). "الكشف عن الانتفاخ والقضيب الصندوقي لمجرة أندروميدا الحلزونية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 658 (2): L91– L94. arXiv : astro-ph/0605239 . Bibcode : 2007ApJ...658L..91B . doi : 10.1086/514333 . ISSN 0004-637X . S2CID 889325 .   
  95. ↑ "أبعاد المجرات" . ned.ipac.caltech.edu .
  96. ↑ "أطلس مجرة ​​أندروميدا" . ned.ipac.caltech.edu .
  97. ↑ «علماء الفلك يعثرون على دليل على وجود انحناء شديد في القرص النجمي لمجرة أندروميدا» (بيان صحفي). جامعة كاليفورنيا، سانتا كروز . 9 يناير 2001. مؤرشف من الأصل في 19 مايو 2006. تم الاطلاع عليه في 24 مايو 2006 .
  98. ↑ روبين، فيرا سي؛ فورد، دبليو. كينت الابن (1970). "دوران سديم أندروميدا من خلال مسح طيفي للانبعاثات". المجلة الفيزيائية الفلكية . 159 : 379. Bibcode : 1970ApJ...159..379R . doi : 10.1086/150317 . S2CID 122756867 . 
  99. ↑ آرب، هالتون (1964). "البنية الحلزونية في مجرة ​​أندروميدا" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 139 : 1045. رمز Bibcode : 1964ApJ...139.1045A . doi : 10.1086/147844 .
  100. ↑ فان دن بيرغ، سيدني (1991). "التجمعات النجمية في مجرة ​​أندروميدا 31" . منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 103 : 1053-1068 . Bibcode : 1991PASP..103.1053V . doi : 10.1086/132925 . S2CID 249711674 . 
  101. ↑ هودج، بول دبليو. (1966). المجرات وعلم الكونيات . ماكجرو هيل.
  102. ↑ سيميان، فرانسوا؛ بيليه، أندريه؛ مونيه، غي؛ وآخرون (1978). "البنية الحلزونية لمجرة أندروميدا - دراسة مورفولوجية". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 67 (1): 73-79 . Bibcode : 1978A & A....67...73S . 
  103. ↑ هاس، مارتن (2000). "الغبار البارد في مجرة ​​أندروميدا كما رسمه جهاز ISO". الوسط بين النجوم في مجرتي أندروميدا وأندروميدا. وقائع ندوة WE-Heraeus 232 : 69-72 . رمز Bibcode : 2000immm.proc...69H .
  104. ↑ والتربوس، رينيه إيه إم؛ كينيكوت، روبرت سي جونيور (1988). "دراسة بصرية للنجوم والغبار في مجرة ​​أندروميدا". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 198 : 61-86 . رمز Bibcode : 1988A & A...198...61W .
  105. 1 2 غوردون، كارل د.؛ بايلين، ج.؛ إنجلبرشت، تشارلز و.؛ وآخرون . (2006). "التصوير بالأشعة تحت الحمراء لمجرة M31 بواسطة تلسكوب سبيتزر MIPS: دليل إضافي على بنية حلزونية حلقية مركبة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 638 (2): L87– L92. arXiv : astro-ph/0601314 . Bibcode : 2006ApJ...638L..87G . doi : 10.1086/501046 . S2CID 15495044 .  
  106. ↑ براون، روبرت (1991). "توزيع وحركة الغاز المحايد، منطقة الهيدروجين المتعادل في مجرة ​​أندروميدا" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 372 : 54-66 . Bibcode : 1991ApJ...372...54B . doi : 10.1086/169954 .
  107. ↑ «منظمة ISO تكشف عن الحلقات الخفية لمجرة أندروميدا» (بيان صحفي). وكالة الفضاء الأوروبية . ١٤ أكتوبر ١٩٩٨. تاريخ الاطلاع: ٢٤ مايو ٢٠٠٦ .
