Andromeda Galaksisi

Andromeda Galaksisi
Andromeda Galaksisi
	Andromeda Galaksisi
Gözlem verisi (Dönem J2000)
Takımyıldız	Andromeda
Sağ açıklık (α)	00sa 42d 44,30s
Dik açıklık (δ)	+41° 16′ 10″
Galaksi sınıfı	SA(s)b LINER
Görünür büyüklük (V)	3,5
Görünür büyüklük (B)	4,3
Yüzey parlaklığı (SB)	13,5
Görünür boyut (V)	190′ × 60′
Özellikler
Grup veya küme	Yerel Grup
Kırmızıya kayma (z)	(−1004 ± 23) ∙ 10−6
Helyo dikey hız ()	−300 ± 4 km/s
Mesafe	2,54 ± 0,06 mIy
Kütle (m)	1,2 - 3,7 ∙ 1011 M☉
Yıldız sayısı	1 trilyon (1012)
Yarı-ışık yarıçapı ()	70.000 Iy
Dikkate değer özellikler	Samanyolu'na en yakın galaksi
	Keşif
Abdurrahman el-Sufi (964)
Katalog belirtmeleri
	M 31 • NGC 224 • GC 116 • IRAS 00400+4059 • h 50 • MCG +7-2-16 • PGC 2557 • UGC 454 • ZWG 535.17 • 2MASX J00424433+4116074 • Bode 3 • Flamsteed 58 • Hevelius 32 • Ha 3.3 • IRC +40013
	Wikimedia Commons'ta ilgili ortam

Andromeda Galaksisi, Andromeda Takımyıldızı'nda bulunan sarmal bir galaksidir. Mitolojik bir kavram olan Andromeda'nın Türkçedeki karşılığı, zincire vurulmuş kız anlamına gelmektedir. Ayrıca Messier 31, M31 ve NGC 224 olarak da bilinir. Galaksi, Spitzer Uzay Teleskobu'ndan elde edilen verilere göre bir trilyon yıldıza ev sahipliği yapmaktadır.^[5] Samanyolu galaksisi ile arasındaki uzaklık yaklaşık olarak 2,54 milyon ışık yılıdır. 2006 ölçümlerine göre Samanyolu, Andromeda'nın kütlesinin ancak ~80%'ine sahiptir. Andromeda'nın bir diğer özelliği ise çıplak göz ile Dünya'dan görülebilen en uzak gök cismi olmasıdır. Ayrıca Samanyolu'na en yakın büyük galaksidir.

Samanyolu ve Andromeda galaksilerinin yaklaşık 4.5 milyar yıl içinde, dev bir eliptik veya merceksi galaksi oluşturacak şekilde birleşmeleri beklenmektedir.^[6]

Keşif ve gözlemler

Büyük Andromeda Galaksisi, Isaac Roberts.

Andromeda Galaksisi, ilk defa M.S. 964 yılında İranlı astronomu Abdurrahman el-Sufi tarafından çıplak gözle gözlenmiştir. "Küçük Bulut" olarak adlandırdığı bu cismi "Sabit Yıldızlar" adlı eserinde tanımlamıştır. 1612 yılında Simon Marius, Andromeda'nın ilk çizimini yayınladığında, Charles Messier (1764) Al-Sûfî’nin bu çalışmasından habersiz olarak bunun yeni bir bulutsu olduğunu söylemiştir. Bunun üzerine Andromeda bulutsusu Messier Kataloğuna “M31” olarak kaydedilmiştir.

Andromeda Galaksisi ile ilgili ilk modern araştırmalar 100 yıl kadar önce fotoğraf tekniğinin ve dolayısıyla daha sönük kaynakları inceleme ve kaydetme olanaklarının gelişmesi ile başlamıştır. Isaac Roberts, Andromeda'nın spiral yapısını gösteren ilk fotoğraflarını 50 cm'lik teleskopu ile çekmiştir. O dönemde dışgalaksilerin varlığı bilinmediğinden, fotoğraflarda sarmal kolların dışında bulunan sönük yıldızların açıkça görülmesine rağmen, bunun bir galaksi olabileceği düşünülmemiştir. Aksine Andromeda'da bulunan Büyük Bulutsu'nun zamanla yoğunlaşarak gezegen sistemine sahip bir yıldız olacağı düşünülmüştür. Aralarında Edwin P. Hubble'ın da bulunduğu birkaç araştırmacı, Samanyolu'nun ötesinde yıldız sistemlerinin olabileceği fikrini ileri sürmüşlerdir.

1925 yılında Hubble, NGC 6822 Galaksisi'ni gözlemleyerek, bunun bir "uzak yıldızlar topluluğu" olduğunu göstermiştir. Bu çalışmalar sırasında Andromeda Bulutsusu'nda bulunan büyük sarmal yapı Hubble'ın dikkatini çekmiştir. Hubble çektiği fotoğraflarda sarmal yapının karın bölgesini sıkıca saran sarmal kolları görmüş ve bu kolların binlerce yıldız ve toz bulutlarından oluştuğunu fark etmiştir. Hubble'ın Andromeda galaksisi ile ilgili bulguları ilk defa 1929 yılında "Yıldız Sistemine Benzer Sarmal Galaksi" başlıklı makalesinde yayınlamıştır.

Baade'nin keşifleri

1940'lı yıllarda Alman astronomlardan Baade, Mount Wilson'da bulunan 250 cm'lik teleskop ile Andromeda Galaksisi'ni gözlemledi. Çalışmalarının sonucunda iki önemli buluş gerçekleştirdi. Bunlardan birincisi, 1944 yılında Los Angeles'ta, savaş sırasında savunma amaçlı olarak sık sık yapılan karartma tatbikatları sırasında ortaya çıktı. Baade, karartma gecelerinde gökyüzünün doğal karanlığı içerisinde Andromeda Galaksisi'nin daha sönük özelliklerininin fotoğraflarını çekme fırsatını buldu. Sarmal kollarda bulunan yıldızlar net olarak görünmelerine rağmen parlak olan orta kısım fotoğraflarda belirsizdi. Baade, orta kısımda bulunan yıldızların görünmemesini, ikisi yakın, ikisi daha uzakta bulunmak üzere dört küçük yoldaş galaksinin varlığı ile açıklamıştır.

