アンドロメダ銀河

アンドロメダ銀河
アンドロメダ銀河と 2 つの衛星銀河の可視光画像。メシエ 32 は銀河核の左側にあり、メシエ 110 は右下にあります。
観測データ（J2000 エポック）
発音	/ æ n ˈ d r ɒ m ɪ d ə /
星座	アンドロメダ
赤経	00時間42分44.3秒[1]
偏角	+41° 16′ 9″ [1]
赤方偏移	z = −0.001004 （マイナス記号は青方偏移を示す）[1]
太陽中心視線速度	−301 ± 1 km/s [2]
距離	765  kpc (2.50  Mly ) [3]
見かけの等級 （V）	3.44 [4] [5]
絶対等級 （V）	−21.5 [a] [6]
特徴
タイプ	SA(s)b [1]
質量	(1.5 ± 0.2) × 10 12 [7]  M ☉
星の数	約1兆（1012 ） [ 10]
サイズ	46.56  kpc (152,000 光年) (直径; D 25等輝度線) [1] [8] [b]
見かけの大きさ （V）	3.167° × 1° [1]
その他の指定
M 31、NGC 224、UGC 454、PGC 2557、2C 56 (コア)、[1] CGCG 535-17、MCG +07-02-016、IRAS 00400+4059、2MASX J00424433 +4116074、GC 116、h 50、ボード 3、フラムスティード 58、ヘベリウス 32、Ha 3.3、IRC +40013

アンドロメダ銀河は棒渦巻銀河で、天の川銀河に最も近い主要銀河です。元々はアンドロメダ星雲と名付けられ、メシエ31、M31、NGC 224としてカタログ化されています。アンドロメダのD25_等光直径は約46.56キロパーセク（152,000光年）^[8]で、地球から約765kpc（250万光年）離れています。この銀河の名前は、地球の空でこの銀河が見える領域、アンドロメダ星座に由来しており、アンドロメダ座自体はギリシャ神話のペルセウスの妻であった王女にちなんで名付けられています。^[8]

アンドロメダ銀河のビリアル質量は天の川銀河のビリアル質量と同程度で、 太陽の1兆倍 （2.0 × 10 ⁴²キログラム）である。どちらの銀河の質量も正確に推定することは難しいが、アンドロメダ銀河は天の川銀河よりも25%から50%ほど質量が大きいと長い間考えられていた。^{[11]しかし、21世紀初頭の研究では、アンドロメダ銀河の質量はより小さく[11]}、天の川銀河の質量はより大きい可能性があることが示唆され、この説は疑問視されている。^{[12] [13]}アンドロメダ銀河の直径は約46.56 kpc（152,000光年）で、広がりの点で局部銀河群の中で最大の大きさである。^[13]

天の川銀河とアンドロメダ銀河は、約40～50億年後に衝突すると予想されており^[14] 、合体して巨大な楕円銀河^[15]または大きなレンズ状銀河^[16]を形成する可能性があります。

アンドロメダ銀河は、見かけの明るさが3.4で、メシエ天体の中で最も明るいものの一つであり、^[17]月のない夜には地球から肉眼で見ることができ、 ^{[18]中程度の}光害のある地域からでも見ることができます。^[8]

アンドロメダ銀河は暗い空では肉眼で見ることができます。^[21]西暦964年頃、ペルシャの天文学者アブド・アル・ラフマーン・アル・スーフィーは、彼の著書『恒星の書』の中で、アンドロメダ銀河を「星雲状のしみ」または「小さな雲」と表現しました。^{[22] 当時}の星図では、アンドロメダ銀河は「小雲」と表記されていました。 [23] 1612年、ドイツの天文学者シモン・マリウスは、望遠鏡による観測に基づいて、アンドロメダ銀河の初期の説明を行いました。^[24]ピエール・ルイ・モーペルテュイは、1745年に、このぼやけた点は島宇宙であると推測しました。^[25]シャルル・メシエは、 1764年にアンドロメダをM31としてカタログに登録しましたが、肉眼で見えるにもかかわらず、マリウスを発見者と誤って記載しました。 1785年、天文学者ウィリアム・ハーシェルはアンドロメダの中心核にかすかな赤みがかった色調があることに気づいた。^{[18]彼はアンドロメダがすべての「大}星雲」の中で最も近いと考え、星雲の色と明るさに基づいて、アンドロメダがシリウスまでの距離の2,000倍、つまり約18,000 光年（5.5 キロパーセク）以内にあると誤って推測した。^[26]