  108. ↑ موريسون، هيذر؛ كالدويل، نيلسون؛ هاردينغ، بول؛ وآخرون ( 2008). "تجمعات النجوم الفتية في M31". المجرات في الحجم المحلي . وقائع الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. المجلد 5. الصفحات 227-230 . arXiv : 0708.3856 . Bibcode : 2008ASSP....5..227M . doi : 10.1007/978-1-4020-6933-8_50 . ISBN    978-1-4020-6932-1. S2CID 17519849 . 
  109. ↑ باجاني، لوران؛ ليكو، جيمس؛ سيزارسكي، دييغو؛ وآخرون (1999). "ملاحظات الأشعة تحت الحمراء المتوسطة والأشعة فوق البنفسجية البعيدة لحلقة تكوين النجوم في M 31". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 351 : 447-458 . arXiv : astro-ph/9909347 . Bibcode : 1999A & A...351..447P . 
  110. ↑ أغيلار، ديفيد أ.؛ بولام، كريستين (18 أكتوبر 2006). "كشف المؤامرة! علماء الفلك يلقون القبض على الجاني في حادثة دهس وفرار في المجرة" . مركز هارفارد-سميثسونيان للفيزياء الفلكية . مؤرشف من الأصل في 8 أكتوبر 2014. تم الاطلاع عليه في 6 أكتوبر 2014 .
  111. ↑ بلوك، ديفيد ل.؛ بورنو، فريدريك؛ كومبس، فرانسواز؛ وآخرون (2006). "اصطدام شبه مباشر كأصل للحلقات غير المركزية في مجرة ​​أندروميدا". مجلة نيتشر . 443 (1): 832-834 . arXiv : astro-ph/0610543 . Bibcode : 2006Natur.443..832B . doi : 10.1038/nature05184 . PMID: 17051212. S2CID : 4426420 .   
  112. ↑ بولوك، جيمس س.؛ جونستون، كاثرين ف. (2005). "تتبع تكوين المجرات باستخدام الهالات النجمية 1: الأساليب". المجلة الفيزيائية الفلكية . 635 (2): 931-949 . arXiv : astro-ph/0506467 . Bibcode : 2005ApJ...635..931B . doi : 10.1086/497422 . S2CID 14500541 . 
  113. بندر، رالف؛ كورميندي، جون؛ باور، غاري؛ وآخرون (2005). "مطيافية HST STIS للنواة الثلاثية لمجرة M31: قرصان متداخلان يدوران دورانًا كبلريًا حول ثقب أسود فائق الكتلة". مجلة الفيزياء الفلكية . 631 ( 1 ): 280-300 . arXiv : astro-ph/0509839 . Bibcode : 2005ApJ...631..280B . doi : 10.1086/432434 . S2CID 53415285 .  
  114. 1 2 غارسيا، مايكل ر.؛ هيكستال، ريتشارد؛ باغانوف، فريدريك ك.؛ غالاتشي، خوسيه؛ ميليا، فولفيو؛ موراي، ستيفن س.؛ بريميني، ف. أ.؛ سجويرمان، لورانت أ.؛ ويليامز، بن (1 فبراير 2010). "تغيرات الأشعة السينية والموجات الراديوية لـ M31*، الثقب الأسود النووي فائق الكتلة في مجرة ​​أندروميدا" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 710 (1): 755-763 . arXiv : 0907.4977 . Bibcode : 2010ApJ...710..755G . doi : 10.1088/0004-637X/710/1/755 . hdl : 1721.1/96091 . ISSN 0004-637X . 
  115. 1 2 يانغ، يانغ؛ لي، تشييوان؛ شويرمان، لورانت أو. يوان فنغ. شين، تشي تشيانغ (1 أغسطس 2017). "ملاحظات مراقبة كبيرة جدًا لصفيف متعدد النطاقات لـ M31 *" . مجلة الفيزياء الفلكية . 845 (2): 140. أرخايف : 1707.08317 . بيب كود : 2017ApJ...845..140Y . دوى : 10.3847/1538-4357/aa8265 . ISSN 0004-637X . 
