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仙女座是希臘神話中仙后卡西奧佩婭的女兒,仙女的頭為壁宿二,是飛馬座四邊形的其中一隻角。

仙女座

 仙女座是希臘神話中仙后卡西奧佩婭的女兒,仙女的頭為壁宿二,是飛馬座四邊形的其中一隻角。

1 仙女座 -神話故事

在希臘神話中,安德羅墨達(Andromeda)是依索匹亞(Ethiopia)國王克甫斯(Cepheus)和王后卡西奧佩婭(C

仙女座仙女座
assiopeia)的女兒,其母因不斷炫耀自己的美麗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報仇,波塞冬遂派鯨魚座蹂躪依索匹亞,克甫斯大駭,請求神諭,神諭揭示解救的唯一方法是獻上安德羅墨達。
  她被她的父母用鐵索鎖在鯨魚座所代表的海怪經過路上的一塊巨石上,後來英雄[[珀耳修斯]剛巧瞥見慘劇,於是立時拿出蛇發魔女美杜莎的人頭,將鯨魚座石化,珀耳修斯殺死海怪,救出了她。
後來安德羅墨達替珀耳修斯誕下六個兒子,包括波斯的建國者Perses及斯巴達王廷達柔斯(Tyndareus)的父親Gorgophonte。
  在原版波德星圖(Uranographia)中,仙女座雙手是被鐵鏈縛著的。

 

2 仙女座 -星座特徵

仙女座中有一個主星系,M31(仙女星系),是本星系群中的最大成員之一。仙女座以從α星出發的兩條曲線

仙女座仙女座
作為特徵,你可以很容易地從仙后座和北極星之間的連線上找到它。毫無疑問,仙女座最著名的應該是M31星系,它是河外星系,是一個象銀河系一樣龐大的星系。M31距離我們大約200萬光年,是肉眼可見的最遠的天體。M31曾一度被認為是星雲,直到1924年其星系的身份才被哈勃(Edwin Hubble)確定下來。如果你用簡單的雙目望遠鏡觀察就可以發現在M31周圍還有2個伴星系:南邊的M32和北邊的M110。在這些有趣的天體中,可以肯定仙女座γ是一個雙星系統,由一個橙巨星(orange giant)和一個小藍星(blue star)組成(從γ星的運動中可以看出,但這需要一些設備)。NGC 752也值得注意,一個巨大的疏散星團(open cluster),其中含有一百顆以上的9、10等星,有幾顆勉強等於9等星,最亮的8.54 等(SAO 55080)。在該星團方向上有一顆更亮的星,8.07等 (SAO 55101),但不是成員星,僅僅是在天球上重合而已;還有行星雲NGC 7662可以用小型設備觀測到。在講秋季四邊形時,已經提到過仙女座了(參見「飛馬座」的星座介紹)。構成這個四邊形的α星是仙女座中最亮的一顆,從四邊形中飛馬座α星到仙女座α星的對角線,向東北方向延伸,仙女座δ、β、γ這三顆亮星(除δ是3m外,其它兩顆都是2m星)幾乎就在這條延長線。再往前延伸,就碰到英仙座的大陵五了。大陵五與英仙座α星還有仙女座γ星剛好構成了一個直角三角形。這顆仙女座γ星是個雙星,其中主星是顆2.3m的橙色星,伴星為5.1m的黃色星。有趣的是,這顆伴星是個「變色龍」,從黃色、金色到橙色、藍色,簡直像個高明的魔術師一樣變來變去。仙女座中最著名的天體,大概要算是那個大星雲了。在仙女座υ星附近,晴朗無月的夜晚,我們可以看到一小塊青白色的雲霧,這就是仙女座大星雲。這個星雲早在1612年就被天文學家發現了,但直到本世紀20年代,美國天文學家哈勃才徹底搞清,它和人馬座中的那些星雲完全是兩碼事, 它是遠在220萬光年外的一個大星系,所以它的正確名稱應該是「仙女座河外星系」。仙女座河外星系的直徑為17萬光年,包含3000多億顆恆星。它和我們銀河系很相似,也是漩渦狀的,也有很多變星、星團、星雲等。有趣的是,在它身旁還有兩個小星系,它們一起構成了一個三重星系。