1850年、第3代ロス伯爵ウィリアム・パーソンズはアンドロメダの渦巻き構造の絵を描いた。^{[27] [より良い情報源が必要]}

1864年、ウィリアム・ハギンズはアンドロメダのスペクトルがガス星雲のスペクトルと異なることに気づいた。 ^[28]アンドロメダのスペクトルは連続した周波数を示し、暗い吸収線が重ね合わさって物体の化学組成を識別するのに役立つ。アンドロメダのスペクトルは個々の恒星のスペクトルと非常に似ており、このことからアンドロメダは恒星の性質を持っていると推測された。1885年、アンドロメダで超新星（ Sアンドロメダとして知られる）が観測されたが、これはその銀河で観測された最初の、そしてこれまでのところ唯一の超新星であった。^[29]当時、それは「新星1885」と呼ばれていた^{[30] — 現代の意味での「}新星」と超新星の違いはまだわかっていなかった。アンドロメダは近くの物体であると考えられており、「新星」が通常の新星よりもはるかに明るいことは認識されていなかった。^[要出典]

1888年、アイザック・ロバーツはアンドロメダの最初の写真の一つを撮影した。当時、アンドロメダは銀河系内の星雲であると一般に考えられていた。ロバーツはアンドロメダや類似の「渦巻き星雲」を形成中の星系と勘違いした。^{[31] [32]}

1912年、ヴェスト・スリファーは分光法を用いてアンドロメダの太陽系に対する視線速度を測定しました。これはそれまでに測定された最大の速度で、300km/s（190mi/s）でした。^[33]

1755年という早い時期に、ドイツの哲学者イマヌエル・カントは著書『宇宙の自然史と天体の理論』の中で、天の川銀河は多くの銀河のうちの1つに過ぎないという仮説を提唱した。天の川銀河のような構造は、上から見ると円形の星雲のように見え、斜めから見ると楕円体のように見えると主張し、当時は他に説明のつかないアンドロメダのような楕円星雲は、アンドロメダが一般に信じられていた星雲ではなく、天の川銀河に似た銀河であると結論付けた。^[34]

1917 年、ヒーバー・カーティスはアンドロメダ銀河内で新星を観測した。写真記録を調べた結果、さらに 11 個の新星が発見された。カーティスは、これらの新星が、空の他の場所で発生したものよりも平均して 10等級暗いことに気づいた。その結果、カーティスは 500,000 光年 (3.2 × 10 ¹⁰  AU) という距離の推定値を出すことができた。この推定値は現在入手可能な最良の推定値の約 5 倍低いが、アンドロメダ銀河までの距離の推定値としては、桁違いの精度 (つまり、現在の推定値である約 250 万光年^{[2] [35] [6] [36]}の 10 倍以内) で初めて正確だった。カーティスは、いわゆる「島宇宙」仮説の提唱者となった。つまり、渦巻き星雲は実際には独立した銀河であるという仮説である。^[37]

1920年、ハーロー・シャプレーとカーティスの間で、天の川銀河、渦巻き星雲、宇宙の大きさの性質をめぐる大論争が起こった。^{[38]カーティスは、アンドロメダ大星雲が実際には外部銀河であるという主張を裏付けるために、アンドロメダ銀河内に我々の銀河系の塵の雲に似た暗黒帯が現れていることや、アンドロメダ銀河の顕著な}ドップラーシフトの歴史的観測にも注目した。1922年、エルンスト・エピックは、アンドロメダ銀河までの距離を、その恒星の速度測定から推定する方法を発表した。その結果、アンドロメダ星雲は我々の銀河系から遠く離れた、約450kpc（1,500kly）の距離にあるとされた。^[29]エドウィン・ハッブルは1925年にアンドロメダの天体写真で初めて銀河系外のケフェイド変光星を特定し、この論争に終止符を打った。これらの写真は100インチ（2.5メートル）のフッカー望遠鏡で撮影されたもので、これによりアンドロメダ大星雲までの距離が測定できた。彼の測定により、この星雲は我々の銀河系内にある星とガスの集まりではなく、天の川銀河からかなり離れたまったく別の銀河であることが決定的に示された。^[38]

