狐狸|哈博望远镜和仙女座星云的故事海象

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哈勃观测到的另外五个漫射天体绝对不是气态星云。他将它们与球状星团（在银河系和麦哲伦星云中）进行了比较，并得出结论认为它们太小太暗，不可能是正常的球状星团。确信它们很可能是通过 NGC 6822 看到的遥远星系，他将它们排除在进一步考虑之外。现代研究表明，哈勃太仓促了。虽然可能不是真正的巨人，球状星团，这些对象是在所有的可能性星系统，微弱集群，在人口比正常的球状星团更小，而且很可能一些更年轻。
荷兰天文学家 Jacobus Cornelius Kapteyn在 20 世纪初表明，统计技术可用于确定太阳邻域的恒星光度函数。（光度函数是一条曲线，显示在给定体积内对于每个不同的恒星光度有多少颗恒星。）为了测试 NGC 6822 的性质，哈勃计算了星系中不同亮度限制的恒星，并找到了一个光度函数它最亮的星星。当他将其与 Kapteyn 的进行比较时，一致性非常好——这又一次表明造父变星给出了正确的距离，并且星系的基本特性相当一致。哈勃和他的同时代人一步一步地为指导天文学的基本假设积累了证据河外宇宙，自然的统一性。通过它的大胆应用，天文学家已经从一个有限的单一星系宇宙转移到了由数十亿个星系组成的广阔空间，所有星系的规模和设计都比曾经认为的银河系系统更大。 1929 年，哈勃发表了关于伟大的仙女座星云 M31 的划时代论文。基于在威尔逊山拍摄的 350 张照片，他的研究提供了证据，证明 M31 是一个像银河系一样的巨大恒星系统。
仙女座星系
仙女座星系，也称为仙女座星云或 M31 。它是距离地球最近的螺旋星系，距离地球 248 万光年。由于 M31 比位于威尔逊山的 152 厘米和 254 厘米（60 英寸和 100 英寸）望远镜的视野大得多，因此哈勃望远镜集中在四个区域，以原子核为中心，沿主轴的不同距离。研究的总面积不到银河系大小的一半，而其他未探索的区域在 50 年内基本上仍不为人所知。（M31 的现代综合光学研究仅在 1980 年左右开始进行。）哈勃指出了 M31 的可分辨性的一个重要且令人费解的特征。它的中心区域，包括原子核和弥散的核隆起，没有很好地分解为恒星，这是 M31 的真实性质以前难以捉摸的原因之一。然而，特别是沿着旋臂的外部被分解成成群的微弱恒星，叠加在结构化的光背景上。目前对这一事实的理解是，旋涡星系的中央凸起通常完全由非常古老的恒星组成，其中最亮的恒星太暗而无法在哈勃的板块上看到。直到 1944 年，这位德国出生的天文学家才Walter Baade终于解决了 M31 的凸起问题。使用红色敏感板和长时间曝光，他设法探测到这个古老种群中最亮的红巨星。怀抱中有许多年轻、明亮、炽热的蓝色恒星，这些很容易解决。最亮的部分非常明亮，即使用中等大小的望远镜也能看到。
哈勃最重要的发现是 M31 的造父变星群。检测到的 50 个变量中有 40 个是普通的造父变星，周期从 10 到 48 天不等。发现它们的周期和光度之间存在明显的关系，并且该关系的斜率与麦哲伦星云和 NGC 6822 的曲线一致。哈勃的比较表明 M31 必须比小麦哲伦星云(SMC)远 8.5 倍，这将如果使用现代 SMC 距离，则意味着距离为 200 万光年（哈勃使用的 1929 年值大约小了两倍）。显然， M31 一定是一个遥远的大星系。哈勃论文中宣布的其他特征是 M31 的明亮、不规则、缓慢变化的变量群。其中一个不规则的地方非常明亮；它是银河系中亮度最高的恒星之一，是一类高亮度恒星的原型，现在称为哈勃-桑德奇变星，在许多巨型星系中都有发现。还分析了 85 颗新星，它们的行为都非常类似于银河系中的新星。哈勃估计 M31 中新星的真实发生率一定是每年 30 颗左右，这一数字后来被美国天文学家 Halton C. Arp 在系统搜索中证实。
【狐狸|哈博望远镜和仙女座星云的故事】
哈勃在 M31 中发现了许多星团，尤其是球状星团，他最终对其中的 140 个进行了编目。他通过计算质量和质量密度，证实了 M31 是一个类似于银河系的星系。使用通过光谱工作测量到的 M31 内部的速度，他计算出（基于从造父变星得出的距离）M31 的质量必须是太阳质量的 35 亿倍. 今天天文学家拥有更好的数据，表明该星系的真实总质量必须至少是哈勃数值的 100 倍，但即使是这个数值也清楚地表明 M31 是一个巨大的恒星系统。此外，哈勃对恒星密度的估计表明， M31 外臂区域的恒星以与太阳附近银河系中的恒星密度大致相同的密度展开。