重要主星
  仙女座α:壁宿二(Alpheratz)
  仙女座β:奎宿九(Mirach)
  仙女座γ:天大將軍一(Alamak)——它是一個雙星系統,主星為黃色,伴星為藍色。
  仙女座δ:奎宿五
  仙女座ε:奎宿四
  仙女座ζ:奎宿二
  仙女座η:奎宿一

3 仙女座 -方位判斷

仙女座星系的直徑是50千秒差距(16萬光年),為銀河系直徑的一倍,是本星系群中最大的一個星系,距離我們

仙女座仙女座
大約220萬光年。仙女座星系和銀河系有很多的相似,對二者的對比研究,能為了解銀河系的運動、結構和演化提供重要的線索。

1786年,F.W.赫歇耳第一個將它列入能分解為恆星的星雲。1924年,哈勃在照相底片上證認出仙女座星系旋臂上的造父變星,並根據周光關係算出距離,確認它是銀河系之外的恆星系統。1944年,巴德又分辨出仙女座星系核心部分的天體,證認出其中的星團和恆星。
我們銀河系和仙女座星系正在相互靠近對方,在大約30億年後兩者可能會碰撞,在融合過程中將會暫時形成一個明亮、結構複雜的混血星系。一系列恆星將被拋散,星系中大部分遊離的氣體也將會被壓縮產生新的恆星。大約再過幾十億年後,星系的旋臂將會消失,兩個螺旋星系將會融合成一個巨大的橢圓星系。
位於仙女星座的巨型旋渦星系 (M31)。1950.0曆元的天球坐標是赤經0400,赤緯+41°00。視星等m 為3.5等。肉眼可見,狀如暗弱的橢圓小光斑。在照片上呈現為傾角77°的SB型星系(見星系的分類),大小是160′×4

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0′,從亮核伸展出兩條細而緊的旋臂,範圍可達245′×75′。在《梅西耶星表》中的編號是M31,《星雲星團新總表》中的編號是NGC224,習稱仙女座大星雲,現稱仙女星系。1786年,F.W.赫歇耳第一個將它列入能分解為恆星的星雲。1924年,哈勃在照相底片上證認出 M31旋臂上的造父變星,並根據周光關係算出距離,確認它是銀河系之外的恆星系統。現代測定它的距離是 670千秒差距(220萬光年)。直徑是 50千秒差距(16萬光年),為銀河系的一倍,是本星系群中最大的一個。1944年,巴德又分辨出 M31核心部分的天體,證認出其中的星團和恆星,並指明星族的空間分佈與銀河系相似。M31旋臂上是極端星族I,其中有O-B型星(見恆星光譜分類)、亮超巨星、OB星協、電離氫區。在星系盤上觀測到經典造父變星、新星、紅巨星、行星狀星雲等盤族天體。中心區則有星族Ⅱ造父變星。暈星族成員的球狀星團離星系主平面可達30千秒差距以外。近年來還發現,M31成員的重元素含量,從外圍向中心逐漸增加。這種現象表明,恆星拋射物質致使星際物質重元素增多的過程,在星系中心區域比外圍部分頻繁得多。1914年皮斯探知 M31有自轉運動。1939年以來歷經H.D.巴布科克等人的研究,測出從中心到邊緣的自轉速度曲線,並由此得知星系的質量。據目前估計,M31的質量不小於 3.1×10個太陽質量,比銀河系大一倍以上,是本星系群中質量最大的一個。


 

 

