著名的仙女座星系，或 M31，在公眾星際派對上引起了人們的註意，不僅因為它是離我們銀河系最近的本地星系群的主要成員，還因為大多數人都知道它即將與我們的星系相撞。
有些人變得焦慮地好奇這種碰撞預計會是什麽樣子，最重要的是，它何時會發生。不過，任何在現場的天文學家都可以向他們保證，合並不會在數十億年後發生，而且將是漸進的，而不是突然的崩潰。
目前，仙女座位於 250 萬光年之外。令人驚訝的是，來自傾斜星系正面的光比它背面的光早大約 65,000 年到達我們。簡而言之，我們正在觀察一個在空間和時間上都扭曲的影像。
在黑暗、沒有月亮的夜晚，仙女座可能首先透過業余望遠鏡顯示為一個微弱而模糊的橢圓形，中心更亮，但長時間觀察會發現它的中心核心、前景塵埃帶和螺旋結構的暗示。
艾薩克·羅伯茨 （Isaac Roberts） 於 1888 年用他的 20 英寸反射鏡拍攝了仙女座大漩渦星雲及其主要衛星 M32（中左）和 M110（右下）的精彩照片，這是他由都柏林的霍華德·格拉布 （Howard Grubb） 設計的雙望遠鏡的一部份。圖片來源：Yerkes 天文台檔案館
解讀仙女座
仙女座的存在自古以來就為人所知。它最初被認為是一個星雲，這個術語適用於所有無法分解為恒星的深空天體。人們認為星雲位於銀河系內，而表現出螺旋圖案的系統（如仙女座大星雲）被稱為螺旋星雲，被認為是正在積極形成的恒星。William Herschel 確定 M31 是「無疑是所有大星雲中最近的一個」，並估計它的距離約為 18,000 光年。巧合的是，在 1783 年，他眼尖的妹妹卡羅琳（Caroline）本身也是一位多才多藝的天文學家，獨立發現了仙女座大星系的兩個主要衛星星系之一 M110。
在光譜學和攝影學發展之前，不可能更好地理解螺旋星雲。1864 年，以天文光譜學的開創性工作而聞名的英國天文學家威廉·哈金斯 （William Huggins） 表明，與獵戶座星雲 （M42） 的純瓦斯發射特性不同，仙女座星系的光譜顯示出星狀特征，包括暗吸收線。1912 年，美國天文學家 Vesto Slipher 在洛厄爾天文台捕捉到 M31 的光譜顯示，該天體的接近徑向速度為每秒 186 英裏（300 公裏），這對於銀河系天體來說極不可能，因為它是有史以來測量到的最高速度。
仙女座大星系及其兩顆衛星 M110 和 M32 的第一張詳細照片由富有的威爾斯工程師和業余天文學家艾薩克·羅伯茨 （Isaac Roberts） 於 1888 年拍攝。和他的同時代人一樣，羅伯茨認為這是一個正在形成的明星系統。他用他的雙望遠鏡——一個 20 英寸的反射鏡和一個位於共用支架上的 7 英寸折射鏡——從利物浦附近的私人天文台拍攝了仙女座的照片。
羅伯茨是深空攝影的真正先驅，他意識到需要長時間曝光來記錄微弱的模糊物體中的細節。他開發了一種我們現在稱為背負式攝影的方法，透過使用安裝在導引望遠鏡頂部的人像相機進行精確跟蹤，進行寬視場成像。透過這種方式，他獲得了一些突出的深空天體的第一批高分辨率照片，例如昴星團 （M45）、仙女座大、三角座星系 （M33）、面紗星雲等等。其中許多照片隨後於 1893 年和 1899 年出版在一本名為【恒星、星團和星雲照片選集】的兩卷本書籍中。
熾熱的藍色年輕恒星，以及它們在其中形成的瓦斯和塵埃繭，都在 GALEX 拍攝的仙女座大星系的紫外線檢視中展示。圖片來源：NASA/JPL-Caltech
然而，羅伯茨的影像和關於仙女座星系的已知事實並不足以讓科學家就星系的分類或距離測量達成一致。1920 年，當天文學家 Heber D. Curtis 和 Harlow Shapley 在關於宇宙尺度的大辯論中對峙時，爭論達到了頂峰。柯蒂斯認為螺旋星雲在銀河系之外，而不是銀河系的一部份，而沙普利則持相反的觀點。幾年後的 1923 年，艾德溫·哈伯 （Edwin Hubble） 用當時世界上最大的望遠鏡——威爾森山天文台的 100 英寸反射鏡拍攝的仙女座大星，解決了仙女座大星照片中的造父變星（用於測量宇宙距離），這場爭論得到了不可逆轉的解決。使用這個距離指示器，他基本上證明了 M31 是一個遠離我們銀河系的星系。
一些最亮的球狀星團（用Gs標記）和M31中的大品質恒星形成區域NGC 206出現在這些影像中，這些影像是最近用現代的5英寸折射鏡（左）和1888年用20英寸反射鏡拍攝的。來源：左：Klaus R. Brasch;右：艾薩克·羅伯茨
一雙新的眼睛
