Galaxia triunghiulară

Galaxia triunghiulară
Galaxie
Istoria cercetării
deschizator Charles Messier
data deschiderii 25 august 1764
Notaţie M 33, NGC 598
Date observaționale
( Epoca J2000.0 )
Constelaţie Triunghi
ascensiunea dreaptă 1 h  33 m  50,90 s [1]
declinaţie +30° 39′ 35.79″ [1]
Sunetul vizibil magnitudinea 5,72 ± 0,04 [2]
Caracteristici
Tip de SA(s)cd [3]
Inclus în Grup local [4] , [CHM2007] LDC 160 [5] , [TSK2008] 222 [6] [7] și Grupul M31 [d] [4]
viteza radiala −182 km/s [8]
z −0,000597 ± 1,0E−5 [9]
Distanţă 850 kpc
Rază 9,4 kiloparsec
Informații în baze de date
SIMBAD M33
Informații în Wikidata  ?
 Fișiere media la Wikimedia Commons

Galaxia Triangulum ( M 33 , NGC 598 ) este o galaxie spirală de tip Sc , una dintre cele mai apropiate galaxii de Calea Lactee , la o distanță de 850 de kiloparsecs de aceasta . Este în Grupul Local și ocupă locul trei ca mărime, masă și luminozitate după Galaxia Andromeda și Calea Lactee.

În ceea ce privește parametrii, M 33 în ansamblu nu se remarcă printre galaxiile de acest tip. Diametrul lui M 33 este de 18,8 kiloparsecs , adică jumătate din cel al Calei Lactee, conține 40 de miliarde de stele, în timp ce în Galaxia noastră, conform diferitelor estimări, de la 100 la 400 de miliarde. Componenta principală a unei galaxii este discul acesteia . Brațele spiralate ale galaxiei sunt fragmentate și nu sunt răsucite prea strâns. Există o umflătură ușoară și se observă și un halou . Miezul este luminos și compact și nu are o gaură neagră supermasivă .

Grupurile de stele din galaxia Triangulum diferă de cele din Calea Lactee - sunt distribuite mai uniform ca luminozitate și vârstă decât în ​​galaxia noastră, nu există granițe clare între grupurile de diferite tipuri. M 33 este bogat în regiuni H II  - există aproximativ 3000 dintre ele în galaxie, cea mai mare, masivă și mai strălucitoare dintre ele este NGC 604 . Ca mărime și luminozitate în Grupul Local, este al doilea după Nebuloasa Tarantula din Marele Nor Magellanic .

Masa totală a stelelor din galaxie este 5,5⋅10 9 M ⊙ , metalicitatea medie este −1 și scade de la centrul la marginea galaxiei. Rata de formare a stelelor este mai mare decât media pentru o galaxie cu un astfel de număr de stele și se ridică la 0,34–0,44 M ⊙ pe an, iar cea mai mare parte a masei stelelor s-a format în perioada de acum 3–6 miliarde de ani. În partea centrală a galaxiei, procesul de formare a stelelor a început mai devreme decât la periferie, motiv pentru care proporția de stele vechi este cea mai mare în centru.

Un număr mare de surse de raze X și stele variabile sunt cunoscute în galaxie . Cea mai strălucitoare sursă permanentă de raze X din întregul Grup Local, M33 X-8  , se află în centrul galaxiei Triangulum.

Galaxia Triangulum a fost descoperită de Charles Messier în 1764, deși este posibil să fi fost observată de Giovanni Battista Hodierna înainte de 1654. Edwin Hubble a adus o mare contribuție la studiul galaxiei : în 1926 a publicat un articol detaliat despre galaxie, în care, în special, a dovedit natura extragalactică a obiectului.

M 33 este observat în constelația Triangulum . Cu o magnitudine aparentă de +5,7 m , această galaxie este unul dintre cele mai îndepărtate obiecte care pot fi văzute cu ochiul liber .

Proprietăți

Caracteristici cheie

Galaxia Triangulum [10] ( M 33, NGC 598) este o galaxie spirală situată în Grupul Local , care este una dintre cele mai apropiate galaxii de Calea Lactee  - distanța până la aceasta este de 850 ± 20 kiloparsecs [11] . În Grupul Local, care conține aproximativ 50 de galaxii, M 33 ocupă locul trei ca dimensiune, luminozitate și masă [12] . Conform acestor indicatori, este a doua după Calea Lactee și Galaxie Andromeda - galaxiile spirale care domină grupul. Aceste trei galaxii sunt singurele galaxii spirale din Grupul Local [13] .

În ceea ce privește parametrii săi, M 33 în ansamblu nu se remarcă printre galaxiile spirale de tip târziu. Diametrul galaxiei este puțin mai mare decât media: magnitudinea sa, măsurată de la izofotul de 25 m pe secundă pătrată de arc în banda fotometrică B , este de 18,8 kiloparsecs [14] [15] . Această valoare este aproximativ jumătate din cea a celor mai mari două galaxii din grup. Mărimea absolută în banda V este −18,9 m [16] . Masa totală, ținând cont de materia întunecată , conținută în 23 kiloparsecs de centrul galaxiei, este de 7,9⋅10 10 M ⊙ , din această masă, stelele și gazul reprezintă 11% [12] [13] . Există 40 de miliarde de stele în galaxia Triangulum, ceea ce este mult mai puțin decât în ​​Calea Lactee - conform diferitelor estimări, de la 100 la 400 de miliarde [17] [18] .