4 仙女座 -天文觀測


最佳觀測月份:10月~11月
最佳觀測地點:北緯90°~南緯40°
21時上中天日期:11月27日

觀測M31的最好時間是在秋天的夜晚,每年10月9日子夜仙女座的中心經過上中天。秋夜的星空不像春夏兩季的星

仙女座仙女座
空有那麼多明亮的星座,一群王族星座是秋夜星空的最大特點。這些王族星座的主人公是古代衣索比亞的國王、王后和公主,以及從海中怪獸的手裡救回公主的勇士,即英仙。在仙王座、仙后座、仙女座、英仙座等一批王族星座當中,仙女座因為擁有M31而成為最受人們矚目的星座。仙女座大星雲大致位於仙女座的中心位置,在南緯48°以北的廣大地區都可以看到仙女座大星雲。  
 為了能夠在浩繁的群星當中順利地找到仙女座大星雲,我們需要首先熟悉一下秋夜星空。秋夜的銀河已轉到東北方,可以看見在銀河中「游泳」的仙后座,它有5顆相當明亮的恆星排列成英文字母「W」的形狀,很容易辨認。仙后座的西面為仙王座,東面是英仙座。銀河南邊不遠,有四顆亮星成一個明顯的四邊形排列,這就是著名的秋季大四邊形。四邊形的三顆星都屬於飛馬座,只有東北角的那一顆星是仙女座a星。仙女座a星的目視星等為2等,白色。從仙女座a星往北約12°,再往東約5°遠的地方有一顆3等的雙星,是仙女座γ星,中文名叫「天大將軍」。這個「天大將軍」我們要格外注意,仙女座大星雲M31非常靠近它,就在它的西邊僅僅1°遠的地方。  
 仙女座大星雲的總星等為4等,單位面積的亮度平均為6等,晴朗無月的夜晚用肉眼依稀可見,像一小片白色的雲霧。通過一架小型天文望遠鏡就能看出它那柔和的銀白色橢圓形狀。仙女座大星雲是一個典型的旋渦星系,但是由於它是側面朝向我們,所以不容易看出它的一條條的旋臂。通過口徑大一些的天文望遠鏡,可以看出它的一些結構,比如它的核心特別明亮,並且越往中心部分越明亮,還可以看出一部分旋臂、黑色的塵埃線、球狀星團和恆星雲等。另外還可以看到它的兩個矮星系伴侶,一個小的、呈圓形的、很密集的橢圓星系M32在M31核心的南面,另一個略微暗弱一點兒但比M32更大且長的橢圓星系M110在M31的西北邊。還有許多銀河系內的比較暗弱的恆星充滿了這一天區,更為仙女座大星雲增添了迷人的色彩。 

仙女座仙女座
100多年以前,人類對宇宙的認識還局限在銀河系以內。當時,天文學家已經發現了許多雲霧狀天體,將它們統稱為星雲。一些天文學家使用分光方法觀測和研究了恆星和星雲之後,發現這些雲霧狀天體其實並不全都是同一類天體。其中有一類是由氣體和塵埃構成的,是位於銀河系以內的真正的氣體星雲;而另一類雲霧狀天體實際上卻是由許多恆星密集在一起構成的恆星集團,它們往往具有旋渦狀結構,因而又稱之為「旋渦星雲」。仙女座大星雲就是這些旋渦星雲當中最典型的一個。 
旋渦星雲究竟是一種什麼樣的天體系統?它們是銀河系以內的天體還是銀河系以外的天體?這個問題令天文學家十分費解,並且在很長一段時期內,大家都沒有辦法達到共識。1920年4月26日,美國國家科學院為這個問題專門召開了一次題為「宇宙尺度」的辯論會,辯論的內容是銀河系的大小和旋渦星雲的真相。這兩個問題是緊密相關的。如果銀河系足夠大,而旋渦星雲很近很小,那麼後者就是前者的組成部分;相反,旋渦星雲就是銀河系之外獨立的「宇宙島」。 
在測定天體距離方面頗有成就的柯蒂斯認為旋渦星雲是河外星系,他根據仙女座大星雲中新星的亮度估計了它的距離,約為100萬光年,遠遠大於銀河系的直徑。柯蒂斯說:「作為銀河系以外的星系,這些旋渦星雲向我們指示了一個比我們原先所想象的更為宏大的宇宙。」 
 
對銀河繫結構做出了正確解釋的沙普利堅決不同意柯蒂斯的結論,他堅持認為「旋渦星雲與其它星雲一樣都是銀河系的成員」。他的證據是一位荷蘭天文學家范瑪南所提供的觀測結果:旋渦星雲的距離只有數千光年,都在銀河系的範圍以內。當時辯論雙方各持己見,誰也拿不出足夠的理由將對方說服。旋渦星雲成為舉世矚目的難解之謎。 
仙女座仙女座

