基本信息折叠编辑本段位置
秋夜的星空不像春夏两季的星空有那么多明亮的星座，一群王族星座是秋夜星空的最大特点。这些王族星座的主人公是古代埃塞俄比亚的国王、王后和公主，以及从海中怪兽的手里救回公主的勇士，即英仙。在仙王座、仙后座、仙女座、英仙座等一批王族星座当中，仙女座因为拥有M31而成为最受人们瞩目的星座。仙女座大星云大致位于仙女座的中心位置，在南纬48°以北的广大地区都可以看到仙女座大星云。 为了能够在浩繁的群星当中顺利地找到仙女座大星云，我们需要首先熟悉一下秋夜星空。秋夜的银河已转到东北方，可以看见在银河中"游泳"的仙后座，它有5颗相当明亮的恒星排列成英文字母"W"的形状，很容易辨认。仙后座的西面为仙王座，东面是英仙座。银河南边不远，有四颗亮星成一个明显的四边形排列，这就是著名的秋季大四边形。四边形的三颗星都属于飞马座，只有东北角的那一颗星是仙女座a星。仙女座a星的目视星等为2等，白色。从仙女座a星往北约12°，再往东约5°远的地方有一颗3等的双星，是仙女座γ星，中文名叫"天大将军"。这个"天大将军"我们要格外注意，仙女座大星云M31非常靠近它，就在它的西边仅仅1°远的地方。 仙女座大星云的总星等为4等，单位面积的亮度平均为6等，晴朗无月的夜晚用肉眼依稀可见，像一小片白色的云雾。通过一架小型天文望远镜就能看出它那柔和的银白色椭圆形状。仙女座大星云是一个典型的旋涡星系，但是由于它是侧面朝向我们，所以不容易看出它的一条条的旋臂。通过口径大一些的天文望远镜，可以看出它的一些结构，比如它的核心特别明亮，并且越往中心部分越明亮，还可以看出一部分旋臂、黑色的尘埃线、球状星团和恒星云等。另外还可以看到它的两个矮星系伴侣，一个小的、呈圆形的、很密集的椭圆星系M32在M31核心的南面，另一个略微暗弱一点儿但比M32更大且长的椭圆星系M110在M31的西北边。还有许多银河系内的比较暗弱的恒星充满了这一天区，更为仙女座大星云增添了迷人的色彩。[1] 折叠编辑本段研究历史
100多年以前,人类对宇宙的认识还局限在银河系以内。当时,天文学家已经发现了许多云雾状天体,将它们统称为星云。一些天文学家使用分光方法观测和研究了恒星和星云之后,发现这些云雾状天体其实并不全都是同一类天体。其中有一类是由气体和尘埃构成的,是位于银河系以内的真正的气体星云;而另一类云雾状天体实际上却是由许多恒星密集在一起构成的恒星集团,它们往往具有旋涡状结构,因而又称之为"旋涡星云"。仙女座大星云就是这些旋涡星云当中最典型的一个。 旋涡星云究竟是一种什么样的天体系统?它们是银河系以内的天体还是银河系以外的天体?这个问题令天文学家十分费解,并且在很长一段时期内,大家都没有办法达到共识。1920年4月26日,美国国家科学院为这个问题专门召开了一次题为"宇宙尺度"的辩论会,辩论的内容是银河系的大小和旋涡星云的真相。这两个问题是紧密相关的。如果银河系足够大,而旋涡星云很近很小,那么后者就是前者的组成部分;相反,旋涡星云就是银河系之外独立的"宇宙岛"。 在测定天体距离方面颇有成就的柯蒂斯认为旋涡星云是河外星系,他根据仙女座大星云中新星的亮度估计了它的距离,约为100万光年,远远大于银河系的直径。柯蒂斯说:"作为银河系以外的星系,这些旋涡星云向我们指示了一个比我们原先所想象的更为宏大的宇宙。" 对银河系结构做出了正确解释的沙普利坚决不同意柯蒂斯的结论,他坚持认为"旋涡星云与其它星云一样都是银河系的成员"。他的证据是一位荷兰天文学家范玛南所提供的观测结果:旋涡星云的距离只有数千光年,都在银河系的范围以内。当时辩论双方各持己见,谁也拿不出足够的理由将对方说服。旋涡星云成为举世瞩目的难解之谜。 就在许多天文学家为旋涡星云的本质问题而煞费苦心的时候,年轻的天文学家哈勃在 1923年通过威尔逊山天文台2.54米的巨型反射望远镜拍摄了一批高清晰度的旋涡星云照片。