  116. ↑ ديكربي، ستيفن؛ تشانغ، شو؛ إيروين، جيمي (1 مارس 2025). "خمسة عشر عامًا من تغيرات الأشعة السينية والتوهجات في مجرة ​​أندروميدا M31*" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 981 (1): 50. arXiv : 2502.01365 . Bibcode : 2025ApJ...981...50D . doi : 10.3847/1538-4357/adb1d5 . ISSN 0004-637X . 
  117. ↑ لاور، تود ر.؛ فابر، ساندرا م.؛ غروث، إدوارد ج.؛ وآخرون (1993). "ملاحظات الكاميرا الكوكبية للنواة المزدوجة لمجرة M31" (ملف PDF) . المجلة الفلكية . 106 (4): 1436-1447 ، 1710-1712 . Bibcode : 1993AJ....106.1436L . doi : 10.1086/116737 . 
  118. ↑ جيبهاردت، كارل؛ بيندر، رالف؛ باور، غاري؛ وآخرون (يونيو 2000). "علاقة بين كتلة الثقب الأسود النووي وتشتت سرعة المجرة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 539 (1): L13– L16. arXiv : astro-ph/0006289 . Bibcode : 2000ApJ...539L..13G . doi : 10.1086/312840 . S2CID 11737403 .  
  119. 1 2 تريمين، سكوت (1995). "نموذج قرص لا مركزي لنواة مجرة ​​M31". المجلة الفلكية . 110 : 628-633 . arXiv : astro-ph/9502065 . Bibcode : 1995AJ....110..628T . doi : 10.1086/117548 . S2CID 8408528 . 
  120. ↑ أكيبا، تاتسويا؛ ماديجان، آن ماري (1 نوفمبر 2021). "حول تكوين قرص نووي لا مركزي عقب ارتداد الجاذبية لثقب أسود فائق الكتلة" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 921 (1): L12. arXiv : 2110.10163 . Bibcode : 2021ApJ...921L..12A . doi : 10.3847/2041-8213/ac30d9 . ISSN 2041-8205 . S2CID 239049969 .  
  121. ↑ «تلسكوب هابل الفضائي يكتشف نواة مزدوجة في مجرة ​​أندروميدا» (بيان صحفي). مكتب أخبار هابل. 20 يوليو 1993. تاريخ الاطلاع: 26 مايو 2006 .
  122. ↑ شيوي، فيليب ف.؛ شتاين، بن (26 يوليو 1993). "مجرة أندروميدا ذات نواة مزدوجة" . تحديث أخبار الفيزياء . المعهد الأمريكي للفيزياء . مؤرشف من الأصل في 15 أغسطس 2009. تم الاسترجاع في 10 يوليو 2009 .
  123. ↑ فوجيموتو، ميتسواكي؛ هاياكاوا، ساتيو؛ كاتو، تاكاكو (1969). "العلاقة بين كثافة مصادر الأشعة السينية والغاز بين النجوم". الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء . 4 (1): 64-83 . Bibcode : 1969Ap & SS...4...64F . doi : 10.1007/BF00651263 . S2CID 120251156 . 
  124. ↑ بيترسون، ل. إي. (1973). "مصادر الأشعة السينية الكونية الصلبة" . في برادت، هـ.؛ جياكوني، ر. (محرران). علم فلك الأشعة السينية وأشعة غاما . دوردريخت: سبرينغر هولندا. ص 51-73 . doi : 10.1007/978-94-010-2585-0_5 . ISBN  978-90-277-0337-8.
  125. ↑ ماريلي، مارتينو؛ تينغو، أندريا؛ دي لوكا، أندريا؛ وآخرون (2017). "اكتشاف انخفاضات دورية في ألمع مصدر للأشعة السينية الصلبة في مجرة ​​M31 باستخدام EXTraS" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 851 (2): L27. arXiv : 1711.05540 . Bibcode : 2017ApJ...851L..27M . doi : 10.3847/2041-8213/aa9b2e . S2CID 119266242 .  
