Interested Article - Галактика Андромеды

brigid
  • 2020-05-14
  • 1

У этого термина существуют и другие значения, см. M31 .

Гала́ктика Андроме́ды ( Тума́нность Андроме́ды , M 31 , NGC 224 , PGC 2557 ) — спиральная галактика , наблюдаемая в созвездии Андромеды . Её диаметр составляет 47 килопарсек , что больше, чем у нашей Галактики , и она содержит в несколько раз больше звёзд, чем Млечный Путь. Расстояние от нашей Галактики до неё составляет около 800 килопарсек , что делает её ближайшей из крупных галактик, а также крупнейшей галактикой Местной группы . Её масса приблизительно равна массе Млечного Пути или даже меньше.

Галактика Андромеды имеет как выраженную сферическую подсистему , так и диск с заметными спиральными рукавами , поэтому по классификации Хаббла её относят к типу Sb. Диск содержит более половины звёздной массы галактики, имеет искривлённую форму, в нём наблюдается кольцо радиусом 10 килопарсек с повышенным содержанием областей H II и OB-ассоциаций . Балдж и гало сплюснуты, бар в галактике напрямую не наблюдается, но некоторые признаки указывают на его наличие. В центре галактики имеется двойное ядро, а на периферии наблюдаются различные структуры, образованные приливными взаимодействиями . Звёздное население этой галактики в среднем более старое, чем в нашей галактике, а темп звездообразования более низкий и составляет лишь 20—30 % такового в Млечном Пути.

В галактике Андромеды известно около 400 шаровых звёздных скоплений , что в 2—3 раза больше, чем в Млечном Пути. Система шаровых скоплений и сами эти объекты в некоторых отношениях отличаются от таковых в нашей Галактике: массивные, но довольно молодые скопления в M 31 не имеют аналогов в Млечном Пути. Молодые скопления небольшой массы, похожие на рассеянные скопления Млечного Пути, и OB-ассоциации в галактике Андромеды также присутствуют.

В галактике известно как минимум 35 тысяч переменных звёзд различных типов: в основном это цефеиды , яркие голубые переменные , переменные типа RR Лиры , долгопериодические переменные , а также переменные типа R Северной Короны . За всю историю наблюдений в галактике вспыхнула одна сверхновая — S Андромеды , а новых звёзд регистрируется в среднем пятьдесят в год. Также в галактике есть один кандидат в экзопланеты — .

Галактика имеет более 20 спутников, многие из которых — карликовые сфероидальные галактики . Наиболее яркие из них — M 32 и M 110 , и, возможно, к её спутникам также относится галактика Треугольника .

Галактика Андромеды и Млечный Путь сближаются, по расчётам, через 4 миллиарда лет произойдёт их столкновение и последующее слияние .

Самое раннее сохранившееся упоминание галактики относится к 964 году нашей эры. До 1920-х годов данных о расстоянии до галактики практически не было, но в 1923 году Эдвин Хаббл показал, что M 31 находится вне нашей Галактики и по некоторым параметрам сравнима с ней. На сегодняшний день это одна из самых изученных галактик.

Галактика Андромеды имеет видимую звёздную величину +3,44 m и угловой диаметр в 6 раз больше углового диаметра Луны , благодаря чему она видима невооружённым глазом и популярна как объект для наблюдения среди астрономов-любителей . Туманность Андромеды часто упоминается в научной фантастике .

Свойства

Основные характеристики

Галактика Андромеды в ультрафиолетовых лучах
Галактика Андромеды в инфракрасном диапазоне

Галактика Андромеды — спиральная галактика , удалённая от Млечного Пути на 740—830 килопарсек и наблюдаемая в созвездии Андромеды. По классификации Хаббла имеет тип Sb. Галактика является крупнейшей в Местной группе , а также ближайшей крупной галактикой к Млечному Пути . Хотя расстояние до этой галактики известно с одной из лучших точностей в астрономии, погрешность всё равно заметна и обусловлена неточностью измеренного расстояния до Малого Магелланова Облака , которое служит ступенью шкалы расстояний в астрономии .

Диаметр галактики, измеренный по изофоте 25 m на квадратную секунду дуги в фотометрической полосе B , составляет 47 килопарсек , что больше, чем диаметр Млечного Пути . В пределах 30 килопарсек от центра галактики заключена масса в 3⋅10 11 M ⊙ , из которой на звёзды приходится около 10 11 M ⊙ . В более далёких частях галактики звёзды и газ уже практически не наблюдаются, но общая масса в области с радиусом в 100 килопарсек от центра, по разным оценкам, находится в диапазоне 0,8—1,5⋅10 12 M ⊙ , в том числе из-за гало тёмной материи . Всего же галактика содержит порядка триллиона звёзд , а её абсолютная звёздная величина в полосе V составляет −21,2 m . Таким образом, галактика Андромеды вдвое больше по размеру, чем Млечный Путь , и содержит в 2,5—5 раз больше звёзд. При этом массы двух галактик как минимум равны, а скорее всего, масса Млечного Пути даже больше за счёт гало , хотя до недавнего времени считалось, что галактика Андромеды значительно массивнее Млечного Пути, так как не было точной информации о массе гало M 31 .

Видимая звёздная величина галактики в полосе V составляет +3,44 m , а показатель цвета B−V — +0,92 m . Плоскость галактики расположена под углом в 12,5° к лучу зрения , позиционный угол её большой полуоси составляет 38° . Величина межзвёздного поглощения в полосе V для галактики составляет 0,19 m , а межзвёздное покраснение в цвете B−V — 0,06 m , но из-за больших угловых размеров галактики эта величина должна различаться для разных её областей . Северо-западная часть диска галактики — ближайшая к Млечному Пути .

Структура

Профиль поверхностной яркости галактики M 31 вдоль её большой оси. Точки — наблюдательные данные, линия — модель; вклад балджа и диска показан, соответственно, красной пунктирно-точечной и синей пунктирной линиями

Галактика Андромеды имеет как выраженную сфероидальную составляющую , так и диск с заметными спиральными рукавами. По классификации Хаббла её относят к типу Sb , а в классификации де Вокулёра она имеет тип SA(s)b .

Диск

В диске галактики содержится 56 % звёздной массы галактики , он обеспечивает 70 % светимости галактики . Диск имеет искривлённую форму: северо-восточная часть диска отклонена к северу, а юго-восточная — к югу относительно его большой оси .