哈勃对这批旋涡星云的照片做了仔细的推敲,照片上仙女座大星云M31的外围已被分解为恒星。从这些恒星中他找到了第一颗造父变星。第二年,他又从仙女座大星云中辨认出许多造父变星。造父变星的绰号叫"量天尺",利用"造父变星周光关系"可以推算出这些变星的距离,进一步就可以确定出它们所隶属星云的位置了。这是一条揭开旋涡星云本质之谜的正确途径。哈勃计算出M31的距离约为90万光年,而当时已知银河系的直径为10万光年。由此哈勃确认M31是远在银河系以外的独立的星系。1924年底,哈勃对于旋涡星云的研究结果公布后马上得到了大家的公认。 现代测量结果表明,仙女座大星云M31距离我们220万光年,是地球人类肉眼可以看见的最遥远的天体。M31的直径约16万光年,几乎比银河系大一倍;所包含的恒星数目也比银河系大约多一倍;质量也比银河系大一倍以上。 M31有7个伴星系,前面已经提到过的M32和M110是7个伴星系中最明亮的两个,它们的视星等都是9等左右,M32的直径大约7000光年,M110的直径大约14000光年。还有两个伴星系也比较亮,通过口径15厘米以上的望远镜能够看到,它们是NGC147和NGC185,直径分别为7800光年和9500光年,也都是椭圆星系,都位于M31以北大约7°的天区。从星图上看,这两个伴星系都在仙后座中,实际上,它们与M31有着物理上的联系。另外3个伴星系的亮度大约13等甚至更暗,要通过大型天文望远镜才能看到。 事实上,我们的银河系与邻近的大约30个星系在引力作用下聚集在一起组成了一个比较小的星系集团,叫做本星系群。本星系群中最主要的成员是仙女座大星云,其次是我们的银河系,另外还有大小麦云、三角座的旋涡星系M33等等。 1993年哈勃空间望远镜得到的M31中心部分的照片,显示出它有两个核,这是一个令人惊异的新发现。有人猜想可能是曾经有一个伴星系闯入了M31的核心,但是这也只是猜测。 人们从对仙女座大星云的观测和研究当中获得了许多宝贵的信息,发展了对宇宙的认识。仙女座大星云一直是天文学家关注的对象。 折叠编辑本段深空天体折叠M31
仙女座中有一个主星系，M31(仙女星系)，[2] 是本星系群中的最大成员之一。仙女座以从α星出发的两条曲线作为特征，你可以很容易地从仙后座和北极星之间的连线上找到它。毫无 疑问，仙女座最著名的应该是M31星系,它是河外星系，是一个象银河系一样庞大的星系。M31距离我们大约200万光年，是肉眼可见的最远的天体。M31曾一度被认为是星云，直到1924年其星系的身份才被哈勃(Edwin Hubble)确定下来。如果你用简单的双目望远镜观察就可以发现在M31周围还有2个伴星系:南边的M32和北边的M110。在这些有趣的天体中，可以肯定仙女座γ是一个双星系统，由一个橙巨星(orange giant)和一个小蓝星(blue star)组成(从γ星的运动中可以看出，但这需要一些设备)[3] 。 折叠NGC752
值得注意，一个巨大的疏散星团(open cluster)，其中含有一百颗以上的9、10等星，有几颗勉强等于9等星，最亮的8.54 等(SAO 55080)。在该星团方向上有一颗更亮的星，8.07等 (SAO 55101)，但不是成员星，仅仅是在天球上重合而已;还有行星云NGC 7662可以用小型设备观测到。在讲秋季四边形时，已经提到过仙女座了(参见"飞马座"的星座介绍)。构成这个四边形的α星是仙女座中最亮的一颗，从四边形中飞马座α星到仙女座α星的对角线，向东北方向延伸，仙女座δ、β、γ这三颗亮星(除δ是3m外，其它两颗都是2m星)几乎就在这条延长线。再往前延伸，就碰到英仙座的大陵五了。大陵五与英仙座α星还有仙女座γ星刚好构成了一个直角三角形。