就在許多天文學家為旋渦星雲的本質問題而煞費苦心的時候,年輕的天文學家哈勃在 1923年通過威爾遜山天文台2.54米的巨型反射望遠鏡拍攝了一批高清晰度的旋渦星雲照片。哈勃對這批旋渦星雲的照片做了仔細的推敲,照片上仙女座大星雲M31的外圍已被分解為恆星。從這些恆星中他找到了第一顆造父變星。第二年,他又從仙女座大星雲中辨認出許多造父變星。造父變星的綽號叫「量天尺」,利用「造父變星周光關係」可以推算出這些變星的距離,進一步就可以確定出它們所隸屬星雲的位置了。這是一條揭開旋渦星雲本質之謎的正確途徑。哈勃計算出M31的距離約為90萬光年,而當時已知銀河系的直徑為10萬光年。由此哈勃確認M31是遠在銀河系以外的獨立的星系。1924年底,哈勃對於旋渦星雲的研究結果公布后馬上得到了大家的公認。  
現代測量結果表明,仙女座大星雲M31距離我們220萬光年,是地球人類肉眼可以看見的最遙遠的天體。M31的直徑約16萬光年,幾乎比銀河系大一倍;所包含的恆星數目也比銀河系大約多一倍;質量也比銀河系大一倍以上。 
M31有7個伴星系,前面已經提到過的M32和M110是7個伴星系中最明亮的兩個,它們的視星等都是9等左右,M32的直徑大約7000光年,M110的直徑大約14000光年。還有兩個伴星系也比較亮,通過口徑15厘米以上的望遠鏡能夠看到,它們是NGC147和NGC185,直徑分別為7800光年和9500光年,也都是橢圓星系,都位於M31以北大約7°的天區。從
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星圖上看,這兩個伴星系都在仙后座中,實際上,它們與M31有著物理上的聯繫。另外3個伴星系的亮度大約13等甚至更暗,要通過大型天文望遠鏡才能看到。  
事實上,我們的銀河系與鄰近的大約30個星系在引力作用下聚集在一起組成了一個比較小的星系集團,叫做本星系群。本星系群中最主要的成員是仙女座大星雲,其次是我們的銀河系,另外還有大小麥雲、三角座的旋渦星系M33等等。 
1993年哈勃空間望遠鏡得到的M31中心部分的照片,顯示出它有兩個核,這是一個令人驚異的新發現。有人猜想可能是曾經有一個伴星系闖入了M31的核心,但是目前還沒有得到大家的公認。 
人們從對仙女座大星雲的觀測和研究當中獲得了許多寶貴的信息,發展了對宇宙的認識。仙女座大星雲一直是天文學家關注的對象,過去是,現在是,將來仍然還會是。 
 