Распределение яркости в диске экспоненциальное , а характерный радиус диска вблизи оптического диапазона зависит от длины волны, уменьшаясь для более коротких волн. Так, характерный радиус диска в полосе U составляет 7,5 килопарсек , в полосе V — 5,7 килопарсека, а в полосе K — только 4,4 килопарсека. Таким образом, окраина диска имеет более голубой цвет и более молодое звёздное население, чем центральные области .

В диске галактики наблюдается множество сегментов спиральных рукавов : во внутренних областях галактики они выделяются в основном за счёт пыли , а во внешних — за счёт сверхгигантов и областей H II . Скорее всего, формирование спиральной структуры в галактике Андромеды не объясняется теорией волн плотности . Кроме спиральной структуры, в диске галактики наблюдается кольцо, окружающее центр на расстоянии приблизительно в 10 килопарсек от него, — так называемый молодой диск ( англ. young disc ): он отличается большим количеством областей H II и OB-ассоциаций . Молодой диск содержит 1 % звёздной массы звёзд и при моделировании иногда рассматривается как отдельная от диска составляющая галактики .

Сферическая подсистема

Светимость сферической подсистемы составляет 30 % светимости галактики . Балдж и гало содержат, соответственно, 30 % и 13 % звёздной массы галактики .

Балдж имеет эффективный радиус в 3,8 килопарсека, видимое отношение осей составляет 0,6 ― причиной такой сплюснутости является его вращение. Гало галактики Андромеды также сплюснуто с отношением осей 0,55 . Балдж M 31 содержит как классическую составляющую, так и ящикообразную .

Бар

Галактика Андромеды наклонена к картинной плоскости достаточно сильно, чтобы её бар сам по себе был трудно заметен, но слишком слабо, чтобы балдж имел отчётливую ящикообразную форму . Тем не менее, о наличии в галактике бара, расположенного практически вдоль луча зрения, свидетельствуют некоторые косвенные данные, например, кинематические свойства атомарного водорода или ориентация внутренних изофот галактики .

Ядро

Изображение двойного ядра галактики Андромеды

В центре галактики Андромеды наблюдается ядро. Его видимая звёздная величина в полосе V составляет 12,6 m , что соответствует абсолютной звёздной величине −12,0 m . Ядро является двойным: в середине наблюдаются две области, P 1 и P 2 , разделённые расстоянием в 1,8 парсека , где концентрируются звёзды. P 1 более яркая, при этом в центре галактики находится не она, а более тусклая P 2 . Более тусклая область имеет эффективный радиус в 0,2 парсека и, возможно, содержит сверхмассивную чёрную дыру массой 5⋅10 7 M ⊙ .

Двойственность ядра можно объяснить либо тем, что галактика Андромеды в прошлом поглотила шаровое скопление или небольшую галактику, ядро которой и наблюдается, либо тем, что ядро частично затенено пылью, что может создавать иллюзию двойственности ядра . Само ядро имеет очень высокую светимость, в 60 раз превышающую светимость среднего шарового скопления в галактике. Также ядро, подобно ядру нашей Галактики , является радиоисточником, но его светимость в этом диапазоне в 30 раз слабее, чем у источника в центре Млечного Пути .

Приливные структуры

В галактике наблюдается множество структур, возникших в результате приливных взаимодействий . Особенно они заметны во внешнем гало ― на расстояниях более 50 килопарсек от центра галактики, некоторые из них простираются до расстояний более 100 килопарсек от центра M 31. Эти структуры удаётся отслеживать по звёздам вершины ветви красных гигантов .

Например, Гигантский звёздный поток ( англ. Giant stellar stream ) ― наиболее заметная из приливных структур M 31 ― образовалась в результате прохождения карликового спутника в нескольких килопарсеках от центра галактики Андромеды. Спутник имел массу, составляющую, по разным оценкам, 1―5⋅10 9 M ⊙ , двигался по практически радиальной орбите, а прохождение случилось 1―2 миллиарда лет назад .

Звёздное население

В центральных частях галактики доминируют звёзды классического балджа , у большинства из которых возраст составляет 11—13 миллиардов лет и наблюдается повышенная металличность ― в центре она равна 0,35 и понижается с удалением от центра. У этих звёзд также наблюдается повышенное содержание альфа-элементов относительно железа . У звёзд бара содержание альфа-элементов относительно железа повышено, но их металличность близка к солнечной. В диске звёздное население более молодое, в некоторых областях его средний возраст составляет 3―4 миллиарда лет. Таким образом, во внутренних областях M 31 сначала за сравнительно короткое время образовался классический балдж и первичный диск, в котором сформировался бар, сейчас наблюдаемый как ящикообразная компонента балджа. После этого звездообразование в балдже продолжалось, что увеличивало металличность центральных областей, а диск сформировался позже .

В гало также наблюдается градиент металличности звёздного населения: она понижается ко внешним областям. На расстоянии в 20 килопарсек от центра медианная металличность составляет −0,5, а на расстояниях более 90 килопарсек она понижается до −1,4 . Внутри приливных структур (см. выше ) также может наблюдаться определённое распределение металличности: например, в центре Гигантского звёздного потока металличность составляет от −0,7 до −0,5, а на окраине падает до −1,4 . Звёзды и шаровые скопления в гало распределены по-разному: для звёзд их пространственная плотность зависит от расстояния как , а для скоплений — как , то есть система шаровых скоплений является более протяжённой, чем звёздная. Кроме того, у звёзд внутренней части гало выше металличность, чем у скоплений, — это может объясняться тем, что скопления сформировались раньше, чем большинство звёзд в гало .

Наиболее яркие звёзды населения I ― OB-звёзды , звёзды Вольфа ― Райе , красные сверхгиганты ― наблюдаются по отдельности, как и ярчайшие красные гиганты из населения II . Например, известно, что звёзды Вольфа — Райе последовательности WN сходны с таковыми во Млечном Пути, а последовательности WC — отличаются более слабыми и широкими линиями в спектре .

Нынешний темп звездообразования в галактике Андромеды составляет 0,35—0,4 M ⊙ в год , что соответствует лишь 20—30 % от такового в Млечном Пути, и звёзды в галактике Андромеды в среднем более старые . В полосе g соотношение масса — светимость в единицах M ⊙ / L ⊙ составляет порядка 5,3 для балджа, 5,2 для диска, 6,2 для гало и 1,2 для молодого диска .