这颗仙女座γ星是个双星，其中主星是颗2.3m的橙色星，伴星为5.1m的黄色星。有趣的是，这颗伴星是个"变色龙"，从黄色、金色到橙色、蓝色，简直像个高明的魔术师一样变来变去。仙女座中最著名的天体，大概要算是那个大星云了。在仙女座υ星附近，晴朗无月的夜晚，我们可以看到一小块青白色的云雾，这就是仙女座大星云。这个星云早在1612年就被天文学家发现了，但直到本世纪20年代，美国天文学家哈勃才彻底搞清，它和人马座中的那些星云完全是两码事， 它是远在220万光年外的一个大星系，所以它的正确名称应该是"仙女座河外星系"。仙女座河外星系的直径为17万光年，包含3000多亿颗恒星。它和我们银河系很相似，也是漩涡状的，也有很多变星、星团、星云等。有趣的是，在它身旁还有两个小星系，它们一起构成了一个三重星系。 折叠编辑本段星座主要星体
收起 折叠编辑本段星座神话
仙女座是希腊神话中仙后卡西奥佩娅的女儿，仙女的头为壁宿二，是飞马座四边形的其中一只角。仙女座是全天88星座之一，位于大熊座的下方，飞马座附近。仙女座因仙女座大星系M31而著名。M31距离我们大约200万光年，是肉眼可见的最远的天体. 在希腊神话中，安德罗墨达(Andromeda)是衣索比亚(Ethiopia)国王克甫斯(Cepheus)和王后卡西奥佩娅(Cassiopeia)的女儿，其母因不断炫耀自己的美丽而得罪了海神波塞冬之妻安菲特里忒，安菲特里忒要波塞冬替她报仇，波塞冬遂派鲸鱼座蹂躏埃塞俄比亚，克甫斯大骇，请求神谕，神谕揭示解救的唯一方法是献上安德罗梅达。 她被她的父母用铁索锁在鲸鱼座所代表的海怪经过路上的一块巨石上，后来英雄[[珀耳修斯]刚巧瞥见惨剧，于是立时拿出蛇发魔女美杜莎的人头，将鲸鱼座石化，珀耳修斯杀死海怪，救出了她。 后来安德罗梅达替珀耳修斯诞下六个儿子，包括波斯的建国者Perses及斯巴达王廷达柔斯(Tyndareus)的父亲Gorgophonte。 在原版波德星图(Uranographia)中，仙女座双手是被铁链缚著的。 折叠编辑本段流星雨
仙女座流星雨的历史直接与比拉彗星的历史相关。比拉彗星是由法国的蒙太谷(Montaigne)在1772年3月8日发现的，第二次回归由他的同胞庞斯(J.L.Pons)在1805年11月10日所发现。1826年2月27日，德国人怀赫姆·冯·比拉(Wilhelm von Biela)又再次发现了这颗彗星。前两次这颗彗星植被观测到29日和36日，但1826年这次一共被观测到了72天，因此比拉得到了彗星的命名权。1832年9月24日赫歇耳(John Herschel)又重新找到了回归的比拉彗星。 1839年因为彗星位置不好，人们没有观测到比拉彗星。但1845年11月26日，意大利观测者德维克(Francesco de Vico)第一个观测到回归的比拉彗星。12月观测信息很少，但1846年1月13日，马特卢·毛利(Matthew Fontaine Maury)报告说彗星出现了两个核。观测者们报告说两个彗核缓慢移开，到了3月底，距离达14角分。考虑到彗星和地球的距离，两个核之间的距离实际达到160万英里。 意大利观测者色齐(Father A.Secchi)在1852年8月26日观测到回归的比拉彗星，但直到9月25日才观测到第二彗星。彗星的位置很不好，因此9月底人们就没有看到它了。这也是人们最后一次看到比拉彗星，1859年位置不好，没有能发现。1865-1866年位置很好，但搜寻没有成功。天文学家们认为彗星已经完全破碎了。 1852年斯特福(O.W.Struve)所绘的分裂后的比拉彗星 比拉彗星的故事就告一段落，天文界就开始等待新流星群的出现了。早在1798年12月6日，海因切·布兰德(Heinrich W.Brandes)就观测到了壮丽的流星雨。