1943年、ウォルター・バーデはアンドロメダ銀河の中心部にある恒星を初めて分解した人物となった。バーデは、金属量に基づいて2つの異なる恒星の種族を特定し、円盤内の若く高速の恒星をタイプI、バルジ内のより古く赤い恒星をタイプIIと名付けた。^{[39]この命名法はその後、天の川銀河内やその他の場所の恒星にも採用された。（2つの異なる種族の存在は、}ヤン・オールトによって以前に指摘されていた。）^[39]バーデはまた、2種類のセフェイド変光星があることを発見し、アンドロメダ、そして宇宙の残りの部分までの距離の推定値を2倍にした。^[40]

1950年、アンドロメダ銀河からの電波放射がジョドレルバンク天文台のロバート・ハンバリー・ブラウンとシリル・ハザードによって検出されました。^{[41] [42]}銀河の最初の電波地図は1950年代にジョン・ボールドウィンとケンブリッジ電波天文学グループの協力者によって作成されました。^{[43]アンドロメダ銀河の中心核は、} 2C電波天文学カタログでは2C 56と呼ばれています。

2009年、マイクロレンズ効果（巨大な物体による光の屈折によって引き起こされる現象）の発生により、アンドロメダ銀河で初めて惑星が発見された可能性がある。^[44]

2020年には、ヴェスターボルク合成電波望遠鏡、エッフェルスベルク100m電波望遠鏡、超大型干渉電波望遠鏡による直線偏光電波放射の観測により、ガスと星形成の「10kpcリング」に沿って整列した秩序だった磁場が明らかになった。^[45]

アンドロメダ銀河から我々の銀河までの距離の推定値は、1953年に2番目のより暗いタイプのセフェイド変光星の存在が発見されたときに2倍になった。1990年代には、ヒッパルコス衛星による測定で得られた標準的な赤色巨星と赤色塊星の両方の測定値が、セフェイドまでの距離の較正に使用された。^{[46] [47]}

20億から30億年前にアンドロメダ銀河で質量比が約4の2つの銀河の大規模な合体が発生しました。 ^{[48] [49]}

アンドロメダ銀河における最近の合体の発見は、まずその異常な年齢と速度の分散関係を解釈することと、^[50] 20億年前にはアンドロメダ銀河の円盤全体の星形成が現在よりもはるかに活発であったという事実に基づいていました。^[51]

この激しい衝突のモデリング^[48]は、この衝突によって、巨大ストリーム^[52]や拡張した厚い円盤、若い年齢の薄い円盤、静的な10kpcリングなど、銀河の（金属に富む）銀河ハローの大部分が形成されたことを示しています。この時代、星形成率は非常に高く、約1億年にわたって明るい赤外線銀河になったと考えられます。モデリングでは、バルジプロファイル、大きなバー、全体的なハロー密度プロファイルも復元されています。

アンドロメダ銀河と三角座銀河（M33）は20億～40億年前に非常に接近した可能性があるが、ハッブル宇宙望遠鏡による最新の測定結果からするとその可能性は低いと思われる。^[53]

地球からアンドロメダ銀河までの距離を推定するために、少なくとも 4 つの異なる手法が使用されてきた。2003 年には、赤外線表面輝度変動(I-SBF) を使用し、新しい周期光度値と金属量補正(O/H) で-0.2 mag dex ^{-1を調整して、257 ± 0.06 万}光年(1625 × 10 ¹¹  ± 3.8 × 10 ⁹ 天文単位) という推定値が得られた。2004 年のセフェイド変光星法では、距離は 251 ± 0.13 万光年 (770 ± 40 kpc) と推定された。^{[2] [35]}

2005年、アンドロメダ銀河で食連星が発見されました。連星^[c]は、O型とB型の2つの高温の青い星で構成されています。天文学者は、星の食を研究することで、その大きさを測定できました。星の大きさと温度がわかれば、絶対等級を測定することができました。視等級と絶対等級がわかれば、星までの距離を計算できます。星は2.52 × 10 ⁶  ± 0.14 × 10 ⁶ 光年（1.594 × 10 ¹¹  ± 8.9 × 10 ⁹  AU）、アンドロメダ銀河全体では約2.5 × 10 ⁶ 光年（1.6 × 10 ¹¹  AU）の距離にあります。^[6]この新しい値は、以前の独立したセファイドに基づく距離の値と非常によく一致しています。 TRGB法は2005年にも使用され、距離は2.56 × 10 ⁶  ± 0.08 × 10 ⁶ 光年（1.619 × 10 ¹¹  ± 5.1 × 10 ⁹  AU）と算出された。^[36]これらの距離推定値を平均すると、2.54 × 10 ⁶  ± 0.11 × 10 ⁶ 光年（1.606 × 10 ¹¹  ± 7.0 × 10 ⁹  AU）となる。^[d]^^^^^^^