Звёздные скопления и ассоциации

Шаровое звёздное скопление Майалл II — ярчайшее скопление в галактике и во всей Местной группе
Некоторые звёздные скопления M 31

Галактика Андромеды имеет выраженную систему шаровых звёздных скоплений : их известно около 400, что в 2—3 раза больше, чем в Млечном Пути, а по теоретическим оценкам их в галактике примерно 450. Среди них — скопление Майалл II , самое яркое скопление в Местной группе , которое имеет массу в 7—15 миллионов масс Солнца (что вдвое больше, чем у Омеги Центавра ) и, возможно, является ядром разрушенной карликовой галактики . В среднем шаровые звёздные скопления в галактике Андромеды имеют бо́льшую металличность , чем в Млечном Пути .

В галактике Андромеды известны скопления с большим количеством звёзд, по возрастам занимающие три диапазона: первый — от 100 до 500 миллионов лет, второй — около 5 миллиардов лет, третий — 10—12 миллиардов лет, при этом некоторые из таких скоплений относятся к диску галактики. В отличие от галактики Андромеды, в Млечном Пути скопления с большим количеством звёзд — шаровые скопления — практически одинаково старые, с возрастом 10—12 миллиардов лет, а молодые отсутствуют .

Вероятно, наличие молодых скоплений в галактике Андромеды объясняется поглощением ею неправильных галактик в прошлом. Такие скопления малого возраста могут рассматриваться и как шаровые, и как отдельный тип, называемый населёнными голубыми скоплениями ( англ. populous blue clusters ), представители которого считаются предшественниками типичных шаровых скоплений .

Кроме того, в галактике Андромеды имеются звёздные скопления, по характеристикам промежуточные между шаровыми звёздными скоплениями и карликовыми сфероидальными галактиками , аналогов которым в Млечном Пути не обнаружено. Хотя их светимости и цвета такие же, как и у обычных шаровых скоплений, они отличаются очень большими радиусами — порядка 30 парсек .

В галактике Андромеды нет выраженной границы между скоплениями гало и скоплениями балджа, в отличие от Млечного Пути. В нашей Галактике скопления балджа имеют металличность выше −1,0 , а скопления гало — ниже, а скоплений с промежуточными значениями металличности наблюдается мало, в то время как в галактике Андромеды распределение скоплений по металличностям более равномерное. Кроме того, в M 31 некоторые скопления, расположенные в гало достаточно далеко от центра, имеют относительно высокие металличности — до −0,5 .

Молодые скопления небольшой массы, похожие на рассеянные скопления Млечного Пути, в галактике Андромеды также присутствуют — по оценкам, в M 31 таких объектов должно быть около 10 тысяч . В галактике известно около 200 OB-ассоциаций : они сосредоточены в спиральных рукавах и в молодом диске (см. выше ), но даже там их концентрация относительно мала в сравнении с нашей Галактикой .

Межзвёздная среда

Межзвёздная среда M 31 состоит из газа с разной температурой и пыли . Общая масса атомарного водорода в галактике составляет около 4⋅10 9 M ⊙ , а масса пыли — 5⋅10 7 M ⊙ .

В галактике Андромеды пыли достаточно, чтобы она наблюдалась в виде пылевых полос, частично затемняющих свет с северо-западной стороны от балджа . Пылевые полосы хорошо заметны из-за большого угла наклона плоскости галактики к картинной плоскости . Всего в галактике известно более 700 отдельных пылевых облаков .

Пыль в галактике M 31 влияет на поглощение и покраснение света. Помимо того избытка цвета, которое создаёт пыль в нашей Галактике, покраснение в цвете B−V за счёт пыли в галактике Андромеды в некоторых областях достигает 0,45 m . Зависимость величины поглощения от длины волны отличается от таковой для пыли Млечного Пути. Пыль также вносит вклад в поляризацию излучения M 31, и зависимость степени поляризации от длины волны тоже отличается от наблюдаемой в нашей Галактике. Из-за некоторого нагрева пыль сама излучает в инфракрасном диапазоне . Отношение количества пыли к количеству газа постепенно уменьшается от центра галактики к периферии .

Атомарный водород в M 31 сосредоточен в диске, особенно в спиральных рукавах и в кольце радиусом в 10 килопарсек (см. выше ), а искривление диска лучше всего заметно именно по структуре атомарного водорода. В местах, где происходит активное звездообразование, плотность атомарного водорода снижена .

В галактике известно более 3900 областей H II , а также 26 остатков сверхновых и ещё 20 кандидатов в такие объекты . Кроме них, известно более 4200 планетарных туманностей , а всего в галактике, по оценкам, их должно быть около 8 тысяч . Остатки сверхновых отличают от областей H II по наличию излучения нетепловой природы в радиодиапазоне . Хотя области H II в галактике сами по себе довольно типичны, в их совокупности мало ярких объектов. Металличность областей H II понижается от центра к окраине галактики .

В галактике также наблюдается излучение отдельных молекул ― например, CO , которые располагаются в молекулярных облаках . В спиральных рукавах излучение приходит из гигантских молекулярных облаков с массами порядка 10 6 M ⊙ , а между рукавами излучают менее крупные облака с массами порядка 10 4 M ⊙ .

Переменные звёзды

В галактике Андромеды известно как минимум 35 тысяч переменных звёзд различных типов . В первую очередь это цефеиды — яркие звёзды с определённой зависимостью между периодом и светимостью , по которой можно определять расстояние до них. В галактике известно 2686 таких звёзд , большинство цефеид имеет периоды от 5 до 125 суток. Среди других известных типов переменных — яркие голубые переменные , переменные типа RR Лиры , долгопериодические переменные , а также переменные типа R Северной Короны .

Одна из переменных звёзд — M31-RV — проявилась довольно необычным образом: она резко увеличила свою яркость в 1988 году, достигла абсолютной звёздной величины −10 m и стала одной из самых ярких звёзд галактики, а затем потускнела и перестала быть видимой. При этом по наблюдаемым свойствам эта звезда сильно отличалась от типичных новых звёзд и была похожа на переменную V838 Единорога , вспыхнувшую в нашей Галактике. Одно из возможных объяснений такого поведения ― слияние двух звёзд .