  126. ↑ بارنارد، روبن؛ كولب، أولريش سي؛ أوزبورن، جوليان بي (2005). "توقيت مجموعة الأشعة السينية الساطعة لنواة مجرة ​​أندروميدا باستخدام مرصد إكس إم إم-نيوتن". arXiv : astro-ph/0508284 .
  127. ↑ "مسح مجرة ​​أندروميدا باستخدام تقنية الرؤية بالأشعة السينية عالية الطاقة" . مختبر الدفع النفاث . 5 يناير 2016. تم الاطلاع عليه بتاريخ 22 سبتمبر 2018 .
  128. ↑ بروستاك، سيرجيو (14 ديسمبر 2012). "الكوكب الصغير في مجرة ​​أندروميدا يثير دهشة علماء الفلك" . Sci-News.com.
  129. ↑ "مجموعة نجوم في مجرة ​​أندروميدا" . وكالة الفضاء الأوروبية. 4 سبتمبر 2015. تم الاطلاع عليه بتاريخ 7 سبتمبر 2015 .
  130. ↑ بارمبي، بولين؛ هوشرا، جون ب. (2001). "التجمعات الكروية M31 في أرشيف تلسكوب هابل الفضائي . الجزء الأول: اكتشاف التجمعات واكتمالها". المجلة الفلكية . 122 (5): 2458-2468 . arXiv : astro-ph/0107401 . Bibcode : 2001AJ....122.2458B . doi : 10.1086/323457 . S2CID 117895577 . 
  131. ↑ «هابل يرصد عنقودًا كرويًا في مجرة ​​مجاورة» (بيان صحفي). مكتب أخبار هابل STSci-1996-11. 24 أبريل 1996. مؤرشف من الأصل في 1 يوليو 2006. تم الاطلاع عليه في 26 مايو 2006 .
  132. ^ ميلان ، جورج. سراجديني، عطا؛ جابلونكا، باسكال؛ وآخرون . (2001). “G1 في M31 – كتلة كروية عملاقة أم قلب مجرة ​​إهليلجية قزمة؟”. المجلة الفلكية . 122 (2): 830– 841. أرخايف : astro-ph/0105013 . بيب كود : 2001AJ....122..830M . دوى : 10.1086/321166 . S2CID 17778865 .   
  133. ↑ ما، جون؛ دي غريجس، ريتشارد؛ يانغ، يانبين؛ وآخرون (2006). "عنقود نجمي 'عملاق' متقدم في العمر: أضخم عنقود نجمي في المجموعة المحلية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 368 (3): 1443-1450 . arXiv : astro-ph/0602608 . Bibcode : 2006MNRAS.368.1443M . doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10231.x . S2CID 15947017 .  
  134. ↑ كوهين، جوديث ج. (2006). "العنقود الكروي غير الاستثنائي 037-B327 في مجرة ​​أندروميدا" (ملف PDF) . المجلة الفيزيائية الفلكية . 653 (1): L21– L23. arXiv : astro-ph/0610863 . Bibcode : 2006ApJ...653L..21C . doi : 10.1086/510384 . S2CID 1733902 . 
  135. ↑ بورستين، ديفيد؛ لي، يونغ؛ فريمان، كينيث سي؛ وآخرون (2004). "التجمعات الكروية وتكوين المجرات: مجرة ​​درب التبانة، وآثارها على أنظمة التجمعات الكروية للمجرات الحلزونية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 614 (1): 158-166 . arXiv : astro-ph/0406564 . Bibcode : 2004ApJ...614..158B . doi : 10.1086/423334 . S2CID 56003193 .  
  136. ^ هكسر، أفون ب. تانفير، نيال ر.؛ إيروين، مايكل ج. وآخرون . (2005). "مجموعة جديدة من العناقيد النجمية الممتدة والمضيئة في هالة M31" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 360 (3): 993–1006 . أرخايف : astro-ph/0412223 . بيب كود : 2005MNRAS.360.1007H . دوى : 10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x . S2CID 6215035 .  