Baade fotoğraflarında kırmızı filtre kullanarak ve uzun poz süresi vererek Andromeda Galaksisi'nin resimlerini elde etmiştir. Fotoğraflar Andromeda Galaksisi'nin merkezini ve dört yoldaşını aydınlatmakla kalmamış, aynı zamanda Baade'nin iki tür yıldız popülasyonunu ayırt etmesini sağlamıştır. Daha önceki resimlerde sönük olarak görünen kırmızı dev yıldızlar, Baade'nin yeni fotoğraflarında net bir şekilde görünmektedir. Bunları “Popülasyon-II” türü yıldızlar olarak adlandırmış ve bu yıldızların Samanyolu'da bulunan küresel kümelerin içindeki kırmızı dev yıldızlar ile aynı olduğunu fark etmiştir.

Popülasyon-II sınıfında bulunan yıldızlar Andromeda Galaksisi'nin merkezinde ve galaktik disk düzleminde dağılmış olarak küresel kümelerde bulunmaktadır. Galaksi genelinde bu tür yıldızlar Popülasyon-I türü yıldızlara oranla kütle bakımından baskındırlar. Yapılan araştırmalar, Popülasyon-II yıldızlarının 12 milyar yaşında olduklarını göstermektedir. Popülasyon-I yıldızları ise ağırlıklı olarak Andromeda Galaksisi'nin sarmal kollarında yer alan, daha genç ve parlak mavi yıldızlardır.

Baade'nin ikinci buluşu 1952 yılında Andromeda Galaksisi'nde bulunan Sefe değişen yıldızlarını incelemesi ile gerçekleşmiştir. Bu çalışmasında Baade, Shapley'in Büyük Macellan Bulutsusu üzerinde yapmış olduğu Sefe'lerin özhareketlerini inceleyerek saptadığı uzaklık ve mutlak parlaklık bağıntısını, Andromeda galaksisine uygulamıştır.

Genel bilgiler

Uzaklık ve geometrik özellikler

Andromeda Galaksisi'nın sarmal kollarında bulunan Sefeid-I türü değişen yıldızların incelenmesinden, bu galaksinin Samanyolu'na olan uzaklığının yaklaşık 765 kpc olduğu ortaya çıkarılmıştır. Elde edilebilen kaliteli fotoğraflardan Andromeda Galaksisi'nin görünür çapının 2".4 kadar olduğu ortaya çıkarılmıştır. Bu değer, sarmal kollarda yer alan parlak mavi ve beyaz yıldızların fotoğraf plaklarında oluşan görüntülerinden hesaplamıştır. Ancak, daha sönük olan kırmızı yıldızlar görülemediğinden, galaksinin gerçek çapının bu miktardan iki kat daha büyük olduğu düşünülmektedir. Galaksinin mikrodensitometre^{[not 1]} incelemeleri sonucu sarmal diskin fotoğraf plakları üzerinde görünen görüntüsünün iki katı kadar büyük olduğu ve gerçek çapının 4".8 olduğu hesaplanmıştır. Galaksinin konumu ve uzaklığı dikkate alındığında gerçek lineer boyutunun 120.000 ışık yılı kadar olduğu görülmektedir.

Andromeda Gökadsı'nın morötesi görüntüsü, GALEX

Uzaklık kanıtı

Hubble, Andromeda Galaksisi'nin sarmal kollarının içinde bulunan 40 adet zonklayan yıldız yardımıyla, galaksinin uzaklığını hesaplamıştır. Galaksinin fotoğraflarını inceleyerek bu yıldızların belirli dönemlerle söndüğünü ve parladığını göstermiştir. Hubble bu yıldızların Samanyolu'nda bulunan "Sefe Değişen Yıldız" türleri ile aynı olduğunu tanımlamıştır. (Başlangıçta farklı tür zonklayan yıldız türü üzerinden hesap yapılmışsa da daha sonra bu hata giderilmiştir.) Konu ile ilgili olarak, Harlow Shapley (1930), Sefe değişen yıldızları ile cisimlerin uzaklığının bulunabileceğini belirtmiştir. Shapley, dönem ve görsel parlaklık bağıntısı olarak kullanılan Sefe'lerin özhareketlerini istatistiksel yöntemlerle incelemiş ve bu yıldızların paralaksını ve dolayısıyla uzaklıklarını bulmuştur. Ayrıca, Pogson formülü yardımıyla Sefe'lerin mutlak parlaklıklarını da elde etmiştir. Hubble, Shapley'in bulduğu dönem ve parlaklık bağıntısından yaralanarak Andromeda sarmalının Dünya'dan yaklaşık 1 milyon ışık yılı uzaklığında olması gerektiği sonucuna varmıştır. Günümüzde modern teknoloji ile yapılan çalışmalar sonucunda, Andromeda Galaksisi'nin, Hubble'ın hesaplamalarının iki katından daha fazla, 2.2 milyon ışık yılı uzaklıkta olduğunu göstermektedir.

Dönüşü

Andromeda Galaksisi'nin dönmesi, görsel ve radyo dalga boyundaki tayfının incelenmesinden elde edilebilir. Görsel analiz, M31'in çekirdeğinin her iki yanındaki yıldızların yayınladığı ışınımların tayfsal çizgilerinin Doppler kayması özelliklerinin ölçülmesi ile elde edilir. Andromeda Galaksisi'nin çekirdeğin her iki yanında 65′ ila 70′ açısal uzaklığına kadar çekirdeğin dönmesi bir katı cisim hareket etmektedir. 70′ dan 155′ ya kadar her iki yanda dönme hızı, uzaklık arttıkça azalmaktadır. Zira bu dış kısımlar, çekirdek etrafında Kepler kanunlarına göre dönmektedir.