Новые и сверхновые

В галактике Андромеды вспыхивает в среднем около 50 новых звёзд в год, всего в галактике зарегистрировано не менее 800 таких объектов . При этом отношение частоты вспышек новых звёзд к светимости галактики довольно низко по сравнению с другими галактиками, что может быть связано с низким темпом звездообразования в M 31 . У одной из повторных новых звёзд ― ― вспышки наблюдались уже как минимум 8 раз .

За всю историю наблюдений в галактике была зарегистрирована единственная сверхновая — S Андромеды , наблюдавшаяся в 1885 году . Её видимая звёздная величина составила 6,7 m в максимуме блеска, и современниками она была принята за новую звезду, а не сверхновую (см. ниже ). Количество остатков сверхновых, а значит, и частота их вспышек в галактике невелики для её светимости из-за пониженного темпа звездообразования .

Экзопланеты

В галактике есть кандидат в экзопланеты — , на существование которого может указывать событие микролинзирования , наблюдавшееся в 1999 году. Однако после объявления об открытии оно было поставлено под сомнение , и на данный момент планета считается неподтверждённой .

Радиоизлучение

Как и многие галактики, M 31 излучает в радиодиапазоне , но мощность этого излучения невелика, поэтому галактику Андромеды не относят к радиогалактикам . Например, на частоте 325 МГц наблюдается 405 источников , среди них, например, остатки сверхновых . Радиоизлучение приходит в основном из центра галактики и из кольца с радиусом в 10 килопарсек, а области, где мощность радиоизлучения повышена, соответствуют областям более активного звездообразования. Радиоизлучение M 31 поляризовано : галактика имеет магнитное поле , поэтому электроны , движущиеся в нём с релятивистскими скоростями , создают поляризованное синхротронное излучение .

Рентгеновские источники

В галактике Андромеды известно как минимум 1897 источников рентгеновского излучения , некоторые из которых проявляют переменность. Среди этих источников — рентгеновские двойные и остатки сверхновых , также мягкое рентгеновское излучение создают белые карлики с высокой температурой . Некоторые источники наблюдаются в шаровых скоплениях галактики — яркость скоплений M 31 в рентгеновском диапазоне выше, чем шаровых скоплений Млечного Пути . Ещё одно отличие источников в галактике Андромеды от источников в Млечном Пути — сосредоточение в центре: ярких источников в балдже M 31 гораздо больше, чем в балдже Млечного Пути, а ещё более сильным различие становится при сравнении внутренних частей балджей .

Движение

Кривая вращения M 31. Пунктирными линиями указан вклад различных частей галактики в общую кривую вращения, обозначенную сплошной линией

Лучевая скорость M 31 относительно Земли равна −310 км/с, а относительно центра Млечного Пути −120 км/с , то есть галактики сближаются. Тангенциальная скорость галактики Андромеды составляет 57 км/с, так что галактики столкнутся в будущем (см. ниже ) .

Кривая вращения галактики имеет максимум в области 1—15 килопарсек от центра, на этих расстояниях скорость вращения галактики составляет 240—250 км/с . С точки зрения наблюдателей на Земле вращение галактики происходит против часовой стрелки .

Столкновение Млечного Пути и галактики Андромеды

Модель слияния Млечного Пути и галактики Андромеды
Основная статья: Столкновение Млечного Пути и галактики Андромеды

Поскольку галактика Андромеды и Млечный Путь сближаются со скоростью около 120 км/с, а тангенциальная скорость галактики Андромеды при этом достаточно мала, галактики в будущем столкнутся. Это произойдёт через 4 миллиарда лет, после чего на процесс слияния уйдёт ещё 2 миллиарда лет, а в результате слияния образуется эллиптическая галактика . При слиянии галактик столкновения отдельных звёзд всё равно будут маловероятны из-за низкой концентрации звёзд, но, возможно, Солнечная система будет выброшена на далёкое расстояние от центра получившейся галактики. В этом столкновении будет участвовать галактика Треугольника , и возможно, Млечный Путь столкнётся с ней раньше, чем с галактикой Андромеды .

Спутники

Расположение галактики Андромеды со спутниками в Местной группе
Основная статья: Список галактик-спутников галактики Андромеды

У галактики Андромеды известно более 20 галактик-спутников . Многие из спутников M 31 — карликовые сфероидальные галактики , подобных которым в системе Млечного Пути не наблюдается . В Местной группе эти спутники с самой M 31 образуют подгруппу Андромеды . Наиболее яркие и заметные из спутников — M 32 и M 110 , кроме того, возможно, к спутникам галактики Андромеды относится галактика Треугольника .

Приливное взаимодействие между галактикой и спутниками приводит к тому, что с некоторыми из спутников связаны звёздные потоки и другие приливные структуры (см. выше ) . Кроме того, M 32 прошла через диск галактики Андромеды 200 миллионов лет назад или раньше, что привело к деформации спиральных рукавов и появлению кольца в галактике , а между этими двумя галактиками наблюдается «мост» из вещества .

История изучения

До XX века

Зарисовка туманности, сделанная Шарлем Мессье в 1807 году
Фотография, сделанная Исааком Робертсом в 1899 году

При хороших условиях наблюдения галактика Андромеды видна невооружённым глазом как туманность и, скорее всего, неоднократно наблюдалась в древности. Однако первое сохранившееся упоминание о ней датируется лишь 964 (либо 965 ) годом нашей эры и содержится в (англ.) ( , составленной Ас-Суфи , где она описана как «маленькое облако» .

Из европейских источников, упоминающих туманность, известна голландская карта звёздного неба, которая датируется 1500 годом. Первым, кто наблюдал её с помощью телескопа , был Симон Марий в 1612 году. Туманность обнаружил также Джованни Баттиста Годиерна и, не зная о предыдущих наблюдениях, в 1654 году заявил о её открытии. В 1661 году галактику наблюдал Исмаэль Буйо и отметил при этом, что её открыл анонимный астроном в начале XVI века; тем не менее, Эдмунд Галлей считал первооткрывателем именно Буйо и указал это в своей работе 1716 года, посвящённой туманностям. Шарль Мессье внёс туманность в свой каталог в 1764 году под 31-м номером. В качестве первооткрывателя он указал Симона Мария, хотя тот не был первооткрывателем и не заявлял об открытии. Позже Мессье внёс в каталог и два спутника галактики — M 32 и M 110 .