Mărimea aparentă a lui M 33 în banda V este de +5,72 m [19] , indicele de culoare B−V este de 0,6 m . Planul discului galaxiei este înclinat la un unghi de 56° față de planul cerului , axa majoră a discului vizibil al galaxiei este la un unghi de poziție de 23°. Partea de nord-est a galaxiei este situată mai aproape de Pământ decât de sud-vest [20] .

Structura

Galaxia Triangulum este o galaxie spirală de tip târziu : brațele sale spiralate sunt deschise și nu prea strâns răsucite, iar umflarea este slab exprimată, prin urmare, în clasificarea Hubble , aparține tipului Sc sau chiar Scd [15] . Nu există nicio bară în galaxia Triangulum , iar brațele spiralate încep chiar în centrul galaxiei, iar în clasificarea lui de Vaucouleur este desemnat ca SAc(e). M 33 are o clasă de luminozitate galactică II-III [comm. 1] [22] .

Componenta principală a lui M 33 este discul galactic , care este bine descris printr-un profil exponențial cu o scară de aproximativ 2 kiloparsec, care se extinde pe cel puțin 8 kiloparsec de-a lungul razei [23] . Galaxia Triangulum are numeroase brațe spiralate fragmentate, așa că este denumită floculentă [24] [25] .

Discul este împărțit într-un disc subțire cu o dispersie de viteză de 15 km/s, format din stele tinere și gaz, și un disc gros cu o dispersie de 47 km/s - aceste componente includ, respectiv, 66% și, respectiv, 30% din stelele galaxiei [26] .

4% dintre stele aparțin halou galactic , stelele individuale sunt observate la distanțe de până la 40 kiloparsecs de centru. Prezența unei umflături în galaxie a fost pusă în discuție pentru o lungă perioadă de timp - diverse studii au confirmat-o și au infirmat-o [27] . Conform datelor obținute de la Telescopul Spațial Spitzer , umflarea este prezentă, dar foarte mică - raza sa este de 0,4 kiloparsec, iar luminozitatea sa este de 4% din luminozitatea totală a galaxiei [23] [28] .

Nucleul galaxiei Triangulum este luminos și compact. Mărimea sa aparentă în banda V este de 14,54 m , prin urmare, valoarea absolută este -10,2 m , iar indicele de culoare B−V este de 0,65 m în medie - o culoare mai albastră decât ar putea fi observată într-un cluster globular tipic . Culoarea nu este aceeași în tot nucleul: spre centru, nucleul devine mai albastru. Raza miezului este de 0,14 parsec și are o formă eliptică: aplatizarea este de 0,16. Dispersia vitezei în miez este de 21 km/s, iar raportul dintre masă și luminozitate este mic și se ridică la 0,4 M ⊙ / L ⊙ . Există două populații stelare relativ tinere în miez . Vârsta primului este de 1 miliard de ani, iar masa totală este de 8⋅10 5 M ⊙ , a doua populație are 40 de milioane de ani și o masă de 10 4 M ⊙ . Stelele mai tinere sunt mai concentrate spre centru, astfel încât culoarea nucleului din centru este mai albastră. Miezul galaxiei găzduiește și M33 X-8 , cea mai puternică sursă permanentă de raze X din întregul Grup Local (vezi mai jos ). Nu există o gaură neagră supermasivă în centrul lui M 33 [29] [30] [31] .

Ciorchine de stele

Există cel puțin 264 de grupuri de stele confirmate în Galaxia Triangulum . În catalogul CFHT al obiectelor extinse din M 33, 3554 de obiecte sunt candidate pentru clustere de stele. O analiză detaliată a 60 de candidați a arătat că doar 21 de obiecte sunt clustere - restul s-au dovedit a fi asterisme , nebuloase și galaxii îndepărtate. Prin urmare, dacă proporția clusterelor dintre candidații din întregul catalog este aceeași, atunci aproximativ 1400 de obiecte ale catalogului ar trebui să fie clustere [32] .

Clusterele din galaxia M 33 sunt diferite de cele din Calea Lactee. Există două tipuri de clustere în galaxia noastră: clustere globulare și clustere deschise . Primele sunt clustere vechi cu un număr mare de stele care locuiesc în umflătură și aureolă, iar al doilea sunt clustere tinere cu mai puține stele situate pe discul galaxiei . În Calea Lactee, o graniță clară poate fi urmărită între obiectele acestor două tipuri, iar grupurile de vârstă intermediară nu sunt practic observate [33] . În galaxia Triangulum, granița dintre grupurile de diferite tipuri este mai neclară și clusterele sunt mai uniform distribuite în luminozitate și vârstă - o imagine similară este observată în Norii Magellanic [32] .

Practic, mărimile absolute ale clusterelor M 33 se află în intervalul de la −4 m la −9 m , masele sunt de la 10 3 la 10 5 M ⊙ , iar vârstele sunt de la 10 7 la 10 9 ani. Masa medie a clusterului în M ​​33 este de 1,78⋅10 4 M ⊙  - mai mică decât în ​​Galaxia Andromeda (2,69⋅10 5 M ⊙ ), dar mai mare decât în ​​Calea Lactee (5,24⋅10 2 M ⊙ ) și este aproape de cel din Norul Mare al Magellanului (1,51⋅10 4 M ⊙ ). Metalicitatea medie a stelelor din clusterele M 33 este de −1,01, ceea ce este mai mic decât în ​​Calea Lactee (−0,19) și în Galaxia Andromeda (−0,43) [com. 2] . Vârstele clusterelor sunt în medie relativ mici: în M ​​33, doar 31% dintre clustere sunt mai vechi de 2 miliarde de ani, în timp ce în Galaxia Andromeda proporția acestor clustere este de 56% [32] [35] .