5 仙女座 -仙女座流星雨

仙女座流星雨的歷史直接與比拉彗星的歷史相關。比拉彗星是由法國的蒙太谷(Montaigne)在1772年3月8日發現

仙女座仙女座
的,第二次回歸由他的同胞龐斯(J.L.Pons)在1805年11月10日所發現。1826年2月27日,德國人懷赫姆·馮·比拉(Wilhelm von Biela)又再次發現了這顆彗星。前兩次這顆彗星植被觀測到29日和36日,但1826年這次一共被觀測到了72天,因此比拉得到了彗星的命名權。1832年9月24日赫歇耳(John Herschel)又重新找到了回歸的比拉彗星。
      1839年因為彗星位置不好,人們沒有觀測到比拉彗星。但1845年11月26日,義大利觀測者德維克(Francesco de vico)第一個觀測到回歸的比拉彗星。12月觀測信息很少,但1846年1月13日,馬特盧·毛利(Matthew Fontaine Maury)報告說彗星出現了兩個核。觀測者們報告說兩個彗核緩慢移開,到了3月底,距離達14角分。考慮到彗星和地球的距離,兩個核之間的距離實際達到160萬英里。
      義大利觀測者色齊(Father A.Secchi)在1852年8月26日觀測到回歸的比拉彗星,但直到9月25日才觀測到第二彗星。彗星的位置很不好,因此9月底人們就沒有看到它了。這也是人們最後一次看到比拉彗星,1859年位置不好,沒有能發現。1865-1866年位置很好,但搜尋沒有成功。天文學家們認為彗星已經完全破碎了。
1852年斯特福(O.W.Struve)所繪的分裂后的比拉彗星
比拉彗星的故事就告一段落,天文界就開始等待新流星群的出現了。早在1798年12月6日,海因切·布蘭德(Heinrich W.Brandes)就觀測到了壯麗的流星雨。他描繪到:「天一黑我就注意到了他們,它是如此的好看使我沒辦法離開我的座位。」他進行了計數,在一連四個小時內流量達到100顆/小時,隨後流量迅速回零。布蘭德觀測到了幾千顆流星,但他卻沒有能給出輻射點的位置。1830年12月7日,法國人雷拉(Abbe Raillard)也觀測到了「許多」流星,但他卻沒有給出更加具體的細節。1838年美國東海岸的觀測確認了前面兩位的發現,赫里克(Edward C.Herrick)和布希(C.P.Bush)等人從12月6日觀測到了15日,7日晚觀測到了流量為28-62顆/小時的流星雨。他們指出「6-7日有許多火球……帶有餘跡」。赫里克引用了紐約、喬治亞等地區的觀測報告指出,輻射點「距離仙后座不遠,應該在英仙座劍上的星團附近」,總計流量達125-175顆/小時。德國人海斯(Eduard Heis)觀測到了1847年12月6日的活動並指出輻射點位於赤經21度,赤緯 54度。
      1862年沙帕雷尼(Giovanni Virginio Schiaparelli)的斯威夫特-塔特爾彗星和英仙座流星雨的理論引起了天文學界的興趣,並尋找更多的彗星-流星雨關聯。1867年,奧匈帝國的威斯教授(Professo Edmond Weiss)、德國的德阿拉斯特(Heinrich Louis d'Arrest)和同胞加爾教授(Professo Johann Gottfried Galle)獨立之初1798年和1838年活動的流星群軌道和比拉彗星一致。因此比拉彗星成為第一批知道產生流星雨的彗星中的一個。威斯和加爾指出1872年將有仙女座流星雨出現,但德阿拉斯特認為是1878年12月6日。
      威斯繼續對比拉彗星和仙女座流星雨的研究,他注意到彗星的升交點逐漸降低。經過細緻的計算,他認為仙女座流星雨將在1872或者1879年的11月28日大規模活動。茲佐里(Giuseppe Zezioli)在1867年11月30日進行了觀測,在赤經17度,赤緯 48度觀測到7顆流星,部分證實了威斯的趨勢預測。
      比拉彗星下次將在1872年回歸,但誰也沒有看到比拉彗星。相反,在11月27日日落後不久,比拉彗星的碎片開始沖入地球大氣。義大利觀測者但澤(Father P.F.Denza)等在6個半小時內觀測到33400顆流星。在11月27.79日,他描述道「是一場真正的煙花」,在每分鐘約有400顆流星出現。法國的安德森(J.F.Anderson)在當地時間18時30分數到每分鐘30顆左右的流星,而19時45分達到每小時36顆(11月27.78日)而到22時30分回落到每分鐘14顆左右。