Уильям Гершель был первым, кто стал систематически исследовать туманности, в том числе и галактику Андромеды. Он считал, что M 31 и другие туманности рассеивают свет звёзд, из-за чего и выглядят туманными объектами, — это предположение оказалось верным для многих туманностей, но не для галактики Андромеды. Кроме того, Гершель ошибочно полагал, что за периоды в несколько лет внешний вид туманности меняется. Эта идея основывалась на том, что во времена Гершеля фотографии не существовало, и астрономы были вынуждены полагаться на зарисовки небесных тел, которые различались в зависимости от наблюдателя . В 1785 году Гершель ошибочно оценил расстояние до галактики как 2000 расстояний до Сириуса , то есть 17 тысяч световых лет, но верно предположил, что туманность Андромеды похожа на Млечный Путь .

В 1847 году Джордж Бонд впервые обнаружил пылевые полосы в галактике . В 1864 году Уильям Хаггинс заметил, что спектры туманностей делятся на непрерывные, которые встречаются также у звёзд, и эмиссионные , которые наблюдаются у газопылевых туманностей. Хаггинс обнаружил, что спектр M 31 непрерывен .

В 1885 году в галактике вспыхнула сверхновая — S Андромеды , первая зарегистрированная сверхновая вне Млечного Пути и пока что единственная в галактике Андромеды (см. выше ) . Эта сверхновая была принята за новую звезду , и эта ошибка утвердила мнение, что M 31 находится в нашей Галактике .

В 1887 году (англ.) ( сделал первую в истории фотографию M 31, на которой были обнаружены некоторые детали структуры галактики . Робертс заметил кольцеобразные структуры и сделал ошибочный вывод, что он наблюдает туманность, где образуется планетная система . В 1899 году он сделал больше фотографий галактики и понял, что структуры, принятые им за кольца, на самом деле являются спиральными рукавами .

В 1888 году Джон Дрейер опубликовал Новый общий каталог , содержащий 7840 туманностей, звёздных скоплений и других объектов. Галактика Андромеды вошла в него как NGC 224. Кроме самой галактики, в каталог вошло находящееся в ней звёздное скопление NGC 206 . Уже известные компаньоны M 32 и M 110 вошли в каталог как NGC 221 и NGC 205 соответственно; ещё два спутника получили обозначения NGC 147 и NGC 185 .

XX век

В 1912 году Весто Слайфер измерил лучевую скорость M 31 и выяснил, что она приближается к Земле со скоростью 300 км/с, что оказалось наибольшим значением из всех измеренных до этого. Это стало свидетельством того, что туманность находится вне Млечного Пути . Слайфер также обнаружил вращение галактики: на угловом расстоянии в 20 минут дуги от центра лучевая скорость отличалась на 100 км/с .

До 1920-х годов данных о расстоянии до галактики практически не было, а различные попытки измерения часто приводили к неопределённым или совершенно неверным результатам. Например, (швед.) ( в 1907 году обнаружил у M 31 параллакс в 0,17 секунды дуги , что привело к измеренному расстоянию всего в 6 парсек . Напротив, величина параллакса, которую измерил Адриан ван Маанен в 1918 году, была меньше величины погрешности измерения. Другие методы также приводили к подобным результатам .

В 1922 году Эрнст Эпик предположил, что сплюснутость центральных частей галактики вызвана их вращением, и, зная саму скорость вращения, оценил расстояние до галактики в 450 килопарсек. В 1923 году Кнут Лундмарк по видимому блеску новых звёзд , обнаруженных в галактике, получил расстояние немногим более 1 мегапарсека. По порядку величины эти результаты сходятся с общепринятым значением .

В 1923 году Эдвин Хаббл обнаружил в галактике Андромеды две цефеиды — переменные звёзды , для которых была известна зависимость между периодом и светимостью . Благодаря этому открытию он позже определил, что расстояние до M 31 значительно превышает размеры Млечного Пути. Тем самым туманность Андромеды стала одним из первых астрономических объектов, для которого было доказано местонахождение вне нашей Галактики . Впоследствии число переменных звёзд, известных Хабблу, увеличилось до 50, и в 1929 году он опубликовал работу, посвящённую галактике Андромеды. Оценка расстояния по цефеидам, сделанная Хабблом, составила 275 килопарсек ― она оказалась сильно занижена, поскольку в то время не было известно, что цефеиды делятся на два типа с разными зависимостями между периодом и светимостью . Хаббл измерил массу галактики и некоторые другие её характеристики. Оценка массы также оказалась сильно заниженной и составила 3,5⋅10 9 M ⊙ , но, несмотря на ошибочность результатов, Хаббл смог показать, что M 31 ― галактика, во многом сравнимая с нашей .

После того как была опубликована работа Хаббла, важный вклад в изучение M 31 внёс Вальтер Бааде . До этого Хабблу удавалось различить отдельные звёзды только на периферии галактики, а Бааде в 1944 году смог пронаблюдать отдельные красные гиганты в центральной части галактики. Он обнаружил, что такие же красные гиганты наблюдаются в спутниках M 31 и в шаровых скоплениях Млечного Пути. Впоследствии Бааде сделал вывод, что в галактиках присутствует два звёздных населения: население I и население II . В 1952 году, также благодаря наблюдениям M 31, Бааде выяснил, что цефеиды населения I и населения II имеют различную зависимость между периодом и светимостью. При равных периодах цефеиды населения I в среднем в четыре раза ярче, чем населения II, поэтому в результате этого открытия оценки расстояния до галактик увеличились в два раза .

В дальнейшем были сделаны различные открытия. Например, в 1958 году Жерар Анри де Вокулёр изучил профиль яркости галактики и впервые разделил в нём вклад балджа и диска . В 1964 году Сидни ван ден Берг обнаружил OB-ассоциации в галактике, а в том же году Бааде и Хэлтон Арп опубликовали каталог областей H II . Первые планетарные туманности в галактике также открыл Бааде, но в больших количествах их стали открывать в 1970-х годах. В 1989 году был открыт остаток сверхновой S Андромеды , а в 1991 году с помощью телескопа Хаббл выяснилось, что ядро галактики является двойным .