Kütlesi

Newton çekim kanununu ve gözlenen dönme hızlarını kullanarak, Andromeda'nın Galaksi'nin kütlesinin 2×10¹¹ M_{${\odot }$} kadar olduğu hesaplanmıştır. Bununla beraber, bu kütle miktarı, radyo ışınım analizinden elde edilen kütleden biraz küçük çıkmaktadır. Andromeda Galaksisi'nde yıldızlar arası hidrojen bulutlarının ortalama radyal hızı 8 km/s kadardır. Bu hız değerine karşıt olarak 4,1×10¹¹ M_{${\odot }$} kadar bir kütle hesaplanmıştır. 21 cm çizgisinin analizinden M31'de bulunması gereken yıldızlararası hidrojenin kütlesinin, toplam kütle değerinin yaklaşık yüzde 1,3'ü kadar olacağı saptanmıştır.

Yapısı

Andromeda Galaksisi'nin düzlemi, bakış doğrultumuza dik olmadığından, daralmış ve çevresi elips şeklinde görünmektedir. Teorik hesaplamalarla Andromeda'nın genişliğinin, 100.000 ışık yılı kadar olan uzunluğundan biraz daha küçük olduğu saptanmıştır. Mutlak parlaklığı -21,1^m kadir olup, Güneş'ten yaklaşık 24 kadir kadar daha parlaktır. Bu da, içinde Güneş kadar parlak olan, en az 1010 adet yıldızın varlığını gerektirir. Bununla beraber, Güneş'ten daha sönük olan yıldızların saptanmalarının güçlüğü ve görünen ışınıma pek az katkıda bulunmaları olasılıkları nedenleri ile hesaplanan bu sayı yalnızca bir alt limittir. Dolayısıyla, Andromeda Galaksisi'ndeki yıldızların toplam sayısı, içinde 10¹¹ Güneş kütlesi bulunan Galaksimizin içindeki yıldızların sayısından en az iki kat kadar daha fazla olmalıdır.

Andromeda Galaksisi'nin kızılötesi görünümü, Spitzer Uzay Teleskobu

Sarmal kollar

Andromeda Galaksisi'nin incelemelerinde, sarmal kolların çok az dallanma gösterdiği, daha ziyade basit bir sarmal yapıya sahip olduğu ve yapı bakımından Samanyolu'na benzediği anlaşılmaktadır.

Andromeda Galaksisi'ni çok ayrıntılı olarak inceleyen Baade, merkezden uzaklıkları 21 kpc ile 0,3 kpc arasında değişen, yedi adet sarmal kolun varlığını saptamıştır. Çekirdeği hem kuzey hem de güney tarafından sarmalayan bu kollar, Samanyolu Galaksisi'nde olduğu gibi aynı tür yıldızlar, toz ve gazlar, Sefe değişenleri ve açık kümeleri barındırmaktadır.

Andromeda Galaksisi'nde, en dıştaki kolda yer alan dağınık mavi üst dev yıldızlar, yıldızlararası gaz ve tozların olmaması veya yoğunluklarının çok az olması nedeniyle açık bir biçimde gözlenebilmektedir. Her ne kadar bu dış kolda gaz ve tozun bulunduğu şüphe götürmez bir gerçek ise de, bu yıldızlararası maddenin ışınımı gözlenemeyecek kadar sönüktür.

Beşinci ve dördüncü kollarda, merkezden 12 ila 9 kpc uzaklıklarda, içinde yedinci koldaki gibi mavi üst dev yıldızlarının hakim olduğu, buna ek olarak yıldızlar arası maddenin belirginleştiği ve Popülasyon-I türü yıldızlarının maksimum sayılara ulaştığı görülmektedir.

Merkezden uzaklıkları 5 kpc'den 2 kpc'ye kadar olan üçüncü ve ikinci sarmal kollarda, H II bölgeleri görülmeye başlar. Bu kollarda Popülasyon-I devleri sayıca çok daha azdır.

En içteki sarmal kolda, Popülasyon-I üst devleri görülmez, fakat H II bölgeleri açık olarak göze çarparlar.

Baade'nin belirtmiş olduğu toz ve gazlar ile Popülasyon-I yıldızlarının arasındaki bağlantı, Andromeda Galaksisi'nin sarmal kollarında açıkça görülmektedir. Bu H II bölgelerinin ve onların görünmesine mani olan çok parlak O ve B yıldızlarının sarmal kolların tozları arasında olduğu onların çok fazla kırmızılaşmış olmalarından anlaşılmaktadır.

Yıldızlararası ortam

Andromeda Galaksisi'nin yıldızlararası maddesi sarmal kollarda toplanmış olduğu, küresel kümelerde kırmızılaşmanın H II bölgeleri ile kıyaslandığında, yokluğu veya yok denecek kadar azlığı ile açıkça görülmektedir.^[7] Galaksi içerisinde dağılmış, fakat özellikle çekirdek civarında yoğunlaşmış olan küresel kümeler, sarmal yapı ile hiç ilgili değildir. Galaksinin bizden uzak olan tarafında bulunan küresel kümelerde biraz kırmızılaşma vardır. Bu kırmızılaşma küresel kümelerden gelmekte olan ışığın Andromeda Galaksisi'nin düzleminden geçerek bize ulaşması sonucu ortaya çıkmaktadır. Çok fazla kırmızılaşan birkaç küresel küme ise, galaksinin hemen hemen yatay düzleminde bulunan ve bundan dolayı da tozlar tarafından büyük ölçüde karartılmış olanlardır.

Andromeda Galaksisi'ndeki küresel kümelerle ilgili bu gözlemler, galaksideki Popülasyon-II novaları üzerinde yapılan araştırmalar ile uyuşmaktadır. Gözlenmiş olan 25 novadan sadece bir tanesi fark edilebilir derecede kırmızılaşma göstermektedir. İlginç olan bu novanın beşinci kolda olması ve böylece ışığı bize gelmeden önce koldaki tozlardan geçmeksidir. Bu kolu çekirdeğe doğru takip edecek olursak, dış bölgelerine bol miktarda Popülasyon-I Süper dev yıldızları bulunmasına karşılık, bunların çekirdeğe doğru sayıca azalmakta ve birdenbire yok oldukları görülmektedir. Bununla beraber, sarmal kol, çekirdeğin içine doğru bir toz kolu şeklinde devam etmektedir.