      最完整的數據之一來自斯通尼赫斯特天文台。在已經有威斯的預測之後,佩里(S.J.Perry)在日落之後就開始觀測。在兩名助手的幫助下,他準確的測定了輻射點位於赤經26.6度,赤緯 43.8度。極大出現在當地時間20:10(11月27.84日),當時的流星多得數不過來。在20:47-21:00總計13分鐘內,一名觀測者觀測到512顆流星。佩里說當時全天應該是每分鐘100顆流星。不過他們說90%的流星都比較暗。佩里說一個明亮的仙女座流星「是一個白星加上藍色的尾巴」,流行還有集群出現的趨勢,比如21:16「5顆流星從仙女座γ附近同時射出」。
      儘管西歐處在很好的觀測位置,但北美觀測者也有不錯的成果。牛頓(Hubert A.Newton)從11月24日開始進行觀測,他指出輻射點位於仙女座γ星附近。24日的ZHR約為40-50,25日回落到20-25。26日陰天,但27日他們成功的觀測到了一場暴雨。牛頓說2-6名觀測者一組的觀測對在當地時間18:38-19:34(大約11月28.0日)一共數到1000顆流星,在19:35-21:00之間回落到750。這些流星比獅子座流星雨緩慢,而且大多暗弱。輻射點大致位於赤經26度,赤緯44度,並指出輻射點非常彌散,直徑達8度以上。
      1873年,仙女座流星雨一點都沒有活動。德阿拉斯特和威斯的 1878-1879年的活動也沒有出現。不久之後,幾位天文學家預測1885年11月27日將再次出現活動,在預測時間幾個星期之前,最後提示由克洛夫(Crawford)散發出去。
      1885年11月27日日落後不久,人們迅速發現天空中的流星雨。蘇格蘭的史密頓(James Smieton)在17:30開始觀測,流量大約是每分鐘25顆。到了18時(11月27.75日)流量增加到100顆每分鐘,但迅速回落。史密頓說18:38有一個每分鐘70顆的峰值,之後流量迅速回落。輻射點位於赤經21度,赤緯 44度。他描述說流星的余跡給人以深刻印象。
仙女座仙女座
      威廉·丹寧(William F.Denning)在一天之前就已經觀測到活動了,流量為100顆/小時。他認為大部分流星太暗弱,因此測定不準確,他認為實際ZHR可以達到3600或者以上。
      牛頓在《美國科學雜誌》上發表了更多關於1885年仙女座流星雨的信息,其中法國的馬賽天文台在11月27.7-27.8日間觀測到每分鐘213-233顆的高流量,他認為極大出現在11月27.76日,ZHR達75000。
雖然牛頓的工作已經很出色,但他卻繼續研究流星群的軌道性質,他認為比拉彗星在1794年、1831年和1841-42年經過木星附近,併產生了厚達20萬英里的物質雲,並指出流星雨極大的太陽黃經從1978年的256.2度移到1885年的245.8度——提前了差不多11天。
      1885年之後仙女座流星雨又消失不見,但在1892年美國觀測者再次觀測到爆發,當然不能和1872年和1885年的相比了。不過1892年11月24日的活動仍然產生了每小時幾百顆的流量,加利福尼亞州的皮里恩(C.D.Perrine)更是在78分鐘內觀測到1013顆流星。仙女座流星雨在1899年11月24日和1904年11月21日達到極大,ZHR分別為100和20,這顯示仙女座流星雨的軌道物質已經分佈得越來越均勻了。
      儘管1940年之後目視觀測已經基本看不到仙女座流星雨,但1952-1954年的哈佛流星計劃卻仍然拍攝到47顆仙女座流星雨的成員,並計算出了線速度為20公里/秒左右。在11月14日ZHR可達1。1971年,馬斯登(Brian G.Marsden)和瑟卡尼納(Zdenek Sekanina)對比拉彗星的軌道進行了複查,克雷塞克(Lubor Kresak)計算了當時的流星群軌道,並指出極大已經提前到了11月17日,輻射點位於赤經26.2度,赤緯 24.6度(比19世紀的位置偏南了20度),克雷塞克說地球到彗星軌道的最近距離為0.05AU。 
      貝蒂爾-安德斯·林布拉(Bertil-Anders Lindblad)在1971年再次利用哈佛流星計劃的數據研究了仙女座流星雨並計算出了軌道。同時,就如同上面所說的,由於木星的影響,彗星軌道在過去200年間有了比較大的變化,因此仙女座流星雨的軌道是不斷變化的。12月的仙女座流星雨比較老而11月的仙女座流星雨要新一些。
      1970年以後,人們又對仙女座流星雨進行了目視觀測並取得一些有意思的成果。1970年11月22日,馬丁·海爾(Martin Hale)觀測到的流量為1顆/小時,而後幾個夜晚,馬克·薩維(Mark Savill)觀測到的ZHR達4。1971-1975年,不列顛流星協會對仙女座流星雨進行了觀測,目視流量為3-10顆/小時,而無線電觀測的ZHR高達35。西澳流星組織的成員在1979-1981年進行了觀測,ZHR為3-4之間,平均星等為3.42,3.8%留下余跡。

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