自從哈伯和他的同時代人開啟了現代宇宙學的大門以來，這個世紀已經取得了巨大的進步。也許沒有什麽比成像技術的演變更生動地說明這一點了。
羅伯茨拍攝的仙女座大星座歷史照片需要使用當時可用的非常緩慢且顆粒狀的玻璃照相底片進行四個小時的手動引導曝光。盡管如此，它揭示了大量前所未有的細節，不僅徹底改變了天文攝影，而且還提供了第一個影像指示，表明螺旋星雲不僅僅是氣態雲。
大約 130 年後的今天，可以使用 5 英寸復消色差折射鏡和光譜修正的 Canon R 數位相機輕松拍攝 M31 的全彩影像。此外，它只需要總共 18 分鐘的自動引導曝光時間，就可以記錄同樣暗淡的恒星，並在星系本身中收集更清晰的細節。此外，由於使用了窄帶通濾光片——它優先傳輸游離氫、H-α（Hα，紅色）和 H-β（Hβ，藍色）以及雙游離氧（OIII，藍色）發射的波長——現代影像揭示了沿著星系旋臂散落的粉紅色發射星雲、星際塵埃區域（紅棕色）和熾熱的年輕恒星（藍色）。
這種年輕恒星的一個突出區域位於NGC 206中，在兩張影像的左下角清晰可見。這個巨大的恒星形成區域由於其超熱和明亮的 O 型和 B 型恒星以及光散射的星際塵埃而呈現藍色。它在中等大小的範圍內很容易看到。
M31 核心的兩個令人困惑的分量顯示在這張哈伯太空望遠鏡的影像中。右下角較暗的那個包含了星系的超大品質黑洞。圖片來源：NASA/ESA
向內看
仙女座星系擁有大約 500 個不同年齡、大小和恒星組成的球狀星團。相比之下，銀河系只有大約 160 個球狀星球。是什麽導致了兩個星系之間的這種巨大差異尚不清楚，但它清楚地反映了它們隨時間演化的差異。M31中一些更大、更亮的球狀星團可以用中型望遠鏡分辨。根據我的經驗，高品質的 10 英寸瞄準鏡、黑暗的天空和適當的辨識圖表使發現球狀物體成為一個具有挑戰性但有趣的計畫。（ 菲爾·哈靈頓 （Phil Harrington） 的【宇宙挑戰：業余愛好者的終極觀測清單】（Cosmic Challenge： The Ultimate Observing List for Amateurs ） [劍橋大學出版社，2019 年] 提供了幾個這樣的挑戰 。
羅伯茨會驚訝地發現，他拍攝的M31歷史照片也記錄了NGC 206和幾個球狀星團。將他的照片底片與現代照片（上面底部的兩張照片）的底片並排比較清楚地表明了這一點。球狀星團 G76 位於星系的西南臂，具有最大的視亮度。鑒於 1888 年市面上最先進的照相底片的低靈敏度和顆粒狀，羅伯茨的成就確實非同尋常。
由於先進的技術和太空望遠鏡，我們對仙女座大星系的結構、組成和演化的理解正在迅速提高，這使得獲得包括遠紫外 （UV） 和紅外 （IR） 在內的廣泛波長的數據成為可能——這兩者都無法透過地面望遠鏡獲得。例如，美國國家航空暨太空總署的星系演化探測器 （GALEX） 太空望遠鏡在遠紫外光和近紫外光下捕捉影像，揭示了在旋臂中形成的熾熱年輕恒星。
同樣，來自斯皮策太空望遠鏡的紅外影像揭示了有關這個巨大星系的更多層次資訊。除了突出它的塵埃波（紅色）外，紅外數據還揭示了更老的恒星（藍色）。像這樣的影像讓天文學家可以透過測量星系的總紅外亮度來估計星系的品質。從這些數據中，研究人員推斷出 M31 包含大約 1 萬億顆恒星——銀河系有 4000 億顆恒星。
在斯皮策太空望遠鏡上用 IRAC 拍攝的 M31 合成影像（上圖）區分了恒星（藍色）和塵埃（紅色）。圖片來源：NASA/JPL-Caltech/P. Barmby （Harvard-Smithsonian
在仙女座的懷抱中
當談到仙女座大星系的內部結構時，斯皮策影像表明，兩個可能分段的螺旋臂從中央桿向外延伸，從而將其歸類為條狀螺旋。基於哈伯太空望遠鏡影像的跡象表明，該星系的核心中不僅有一個，而是兩個組成部份。神秘、更亮的被稱為 P1，而較暗的被稱為 P2;P2 包含一個超大品質黑洞。現在我們知道，雖然 P2 確實是 M31 的真正中心，但更亮的部份實際上是一個由圍繞黑洞執行的古老紅色恒星組成的橢圓環。電腦模擬測試了不同的情景，以更好地了解這種安排是如何形成的，但細節仍不確定。
迄今為止，關於仙女座星系結構和演化歷史的最完整總結是透過結合來自多個不同來源的數據獲得的，例如歐洲航天局、美國國家航空暨太空總署、國家射電天文台和 IRAM 射電望遠鏡（上圖）。
未來使用詹姆士韋伯太空望遠鏡和其他最先進的儀器進行的觀測無疑將為我們提供這個偉大星系的更詳細的演化圖景——進而延伸到我們的銀河系。