XXI век

В XXI веке галактика Андромеды становилась объектом различных исследований. Среди них, например, The Panchromatic Hubble Andromeda Treasury (PHAT) ― многополосное фотометрическое исследование части диска и центральной области галактики с помощью телескопа Хаббл . Его цель ― открытие звёздных скоплений , определение возрастов и металличностей отдельных звёзд и истории звездообразования в галактике. Другой пример ― The Pan-Andromeda Archaeological Survey (PAndAS) ― фотометрическое исследование внешних областей галактики, её гало и приливных структур в нём, а также спутников и удалённых звёздных скоплений . Кроме того, с помощью данных, полученных в 2018 году на космическом телескопе Gaia , была изучена динамика самой галактики и большого числа звёзд в ней .

Галактика Андромеды является наиболее изученной из внешних галактик: в частности, она представляет интерес тем, что, в отличие от Млечного Пути, она наблюдается со стороны и все её особенности хорошо видны, а не скрыты межзвёздной пылью .

Наблюдения

Расположение M 31 в созвездии Андромеды
Сравнение угловых размеров Луны и галактики Андромеды (изображение смонтировано)

Галактика Андромеды наблюдается в одноимённом созвездии . Она имеет видимую звёздную величину +3,44 m , что делает её не только видимой невооружённым глазом , но и самой яркой галактикой северного полушария небесной сферы . Оценка её угловых размеров зависит от критериев и условий наблюдения, но в среднем размеры считают равными 3° × 1°, а значит, угловой диаметр галактики Андромеды в 6 раз больше углового диаметра Луны . Галактика видима во всём северном полушарии , а в южном — на широтах севернее −40° , а лучший месяц для наблюдения — ноябрь . Все эти свойства делают галактику достаточно популярным объектом для наблюдения .

Иногда эту галактику рассматривают как самый удалённый объект, видимый невооружённым глазом, хотя опытные наблюдатели могут разглядеть более удалённую галактику Треугольника .

Несмотря на высокий видимый блеск, поверхностная яркость галактики из-за её больших размеров невысока. Условия видимости сильно зависят от уровня светового загрязнения , хотя и в меньшей степени, чем для других галактик. При некотором световом загрязнении всё ещё видна самая яркая центральная часть галактики, при использовании бинокля или небольшого телескопа можно заметить самые яркие спутники — M 32 и M 110 , но структура остаётся неразличимой, и галактика видна как туманное пятно в форме овала .

В телескоп с диаметром объектива 150 мм уже удаётся заметить структуру галактики — например, пылевые полосы, а также отдельные объекты: NGC 206 и некоторые шаровые скопления. Использование ещё более крупных инструментов, диаметром 350 мм, позволяет различить множество деталей: выделяется звездоподобное ядро, видны пылевые полосы в деталях. Можно заметить множество шаровых и рассеянных скоплений, а также отдельные яркие звёзды, например, AF Андромеды . Кроме того, становятся заметны галактики, находящиеся за M 31 на луче зрения: и . Для наблюдения ближайших спутников M 31 — Андромеды I , II и III — необходим телескоп с диаметром объектива 500 мм . При фотографировании с длительной выдержкой детали на изображении могут быть видны даже без использования телескопа .

В культуре

В массовой культуре галактика Андромеды используется главным образом как локация в различных научно-фантастических произведениях. В литературных произведениях, например, роман Ивана Ефремова « Туманность Андромеды » (1955—1956 годы) , в котором галактика Андромеды — первая из галактик, с цивилизациями которой удается установить контакт. Среди кинофильмов — сериал (англ.) ( (1961 год), в котором сюжет основывается на том, что учёные приняли радиосообщение, отправленное из галактики Андромеды, а также сериал Star Trek , в одной из серий которого из галактики прибывают разумные существа . Галактика присутствует и в компьютерных играх, например, в Mass Effect: Andromeda действие происходит в этой галактике .

Примечания

Комментарии

  1. ↑ Металличность соответствует доле элементов тяжелее гелия , равной солнечной .
  2. Поскольку калибровка шкалы расстояний до этого производилась по цефеидам населения II, наблюдаемым в шаровых скоплениях, а во внешних галактиках наблюдались цефеиды населения I, это приводило к недооценке расстояний до галактик, в том числе и M 31, в два раза .

