文|史说百家
编辑|史说百家
【前言】星系的恒星形成历史对于理解星系形成过程以及星系的结构和内容至关重要。恒星的形成可以并且已经在恒星种群被解析的局部星系和恒星未解析的更遥远星系中进行了研究，这些星系被建模为种群。
星系的结构成分可以在很远的距离上解析，结构成分包括那些早已被认可的成分，如凸起、圆盘和星系晕。
最近发现的结构包括将盘分离成薄和厚的盘组件和恒星流，以及识别大量矮伴星系，恒星流是最近发现的星系组成部分，主要利用对银河系和仙女座星系（M31）的观测。
作为距离银河系最近的星系，仙女座究竟有着怎样的历史？
【仙女座的形成】回顾仙女座星系（M31）的特性，以及它的恒星形成历史，能够为我们提供非常多星系的形成和发展的知识。
最近一项研究集中在36个附近（距离<4 Mpc）矮星系的恒星形成，并得出结论，局部体积矮星系显示出过去3 Gyr恒星同步形成的证据。
另一项研究考虑了本星系群星系的尘埃发射（100至500微米波长），尘埃排放被用作恒星形成的示踪剂，因为年轻的恒星是尘埃的主要加热源。
我们专注于M31，因为它是离银河系最近的大螺旋星系，在研究的过程当我们我们发现，仙女座比银河系多了几个优点。
由于M31的银河系纬度以及原因（我们不需要透过银河系盘的尘埃观察），它不会像我们对银河系的内部视图那样混淆。
M31也很有趣，因为它是本星系群中质量最大的成员，银河系则是排行第二的大质量星系。
根据盖亚数据显示，M31相对于银河系的运动是使用比以前明显改进的方法确定的，证实了两个大质量星系正在朝着它们第一次近距离接触的方向下降。
这里提到了M31的其他相关特性，以及各种恒星形成历史的测量，这些是星系的结构，包括凸起，盘，晕和恒星流，M31中的源群，其尘埃和气体含量以及周围环境（恒星流和伴星矮星系）。
由于GALEX和AstroSat上的UVIT仪器已经提供了高分辨率的宽场紫外（UV）观测，因此强调了M31恒星形成和星系结构的紫外测量。
M31是一个巨大的螺旋星系，类似于银河系，但质量大约是银河系的两倍，星系的螺旋结构在光学图像中清晰可见，突出的尘埃带也是如此，尤其是中央凸起的西北。
尘埃通道在西北地区可见，但在东南方向不可见，这清楚地表明西北圆盘在凸起的前面，东南盘在凸起后面，这意味着M31旋转轴从西北的观察者倾斜，向东南的观察者倾斜。
在图中，我们还看到了两个相邻的矮星系：NGC205是凸起的NE，就在场F5的右边，M32在场F6，就在该场中心的西边。
灰度图像是M2的DSS Poss31蓝色滤镜图像。赤经和赤纬是J2000坐标。白色椭圆表示 [25] 中 M31 的 D4 椭圆。
【仙女座结构】M31（也就是仙女座）是一个SAB型螺旋星系，光度在V波段（可见光）为10×10太阳（辐射热）光度。
它的近红外光度为V波段光度的1/3，远红外和紫外光度约为V波段光度的1/30和1/60，主要由来自较老恒星的光组成，一些突出的暗带是由星际介质中的尘埃吸收引起的。
紫外和远红外图像如下方右图所示，两幅图像都以旋臂为主，但原因不同：螺旋臂中的年轻恒星主导紫外线发射，而远红外线来自热恒星周围的星际尘埃。
远红外光度大于紫外光度，因为大多数热恒星都有明显的消光（紫外消光范围A紫外线~0.5-5 mag）来自周围尘埃，将其大部分紫外线光度转化为远红外辐射。
（a） M148的31 nm图像[8]。（b）来自Hershel SPIRE仪器的M250的远红外31微米图像[9]。