Grupurile de stele globulare din galaxia Triangulum sunt identificate după tipul orbitelor lor, indicând apartenența lor la un halou , uneori la o distanță mare de planul discului, sau după diagrama culoare-luminozitate . Unele clustere globulare au o vechime de 12 miliarde de ani, ca în Calea Lactee, dar multe clustere globulare sunt mult mai tinere și pot avea o vârstă de până la 7 miliarde de ani. Grupurile globulare mai tinere sunt la fel de sărace în elemente grele ca și cele mai vechi, cu metalități tipice variind de la -1,64 la -0,65 [com. 2] . Aceasta înseamnă că în galaxia Triangulum, formarea de clustere masive, sărace în metal, a continuat câteva miliarde de ani după izbucnirea inițială a formării stelelor . În plus față de clusterele globulare obișnuite, M 33 are cel puțin un „cluster extins” ( eng.  cluster extins ) numit M33-EC1  - un cluster cu o dimensiune mare și densitate scăzută, de altfel similar cu clusterele globulare. Obiecte similare au fost observate în Galaxia Andromeda și se crede că sunt rămășițele galaxiilor pitice care și-au pierdut majoritatea stelelor din cauza interacțiunilor mareelor ​​[36] .

Un alt tip de clustere de stele, care practic nu are analog în Calea Lactee, sunt „ clusterele tinere populate ” .  Mărimile lor absolute sunt comparabile cu cele ale clusterelor globulare — de la −4 m la −9 m , dar au mase mai mici — de la 5⋅10 3 la 10 5 M ⊙ și metalități mai mari, sunt mult mai tineri — de la 100 de milioane de ani până la 10 miliarde - și se referă la discul galactic [37] .

Grupuri stelare foarte tinere, cu vârsta cuprinsă între 4 și 100 de milioane de ani, sunt de asemenea prezente în galaxia Triangulum. Masele clusterelor din acest interval de vârstă variază de la 6⋅10 2 la 2⋅10 4 M ⊙ , unele grupuri tinere de masă mică sunt clustere deschise [35] . M 33 este bogat în asociații OB care delimitează brațele spirale ale galaxiei, ceea ce este tipic galaxiilor spirale de tip târziu [38] .

Mediu interstelar

Mediul interstelar al galaxiei Triangulum este format din aceleași componente ca și în Calea Lactee. Acestea sunt praf interstelar care absoarbe radiația și le re-emite în intervalul infraroșu și gaz de diferite temperaturi: de la gaz molecular rece la raze X foarte fierbinți . Diferențele dintre mediul interstelar M 33 și Galaxia noastră includ conținutul de elemente grele: în galaxia Triangulum, metalicitatea este mai mică și se ridică la -1,0. Ca și în Calea Lactee, acest parametru scade odată cu distanța față de centrul galaxiei: gradientul de metalitate este −0,01 kpc −1 [comm. 2] [39] . Masa totală a hidrogenului atomic neutru din galaxie este 1,95⋅10 9 M ⊙ [12] .

M 33 este bogat în regiunile H II unde are loc formarea stelelor : sunt aproximativ 3000 dintre ele în galaxie și sunt concentrate spre brațele galactice . Luminozitățile celor mai multe dintre ele sunt de 10 35 -10 38 erg /s, iar dimensiunile unora depășesc 100 parsecs. Pe lângă regiunile H II, galaxia conține un număr mare de alte tipuri de nebuloase, în special, sunt cunoscute 152 de nebuloase planetare , 100 de rămășițe de supernovă și 11 nebuloase Wolf-Rayet [29] [40] .

Cea mai strălucitoare, mai masivă și mai mare dintre regiunile H II din galaxie este NGC 604 : printre regiunile H II din Grupul Local, este a doua după Nebuloasa Tarantula din Marele Nor Magellanic ca dimensiune și luminozitate . Diametrul lui NGC 604 este de 1500 de ani lumină (460 parsecs ), conține peste 200 de stele masive cu mase de 15-120 M⊙ , inclusiv 14 stele Wolf-Rayet . Nebuloasa este o sursă de radiație cu raze X cu o putere de 9⋅10 35 erg /s [29] [41] .

Hidrogenul molecular din galaxia Triangulum este reprezentat sub formă de nori moleculari giganți . Sunt cunoscute cel puțin 158 de astfel de obiecte, masa totală a gazului molecular din galaxie este 3⋅10 8 M ⊙ . În diferite părți ale galaxiei, proporția de hidrogen din norii moleculari din cantitatea totală diferă: în centru este de aproximativ 60%, în timp ce la o distanță de 4 kpc de centru este de 20%. Masere de apă au fost descoperite și în galaxie [42] .

Praful din galaxia Triangulum este împărțit condiționat în rece și cald. Praful rece este distribuit pe tot discul galaxiei, încălzit de radiația din mediul interstelar și creează radiații infraroșii difuze. Praful cald este încălzit de regiunile H II și clusterele scufundate , astfel încât regiunile de praf cald radiază ca surse punctuale și sunt concentrate spre centrul galaxiei și brațele spiralate [43] .

Populația stelelor și istoria formării stelelor

În galaxia Triangulum, ca și în Calea Lactee , există două populații stelare principale : populația veche a halou și populația mai tânără a discului galaxiei . Masa totală a stelelor din galaxie este 5,5⋅10 9 M ⊙ [12] . Metalicitatea medie a stelelor este −1, gradientul său este −0,1 kpc −1 . În regiunile cele mai exterioare ale discului, valoarea metalicității scade la -1,6 [comm. 2] [44] .