Andromeda Galaksisi'nin kızılötesi görünümü, Spitzer Uzay Teleskobu (Kaynak:NASA/JPL-Caltech/K. Gordon (Arizona Üniversitesi)

Yıldız oluşumu

Andromeda Galaksisi'nin sarmal kollarındaki bütün maddelerin incelenmesi sonucu, sarmal kolların bu büyüklükteki bir galaksinin toplam ışığına katkısının yüzde 20'den daha az olduğu gerçeğini ortaya çıkarmıştır. Diğer bir deyişle, sarmal kollardaki Popülasyon-I yıldızları galaksinin toplam kütlesinin yalnızca küçük bir kısmını oluşturmaktadır. Bu durumun gaz ve tozlar için de doğru olması gerektiğinden, ileride oluşması beklenen yeni yıldızlar için gerekli madde miktarının çok az kaldığı ortaya çıkmaktadır. Andromeda ve bizim galaksimizde nötr hidrojenin 21 cm'deki çizgisinin analizi ile, yeni yıldızların oluşumuna elverişli olan madde miktarının, bu iki galaksinin toplam kütlesinin yüzde 2'sinden daha fazla olmamaktadır. Buradan, Andromeda Galaksisi'nde yıldız oluşumu döneminin az çok bitmek üzere olduğu ve bu sarmal sistemlerdeki yıldızların çoğunluğunun uzun bir süre önce meydana gelmiş olduğu sonucu çıkarılabilir. Şüphesiz, eğer bu galaksilerin büyük kısmını meydana getiren Popülasyon-II yıldızları, evrimleri süresince yeterli madde dışarıya atıyorlarsa, uzaya atılan bu madde toz ve gaz mevcudunu yenileyebilir.

Yıldızların dağılımı

Andromeda Galaksisi'nin çekirdeğinin içinde sadece Popülasyon-II yıldızları bulunduğu ve toz olmadığına ilk defa Baade (1944) belirtmiştir. Andromeda'nın çekirdeğindeki yıldızlar Popülasyon-II türünden sarı ve kırmızı devler olup merkezden dışarıya doğru galaksinin kollarına kadar izlenebilmektedir. Popülasyon-II yıldızları, yassı diskin her yerinde ve hatta gözlenebilen en dıştaki sarmal yapının da ötesindeki bölgelerde bulunmaktadır. Baade, Popülasyon-II yıldızlarını galaksinin küçük ekseni boyunca inceleyerek bu yıldızları dışarıya, merkezden 45^o uzağa kadar izlemeyi başarmıştır. Merkezden dışarıya doğru büyük eksen boyunca gidildiğinde, Popülasyon-II yıldızlarının yoğunluğu az çok galaksinin parlaklığı ile aynı şekilde azalır (kolları göz önüne almadan). Büyük eksen boyunca Popülasyon-II yıldızları merkezden 2^o uzaklığa kadar izlenebilmiştir, ancak kırmızıya duyarlı fotoğraf plaklar kullanıldığında çok daha uzak mesafelere uzanabilmektedir. Andromeda Galaksisi'nin ana diski çoğu Popülasyon-II sınıfından olan kırmızı ve sarı dev yıldızlardan oluşmaktadır.

Popülasyon-II dev yıldızları ile karışmış olarak, M67 gibi açık kümelerde bulunan dev yıldızlar da vardır. Bunlar diskteki yıldızların çoğunluğunu meydana getirebilir ve diskten gelen ışığın büyük kısmını (sarmal kolları göz önüne almadan) açıklayabilir. Fakat en parlak disk yıldızları şüphesiz Popülasyon-II'nin kırmızı dev yıldızlarıdır. Bu iki tip kolayca birbirinden ayırt edilebilir çünkü Popülasyon-II yıldızları, normal dev yıldızları ile karşılaştırıldığında metal yönünden fakirdirler. Diskin bu yapısı, uzun süre poz verilmiş kırmızıya duyarlı fotoğraf plakların incelemesi sonucunda görülmüştür. Bu fotoğraf plakları üzerinde, sarmal kollar arasındaki bölgelerin, dışarıya doğru giderek sayıları azalan, yoğun Popülasyon-II dev yıldızları ile dolu olduğunu görmekteyiz. Bu analize göre galaksinin sarmal kolları, ince gaz, toz tabakaları ve diskin içerisine gömülü Popülasyon-I türünden O ve B süperdev yıldızlarından ibarettir.

Radyo ışınımı

21 cm çizgisi büyük eksen boyunca yani sarmal kollar incelenebilmektedir. Bu ışınım, çekirdeğin iki yanından yaklaşık 3^o uzaklığa kadar izlenebilmekte ve buradan, galaksinin bu dış kısımları için dönme yasasını hesaplanabilmektedir. M31'in merkezinden 8,7 kpc kadar uzaklıkta 21 cm çizgisi keskin maksimuma sahiptir. Baade işte tam buraya Andromeda'nın içinde Popülasyon-I yıldızları, gaz ve tozun maksimum yoğunluklarında oldukları dördüncü sarmal kolunu koymuştur. M31 etrafında bir radyo halosu bulunmaktadır. Radyo dalga boyunda yapılan gözlemler sonucunda; radyo dalgalarının kaynağının, galaksinin düzleminden büyük uzaklıklara kadar dağılmıştır ve düzleme dikey olarak 10 kpc'den daha fazla uzağa giden hemen hemen küresel bir sistem meydana getirmektedir. Radyo dalgaları ile tayin edilmiş olan Andromeda'nın gerçek boyutu görsel boyutundan çok daha büyük olup, galaksinin radyo kaynakları barındıran kısmı çapı 100 kpc kadardır.

CO dağılımı

M31 merkezinden 10 kpc uzaklığında yer alan, simit şekilli, Popülasyon-I halkasında CO soğurması görülmektedir. Buna karşılık Andromeda Galaksisi'nin merkezinde herhangi bir CO soğurması saptanamamıştır. M31, galaksi düzlemi ile 20^o'lik açı yaptığından -300 km/s'te CO soğurması beklenmemektedir. Gaz halkalarının hızları M31'in güneybatısında –550 km/s ve kuzeydoğusuna doğru –50 km/s ile değişmektedir.