  137. ↑ بيشيتي، رينوكا؛ سيث، أنيل؛ كامان، سيباستيان؛ كالدويل، نيلسون؛ سترادر، جاي (يناير 2022). "اكتشاف ثقب أسود بكتلة 100,000 كتلة شمسية في أكبر عنقود كروي في مجرة ​​أندروميدا: نواة مُجردة بفعل المد والجزر" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 924 (2): 13. arXiv : 2111.08720 . Bibcode : 2022ApJ...924...48P . doi : 10.3847/1538-4357/ac339f . S2CID 245876938 . 
  138. ^ آن ، جين هـ. إيفانز، شمال غرب؛ كيرينز، إي. بايون، ص. كالتشي نوفاتي، إس؛ كار، بج. كريز، م. جيرود هيرو، Y.؛ جولد، أ. هيويت، ب. جيتزر، دكتوراه؛ كابلان، J.؛ بولين هنريكسون، S .؛ سمارت، إس جيه؛ تسابراس، Y.؛ فالس جابود، د. (2004). “الشذوذ في حدث التعديس الميكروي المرشح PA-99-N2”. مجلة الفيزياء الفلكية . 601 (2): 845– 857. أرخايف : astro-ph/0310457 . بيب كود : 2004ApJ...601..845A . دوى : 10.1086/380820 . ISSN 0004-637X . S2CID 8312033 .  
  139. ↑ هيغز، سي آر؛ ماكوناتشي، إيه دبليو (2021). "الأقزام المنفردة IV: مقارنة ومقابلة المجرات القزمة التابعة والمعزولة في المجموعة المحلية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 506 (2): 2766-2779 . arXiv : 2106.12649 . doi : 10.1093/mnras/stab1754 .
  140. ↑ بيكي، كينجي؛ كوتش، واريك جيه؛ درينكووتر، مايكل جيه؛ وآخرون (2001). "نموذج تكوين جديد لمجرة M32: هل هي مجرة ​​حلزونية مبكرة متحللة؟". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 557 (1): L39– L42. arXiv : astro-ph/0107117 . Bibcode : 2001ApJ...557L..39B . doi : 10.1086/323075 . S2CID 18707442 .  
  141. ↑ إيباتا، رودريغو أ.؛ إيروين، مايكل ج.؛ لويس، جيرينت ف.؛ وآخرون (2001). "تيار عملاق من النجوم الغنية بالمعادن في هالة مجرة ​​M31". مجلة نيتشر . 412 (6842): 49-52 . arXiv : astro-ph/0107090 . Bibcode : 2001Natur.412...49I . doi : 10.1038/35083506 . PMID: 11452300. S2CID : 4413139 .   
  142. ↑ يونغ، ليزا م. (2000). "خصائص السحب الجزيئية في NGC 205". المجلة الفلكية . 120 (5): 2460-2470 . arXiv : astro-ph/0007169 . Bibcode : 2000AJ....120.2460Y . doi : 10.1086/316806 . S2CID 18728927 . 
  143. ↑ رودينكو، بافلو؛ وورثي، غاي؛ ماتيو، ماريو (ديسمبر 2009). "تجمعات نجمية متوسطة العمر في الحقل تحتوي على نجوم من نوعي M31 وM32" . المجلة الفلكية . 138 (6): 1985-1989 . Bibcode : 2009AJ....138.1985R . doi : 10.1088/0004-6256/138/6/1985 . ISSN 0004-6256 . 
  144. ↑ "Messier 33" . كتالوج SEDS Messier . تم الاطلاع عليه بتاريخ 22 يوليو 2024 .
  145. ↑ كوخ، أندرياس؛ غريبل، إيفا ك. (مارس 2006). "التوزيع غير المتجانس للمجرات التابعة لمجرة أندروميدا: مستوى قطبي عظيم للمجرات المرافقة من النوع المبكر". المجلة الفلكية . 131 (3): 1405-1415 . arXiv : astro-ph/0509258 . Bibcode : 2006AJ....131.1405K . doi : 10.1086/499534 . S2CID 3075266 . 