2018年まで、アンドロメダ銀河のハロー（暗黒物質を含む）の質量推定値は約1.5 × 10¹²  M _☉、 ^[55] 8 × 10 天の川銀河の質量は11 M☉です。これは、アンドロメダ銀河と天の川銀河の質量がほぼ等しいと示唆していた以前の測定結果と矛盾していました。2018年に、質量が等しいという以前の測定結果は、電波の結果_によって^約8 × 10¹¹  M _☉。 ^{[56] [57] [58] [59]} 2006年、アンドロメダ銀河の楕円体は天の川銀河よりも恒星密度が高いことが判明し、 ^[60]その銀河恒星円盤の直径は天の川銀河の2倍と推定されました。 ^[9]アンドロメダ銀河の全質量は8 × 10¹¹  M _☉ ^[56]および 1.1 × 10¹²  M _☉。 ^{[61] [62]} M31の恒星質量は10–15 × 10^約10  M _☉で、その質量の30%が中心バルジに、56%が円盤に、残りの14%が恒星ハローにあります。 ^[63]電波の結果（天の川銀河と同程度の質量）は、2018年時点で最も可能性が高いと考えられますが、明らかにこの問題は世界中のいくつかの研究グループによってまだ活発に調査されています。

2019年現在、脱出速度と動的質量測定に基づく最新の計算では、アンドロメダ銀河の質量は0.8 × 10¹²  M _{☉ であり}、 ^[64]これは2019年に計算された天の川銀河の新たな質量1.5 × 10¹²  M _☉ . ^{[65] [66] [67]}

アンドロメダ銀河の星間物質には、恒星に加えて、少なくとも7.2 × 10⁹  M _☉ ^[68]中性水素の形で、少なくとも3.4 × 10⁸  M _☉分子状水素（最も内側の10キロパーセク以内）および5.4 × 10^7M☉ _の塵。^[ 69]

アンドロメダ銀河は、銀河系の恒星の質量の半分を占めると推定される巨大な高温ガスのハローに囲まれています。ほとんど目に見えないこのハローは、主銀河から天の川銀河までの中間地点、約 100 万光年の距離まで広がっています。銀河のシミュレーションでは、このハローがアンドロメダ銀河と同時に形成されたことが示されています。このハローは、超新星から生成された水素やヘリウムよりも重い元素に富んでおり、その特性は、銀河系色等級図の「緑の谷」に位置する銀河に予想される特性です(下記参照)。アンドロメダ銀河の星で満たされた円盤で超新星が爆発し、これらの重い元素を宇宙に放出します。アンドロメダ銀河の生涯を通じて、その恒星によって生成された重元素のほぼ半分が、銀河系の直径 20 万光年の恒星円盤をはるかに超えて放出されました。^{[70] [71] [72] [73]}

アンドロメダ銀河の推定光度は約2.6 × 10¹⁰  L _☉は、我々の銀河系の明るさより約25%高い。 ^{[74] [75]}しかし、地球から見ると銀河の傾斜角が大きく、星間塵が吸収する光の量も不明であるため、実際の明るさを推定することは難しく、他の研究者はアンドロメダ銀河の光度について別の値を与えている（一部の研究者は、アンドロメダ銀河は天の川銀河の半径10メガパーセク以内ではソンブレロ銀河に次いで2番目に明るい銀河であり、絶対等級は約-22.21 ^[e]かそれに近い^[77]とさえ提案している）。

2010年に発表されたスピッツァー宇宙望遠鏡の助けを借りた推定では、絶対等級（青色）は-20.89（色指数+0.63で絶対等級は-21.52に相当し、^{[a]天の川銀河の-20.9と比較）、その}波長の全光度は3.64 × 10¹⁰  L _☉ . ^[78]

天の川銀河の星形成率ははるかに高く、アンドロメダ銀河は年間約1太陽質量分しか生成しないのに対し、天の川銀河は3～5太陽質量を生成する。また、天の川銀河の新星発生率もアンドロメダ銀河の2倍である。^[79]これは、アンドロメダ銀河がかつては大規模な星形成期を経験したが、現在は比較的静止状態にあるのに対し、天の川銀河はより活発な星形成を経験していることを示唆している。^[74]この状態が続けば、天の川銀河の明るさは最終的にアンドロメダ銀河の明るさを追い抜く可能性がある。