Galaksi'nin dönmesi

Andromeda Galaksisi'nin dönmesi, görsel ve radyo dalga boyundaki tayfının incelenmesinden elde edilmektedir. Görsel analiz, M31'in çekirdeğinin her iki yanındaki yıldızların yayınladığı ışınımların tayfsal çizgilerinin Doppler etkisi özelliklerinin ölçülmesi ile elde edilir. Andromeda Galaksisi'nin çekirdeğin her iki yanında 65' ila 70' açısal uzaklığına kadar çekirdeğin dönmesi bir katı cisim hareket etmektedir. 70'ten 155' ya kadar her iki yanda dönme hızı, uzaklık arttıkça azalmaktadır. Zira bu dış kısımlar, çekirdek etrafında Kepler kanunlarına göre dönmektedir.

Galaksi'nin kütlesi

Newton çekim kanununu ve gözlenen dönme hızlarını kullanarak, Andromeda'nın kütlesinin 2×10¹¹ M_o kadar olduğu hesaplanmıştır. Bununla beraber, bu kütle miktarı, radyo ışınım analizinden elde edilen kütleden biraz küçük çıkmaktadır. Andromeda Galaksisi'nde yıldızlar arası hidrojen bulutlarının ortalama radyal hızı 8 km/s kadardır. Bu hız değerine karşıt olarak 4,1×10¹¹ M_o kadar bir kütle hesaplanmıştır. 21 cm çizgisinin analizinden M31'de bulunması gereken yıldızlararası hidrojenin kütlesinin, toplam kütle değerinin yaklaşık yüzde 1,3'ü kadar olacağı saptanmıştır.

Çekirdek

Hubble Uzay Teleskobu'ndan alınan bu fotoğrafta Andromeda'nın olası çift çekirdekli yapısı görülmektedir. NASA/ESA foto.

Son yapılan araştırmalarda, Hubble Uzay Teleskobu ile alınan görüntülerden Andromeda Galaksisi'nin çift çekirdekli olabileceği tartışmaları başlatılmıştır. Andromeda Galaksisi'nin çift çekirdekli olduğunu savunan astronomi uzmanlarına göre (Lauer 1995) bu oluşum iki farklı şekilde açıklanabilir. Birincisi, dinamik çarpışma olayı nedeniyle Andromeda Galaksisi'nin merkezine girmiş olan bir başka galaksinin disk veya kolları Andromeda tarafından yenmiş ve çekirdek kısmı Andromeda'nın çekirdeğinin yanına çekilmiştir. Böylelikle Andromeda Galaksisi'nin merkezinde gerçekte iki çekirdek bulunmaktadır. İkinci görüş ise, Andromeda Galaksisi'nin tek bir çekirdeği bulunmakta, ancak yıldızlar arası ortam nedeniyle çekirdeğin bir kısmı örtülmekte ve iki farklı çekirdekmiş gibi görülmektedir.

Sağdaki fotoğrafta Andromeda Galaksisi'nin Hubble Uzay teleskopu ile çekilmiş 40 ışık yılı genişliğinde çekirdek yapısı görülmektedir. İki ışık tepesi birkaç milyon yoğun yıldız içermektedir. İki tepe arasında beş ışık yılı mesafe bulunmaktadır. Daha parlak olan tepe Dünya'dan da görülebilen çekirdektir. Fakat Hubble Uzay teleskopu, Andreomeda Galaksisi'nin gerçek merkezinin daha sönük olan tepe olduğunu ortaya çıkarmıştır. Bu iki çekirdeğe P1 ve P2 denilmektedir.

Merkezdeki kara delik

13 Ekim 1999'da Chandra x-ışın Uydusu ile Andromeda Galaksisi'nin x-ışın görüntüsü alınmış ve 100'den fazla tek x-ışını kaynağı olduğu görülmüştür. Bu kaynaklardan biri de Andromeda Galaksisi'nin merkezinde bulunduğu saptanan ve kütlesi 30×10⁶ Güneş kütlesine karşılık gelen süper kütleli karadeliğin üzerinde bulunmaktadır. M31'in merkezindeki bu x-ışını salması diğer x-ışını kaynakları ile karşılaştırınca merkezdeki sıcaklığın daha düşük olduğu tespit edilmiştir. Dolayısıyla, bu kaynak sayesinde, merkezdeki karadelik üzerine düşen gazın soğuk olduğu anlaşılmıştır.

X-ışınının salması yapabilen cisimlerin, Dünya'dan teleskop ile fark edilebilmesi için, bu cisimlerin sıcaklıklarının 1×10⁶ °K'den daha fazla olması gerekmektedir. Andromeda Galaksisi'nde bulunan tipik bir x-ışın yıldızı 10×10⁶ °K sıcaklığında olmakla beraber, kara delik üzerindeki x-ışınının kaynağı sadece birkaç milyon derece olduğu saptanmıştır. Andromeda Galaksisi, boyutları, şekli ve merkezindeki süperkütleli karadeliği ile Samanyolu Galaksisi'ne benzemektedir. Benzer galaksilerin merkezlerinde yer alan karadelikler ile karşılaştırıldığında Andromeda Galaksisi'nin karadeliği farklı özellikler göstermektedir. X-ışını yayımına bakıldığında beklenenden daha zayıf radyo salması görülmektedir. Bu gözlemlerde, merkez bölgenin çevresinde binlerce ışık yılı uzunluğunda yaygın parlaklık dikkat çekmiştir. Bu parlaklığın nedeni tam olarak bilinememekle beraber, Dr. Eliot Quataert (2000) olayın oluşumunun merkezden genişlemekte olan sıcak rüzgarlardan kaynaklanmış olabileceğini düşünmektedir.