Acum 10 miliarde de ani, M 33 a format un număr mare de stele cu o metalitate scăzută de -2. Aceste stele au îmbogățit mediul interstelar - stelele formate mai târziu au o metalicitate de aproximativ -1, în timp ce stelele care se formează în prezent au o metalitate de -0,7 [com. 2] . Rata de formare a stelelor este în prezent de 0,34–0,44 M ⊙ pe an, ceea ce este peste medie pentru o galaxie cu atât de multe stele [17] . Cea mai mare rată de formare a stelelor a avut loc în perioada de acum 3-6 miliarde de ani - acum masa stelelor formate în acea perioadă este de 71% din masa totală a stelelor. În partea centrală a galaxiei, procesul de formare a stelelor a început mai devreme decât la periferie, motiv pentru care proporția de stele vechi este cea mai mare în centru [45] [46] [47] .

În umflătură se observă stele de două vârste: 0,5 și 2 miliarde de ani, metalicitatea lor este relativ mare și se ridică la −0,26. Metalicitatea medie a haloului este -1,5 [comm. 2] : aureola conține în mare parte stele vechi, sărace în metal, dar conține și stele mai tinere, cu o abundență mai mare de elemente grele. Acest lucru face ca haloul lui M 33 să fie mai asemănător ca caracteristici cu haloul galaxiei Andromeda decât cu haloul Căii Lactee [48] .

Stele variabile

Stele variabile de diferite tipuri sunt cunoscute în galaxia M 33 - de exemplu, în regiunea cerului din jurul galaxiei, catalogul SDSS conține aproximativ 36 de mii de stele variabile până la aproximativ magnitudinea 24 . Cele mai multe dintre ele sunt variabile cu perioadă lungă , dintre care sunt 20 de mii în această zonă; în plus, există 2 mii de Cefeide [49] .

În galaxie sunt cunoscute sute de variabile de eclipsare , dintre care cea mai notabilă este sursa de raze X M33 X-7 : acesta este un exemplu rar de stea binară , una dintre componentele căreia este un pulsar (vezi mai jos ) [50] .

Cefeidele sunt tipul cel mai studiat de stele variabile din M ​​33, deoarece dependența lor dintre perioada și luminozitate face posibilă determinarea distanței până la galaxii. Perioadele de schimbare a luminozității majorității Cefeidelor M 33 sunt în intervalul de la 3,2 la 46 de zile, magnitudinea medie în banda B este de la 20,0 m la 21,4 m , iar excesul de culoare B−V cauzat de înroșirea interstelară este activ. medie 0,1 m [ 51 ] .

Un alt tip de variabilă din M ​​33 este variabilele albastre strălucitoare , una dintre cele mai strălucitoare stele din galaxie. În total, cel puțin o duzină de stele confirmate de acest tip și candidați pentru ele sunt cunoscuți în galaxia Triangulum. Magnitudinele aparente ale acestor stele ajung la 14,5 m , cea mai cunoscută dintre ele este steaua Romano , a cărei magnitudine aparentă variază de la 16,5 m la 17,8 m [52] [53] [54] .

Variabilele cu perioadă lungă au și o dependență de perioadă-luminozitate, ceea ce face posibilă determinarea distanței până la ele. Din punct de vedere evolutiv, aceste stele pot fi supergiganți sau stele mai slabe ale ramului gigant asimptotic , iar distribuția lor de luminozitate are două vârfuri. În galaxia Triangulum, doar o mică parte din variabilele de perioadă lungă cunoscute aparține unui vârf mai slab, adică se află pe ramura gigant asimptotică - mult mai mică decât, de exemplu, în Marele Nor Magellanic [55] .

Aproximativ 2,5 stele noi pe an erup în M ​​33, o valoare tipică pentru o astfel de galaxie [56] . Nu au fost înregistrate explozii de supernovă în galaxie în istoria observațiilor, dar sunt cunoscute rămășițe de supernovă (vezi mai sus ) [15] .

Variabile precum RR Lyrae permit, de asemenea, să se determine distanța până la ele din relația dintre luminozitate și metalitate . În distribuția acestor stele după metalicități în galaxia M 33, se pot distinge două vârfuri: la valori în jurul valorii de -1,3 și -0,7 [com. 2] [57] .

surse de raze X

Conform datelor obținute de la telescopul spațial Chandra , există 394 de surse de raze X pe cer în jurul lui M 33 , dar cel puțin jumătate dintre ele nu aparțin galaxiei, ci sunt observate doar în aceeași direcție - mai multe dintre ele sunt identificat cu stelele galaxiei noastre. Cea mai strălucitoare sursă, M33 X-8 , este situată în centrul galaxiei (vezi mai sus ). Până la distanțe de 10 minute de arc de centru, se observă emisie difuză de raze X [58] .

Din cele 100 de rămășițe cunoscute de supernove din galaxie, 31 sunt observate în intervalul de raze X - aceste obiecte emit în principal raze X moi. Un obiect notabil de acest tip este SNR21 : această rămășiță de supernovă este scufundată în regiunea H II a NGC 592 . În brațul spiralat sudic al galaxiei, unde are loc formarea stelară activă, există cel mai mare număr de rămășițe de supernovă - 26, dintre care 10 sunt observate în intervalul de raze X [59] .

NGC 604  este o regiune H II strălucitoare (vezi mai sus ) care emite raze X. Radiația sa conține atât o componentă difuză, cât și o sursă punctiformă, dar aceasta din urmă este prea slabă pentru a-i determina natura [60] .