最近の研究によると、アンドロメダ銀河は、銀河の色等級図で「緑の谷」と呼ばれる領域に位置しており、この領域には天の川銀河のような銀河が「青い雲」（活発に新しい星を形成している銀河）から「赤い系列」（星形成のない銀河）への移行期にある。緑の谷の銀河における星形成活動​​は、星間物質中の星形成ガスが枯渇するにつれて鈍化している。アンドロメダ銀河と同様の特性を持つシミュレートされた銀河では、アンドロメダ銀河と天の川銀河の衝突による星形成率の短期的な増加を考慮しても、約 50 億年以内に星形成が消滅すると予想されている。^[80]

アンドロメダ銀河にズームイン– 前景の星とアンドロメダ銀河の核のパノラマ。この画像は、ハッブル宇宙望遠鏡で撮影された最大のものです。

可視光での見え方に基づき、アンドロメダ銀河は、渦巻銀河のド・ヴォークルール・サンデージ拡張分類システムではSA(s)b銀河に分類されている。 ^[1]しかし、2MASS調査とスピッツァー宇宙望遠鏡の赤外線データによると、アンドロメダは実際には天の川銀河のような棒渦巻銀河であり、アンドロメダの棒状長軸は円盤長軸から反時計回りに55度向いている。^[81]

天文学では銀河の大きさを定義するために様々な方法が使われており、それぞれの方法は互いに異なる結果をもたらす可能性がある。最も一般的に使われているのはD 25標準で、_Bバンド（可視スペクトルの青い部分にある光の波長445 nm ）における銀河の測光輝度が25等分角^2に達する等光線である。^[82]明るい銀河の第3参照カタログ（RC3）は1991年にアンドロメダにこの標準を使用し、250万光年の距離で等光直径46.56キロパーセク（152,000光年）を算出した。^[8] 1981年の以前の推定では、アンドロメダの直径は54キロパーセク（176,000光年）であった。^[83]

2005年にケック望遠鏡が行った研究では、銀河から外側に広がる、かすかな星の集まり、つまり銀河ハローの存在が示されています。 ^[9]このハロー内の星は、アンドロメダ銀河の主円盤内の星とは異なった振る舞いをします。主円盤内の星はより整然とした軌道を持ち、200 km/sの均一な速度を示しています。^[9]この拡散したハローは、直径67.45キロパーセク（22万光年）でアンドロメダ銀河の主円盤から外側に広がっています。^[9]

この銀河は地球に対して約77度傾いている（90度は真横）。銀河の断面形状を分析すると、単なる平らな円盤ではなく、顕著なS字型の歪みを示しているようだ。^[84]このような歪みの原因としては、アンドロメダ銀河付近の衛星銀河との重力相互作用が考えられる。アンドロメダの腕の歪みはM33銀河によるものかもしれないが、より正確な距離と視線速度が必要である。

分光学的研究により、アンドロメダ銀河の回転速度が核からの半径距離の関数として 詳細に測定されている。回転速度は、核から 1,300光年(82,000,000  AU ) のところで最高 225 km/s (140 mi/s) となり、核から 7,000 光年 (440,000,000 AU) のところで最低 50 km/s (31 mi/s) となる可能性がある。さらに外側では、回転速度は半径 33,000 光年 (2.1 × 10 ^{9 AU) まで上昇し、そこで 250 km/s (160 mi/s) のピークに達する。その距離を超えると速度は徐々に低下し、80,000 光年 (5.1} × 10 ⁹  AU) で約 200 km/s (120 mi/s) まで低下する 。これらの速度測定は、約6 × 10の集中質量を示唆している。 銀河系^全体の質量は、半径45,000光年（2.8×10 9 AU）までは直線的に増加し、それ_を超えると^緩やかに増加 します。 ^[85]

アンドロメダ銀河の渦巻き腕は、一連の HII 領域によって輪郭が描かれており、これはウォルター・バーデによって初めて詳細に研究され、彼によって「糸に通されたビーズ」に似ていると説明されました。彼の研究では、2 つの渦巻き腕がきつく巻かれているように見えますが、それらの間隔は私たちの銀河よりも広くなっています。^[86]各腕がアンドロメダ銀河の長軸と交差する渦巻き構造に関する彼の説明は次のとおりです。^{[87] §pp1062 [88] §pp92} :