M31在近红外（对恒星敏感，对尘埃不敏感）的光度剖面，主要参数为圆盘尺度长度为5.3 kpc，隆起Sersic函数指数为2.2，有效半径为1 kpc，光晕具有幂律曲线，指数为-2.5。
通过分析了盘状恒星和气体的运动学，表明恒星和气体速度的偏移随着恒星年龄的增加而增加。
他们发现，使用简单的倾斜环模型来解释圆盘中的翘曲是不够的，已知凸起是三轴的，并且已使用N体模拟进行了分析。
为了匹配凸起特性，需要具有总凸起质量1/3的初始经典凸起（ICB，由星系形成早期的剧烈松弛形成）和具有总凸起质量2/3的Box/Peanut（B / P）凸起。
ICB（迅速形成）和B/P凸起（在Gyr上形成）相互作用并共同进化，紫外波长凸起的结构由分析。
发现凸起很复杂，形状四四方方，需要一个八分量模型：三个塞西函数模型用于主隆起，五个分量用于内凸起和核区域。
M31凸起和核区域的不对称性需要大量的组件来建模，隆起中可能存在与矮星系和恒星流持续吸积有关的非平衡成分。
在M31的中心有一个围绕超大质量黑洞运行的核恒星盘，圆盘相对于大尺度星系盘倾斜，并表现出缓慢的进动，这表明核星团是由具有偏心轨道的旧恒星损失到核中心区域的质量形成的。
【仙女座中的源种群】M31包含几种类型的光源，包括点状光源和扩展光源，这些光源基本都来自恒星群，最大的是来自全色哈勃仙女座宝库（PHAT），有117.31亿颗恒星。
远紫外变星是通过天文望远镜使用多纪元观测发现的，和它一起被发现的还有很多年轻的恒星，其中一半的X射线源研究了373个X射线源和光学对应物。
这一半的对应物是仙女座的背景星系，另一半分为几类，包括前景恒星，星团和超新星遗迹。
识别光学对应物的主要问题是X射线源在光学波长下的固有微弱，之前有人确定了15个高质量的X射线双星，发现它们位于有年轻恒星的区域。
在M67中发现了31个X射线源的紫外线对应物，其中最大的种群是球状星团，对于球状星团，紫外线发射来自星团中的蓝色水平分支恒星，而X射线发射来自星团中不相关的X射线双星。
球状星团是最古老的恒星群，是仙女座星系被发现由三个主要星群组成的：（1）内部富含金属的星群 ；（2）具有中等金属量的基团；（3）贫金属族。
富含金属的球状星团群具有与M31盘相似的运动学和空间性质，而两个更贫金属的星团群总体上表现出温和的顺行旋转。
M31中的超新星残骸已经在许多著作中进行了研究，超新星遗迹的数量主要由其光学发射线发现的超新星遗迹，在X射线中检测到26个。
超新星残骸的位置与M31的旋臂密切相关，这并不奇怪，因为超新星遗迹的寿命很短，其中绝大部分来自大规模的恒星爆炸，所以它们预计将在螺旋臂中形成。
对于银河系来说，由于残骸的距离不确定性，这种螺旋臂和超新星残骸的关联是不可能看到的。行星状星云可用于追踪星系的年轻薄盘和旧厚盘的结构，它们的速度可用于追踪圆盘运动学。
对于M31，发现M31中的薄盘和厚盘的厚度是银河系中相应的薄盘和厚盘的两到三倍，从M31行星状星云得出的年龄-速度色散关系表明，M31与一颗质量是M1质量为M5的31/2的卫星的重大合并发生的。
【仙女座历史】M31的恒星形成历史已经得到了广泛的研究，这在很大程度上是因为可以实现的空间分辨率。
在M1的距离上，3角秒的典型分辨率为8.31 pc，哈勃太空望远镜（HST）观测的分辨率是M10的29倍。