Einstein, ROSAT ve Hubble Uzay teleskop uyduları ile yapılan çalışmalarda çekirdek kaynakları gözlemlerinde 5 adet noktasal kaynak bulunmuştur. Bu kaynaklardan biri olan CXOJ004244.2+411608 Andromeda Galaksisi'nin merkezinde bulunan süperkütleli karadeliğe aittir. M31'in diğer noktasal kaynaklarıyla karşılaştırıldığında bu kaynağın farklı bir x-ışını tayfı verdiği görülmektedir. Buna dayanarak kaynağın merkezinin karadelik olduğu anlaşılmaktadır.

Andromeda Galaksisi'nde bulunan beş noktasal kaynağın konumları
Kaynak	Sağ açıklık(J2000)	Dik açıklık(J2000)
Çekirdek	00^sa 42^d 44.24^s	41° 16′ 08.0″
CXOGMP J004247.0+411628	00^sa 42^d 47.04^s	41° 16′ 28.8″
CXOGMP J004244.2+411609	00^sa 42^d 44.23^s	41° 16′ 09.2″
CXOGMP J004444.2+411605	00^sa 42^d 44.23^s	41° 16′ 05.8″
CXOGMP J004243.9+411604	00^sa 42^d 43.97^s	41° 16′ 04.7″
CXOGMP J004243.7+411604	00^sa 42^d 43.72^s	41° 16′ 04.4″

Einstein uydusu gözlemleri ile M31 çekirdeğindeki x-ışın kaynağının ışınım gücünün 9,6×10³⁷ erg/s olduğu anlaşılmıştır. Merkezde bulunan değişen yıldızların dönemlerinin 6 ay olduğunu tespit edilmiştir. Radyo dalgaboylarındaki gözlemler merkezde zayıf (yaklaşık 30 mikro Jy) kaynağı ortaya çıkarmıştır. Bu kaynağın 3,6 cm dalga boyunda verdiği ışınım gücünün Sgr A'nın ışınım gücüne oranının yaklaşık 0,2 olduğu göz önüne alındığında, Andromeda Galaksisi'nin çekirdek kütlesinin yaklaşık 30 kat daha fazla olduğu sonucu ortaya çıkmaktadır. M31'de dağılmış olarak gözlenen nokta kaynakları birer x-ışın çift yıldızları ve/veya süpernova kalıntılarıdır.

Süpernova S Andromeda

Ernst Hartwig, 20 Ağustos 1885'te Samanyolu Galaksisi dışında ilk defa Andromeda Galaksisi'nin merkezinin yakınında bir süpernova keşfetmiştir. Bu süpernova 17 – 20 Ağustos 1885 tarihleri arasında 6^m kadire kadar ulaşmış ve 16 Şubat 1890'da 16^m kadire kadar sönmüştür. Bu süpernovaya "S Andromeda" veya SN 1885A denilmektedir. Bu yıldızın parlaklığı ilk on gün içinde günde 0,^m165 kadir düşmüştür. S Andromeda'nın kalıntıları 100 yıl sonra gözlenebilmiştir. Çalışmalar görsel, radyo ve x-ışını bölgelerinde gerçekleştirilmiştir. 1988'de yapılan Fe I çizgisi 3860 °Α dalga boyu ve Ca II çizgilerinin gözlemleri Andromeda Galaksisi'nin merkezinde parlayan süpernova kalıntıları bulunduğunu göstermektedir. Parlamasının nedeni şöyle açıklanmaktadır; patlayan bir yıldız genişlerken yıldızlar arası ortamda bulunan gazlara çarpar ve bu gazları milyonlarca derece sıcaklıklara kadar ısındırır. Bunun sonucu olarak ışımalarda kalıntıları ve gazın parlamalarını görmekteyiz. S Andromeda tayflarının analizlerinden elde edilen bilgilere göre, süpernova kalıntılarının hâlen daha genişlediği bilinmektedir.

Küresel kümeler

Hubble Uzay Teleskobu'ndan alınan Mayall II küresel yıldız kümesi fotoğrafı.

Edwin Hubble, ilk defa 1932'de, Andromeda Galaksisi'nde bulunan 140 adet küresel küme kataloğunu yayınlamıştır. Bu küresel kümelerin mavi fotoğrafik parlaklıkları 15^m ile 18^m kadir ve çapları 4" – 10" arasında değişmektedir. Sonraki çalışmalarla M31'in tayfı incelenerek kataloga alınan küresel küme sayısı 509'a çıkarılmıştır (Crampton, 1985). Samanyolu Galaksisi'ne oranla, Andromeda Galaksisi 2 kat daha fazla küresel küme içermektedir. Andromeda Galaksisi içinde bulunan en parlak küresel küme Mayall II (G1) olup, parlaklığı 14.^m2 kadirdir.

Uydular

Charles Messier (1781) M32 ve M110 olan iki parlak uydusunu keşfetmiştir. Bunlar Andromeda Galaksisi'ni çevreleyen diğer küçük uydular arasındaki en parlak olanlarıdır. M32 ve M110 dışında, William Herschel tarafından keşfedilmiş olan NGC 185 ile D'Arrest tarafından keşfedilmiş olan NGC 147 ve çok sönük cüce sistemleri olan And I, And II, And III, And IV, And V, And VI ve And VII'de Andromeda Galaksisi'nin uyduları arasında sayılmaktadır.

**1900'den önce keşfedilmiş Andromeda'nın uyduları**
Adı	Tipi	Güneş'ten uzaklık (MIy)	Parlaklık	Keşfeden	Keşif yılı
M32	cE2	2.65 ± 0,10	+9.0	Guillaume Le Gentil	1749
M110	E5 pec	2.69 ± 0,09	+8.9	Charles Messier	1773
NGC 185	dSph/dE3	2.08 ± 0,15	+10.1	William Herschel	1787
NGC 147	dSph/dE5	2.67 ± 0,18	+10.5	John Herschel	1829

M32

M32 eliptik bir galaksi olup parlak yüzeye ve yoğun yapıya sahiptir. Merkezi yüzey parlaklığı 13.^m4 kadirdir. Merkezinde parlak bir çekirdeğe sahip olup Hubble Uzay Teleskobu ile alınan görüntülerinde merkezinde kara delik olabileceği düşünülmektedir. Karadeliğin kütlesi 3×10⁶ M_o olup, toplam kütlesi 7×10⁸ M_o'dır. Andromeda Galaksisi ile etkilişime sahiptir. Yörüngesi M31'e çok yakındır.