Binarele cu raze X sunt de asemenea prezente în galaxie, dintre care cele mai notabile sunt M33 X-8 și M33 X-7 . Prima dintre acestea este cea mai strălucitoare sursă permanentă de raze X din întregul grup local : luminozitatea sa de raze X este de 10 39 erg / s, ceea ce reprezintă 70% din luminozitatea întregii galaxii în intervalul de raze X. Acest obiect este un sistem binar cu o gaură neagră de masă 10 M ⊙ , prezintă variabilitate cu o perioadă de 106 zile și are caracteristici similare cu microquasarul GR 1915+105 din Calea Lactee . Al doilea obiect, M33 X-7, este un sistem binar care se eclipsează , una dintre componentele căruia este o stea neutronică , care este un pulsar cu o perioadă de 0,31 secunde, iar al doilea este o supergigantă albastră [61] .

Mișcare și sateliți

Galaxia Triangulum se apropie de Sistemul Solar cu o viteză de 179 km/s, iar ținând cont de mișcarea Sistemului Solar în Galaxia noastră, viteza de apropiere a lui M 33 și a Calei Lactee este de 24 km/s [15] . Galaxia Triangulum va lua parte la ciocnirea Căii Lactee și a Galaxiei Andromeda , care va avea loc peste 4 miliarde de ani - există o șansă mică ca M 33 să se ciocnească de Galaxia noastră înainte de Galaxia Andromeda [62] [63] .

Galaxia Triangulum face o revoluție în jurul axei sale în aproximativ 200 de milioane de ani, din punctul de vedere al unui observator de pe Pământ, această rotație are loc în sensul acelor de ceasornic [29] . Curba de rotație a galaxiei M 33 atinge valori de peste 130 km/s și crește până la 18 kiloparsec din centru datorită masei mari de materie întunecată din ea — materia întunecată începe să domine în ceea ce privește contribuția sa la viteza de rotație, începând de la o distanță de 3 kiloparsec de centru [64 ] .

Galaxia Triangulum este, probabil, un satelit îndepărtat al Galaxiei Andromeda : în funcție de masa acesteia din urmă, M 33 ar fi putut deja să facă o revoluție în jurul Galaxiei Andromeda, sau prima apropiere a acestor două galaxii urmează să fie încă [65] . Însoțitorul lui M 33 este, probabil, mica galaxie LGS 3 [15] .

Istoria studiului

Până în secolul al XX-lea

Este posibil ca Galaxia Triangulum să fi fost descoperită de Giovanni Battista Hodierna mai devreme de 1654, dar înregistrările sale sunt ambigue și s-ar putea să nu se refere la acest obiect. Indiferent de Hodierne, nebuloasa a fost descoperită de Charles Messier la 25 august 1764 și inclusă în catalogul său  - a primit denumirea M 33 [15] [66] . În 1785, William Herschel a sugerat că M 33 este unul dintre obiectele comparabile cu galaxia noastră, iar în 1850 Lord Ross a descoperit o structură în spirală în ea . În 1895 Isaac Robertsa făcut prima fotografie a lui M 33 [67] .

Herschel a descoperit, de asemenea, cea mai mare și mai strălucitoare regiune din galaxie, H II , în 1784, care a fost inclusă ulterior în Noul Catalog General ca NGC 604 . În plus față de acesta, NGC 588 , 592 și 595 , care au fost descoperite de Heinrich Louis D'Arre în 1864, au intrat în Noul Catalog General , iar M 33 însuși a primit denumirea NGC 598 în acest catalog [68] . Alte 11 obiecte galactice descoperite de Guillaume Bigourdan în 1889 au fost incluse în catalogul Index : IC 131 , 132 , 133 , 134 , 135 , 136 , 137 , 139 , 140 , 142 și 14691 .

secolul al XX-lea

În 1911, Emmanuel Pahlen a examinat cele mai strălucitoare două brațe spiralate ale galaxiei și a descoperit că forma lor este descrisă de spirale logaritmice cu unghiuri de răsucire diferite. În 1915, Francis Pease a măsurat viteza radială a unei galaxii din spectrul acesteia și a obținut o valoare de −278 km/s, iar în anul următor a descoperit și o diferență în viteza nucleului și a uneia dintre nebuloasele de emisie , datorită despre care a ajuns la concluzia că galaxia se rotește [67] .

În 1916, Adrian van Maanen a descoperit în mod greșit rotația rapidă a lui M 33 comparând pozițiile stelelor pe plăcile fotografice  - conform datelor sale din 1923, galaxia ar fi trebuit să se rotească în 60-240 de mii de ani. O astfel de viteză de rotație ar exclude posibilitatea ca M 33 să fie în afara Galaxiei noastre - altfel, cu o astfel de perioadă, rata de rotație a galaxiei ar fi trebuit să fie foarte mare [70] .

În același timp, se acumulau dovezi că M 33, ca și alte nebuloase spirale, era foarte departe, ceea ce contrazicea rezultatele lui van Maanen. De exemplu, în 1922 John Duncana descoperit primele trei stele variabile din galaxie, iar în 1926 Knut Lundmark a observat distribuția stelelor în mărimi aparente. Presupunând că cele mai strălucitoare stele sunt comparabile ca luminozitate cu cele mai strălucitoare stele cunoscute, Lundmark a obținut o distanță până la galaxie de 300 de kiloparsecs , care este semnificativ mai mare decât dimensiunea Căii Lactee . De asemenea, a revizuit rezultatele observațiilor lui van Maanen și a constatat că viteza de rotație nu poate fi atât de mare pe cât credea acesta din urmă [71] .