Источники

  1. ↑
  2. ↑ McConnachie A. W. (англ.) // The Astronomical Journal / , — New York City: IOP Publishing , AAS , University of Chicago Press , AIP , 2012. — Vol. 144, Iss. 1. — P. 4. — ISSN ; — —
  3. Tully R. B. , Shaya E. J., Karachentsev I. D., Courtois H. M., Kocevski D. D., Rizzi L., Peel A. (англ.) // — IOP Publishing , 2008. — Vol. 676, Iss. 1. — P. 184–205. — ISSN ; — —
  4. , Burstein D. (англ.) // : Supplement Series — AAS , 1995. — Vol. 96. — P. 123–157. — ISSN ; — —
  5. ↑ В. Г. Сурдин . // Большая российская энциклопедия / под редакцией Ю. С. Осипова . — М. : Издательство БРЭ , 2005. — Т. 1. — С. 738. — 766 с. — ISBN 5-85270-329-Х.
  6. ↑ Darling D. (англ.) . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 26 декабря 2020. 15 ноября 2010 года.
  7. ↑ Frommert H., Kronberg С. (англ.) . Messier Database . Дата обращения: 26 декабря 2020. 21 октября 2018 года.
  8. . ned.ipac.caltech.edu . Дата обращения: 16 августа 2022. 16 августа 2022 года.
  9. Darling D. . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 16 августа 2022. 16 августа 2022 года.
  10. Sick J., Courteau S., Cuillandre J-C., Dalcanton J., de Jong R. (англ.) // Proceedings of the International Astronomical Union. — Cambr. : Cambridge University Press , 2015. — 1 April ( vol. 10 (S311) ). — P. 82—85 . — ISSN . — doi : . 26 октября 2020 года.
  11. Kafle P. R., Sharma S., Lewis G. F., Robotham A. S. G., Driver S. P. // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2018-04-01. — Т. 475 . — С. 4043–4054 . — ISSN . — doi : . 11 августа 2022 года.
  12. Peñarrubia J., Ma Y.-Z., Walker M. G., McConnachie A. // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2014-09-01. — Т. 443 . — С. 2204–2222 . — ISSN . — doi : . 8 декабря 2022 года.
  13. , p. 44.
  14. ↑ (англ.) . Astronomy . Melbourne: Swinburne University of Technology . Дата обращения: 26 декабря 2020. 17 июня 2020 года.
  15. ↑ Siegel E. (англ.) . Forbes . The Forbes (14 марта 2019). Дата обращения: 26 декабря 2020. 2 декабря 2020 года.
  16. ↑ (англ.) . SIMBAD . CDS . Дата обращения: 28 декабря 2020. 18 января 2021 года.
  17. ↑ Tenjes P., Tuvikene T., Tamm A., Kipper R., Tempel E. (англ.) // Astronomy and Astrophysics . — Les Ulis: EDP Sciences , 2017. — 1 April ( vol. 600 ). — P. A34 . — ISSN . — doi : . 26 октября 2020 года.
  18. , pp. 10—11.
  19. ↑ van der Marel R. P., Fardal M. A., Sohn S. T., Patel E., Besla G. (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 2019. — 1 February ( vol. 872 ). — P. 24 . — ISSN . — doi : . 4 декабря 2021 года.
  20. ↑ Tamm A., Tempel E., Tenjes P., Tihhonova O., Tuvikene T. (англ.) // Astronomy & Astrophysics . — Les Ulis: EDP Sciences , 2012. — 1 October ( vol. 546 ). — P. A4 . — ISSN . — doi : . 21 октября 2020 года.
  21. ↑ , p. 9.
  22. , pp. 45—46.
  23. , pp. 37—42.
  24. , pp. 15—16.
  25. , pp. 31—32.
  26. , pp. 16—17.
  27. ↑ van den Bergh S. (англ.) // . — B. : Springer Verlag , 1999. — doi : . 29 ноября 2020 года.
  28. , pp. 14, 24—25.
  29. Richstone D. O., Shectman S. A. (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 1980. — 1 January ( vol. 235 ). — P. 30—36 . — ISSN . — doi : .
  30. Mould J. (англ.) // Publications of the Astronomical Society of Australia. — Melbourne: Cambridge University Press and CSIRO , 2013. — 1 March ( vol. 30 ). — P. e027 . — ISSN . — doi : .
  31. Díaz M. B., Wegg C., Gerhard O., Erwin P., Portail M. (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2017. — 1 April ( vol. 466 ). — P. 4279—4298 . — ISSN . — doi : . 14 ноября 2021 года.
  32. Athanassoula E., Beaton R. L. (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2006. — 11 August ( vol. 370 , iss. 3 ). — P. 1499—1512 . — ISSN . — doi : .
  33. ↑ , pp. 12—13.
  34. ↑ Ferguson A. M. N., Mackey A. D. // (англ.) . — 1st edition. — Cham: Springer International Publishing , 2016. — Vol. 420. — P. 191. — 250 p. — (Astrophysics and Space Science Library, vol. 420). — ISBN 978-3-319-19336-6 . — doi : . 26 ноября 2021 года.
  35. Darling D. . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 14 ноября 2021. 5 октября 2021 года.
  36. Nowakowski T. (англ.) . Phys.org . Дата обращения: 26 декабря 2020. 9 ноября 2020 года.
  37. Saglia R. P., Opitsch M., Fabricius M. H., Bender R., Blaña M. (англ.) // Astronomy & Astrophysics . — Les Ulis: EDP Sciences , 2018. — 1 October ( vol. 618 ). — P. A156 . — ISSN . — doi : .
  38. Gilbert K. M., Kalirai J. S., Guhathakurta., Beaton R. L., Geha M. C. (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 2014. — 1 December ( vol. 796 ). — P. 76 . — ISSN . — doi : . 15 ноября 2021 года.
  39. , pp. 24—27.
  40. , pp. 289—303.
  41. Rahmani S., Lianou S., Barmby P. (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2016. — 1 March ( vol. 456 ). — P. 4128—4144 . — ISSN . — doi : . 26 ноября 2021 года.
  42. Meylan G., Sarajedini A., Jablonka P., Djorgovski S. G., Bridges T. (англ.) // The Astronomical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 2001. — 1 August ( vol. 122 ). — P. 830—841 . — ISSN . — doi : . 9 августа 2018 года.
  43. (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 26 декабря 2020. 10 мая 2021 года.
  44. ↑ Burstein D., Yong Li, Freeman K. C., Norris J. E., Bessell M. S. (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 2004. — 1 October ( vol. 614 ). — P. 158—166 . — ISSN . — doi : . 9 августа 2018 года.
  45. ↑ Caldwell N., Harding P., Morrison H., Rose J. A., Schiavon R. (англ.) // The Astronomical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 2009. — 1 January ( vol. 137 ). — P. 94—110 . — ISSN . — doi : . 16 ноября 2021 года.
  46. Huxor A. P., Tanvir N. R., Irwin M. J., Ibata R., Collett J. L. (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2005. — 1 July ( vol. 360 ). — P. 1007—1012 . — ISSN . — doi : . 22 октября 2019 года.
  47. , pp. 28—35.
  48. , pp. 145—162.
  49. , pp. 17—20.
