仙女座星系
本星系群的重要成員，也叫M31。
仙女座星系(Andromeda galaxy)是仙女座中的壹個巨大螺旋星系，肉眼可見，視星等為3.5。是我們銀河系的近鄰。表觀星等3.5。肉眼可見，像壹個微弱的橢圓形斑點。天文學家在很久以前就發現了它，梅西耶將其編號為8月3日，1764。
仙女座星系是離我們星系最近的最大星系。壹般認為，銀河系的外觀與仙女座星系非常相似，都主導著本星系群。仙女座星系的漫射光是由數千億個恒星成員組成的。仙女座星系圖像周圍的幾顆亮星實際上是我們銀河系中的恒星，它們比背景物體要近得多。仙女座星系也被稱為M31，因為它是著名的梅西耶星團星雲列表中的第31號彌散體。M31相當遙遠，它發出的光需要200萬年才能到達地球。星雲中的恒星可以分為大約20個群落，這意味著它們可能來自被仙女座“吞噬”的較小星系。
梅西耶星表中的編號是M31，新的星雲星團總表中的編者是NGC224，以前被稱為仙女座星雲。
仙女座星系的直徑是50000秒差距(160000光年)，是銀河系直徑的兩倍。它是這個星系群中最大的星系，距離我們大約220萬光年。仙女座星系和銀河系有很多相似之處。對它們進行比較研究，可以為理解銀河系的運動、結構和演化提供重要線索。
1786年，F.W .赫歇爾第壹個將其列為可以分解成恒星的星雲。1924年，哈勃在攝影膠片上認出了仙女座星系旋臂上的造父變星，並根據周期-光度關系計算出距離，確認它是銀河系外的壹個恒星系統。1944年，巴德區分了仙女座星系核心的天體，確定了其中的星團和恒星。
M31在天文學史上占有重要地位。1786年，赫歇爾第壹個將其包含在壹個可以分解成恒星的星雲中。1924年，哈勃在攝影膠片上識別出M31旋臂上的造父變星，並根據周期-光度關系計算出距離，確認它是銀河系外的壹個恒星系統。現代距離是67萬秒差距(220萬光年)。它的直徑是5萬秒差距(654.38+0.6百萬光年)，是銀河系的兩倍，也是這個星系群中最大的。1944年，巴德確定了M31核心的天體，確定了其中的星團和恒星，指出了星群的空間分布和銀河系相位。在M31的旋臂上是極端星座I，包括O-B星、明亮超巨星、OB星協和電離氫區。在銀盤上觀測到了經典造父變星、諾瓦斯、紅巨星、行星狀星雲和其他盤族天體。在中心區域，有造父變星二。光暈成員的球狀星團距離星系主平面可達3萬秒差距。近年來還發現M31成員的重元素含量由外圍向中心逐漸增加。這壹現象表明，恒星拋射引起的星際物質中重元素的過程，在星系中心區域要比外圍區域頻繁得多。1914，皮斯發現M31有旋轉運動。從1939開始，經過巴布科克等人的研究，測得了從中心到邊緣的自轉速度曲線，並由此得知了銀河系的質量。根據目前的估計，M31的質量不小於3.1× 101太陽質量，是銀河系的兩倍多，是這個星系群中最大的壹個。M31中心有壹個類似恒星的核心，直徑只有25光年，質量相當於107個太陽，即1500顆恒星聚集在壹個立方秒差距內。類星核心的紅外輻射很強，大約等於整個銀河系核心區域的輻射。但是那裏的收音機只有銀心收音機的1/20。射電觀測表明，中性氫大多集中在壹個半徑為10千秒差距的寬環中。氫的含量為總質量的1%，小於銀河系的1.4 ~ 7%。可以認為M31中的大部分氣體已經形成了恒星。M31類似於銀河系。對二者進行對比研究，可以為理解銀河系的運動、結構和演化提供重要線索。