アンドロメダ銀河は真横から見られるため、その渦巻き構造を研究することは困難である。銀河の補正画像では、2本の連続した後腕が互いに少なくとも約13,000 光年（820,000,000  AU ）離れており、中心核から約1,600光年（100,000,000 AU）の距離から外側にたどることができる、ごく普通の渦巻き銀河であるように見える。別の渦巻き構造として、単一の渦巻き腕^[89]や、長く糸状の太い渦巻き腕の凝集体^[90]パターンなどが提案されている。^{[1] [91]}

渦巻き模様の歪みの最も可能性の高い原因は、銀河の衛星M32とM110との相互作用であると考えられています。^{[92]これは、}中性水素雲が恒星から移動していることで確認できます。 ^[93]

1998年、欧州宇宙機関の赤外線宇宙観測衛星からの画像により、アンドロメダ銀河の全体的な形状がリング銀河へと移行しつつある可能性が示された。銀河内のガスと塵は一般にいくつかの重なり合ったリングを形成しており、特に目立つリングは中心核から半径32,000光年（9.8kpc）のところに形成され、^[94]一部の天文学者からは火のリングというニックネームが付けられている。^[95]このリングは主に冷たい塵で構成されており、アンドロメダ銀河で起こっている星形成のほとんどがそこに集中しているため、銀河の可視光画像では隠されている。^[96]

その後のスピッツァー宇宙望遠鏡の助けを借りた研究では、赤外線で見たアンドロメダ銀河の渦巻き構造は、中央の棒から現れ、前述の大きなリングを超えて続く2つの渦巻き腕で構成されているように見えることが示された。しかし、これらの腕は連続しておらず、分節構造になっている。^[92]

同じ望遠鏡でアンドロメダ銀河の内部を詳しく調べたところ、2億年以上前にM32と衝突してできたと考えられる小さなダストリングも見つかった。シミュレーションでは、小さな銀河がアンドロメダ銀河の円盤を極軸に沿って通過したことが示されている。この衝突で小さなM32の質量の半分以上が剥ぎ取られ、アンドロメダのリング構造が形成された。^{[97]メシエ31のガス内には以前から知られていた大きなリング状の特徴と、}重心 からずれた内側のリング状構造が共存していることから、衛星M32との衝突がほぼ正面衝突したことが示唆されている。これはカートホイール衝突のより穏やかなバージョンである。^[98]

アンドロメダ銀河の拡張ハローの研究によると、それは天の川銀河の拡張ハローとほぼ同等であり、ハロー内の星は一般的に「金属が乏しく」、距離が離れるほどその傾向が強くなる。^[60]この証拠は、2つの銀河が同様の進化の道をたどってきたことを示している。過去120億年の間に、これらの銀河は100～200個の低質量銀河を吸収し、同化してきた可能性が高い。^[99]アンドロメダ銀河と天の川銀河の拡張ハロー内の星は、2つの銀河を隔てる距離のほぼ3分の1まで広がっている可能性がある。

アンドロメダ銀河は、その中心に私たちの銀河系と同様に、高密度でコンパクトな星団を抱えていることが知られています。大型の望遠鏡で見ると、周囲のより拡散した膨らみの中に星が埋め込まれているような視覚的な印象が生まれます。1991年、ハッブル宇宙望遠鏡を使用してアンドロメダ銀河の内部核が撮影されました。核は、1.5 パーセク（4.9 光年）離れた 2 つの集中部分で構成されています。P1 と呼ばれる明るい集中部分は、銀河の中心からずれています。P2 と呼ばれる暗い集中部分は、銀河の真の中心にあり、P3 と呼ばれる埋め込まれた星団を含んでいます。 ^[100]これには、多くの紫外線で明るいA 型星と、M31* と呼ばれる超大質量ブラックホールが含まれています。 ^{[101] [102]}ブラックホールは低光度AGN (LLAGN) に分類され、電波波長とX 線でのみ検出されています。^[102] 2004～2005年は静穏であったが、2006～2007年は大きく変動した。^[101] M31*の質量は1993年に3～5 × 10 ⁷ M _{☉ 、} ^[103] 2005年には1.1～2.3 × 10 ⁸ M _{☉と測定された。} ^[100]その周囲の物質の速度分散は≈ 160 km/s (100  mi/s )と測定されている 。^[104]