M32'nin spektrofotometreleri ağır elementlerinin çoğunun Güneşinkine benzediğini göstermektedir. M32'nin tayfı çoğunlukta çok yaşlı yıldızlardan oluşmaktadır. M32'de küresel kümeler bulunmamakla beraber, 11 adet gezegenimsi bulutsular görülmektedir. Bu gezegenimsi bulutsular yardımıyla M32'nin hızını saptamak mümkündür. Merkezde hız 90 km/s'tir ve dışa doğru gidildikçe 70 km/s olmaktadır. M32'nin dönmesi ise ölçülememektedir.

NGC 205

M31'in diğer bir yoldaşı NGC 205 galaksisidir. M32'ye nazaran daha sönük, düşük yüzey parlaklıklı, daha ince ve uzundur. Andromeda Galaksisi ile etkileşim göstermekle beraber etkileşimi M32'ye oranla daha azdır. Bu nedenle, M32'nin aksine, yörüngesi M31'e yeterince yaklaşmamaktadır. Andromeda Galaksisi'ne olan uzaklığı 100 kpc'dir.

NGC 185

NGC 185 eliptik bir galaksi olup yapı bakımından NGC 205'e benzemektedir. OB yıldızları, toz bulutları, H I bulutları ve genç mavi yıldızları içermektedir.

NGC 147

NGC 147 ile NGC 185 gökyüzünde mesafesi sadece 1^o olan bir çift meydana getirmektedir. RR Lyrae değişen yıldızları ile yapılan değerlendirmelere göre Samanyolu'na olan uzaklıkları hemen hemen aynıdır.

Notlar

^ mikrodensitometre: fotoğraf plağı üzerinde çıplak gözle görülemeyen görüntüleri tespit edebilen çok hassas elektronik bir cihazdır.

Kaynakça

Spesifik

^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f "NASA/IPAC Extragalactic Database". Results for Messier 31. 14 Mayıs 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Kasım 2006.
^ ^a ^b ^c "Students for the Exploration and Development of Space". Revised NGC Data for NGC 224. 6 Ocak 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Eylül 2011.
^ Jensen, Joseph B.; Tonry, John L.; Barris, Brian J.; Thompson, Rodger I.; Liu, Michael C.; Rieke, Marcia J.; Ajhar, Edward A.; Blakeslee, John P. (Şubat 2003). "Measuring Distances and Probing the Unresolved Stellar Populations of Galaxies Using Infrared Surface Brightness Fluctuations". Astrophysical Journal. 583 (2). ss. 712-726. doi:10.1086/345430. 10 Mart 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Şubat 2009.
^ Young, K. (6 Haziran 2006). "The Andromeda galaxy hosts a trillion stars". New Scientist. 26 Nisan 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Haziran 2006.
^ "Andromeda Galaxy contains over a trillion stars". New Scientist. 26 Nisan 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Temmuz 2011.
^ Nadia Drake (24 Mart 2014). "Milky Way Has 4 Billion Years to Live — But Our Sun Will Survive". National Geographic. 9 Kasım 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Kasım 2020.
^ H. Arp (1964). "Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission". Astrophysical Journal. Cilt 139. s. 1045. doi:10.1086/147844. 12 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Mart 2009.