因為人類身處銀河系，不可能觀測到銀河系的全貌，但天文學家設想銀河系也是壹個類似仙女座的螺旋星系。仙女座星系、銀河系和其他30多個星系* * *組成了壹個更大的星系群——本星系群。
我們的銀河系和仙女座星系正在相互靠近，它們可能在大約30億年後發生碰撞，在融合的過程中會暫時形成壹個明亮復雜的混合星系。壹系列的恒星會被打散，星系中的大部分遊離氣體會被壓縮產生新的恒星。大約幾十億年後，星系的旋臂將會消失，兩個螺旋星系將會合並成壹個巨大的橢圓星系。
但兩個星系的碰撞融合只會發生在遙遠的未來，人類無需為此擔憂。
位於仙女座的巨大螺旋星系(M31)。1950.0歷元的天球坐標為赤經0400，赤緯+41 00。視震級m為3.5。肉眼可見，它看起來像壹個微弱的橢圓形斑點。照片中，它呈現為壹個傾角為77°的Sb型星系(見星系分類)，大小為160′×40 ′,從亮核伸出兩條細而緊的旋臂，範圍為245′×75′。梅西耶星表中的序號是M31，新的星雲星團總表中的序號是NGC224，被稱為仙女座星雲，現在稱為仙女座星系。在1786年，F.W .赫歇爾第壹個把它列在壹個可以分解成恒星的星雲裏。1924年，哈勃在攝影膠片上識別出M31旋臂上的造父變星，並根據周期-光度關系計算出距離，確認它是銀河系外的壹個恒星系統。現代距離是67萬秒差距(220萬光年)。它的直徑是5萬秒差距(654.38+0.6百萬光年)，是銀河系的兩倍，也是這個星系群中最大的。1944年，巴德確定了M31核心的天體，確定了其中的星團和恒星，並指出恒星群的空間分布與銀河系相似。在M31的旋臂上是極端星群I，包括O-B型星(見恒星光譜分類)、明亮超巨星、OB星協和電離氫區。在銀盤上觀測到了經典造父變星、新星、紅巨星、行星狀星雲等盤族天體。在中心區域，有造父變星二。光暈成員的球狀星團距離星系主平面可達3萬秒差距。近年來還發現M31成員中的重元素含量從外圍向中心逐漸增加。這壹現象表明，恒星拋射引起的星際物質中重元素的過程，在星系中心區域要比外圍區域頻繁得多。1914，皮斯發現M31有旋轉運動。1939年以來，通過H.D. babcock等人的研究，測得了從中心到邊緣的自轉速度曲線，並由此得知了銀河系的質量。根據目前的估計，M31的質量不小於3.1×10個太陽質量，是銀河系的兩倍多，是這個星系群中最大的。
M31的絕對星等，M =-21.1，是這個星系群中最亮的成員。根據表面亮度分布，M31的中心有壹個類星核心，絕對星等M =-11，直徑只有8秒差距(25光年)，質量相當於10個太陽，即1500顆恒星聚集在壹個立方秒差距內。類星核心的紅外輻射很強，大約等於整個銀河系核心區域的輻射。但是那裏的收音機只有銀心收音機的1/20。射電觀測表明，中性氫大多集中在壹個半徑為10千秒差距的寬環中。氫的含量為總質量的1%，小於銀河系的1.4 ~ 7%。可以認為M31中的大部分氣體已經形成了恒星。M31有兩個矮星系──M32(NGC221)和NGC 205 \\,它們在形態學上分別被歸類為E2和E5p。後者是壹個特殊的橢圓星系，擁有大量年輕的藍星。在本星系群中，M31和其他星系——NGC 147、NGC185、M33 (NGC598)和ι、和II、和III、和IV——組成了所謂的仙女座星系子群。
M31類似於銀河系。對它們進行比較研究，可以為理解銀河系的運動、結構和演化提供重要線索。