O mare contribuție la studiul lui M 33 a fost adusă de Edwin Hubble . În 1926, pe baza rezultatelor observațiilor cu telescopul Mount Wilson de 100 de inci , a publicat o lucrare detaliată despre această galaxie [72] [73] .

Hubble a studiat 45 de stele variabile din galaxie - curbele de lumină a 35 dintre ele au indicat clar că sunt Cefeide . Deoarece perioada de dependență - luminozitatea pentru Cefeide era deja cunoscută, Hubble a determinat modulul distanței și a obținut distanța până la galaxie la 263 kiloparsecs. În ciuda faptului că această valoare diferă semnificativ de valoarea modernă, calculul lui Hubble a servit drept dovadă a naturii extragalactice a lui M 33 [74] .

Pe lângă cefeide, Hubble a examinat variabilele albastre strălucitoare din M33 și a descoperit două noi . El a construit o funcție de luminozitate pentru stelele M 33 și a descoperit că este similară cu cea a galaxiei noastre, iar cele mai strălucitoare stele sunt comparabile cu cele mai strălucitoare stele din Calea Lactee. Hubble a trasat o diagramă culoare-luminozitate pentru cele mai strălucitoare stele ale galaxiei și a descoperit că acestea sunt în mare parte albastre [75] .

Hubble a studiat nebuloasele difuze din M33 și a găsit unele asemănări cu nebuloasele din Calea Lactee. În plus, el a atras atenția asupra miezului galaxiei și a stabilit că nu este o stea, ci un obiect extins. Hubble a putut determina și viteza de rotație a galaxiei, pe baza căreia a calculat masa - a obținut valoarea 1,5⋅10 10 M ⊙ . Luând în considerare inexactitățile și eroarea în distanța până la galaxie, rezultatul Hubble este destul de apropiat de cel modern [75] .

După publicarea lucrării Hubble, studiul M 33 a continuat. De exemplu, în 1940, galaxia M 33 a devenit una dintre primele pentru care, folosind instrumente electrice, și anume un microfotometru , a fost măsurată distribuția luminozității în galaxie. În 1959, Gerard de Vaucouleurs a efectuat o analiză fotometrică mai profundă, din care a determinat câțiva parametri, precum luminozitatea integrată , culoarea galaxiei și profilul ei de luminozitate [76] .

În plus, în galaxie au fost descoperite diverse obiecte: de exemplu, începând cu anii 1940, au fost cunoscute sute de regiuni H II, iar până în 1998 numărul acestor obiecte a crescut la 1030. În 1960, primul catalog de clustere de stele ale a fost publicată galaxia, care conține 23 de candidați în clustere, iar ulterior a crescut și numărul de clustere cunoscute [77] .

Secolul 21

Unele descoperiri legate de galaxia Triangulum au fost făcute în secolul XXI. De exemplu, M33-EC1, primul cluster extins (vezi mai sus ), a fost descoperit în 2008 [78] , iar în 2010, stele au fost descoperite la distanțe de până la 40 kiloparsecs de centrul galaxiei [79] [ 80] . Telescoapele spațiale au oferit, de asemenea, o cantitate mare de date despre galaxie: de exemplu, rezultatele lucrărilor telescopului Hubble au descoperit și studiat un număr mare de clustere de stele, iar Spitzer a făcut posibilă studierea în detaliu a structurii galaxia și mediul ei interstelar [81] . Folosind datele obținute în 2018 cu telescopul spațial Gaia , a fost studiată dinamica galaxiei în sine și a unui număr mare de stele din aceasta [65] .

Observații

Galaxia Triangulum este observată în constelația cu același nume . Are o magnitudine aparentă de +5,7 m, făcându -l vizibil cu ochiul liber în condiții bune, pe cer foarte întunecat. Cu astfel de observații, întinderea părților vizibile ale galaxiei este de 20-30 de minute de arc , iar dimensiunile unghiulare ale galaxiei cu părțile sale cele mai slabe sunt de 71 × 42 de minute de arc, astfel încât aria lui M 33 in cerul depășește zona Lunii de aproximativ 4 ori. Luminozitatea suprafeței majorității discului este comparabilă cu luminozitatea suprafeței cerului nopții, ceea ce complică observațiile [15] [82] . Cea mai bună lună pentru a observa galaxia este octombrie [62] .

Astfel, M 33 este considerat cel mai îndepărtat obiect care poate fi văzut cu ochiul liber, cel puțin pentru majoritatea oamenilor. Cu toate acestea, unii observatori cu vedere foarte bună sunt capabili să observe cu ochiul liber galaxiile mai îndepărtate M 81 și M 83 [15] [83] .

Când este privită prin binoclu, galaxia arată în continuare ca un petic cețos, dar cu o formă asimetrică. În condiții bune de observare, structura spirală devine clar vizibilă atunci când se folosește un telescop cu un diametru obiectiv mai mare de 75 mm, dar chiar și cu o poluare luminoasă moderată, nu poate fi văzută nici măcar când este privită printr-un telescop relativ mare [83] .

Un telescop cu diametrul lentilei de 120 mm vă permite să vedeți mai clar cel puțin două brațe spiralate și să detectați unele diferențe între ele, precum și să vedeți NGC 604 , situat la 13 minute de arc de centru. Un telescop cu o deschidere de 350 mm face posibilă observarea brațelor spiralate mai slabe și distingerea unui număr mare de detalii. Pentru a observa clusterele globulare , este necesar un telescop cu o deschidere de peste 400 mm, iar pentru unele dintre cele mai strălucitoare stele, cum ar fi steaua Romano , 500 mm [15] [84] .