有人对HST分辨恒星进行了颜色星等图（CMD）分析，包括M300东北盘部分的疏散星团和场星，其样本的年龄上限为三百亿年。
发现团簇形成效率在整个盘上变化，与中平面压力的变化一致，当中性氢和分子氢主导的环境的气体消耗时间尺度不同时，团簇形成效率模型更好地再现了观测结果。
还有人开发了像素CMD分析方法，以考虑部分分辨的恒星群，并能够研究M31拥挤的体积和盘状区域。
之前曾有天文学家用HST观测到的M1363中31个星团的年龄，质量和消光，经过观察之后他们发现星团的质量函数与其他螺旋星系中发现的质量函数相容，并且它遵循特征我们已知的恒星质量规则。
然后他使用HST观测M31东北盘测量了恒星形成历史，他们将CMD拟合到大量的小区域，发现大多数恒星在八十亿年之前形成，随后是一个相对安静的时期，直到四十亿年前，然后是另一个恒星形成事间二十亿年前，然后是最近的静止。
M31东北盘和隆起中星团的位置和年龄。
【仙女座环境】膨胀宇宙中星系形成的标准图景包括许多方面，包括在暗物质晕存在的情况下密度波动的增长，密度波动的规模和强度来自宇宙微波背景不均匀性的测量。
密度波动导致第一个质量浓度和第一个恒星的形成，密度波动幅度的持续增长导致丝状宇宙网的形成，随后在细丝的交叉处形成大质量浓度和星系，随着物质沿着细丝流向质量浓度，星系继续增长。
通过观察星系的周围环境，已经研究了与M31的生长和组装有关的各种过程，并且总结了最近的工作，有一些人拟合红巨星分支恒星在颜色星等空间中，以研究M31的巨星流和C和D流。
这些溪流是与M31相邻的扩展结构，位于其东南侧，巨星流的恒星金属量从-0.7向外增加到-0.2，距离M31并不算远。
还有人使用了泛仙女座考古调查的数据，该调查覆盖了400多度，他们发现13个最独特的子结构是由至少五个不同的吸积事件产生的，所有这些都发生在最后三十到四十亿光年中。
光学聚类算法用于量化M31恒星晕的分层结构并识别三个新的微弱结构，使用光谱学的新工作没有证实巨星流中[α/Fe]测量的金属量梯度，但在M31的外盘中发现了高[α/Fe]，这是由重大合并引起的快速恒星形成的特征。
M31的模拟以解释最近的观测结果，这些观测表明该圆盘是由2-4十年前的重大事件形成的。
模拟得出的结论是，M31内部的大部分晕亚结构和复杂性可能是由单一的主要相互作用引起的，为此相互作用的星系现在已经与M31合并。
已知本地组中的卫星位于平面~30度以内，有学者对银河系质量和M31质量宿主进行了宇宙学模拟，以估计靠近飞机的卫星位置的频率。
他们得出的结论是，卫星位于飞机附近的巧合性足够高，不存在卫星平面问题。
因为仙女座是银河系外离我们最近的大星系，并且适合进行详细的研究，所以了解仙女座的情况对于我们来说非常的重要，这使得我们能够用作理解宇宙中更遥远和难以观测的星系的模板。
参考文献：
奥尔森.加维瑟，伊耶尔.麦奎因，约翰逊.特尔福德，赖特.布鲁萨德：光谱能量分布和颜色星等图的恒星形成历史同意：过去三十亿年局部体积矮星系同步恒星形成的证据。2021
宇托莫.勒罗伊，桑德斯特罗姆.查斯特内特：本星系群中尘埃质量和温度的解析分布。2019
范德马雷尔.法达尔，索恩.帕特尔，贝斯拉.德尔皮诺：沃特金斯仙女座系统的第一个盖亚动力学：DR2的运动，轨道和M31和M33的旋转。2019
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