  50. Berkhuijsen E. M., Beck R., Walterbos R. A. M. (англ.) . — E-Heraeus Seminar, Physikzentrum Bad Honnef, Germany, 22—25 May 2000. — Aachen: , 2000. — ISBN 3-826-58191-1 . — ISBN 978-3-826-58191-5 .
  51. ↑ . . NASA . Дата обращения: 26 декабря 2020. 12 ноября 2020 года.
  52. ↑ Draine B. T., Aniano G., Krause O., Groves B., Sandstrom K. (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 2014. — 1 January ( vol. 780 ). — P. 172 . — ISSN . — doi : . 23 февраля 2022 года.
  53. ↑ , pp. 183—205.
  54. , pp. 53—70.
  55. Azimlu M., Marciniak R., Barmby P. (англ.) // The Astronomical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 2011. — 1 October ( vol. 142 ). — P. 139 . — ISSN . — doi : . 1 декабря 2021 года.
  56. Sasaki M., Pietsch W., Haberl F., Hatzidimitriou D., Stiele H. (англ.) // Astronomy & Astrophysics . — Les Ulis: EDP Sciences , 2012. — 1 August ( vol. 544 ). — P. A144 . — ISSN . — doi : . 18 сентября 2020 года.
  57. Bhattacharya S., Arnaboldi M., Hartke J., Gerhard O., Comte V. (англ.) // Astronomy and Astrophysics . — Les Ulis: EDP Sciences , 2019. — 1 April ( vol. 624 ). — P. A132 . — ISSN . — doi : .
  58. , pp. 41—42.
  59. , pp. 228—243, 255.
  60. , pp. 257—269.
  61. ↑ , p. 149.
  62. Kodric M., Riffeser A., Hopp U., Goessl C., Seitz S. (англ.) // The Astronomical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 2018. — 1 September ( vol. 156 ). — P. 130 . — ISSN . — doi : .
  63. , pp. 206—227.
  64. , pp. 35—37.
  65. , p. 227.
  66. Bond H. E. (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 2011. — 25 July ( vol. 737 , iss. 1 ). — P. 17 . — ISSN . — doi : . 17 ноября 2021 года.
  67. Shafter A. W., Darnley M. J., Hornoch K., Filippenko A. V., Bode M. F. (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 2011. — 19 May ( vol. 734 , iss. 1 ). — P. 12 . — ISSN . — doi : . 17 ноября 2021 года.
  68. , pp. 219—222.
  69. , pp. 39—41.
  70. Darnley M. J., Henze M., Steele I. A., Bode M. F., Ribeiro V. A. R. M. (англ.) // Astronomy and Astrophysics . — Les Ulis: EDP Sciences , 2015. — 1 August ( vol. 580 ). — P. A45 . — ISSN . — doi : . 17 мая 2022 года.
  71. , pp. 5—7, 241—242.
  72. , pp. 38—39.
  73. An J. H., Evans N. W., Kerins E., Baillon P., Novati S. С. (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 2004. — 1 February ( vol. 601 , iss. 2 ). — P. 845 . — ISSN . — doi : . 14 ноября 2021 года.
  74. . The Extrasolar Planets Encyclopaedia . Дата обращения: 27 декабря 2020. 24 января 2021 года.
  75. Joseph D. Gelfand, T. Joseph W. Lazio, B. M. Gaensler. (англ.) // The Astrophysical Journal Supplement Series. — Bristol, 2005. — August ( vol. 159 , iss. 2 ). — P. 242—276 . — ISSN . — doi : . 17 ноября 2021 года.
  76. , pp. 71—86.
  77. Gießübel R., Heald G., Beck R., Arshakian T. G. (англ.) // Astronomy and Astrophysics . — Les Ulis: EDP Sciences , 2013. — 1 November ( vol. 559 ). — P. A27 . — ISSN . — doi : . 8 июля 2020 года.
  78. Stiele H., Pietsch W., Haberl F., Hatzidimitriou D., Barnard R. (англ.) // Astronomy and Astrophysics . — Les Ulis: EDP Sciences , 2011. — 1 October ( vol. 534 ). — P. A55 . — ISSN . — doi : . 17 октября 2021 года.
  79. Hofmann F., Pietsch W., Henze M., Haberl F., Sturm R. (англ.) // Astronomy and Astrophysics . — Les Ulis: EDP Sciences , 2013. — 1 July ( vol. 555 ). — P. A65 . — ISSN . — doi : . 24 марта 2021 года.
  80. , pp. 270—282.
  81. , pp. 42—43.
  82. Cowen R. (англ.) // Nature . — N. Y. : NPG , 2012. — ISSN . — doi : . 13 мая 2020 года.
  83. Higgs C. R., McConnachie A. W. (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2021. — 1 September ( vol. 506 ). — P. 2766—2779 . — ISSN . — doi : .
  84. , pp. 4—8.
  85. Ibata R., Irwin M., Lewis G., Ferguson A. M. N., Tanvir N. (англ.) // Nature . — N. Y. : NPG , 2001. — July ( vol. 412 , iss. 6842 ). — P. 49—52 . — ISSN . — doi : . 31 июля 2020 года.
  86. Choi P. I., Guhathakurta P., Johnston K. V. (англ.) // The Astronomical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 2002. — 1 July ( vol. 124 ). — P. 310—331 . — ISSN . — doi : . 16 марта 2022 года.
  87. (англ.) . NASA (26 мая 2016). Дата обращения: 26 декабря 2020. 28 декабря 2020 года.
  88. (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 26 декабря 2020. 29 декабря 2020 года.
  89. ↑ Seligman C. . cseligman.com . Дата обращения: 26 декабря 2020. 6 февраля 2021 года.
  90. ↑ , p. 144.
  91. , pp. 3—4.
  92. , p. 4.
  93. , pp. 4—8.
  94. , pp. 7—8.
  95. Corwin H. G. (англ.) . Дата обращения: 28 декабря 2020. 30 января 2018 года.
  96. , pp. 9—10.
  97. (англ.) // Popular Astronomy. — N. Y. : John August Media, LLC, 1908. — 1 January ( vol. 16 ). — P. 66 . — ISSN . 21 ноября 2021 года.
  98. , pp. 10—12.
  99. , p. 12.
  100. , p. 170.
  101. Амнуэль, П. : [ 1 июля 2022 ] // Наука и жизнь. — 2021. — № 7. — С. 81—87.
  102. (англ.) . Carnegie Observatories . Дата обращения: 1 июля 2022. 18 мая 2022 года.
  103. , pp. 14—22.
  104. ↑ , pp. 23—26.
  105. , pp. 27—32, 37.
  106. Sakari C. M. (англ.) . — San Rafael: IOP Publishing , 2019. — P. 9—10. — 127 p. — (IOP concise physics). — ISBN 978-1-64327-750-9 . — doi : .
  107. Garner R. . NASA (6 октября 2017). Дата обращения: 21 ноября 2021. 25 ноября 2021 года.
  108. . Observing at Skyhound . Дата обращения: 28 декабря 2020. 14 ноября 2021 года.
  109. . Backyard Astronomy Forum . Дата обращения: 28 декабря 2020. Архивировано из 5 августа 2020 года.
  110. , pp. 150—151.
  111. (англ.) . AstroBackyard | Astrophotography Tips and Tutorials . Дата обращения: 28 декабря 2020. 23 декабря 2020 года.
  112. . Русская фантастика . Дата обращения: 22 ноября 2021. 22 ноября 2021 года.
  113. Phillips T. (англ.) . Eurogamer (25 апреля 2017). Дата обращения: 24 ноября 2021. 6 марта 2018 года.

Литература

Ссылки

Источник —

brigid
  • 2020-05-14
  • 1
  • Tags:

Same as Галактика Андромеды

The title for the last searches