他描绘到:"天一黑我就注意到了他们，它是如此的好看使我没办法离开我的座位。"他进行了计数，在一连四个小时内流量达到100颗/小时，随后流量迅速回零。布兰德观测到了几千颗流星，但他却没有能给出辐射点的位置。1830年12月7日，法国人雷拉(Abbe Raillard)也观测到了"许多"流星，但他却没有给出更加具体的细节。1838年美国东海岸的观测确认了前面两位的发现，赫里克(Edward C.Herrick)和布什(C.P.Bush)等人从12月6日观测到了15日，7日晚观测到了流量为28-62颗/小时的流星雨。他们指出"6-7日有许多火球……带有余迹"。赫里克引用了纽约、佐治亚等地区的观测报告指出，辐射点"距离仙后座不远，应该在英仙座剑上的星团附近"，总计流量达125-175颗/小时。德国人海斯(Eduard Heis)观测到了1847年12月6日的活动并指出辐射点位于赤经21度，赤纬 54度。 1862年沙帕雷尼(Giovanni Virginio Schiaparelli)的斯威夫特-塔特尔彗星和英仙座流星雨的理论引起了天文学界的兴趣，并寻找更多的彗星-流星雨关联。1867年，奥匈帝国的威斯教授(Professo Edmond Weiss)、德国的德阿拉斯特(Heinrich Louis d'Arrest)和同胞加尔教授(Professo Johann Gottfried Galle)独立之初1798年和1838年活动的流星群轨道和比拉彗星一致。因此比拉彗星成为第一批知道产生流星雨的彗星中的一个。威斯和加尔指出1872年将有仙女座流星雨出现，但德阿拉斯特认为是1878年12月6日。 威斯继续对比拉彗星和仙女座流星雨的研究，他注意到彗星的升交点逐渐降低。经过细致的计算，他认为仙女座流星雨将在1872或者1879年的11月28日大规模活动。兹佐里(Giuseppe Zezioli)在1867年11月30日进行了观测，在赤经17度，赤纬 48度观测到7颗流星，部分证实了威斯的趋势预测。 比拉彗星下次将在1872年回归，但谁也没有看到比拉彗星。相反，在11月27日日落后不久，比拉彗星的碎片开始冲入地球大气。意大利观测者但泽(Father P.F.Denza)等在6个半小时内观测到33400颗流星。在11月27.79日，他描述道"是一场真正的烟花"，在每分钟约有400颗流星出现。法国的安德森(J.F.Anderson)在当地时间18时30分数到每分钟30颗左右的流星，而19时45分达到每小时36颗(11月27.78日)而到22时30分回落到每分钟14颗左右。 最完整的数据之一来自斯通尼赫斯特天文台。在已经有威斯的预测之后，佩里(S.J.Perry)在日落之后就开始观测。在两名助手的帮助下，他准确的测定了辐射点位于赤经26.6度，赤纬 43.8度。极大出现在当地时间20:10(11月27.84日)，当时的流星多得数不过来。在20:47-21:00总计13分钟内，一名观测者观测到512颗流星。佩里说当时全天应该是每分钟100颗流星。不过他们说90%的流星都比较暗。佩里说一个明亮的仙女座流星"是一个白星加上蓝色的尾巴"，流行还有集群出现的趋势，比如21:16"5颗流星从仙女座γ附近同时射出"。 尽管西欧处在很好的观测位置，但北美观测者也有不错的成果。牛顿(修正Hubert A.Newton)从11月24日开始进行观测，他指出辐射点位于仙女座γ星附近。24日的ZHR约为40-50，25日回落到20-25。26日阴天，但27日他们成功的观测到了一场暴雨。牛顿说2-6名观测者一组的观测对在当地时间18:38-19:34(大约11月28.0日)一共数到1000颗流星，在19:35-21:00之间回落到750。这些流星比狮子座流星雨缓慢，而且大多暗弱。