Genel

Frommert, H.; Kronberg, C. (22 Ağustos 2007). "Messier Object Data, sorted by Apparent Visual Magnitude". SEDS. 5 Ekim 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Ağustos 2007.
Kepple, George Robert (1998). The Night Sky Observer's Guide, Volume 1. Willmann-Bell, Inc. s. 18. ISBN 0-943396-58-1.
W. Herschel (1785). "On the Construction of the Heavens". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. Cilt 75. ss. 213-266. doi:10.1098/rstl.1785.0012.
William Huggins (1864). "On the Spectra of Some of the Nebulae". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. Cilt 154. ss. 437-444. doi:10.1098/rstl.1864.0013.
Roberts, Isaac (1899). A Selection of Photographs of Stars, Star-clusters and Nebulae, Vol. II. Londra: The Universal Press.
V.M. Slipher (1913). "The Radial Velocity of the Andromeda Nebula". Lowell Observatory Bulletin. Cilt 1. ss. 2.56-2.57. 15 Ocak 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Mart 2009.
Heber D. Curtis (Ocak 1988). "Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Cilt 100. s. 6. doi:10.1086/132128. 18 Şubat 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Mart 2009.
Öpik, Ernst (1922). "An estimate of the distance of the Andromeda Nebula". Astrophysical Journal. Cilt 55. ss. 406-410. doi:10.1086/142680. 21 Temmuz 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Mart 2009.
E. P. Hubble (1929). "A spiral nebula as a stellar system, Messier 31". Astrophysical JournalEngl. Cilt 69. ss. 103-158. doi:10.1086/143167. 19 Mart 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Mart 2009.
W. Baade (1944). "The Resolution of Messier 32, NGC 205, and the Central Region of the Andromeda Nebula". Astrophysical Journal. Cilt 100. s. 137. doi:10.1086/144650. 29 Şubat 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Mart 2009.
Malik, Tariq (7 Mayıs 2002). "Crash Course: Simulating the Fate of Our Milky Way". SPACE.com. 27 Aralık 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Eylül 2006.
"The Grand Collision". The Sky At Night. 5 Kasım 2007.
McConnachie, A. W.; Irwin, M. J.; Ferguson, A. M. N.; Ibata, R. A.; Lewis, G. F.; Tanvir, N. (2005). "Distances and metallicities for 17 Local Group galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 356 (4). ss. 979-997. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08514.x. 3 Kasım 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Mart 2009.
N. W. Evans & M. I. Wilkinson (2000). "The mass of the Andromeda galaxy". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 316 (4). ss. 929-942. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03645.x. 19 Mart 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Mart 2009.
W. Liller, B. Mayer (Temmuz 1987). "The Rate of Nova Production in the Galaxy". Publications Astronomical Society of the Pacific. Cilt 99. ss. 606-609. doi:10.1086/132021. 12 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Mart 2009.
R.L. Beaton, E. Athanassoula, S.R. Majewski, P. Guhathakurta, M.F. Skrutskie, R.J. Patterson, M. Bureau (2006). "Unveiling the Boxy Bulge and Bar of the Andromeda Spiral Galaxy". Astrophysical Journal Letters. Cilt 658. ss. L91. doi:10.1086/514333. 26 Şubat 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Mart 2009.
S. C. Chapman, R. Ibata, G. F. Lewis, A. M. N. Ferguson, M. Irwin, A. McConnachie, N. Tanvir (2006). "A kinematically selected, metal-poor spheroid in the outskirts of M31". Astrophysical Journal. Cilt 653. s. 255. doi:10.1086/508599. 19 Mart 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Ekim 2020.
"Andromeda's Stellar Halo Shows Galaxy's Origin to Be Similar to That of Milky Way" (Basın açıklaması). CalTech Media Relations. 27 Şubat 2006. Erişim tarihi: 24 Mayıs 2006.
"Astronomers Find Evidence of an Extreme Warp in the Stellar Disk of the Andromeda Galaxy" (Basın açıklaması). UC Santa Cruz. 9 Ocak 2001. Erişim tarihi: 24 Mayıs 2006.
V. C. Rubin, W. K. J. Ford (1970). "Rotation of the Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission". Astrophysical Journal. Cilt 159. s. 379. doi:10.1086/150317. 12 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Mart 2009.
H. Arp (1964). "Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission". Astrophysical Journal. Cilt 139. s. 1045. doi:10.1086/147844. 12 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Mart 2009.
R. Braun (1991). "The distribution and kinematics of neutral gas, HI region in M31". Astrophysical Journal. Cilt 372, part 1. ss. 54-66. doi:10.1086/169954. 12 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Mart 2009.
"ISO unveils the hidden rings of Andromeda" (Basın açıklaması). Esa Science News. 14 Ekim 1998. Erişim tarihi: 24 Mayıs 2006.
"Busted! Astronomers Nab Culprit in Galactic Hit-and-Run". Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 18 Ekim 2006. 6 Temmuz 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Ekim 2006.
J. S. Kalirai, K. M. Gilbert, P. Guhathakurta, S. R. Majewski, J. C. Ostheimer, R. M. Rich, M. C. Cooper, D. B. Reitzel, R. J. Patterson (2006). "The Metal-Poor Halo of the Andromeda Spiral Galaxy (M31)". Astrophysical Journal. Cilt 648. s. 389. doi:10.1086/505697. 12 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Mart 2009.
J.S. Bullock and K.V. Johnston (2005). "Tracing Galaxy Formation with Stellar Halos I: Methods". Astrophysical Journal. 635 (2). ss. 931-949. doi:10.1086/497422. 12 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Mart 2009.
"Hubble Space Telescope Finds a Double Nucleus in the Andromeda Galaxy" (Basın açıklaması). Hubble news desk STScI-1993-18. 20 Temmuz 1993. Erişim tarihi: 26 Mayıs 2006.
R., Barnard; U. Kolb; J.P. Osborne (Ağustos 2005). "Timing the bright X-ray population of the core of M31 with XMM-Newton". A&A. 12 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Mart 2009.
P. Barmby, J.P. Huchra (2001). "M31 Globular Clusters in the Hubble Space Telescope Archive. I. Cluster Detection and Completeness". Astronomical Journal. Cilt 122. ss. 2458-2468. doi:10.1086/323457. 24 Ağustos 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Mart 2009.
"Hubble Spies Globular Cluster in Neighboring Galaxy" (Basın açıklaması). Hubble news desk STSci-1996-11. 24 Nisan 1996. Erişim tarihi: 26 Mayıs 2006.
G. Meylan, A. Sarajedini, P. Jablonka, S.G. Djorgovski, T. Bridges, R.M. Rich (2001). "G1 in M31 - Giant Globular Cluster or Core of a Dwarf Elliptical Galaxy?". Astronomical Journal. Cilt 122. ss. 830-841. doi:10.1086/321166. ^{[ölü/kırık bağlantı]}
A.P. Huxor, N.R. Tanvir, M.J. Irwin, R. Ibata (2005). "A new population of extended, luminous, star clusters in the halo of M31". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Cilt 360. ss. 993-1006. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x. 21 Ocak 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Mart 2009.
K. Bekki, W.J. Couch, M.J. Drinkwater, M.D. Gregg (2001). "A New Formation Model for M32: A Threshed Early-type Spiral?". Astrophysical Journal. 557 (1). ss. L39-L42. doi:10.1086/323075. 18 Ocak 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Mart 2009.

Ayrıca bakınız

Dış bağlantılar

M31 SIMBAD6 Aralık 2000 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
Messier 31, SEDS Messier sayfası5 Aralık 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
Astronomy Picture of the Day: 18 Temmuz 20043 Mart 2005 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. • 17 Ekim, 19984 Aralık 2004 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. • 22 Aralık, 200528 Aralık 2005 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
M3114 Şubat 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. Curdridge Rasathanesi
First direct distance to Andromeda13 Mart 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. − Astronomy magazine makalesi
Andromeda galaxy8 Kasım 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. SolStation.com
Andromeda Galaxy at The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, & Spaceflight15 Kasım 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
M31, the Andromeda Galaxy29 Aralık 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. at NightSkyInfo.com
Ker Than (23 Ocak 2006). "Strange Setup: Andromeda's Satellite Galaxies All Lined Up". SPACE.com. 8 Ağustos 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Şubat 2009.

Wikimedia Commons'ta Andromeda Galaksisi ile ilgili ortam dosyaları bulunmaktadır.

Messier Kataloğu

Bahar açısına göre önceki: M 38 | Bahar açısına göre sonraki: M 42
Katalog sırasına göre önceki: M 30 | Katalog sırasına göre sonraki: M 32

Bakmak istediğiniz cisminin resmini seçiniz