観測された二重核は、P1 が中心のブラックホールの周りを偏心軌道で回る星の円盤の投影であると説明できると提案されている。 ^[105]偏心率が高いため、星は軌道の遠心点に留まり、星の集中が生じる。このような偏心円盤は、以前のブラックホール合体の結果として形成された可能性があり、その際に重力波が放出され、星が現在の偏心分布に「蹴り込まれた」可能性があると仮定されている。^{[106] P2 には、}スペクトルクラスA の高温の星の密集した円盤も含まれている。A 星は、より赤いフィルターでははっきりしないが、青色光と紫外線では核の大部分を占めるため、P2 は P1 よりも目立つように見える。^[107]

発見当初は、二重核の明るい部分はアンドロメダ銀河に「食い尽くされた」小さな銀河の残骸であるという仮説が立てられていたが、^{[108]これはもはや実行可能な説明とは考えられていない。その主な理由は、そのような核は中心のブラックホールによる}潮汐破壊により寿命が非常に短いためである。P1に安定させるためのブラックホールがあれば、この問題は部分的に解決できるかもしれないが、P1の星の分布は中心にブラックホールがあることを示唆していない。^[105]

どうやら、1968年後半までにアンドロメダ銀河からX線は検出されていなかったようです。^[109] 1970年10月20日の気球飛行により、アンドロメダ銀河から検出可能な硬X線の上限が決定されました。^[110] Swift BAT全天調査では、銀河中心から6秒角離れた領域から来る硬X線を検出することに成功しました。25 keVを超える放射は、後に3XMM J004232.1+411314と名付けられた単一の源から発生していることが判明し、コンパクトな天体（中性子星またはブラックホール）が恒星から物質を降着する連星系であると特定されました。 ^[111]

それ以来、欧州宇宙機関（ESA）のXMM-Newton軌道観測衛星による観測により、アンドロメダ銀河で複数のX線源が検出されている。Robin Barnardらは、これらがブラックホールまたは中性子星の候補であり、流入するガスを数百万ケルビンまで加熱してX線を放射しているとの仮説を立てた。中性子星とブラックホールは、主に質量を測定することで区別できる。^[112] NuSTAR宇宙ミッションの観測キャンペーンでは、銀河系でこの種の天体が40個特定された。^[113] 2012年には、アンドロメダ銀河で、より小さなブラックホールから放射される電波バーストであるマイクロクエーサーが検出されました。前駆ブラックホールは銀河中心付近に位置し、約10 M _☉である。このマイクロクエーサーは、欧州宇宙機関のXMMニュートン探査機によって収集されたデータを通じて発見され、その後NASAのスイフトガンマ線バーストミッションとチャンドラX線観測衛星、超大型干渉電波望遠鏡、超長基線干渉電波望遠鏡によって観測された。このマイクロクエーサーはアンドロメダ銀河内で初めて観測され、天の川銀河の外で初めて観測されたものである。^[114]

アンドロメダ銀河には、約460個の球状星団が関連している。 ^[116]これらの星団の中で最も質量が大きいのは、マヤールIIと特定され、球状星団1の愛称で呼ばれ、局部銀河群の他のどの球状星団よりも明るい。 ^[117]数百万個の恒星を含み、天の川銀河で最も明るい球状星団として知られるオメガケンタウリの約2倍の明るさである。球状星団1（またはG1）には、いくつかの恒星集団と、通常の球状星団としては大きすぎる構造がある。その結果、G1は遠い昔にアンドロメダに飲み込まれた矮小銀河の残存核であると考える人もいる。 ^[118]最も見かけの明るさが強い球状星団は、南西腕の東半分に位置するG76である。^{[23] 2006年にアンドロメダ銀河の}星間塵 によって赤く染まった037-B327という名のもう一つの巨大な球状星団は、G1よりも質量が大きく、局部銀河群の中で最大の星団であると考えられていましたが、 ^[119]他の研究では、実際にはG1と性質が似ていることが示されています。^[120]

比較的低い年齢分散を示す天の川銀河の球状星団とは異なり、アンドロメダ銀河の球状星団は、銀河自体と同じくらい古いシステムから、数億年から50億年までのはるかに若いシステムまで、年齢の範囲がはるかに広い。^[121]

2005年、天文学者はアンドロメダ銀河でまったく新しいタイプの星団を発見した。この新発見の星団には数十万の星が含まれており、球状星団で見られる星の数と同程度である。球状星団との違いは、その大きさがはるかに大きく（直径数百光年）、密度が数百倍も低いことである。そのため、新たに発見された拡張星団内の星間の距離ははるかに大きい。^[122]