Note

Comentarii

  1. ↑ Clasa de luminozitate I înseamnă cele mai strălucitoare galaxii de tipul corespunzător, clasa de luminozitate V înseamnă cele mai slabe [21] .
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Metalicitatea corespunde proporției de elemente mai grele decât heliul , egală cu cele ale soarelui [34] .

Surse

  1. ↑ 1 2 Skrutskie M. F., Cutri R. M., Stiening R., Weinberg M. D., Schneider S., Carpenter J. M., Beichman C., Capps R., Chester T., Elias J. et al. The Two Micron All Sky Survey (2MASS  ) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2006. - Vol. 131, Iss. 2. - P. 1163-1183. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/498708
  2. ↑ Paz A. G. , Boissier S. , Madore B. F. , Seibert M. , Joe Y. H., Morrissey P. , Wyder T. K., Boselli A. , Thilker D. , Soo-Chang Rey și colab. Atlasul ultraviolet GALEX al galaxiilor din apropiere  (engleză) // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 2007. - Vol. 173, Iss. 2. - P. 185-255. — ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi:10.1086/516636 - arXiv:astro-ph/0606440
  3. ↑ Batcheldor D. , Axon D., Valluri M. , Mandalou J., Merritt D. An STIS atlas of Ca II triplet absorption line kinematics in galactic nuclei  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2013. - Vol. 146, Iss. 3. - P. 67. - ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1088/0004-6256/146/3/67 - arXiv:1308.1983
  4. ↑ 1 2 McConnachie A. W. Proprietățile observate ale galaxiilor pitice în și în jurul Grupului Local  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2012. - Vol. 144, Iss. 1. - P. 4. - ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1088/0004-6256/144/1/4 - arXiv:1204.1562
  5. ↑ Crook A. C., Huchra J. P., Martimbeau N., Jarrett T., Macri L. M. Groups of Galaxies in the Two Micron All Sky Redshift Survey  // The Astrophysical Journal Letters - IOP Publishing , 2007. - Vol. 655, Iss. 2. - P. 790-813. — ISSN 2041-8205 ; 2041-8213 - doi:10.1086/510201 - arXiv:astro-ph/0610732
  6. ↑ Tully R. B., Shaya E. J., Karachentsev I. D., Courtois H. M., Kocevski D. D., Rizzi L., Peel A. Our Peculiar Motion Away from the Local Void  // The Astrophysical Journal Letters - IOP Publishing , 2008. - Vol. 676, Iss. 1. - P. 184-205. — ISSN 2041-8205 ; 2041-8213 - doi:10.1086/527428 - arXiv:0705.4139
  7. ↑ Tully R. B., Courtois H. M., Dolphin A. E., Fisher J. R., Héraudeau P., Jacobs B. A., Karachentsev I. D., Makarova L., Mitronova S., Rizzi L. et al. Cosmicflows-2: datele  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2013. - Vol. 146, Iss. 4. - P. 86. - ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1088/0004-6256/146/4/86 - arXiv:1307.7213
  8. ↑ Tully R. B., Courtois H. M., Sorce J. G. Cosmicflows-3  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2016. - Vol. 152, Iss. 2. - P. 50. - ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.3847/0004-6256/152/2/50 - arXiv:1605.01765
  9. ↑ Vaucouleurs G. d. , De Vaucouleurs A., Corwin JR, Buta RJ, Paturel G., Fouque P. Third Reference Catalog of Bright Galaxies, Versiunea 9  (engleză) - NYC : Springer Science + Business Media , 1991.
  10. ↑ M33: galaxie în Triangulum . Astronet . Preluat la 29 septembrie 2021. Arhivat din original la 29 septembrie 2021.
  11. ↑ Darling D. Triangulum Galaxy . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 29 septembrie 2021. Arhivat din original la 29 septembrie 2021.
  12. ↑ 1 2 3 4 Kam SZ, Carignan C., Chemin L., Foster T., Elson E. HI Kinematics and Mass Distribution of Messier 33  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2017. - 1 august ( vol. 154 ). - P. 41 . — ISSN 0004-6256 . doi : 10.3847 /1538-3881/aa79f3 . Arhivat din original pe 28 octombrie 2021.
  13. ↑ 12 Hodge , 2012 , pp. 1-3.
  14. ↑ Rezultate pentru obiectul MESSIER 033 (M 33) . ned.ipac.caltech.edu . Preluat: 16 august 2022.
  15. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Frommert H., Kronberg C. Messier Obiect 33 . obiect mai distrus . Preluat la 29 septembrie 2021. Arhivat din original la 22 octombrie 2018.
  16. ↑ van den Bergh, 2000 , p. 74.
  17. ↑ 1 2 Hyperwall: Triangulum Galaxy  Mozaic . NASA (25 martie 2019). Preluat la 30 septembrie 2021. Arhivat din original la 30 septembrie 2021.
  18. ↑ Masetti M. Câte stele în Calea Lactee?  (engleză)  ? . NASA (22 iulie 2015). Preluat la 14 octombrie 2021. Arhivat din original la 10 aprilie 2019.
  19. ↑ M 33 . SIMBAD . Consultat la 13 octombrie 2021. Arhivat din original la 13 septembrie 2014.