辐射点大致位于赤经26度，赤纬44度，并指出辐射点非常弥散，直径达8度以上。 1873年，仙女座流星雨一点都没有活动。德阿拉斯特和威斯的 1878-1879年的活动也没有出现。不久之后，几位天文学家预测1885年11月27日将再次出现活动，在预测时间几个星期之前，最后提示由克洛夫(Crawford)散发出去。 1885年11月27日日落后不久，人们迅速发现天空中的流星雨。苏格兰的史密顿(James Smieton)在17:30开始观测，流量大约是每分钟25颗。到了18时(11月27.75日)流量增加到100颗每分钟，但迅速回落。史密顿说18:38有一个每分钟70颗的峰值，之后流量迅速回落。辐射点位于赤经21度，赤纬 44度。他描述说流星的余迹给人以深刻印象。 威廉·丹宁(William F.Denning)在一天之前就已经观测到活动了，流量为100颗/小时。他认为大部分流星太暗弱，因此测定不准确，他认为实际ZHR可以达到3600或者以上。 牛顿在《美国科学杂志》上发表了更多关于1885年仙女座流星雨的信息，其中法国的马赛天文台在11月27.7-27.8日间观测到每分钟213-233颗的高流量，他认为极大出现在11月27.76日，ZHR达75000。 虽然牛顿的工作已经很出色，但他却继续研究流星群的轨道性质，他认为比拉彗星在1794年、1831年和1841-42年经过木星附近，并产生了厚达20万英里的物质云，并指出流星雨极大的太阳黄经从1978年的256.2度移到1885年的245.8度--提前了差不多11天。 1885年之后仙女座流星雨又消失不见，但在1892年美国观测者再次观测到爆发，当然不能和1872年和1885年的相比了。不过1892年11月24日的活动仍然产生了每小时几百颗的流量，加利福尼亚州的皮里恩(C.D.Perrine)更是在78分钟内观测到1013颗流星。仙女座流星雨在1899年11月24日和1904年11月21日达到极大，ZHR分别为100和20，这显示仙女座流星雨的轨道物质已经分布得越来越均匀了。 尽管1940年之后目视观测已经基本看不到仙女座流星雨，但1952-1954年的哈佛流星计划却仍然拍摄到47颗仙女座流星雨的成员，并计算出了线速度为20公里/秒左右。在11月14日ZHR可达1。1971年，马斯登(Brian G.Marsden)和瑟卡尼纳(Zdenek Sekanina)对比拉彗星的轨道进行了复查，克雷塞克(Lubor Kresak)计算了当时的流星群轨道，并指出极大已经提前到了11月17日，辐射点位于赤经26.2度，赤纬 24.6度(比19世纪的位置偏南了20度)，克雷塞克估计地球到彗星轨道的最近距离为0.05AU。 贝蒂尔-安德斯·林布拉(Bertil-Anders Lindblad)在1971年再次利用哈佛流星计划的数据研究了仙女座流星雨并计算出了轨道。同时，就如同上面所说的，由于木星的影响，彗星轨道在过去200年间有了比较大的变化，因此仙女座流星雨的轨道是不断变化的。12月的仙女座流星雨比较老而11月的仙女座流星雨要新一些。 1970年以后，人们又对仙女座流星雨进行了目视观测并取得一些有意思的成果。1970年11月22日，马丁·海尔(Martin Hale)观测到的流量为1颗/小时，而后几个夜晚，马克·萨维(Mark Savill)观测到的ZHR达4。1971-1975年，不列颠流星协会对仙女座流星雨进行了观测，目视流量为3-10颗/小时，而无线电观测的ZHR高达35。西澳流星组织的成员在1979-1981年进行了观测，ZHR为3-4之间，平均星等为3.42，3.8%留下余迹。[4] |
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