アンドロメダ銀河で最も質量の大きい球状星団B023-G078は、中心に太陽質量の約10万倍の中間ブラックホールを持つと考えられている。^[123]

PA-99-N2は、1999年にアンドロメダ銀河で検出されたマイクロレンズ現象である。この現象の説明の1つは、太陽の0.02倍から3.6倍の質量を持つ赤色巨星の重力レンズ効果であり、このことから、この恒星の周りを惑星が回っている可能性が高いことが示唆されている。この可能性のある太陽系外惑星の質量は木星の6.34倍である。最終的に確認されれば、史上初の銀河系外惑星の発見となる。しかし、この現象には後に異常が見つかった。^[124]

天の川銀河と同様に、アンドロメダ銀河にもより小さな衛星銀河があり、20を超える矮小銀河が知られている。アンドロメダ銀河の矮小銀河の数は天の川銀河のものと非常に似ているが、銀河の数ははるかに多い。^[125]最もよく知られ、最も簡単に観測できる衛星銀河はM32とM110である。現在の証拠に基づくと、M32は過去にアンドロメダ銀河と接近遭遇したと思われる。M32はかつてはより大きな銀河であったが、M31によって恒星円盤が除去され、比較的最近まで続いた中心領域での星形成の急増を経験した可能性がある。 ^[126]

M110はアンドロメダ銀河とも相互作用しているようで、天文学者はアンドロメダ銀河のハローの中に、これらの衛星銀河から剥ぎ取られたと思われる金属に富んだ星の流れを発見した。^[127] M110には塵の帯があり、これは最近または進行中の星形成を示している可能性がある。^[128] M32にも若い恒星集団がある。^[129]

さんかく座銀河はアンドロメダ銀河から75万光年離れた非矮小銀河である。現在のところ、アンドロメダ銀河の衛星であるかどうかは不明である。^[130]

2006年、9つの衛星銀河がアンドロメダ銀河の中心核と交差する平面にあることが発見されました。衛星銀河は、独立した相互作用から予想されるようにランダムに配置されているわけではありません。これは、衛星銀河が共通の潮汐力起源であることを示している可能性があります。^[131]

アンドロメダ銀河は毎秒約110キロメートル（68マイル）の速度で天の川銀河に近づいている。[ ^132]太陽が銀河中心の周りを約225キロメートル（140マイル）の速度で公転しているため、アンドロメダ銀河は太陽に対して約300キロメートル（190マイル）の速度で近づいていると測定されている^{[1] 。これにより、アンドロメダ銀河は観測可能な約100の}青方偏移銀河の1つとなる。^[133]アンドロメダ銀河の天の川銀河に対する接線方向または横方向の速度は、接近速度よりも比較的小さいため、約25〜40億年後に天の川銀河と直接衝突すると予想されている。衝突の可能性のある結果は、銀河が融合して巨大な楕円銀河^[134]またはおそらく大きな円盤銀河を形成することである。^{[16]このような現象は}銀河群内の銀河では頻繁に起こる。衝突が起きた場合の地球と太陽系の運命は現在のところ不明である。銀河が合体する前に、太陽系が天の川銀河から弾き出されたり、アンドロメダ銀河に合流したりする可能性はわずかながらある。^[135]

ほとんどの観察条件下では、アンドロメダ銀河はその巨大さのため、肉眼で見える最遠方の天体の一つである。（ M33と、例外的に視力の良い観測者であれば、非常に暗い空の下でもM81 を見ることができる。）^{[138] [139] [140] [141]この銀河は、通常、}カシオペア座とペガスス座のあたりの空に位置する。アンドロメダ銀河は、北半球では秋の夜に高く頭上を通過するときに最もよく見え、 10 月には真夜中頃に最高点に達し、その後毎月 2 時間ずつ早くなる。夕方早く、9 月には東から昇り、2 月には西に沈む。^[142]南半球では、アンドロメダ銀河は 10 月から 12 月まで見ることができ、できるだけ北から見るのが一番である。双眼鏡を使えば、銀河のより大きな構造や、その最も明るい二つの衛星銀河であるM32とM110を見ることができます。^[143]アマチュア用望遠鏡では、アンドロメダの円盤、最も明るい球状星団のいくつか、暗い塵の帯、そして大きな星雲NGC 206を見ることができます。^{[144] [145]}

• メシエ天体の一覧
• 銀河の一覧
• 新総合カタログ