  146. ↑ كوين، رون (2012). "مجرة أندروميدا في مسار تصادمي مع مجرة ​​درب التبانة". مجلة نيتشر . doi : 10.1038/nature.2012.10765 . S2CID 124815138 . 
  147. ↑ أوكالاهان، جوناثان (14 مايو 2018). "بصرف النظر عن مجرة ​​أندروميدا، هل هناك مجرات أخرى تتحرك نحونا؟" . حقائق الفضاء . تم الاطلاع عليه في 3 أبريل 2016 .
  148. ↑ سون، سانغم توني؛ أندرسون، جاي؛ وفان دير ماريل، رويلاند ب. (1 يوليو 2012). "متجه سرعة مجرة ​​أندروميدا 31. الجزء الأول: قياسات الحركة الذاتية لتلسكوب هابل الفضائي". المجلة الفيزيائية الفلكية . 753 (1): 7. arXiv : 1205.6863 . Bibcode : 2012ApJ...753....7S . doi : 10.1088/0004-637X/753/1/7 . ISSN 0004-637X . S2CID 53071357 .  
  149. ↑ كوكس، تي جيه؛ لوب، أبراهام (2008). "الاصطدام بين مجرة ​​درب التبانة ومجرة أندروميدا" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 386 (1): 461-474 . arXiv : 0705.1170 . Bibcode : 2008MNRAS.386..461C . doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13048.x . S2CID 14964036 . 
  150. ↑ كاين، فريزر (2007). "عندما تصطدم مجرتنا بمجرة أندروميدا، ماذا يحدث للشمس؟" . يونيفرس توداي . مؤرشف من الأصل في 17 مايو 2007. تم الاسترجاع في 16 مايو 2007 .
  151. ↑ بليت، فيل (1 يناير 2014). "نعم، تلك الصورة للقمر ومجرة أندروميدا صحيحة تقريبًا" . مجلة سلات . تم الاطلاع عليه بتاريخ 29 يوليو 2022 .
  152. ↑ "مجرة أندروميدا والقمر - صورة مجمعة" . www.noirlab.edu . تاريخ الاطلاع: 29 يوليو 2022 .
  153. ↑ "هل يمكنك رؤية مجرات أخرى بدون تلسكوب؟" . starchild.gsfc.nasa.gov .
  154. ↑ كينغ، بوب (9 سبتمبر 2015). "كيف ترى أبعد شيء يمكنك رؤيته" . سكاي آند تلسكوب .
  155. ^ غارنر ، روب (20 فبراير 2019). "ميسييه 33 (مجرة المثلث)" . ناسا . تم الاسترجاع في 6 أغسطس 2021 .
  156. ↑ هارينغتون، فيليب س. (2010). التحدي الكوني: قائمة الرصد النهائية للهواة . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 28-29 . ISBN  9781139493680لكن هل يمكن رؤية توهج مجرة ​​M81 المنتشر ذي القدر الظاهري 7.9 فعليًا دون أي وسيلة بصرية؟ الإجابة هي نعم، ولكن مع بعض الشروط المهمة. لا يكفي أن يكون موقع الرصد مظلمًا للغاية وخاليًا تمامًا من أي تداخلات جوية، سواء كانت طبيعية أو اصطناعية، بل يجب أن يتمتع الراصد ببصر حاد للغاية.
  157. ↑ "مراقبة مجرة ​​أندروميدا" . جامعة كاليفورنيا .
  158. ↑ كينغ، بوب (16 سبتمبر 2015). "شاهد أزهار أندروميدا بالمنظار" . سكاي آند تلسكوب .
  159. ↑ "مراقبة مجرة ​​أندروميدا M31" . مؤرشف من الأصل في 5 أغسطس 2020. تم الاطلاع عليه في 5 أكتوبر 2016 .
  160. ↑ "التجمعات الكروية في مجرة ​​أندروميدا " . www.astronomy-mall.com