  20. ↑ Hodge, 2012 , pp. 1-3, 28.
  21. ↑ Clasa de luminozitate Van Den Bergh . Astronomie . Universitatea de Tehnologie Swinburne . Data accesului: 30 septembrie 2021.
  22. ↑ Hodge, 2012 , p. 27.
  23. ↑ 1 2 Kam ZS, Carignan C., Chemin L., Amram P., Epinat B. Kinematics and mass modeling of M33: Hα observations  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2015. - 1 iunie ( vol. 449 ). — P. 4048–4070 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stv517 . Arhivat din original la 30 septembrie 2021.
  24. ↑ Dobbs CL, Pettitt AR, Corbelli E., Pringle JE Simulări ale spiralei floculente M33: ce conduce structura spirală?  (Engleză)  // Anunțuri lunare ale Societății Regale Astronomice . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2018. - 21 august ( vol. 478 , iss. 3 ). - P. 3793-3808 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/sty1231 .
  25. ↑ Hodge, 2012 , pp. 27-47.
  26. ↑ Hodge, 2012 , pp. 150-152.
  27. ↑ Hodge, 2012 , pp. 27-47, 150-152.
  28. ↑ Banik I., Thies I., Famaey B., Candlish G., Kroupa P. The Global Stability of M33 in MOND  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2020. - 1 decembrie ( vol. 905 ). — P. 135 . — ISSN 0004-637X . doi : 10.3847 /1538-4357/abc623 . Arhivat din original la 30 septembrie 2021.
  29. ↑ 1 2 3 4 Stoyan și colab., 2008 , p. 155.
  30. ↑ Hodge, 2012 , pp. 49-56.
  31. ↑ Williams TG, Gear WK, Smith MWL Legea formării stelelor la scara GMC în M33, galaxia Triangulum  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2018. - 1 septembrie ( vol. 479 , iss. 1 ). — P. 297–314 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/sty1476 .
  32. ↑ 1 2 3 Hodge, 2012 , pp. 57-58.
  33. ↑ Chandar R., Bianchi L., Ford HC Star Clusters în M33. II. Global Properties  (engleză)  // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1999. - 1 iunie ( vol. 517 ). — P. 668–681 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/307228 . Arhivat din original pe 28 octombrie 2021.
  34. ↑ Darling D. Metalicity . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 5 octombrie 2021. Arhivat din original la 5 octombrie 2021.
  35. ↑ 1 2 Fan Z., de Grijs R. Star Clusters in M33: Updated UBVRI Photometry, Ages, Metallicities, and Masses  //  The Astrophysical Journal Supplement Series . - Bristol: IOP Publishing , 2014. - 1 aprilie ( vol. 211 ). — P. 22 . — ISSN 0067-0049 . - doi : 10.1088/0067-0049/211/2/22 . Arhivat din original pe 28 octombrie 2021.
  36. ↑ Hodge, 2012 , pp. 58-64.
  37. ↑ Hodge, 2012 , pp. 64-68.
  38. ↑ Hodge, 2012 , pp. 68-71.
  39. ↑ Hodge, 2012 , pp. 73, 91.
  40. ↑ Hodge, 2012 , pp. 73-79, 84-88.
  41. ↑ Hodge, 2012 , pp. 79-80.
  42. ↑ Hodge, 2012 , pp. 80-84, 91.
  43. ↑ Hodge, 2012 , pp. 88-91.
  44. ↑ Hodge, 2012 , pp. 101-115.
  45. ↑ Elson EC, Kam SZ, Chemin L., Carignan C., Jarrett TH Un studiu multiscale al formării stelelor în Messier 33  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2019. - 1 februarie ( vol. 483 ). — P. 931–946 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/sty3091 . Arhivat din original la 30 septembrie 2021.
  46. ↑ Javadi A., van Loon JT, Khosroshahi HG, Tabatabaei F., Golshan RH The UK Infrared Telescope M 33 monitoring Project - V.  The star format history across the galactic disc  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2017. - 1 ianuarie ( vol. 464 ). — P. 2103–2119 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stw2463 . Arhivat din original pe 22 ianuarie 2022.
  47. ↑ Hodge, 2012 , pp. 105-115.
  48. ↑ Hodge, 2012 , pp. 31-33, 115, 150.
  49. ↑ Hodge, 2012 , pp. 117-119.
  50. ↑ Hodge, 2012 , p. 119.
  51. ↑ Hodge, 2012 , pp. 119-124.
  52. ↑ Stoyan și colab., 2008 , pp. 155-156.
  53. ↑ Hodge, 2012 , pp. 124-125.
  54. ↑ Humphreys RM, Davidson K., Hahn D., Martin JC, Weis K. Stele luminoase și variabile în M31 și M33. V. Diagrama superioară HR  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2017. - 1 iulie ( vol. 844 ). — P. 40 . — ISSN 0004-637X . doi : 10.3847 /1538-4357/aa7cef . Arhivat din original pe 15 februarie 2022.
  55. ↑ Hodge, 2012 , pp. 125-127.
  56. ↑ Hodge, 2012 , pp. 127-129.
  57. ↑ Hodge, 2012 , pp. 129-131.
  58. ↑ Hodge, 2012 , pp. 133-135, 140.
  59. ↑ Hodge, 2012 , pp. 135-136, 137-138.
  60. ↑ Hodge, 2012 , pp. 136-137.
  61. ↑ Hodge, 2012 , pp. 138-140.
  62. ↑ 1 2 Garner R. Messier 33 (The Triangulum Galaxy) . NASA (20 februarie 2019). Preluat la 29 septembrie 2021. Arhivat din original la 28 octombrie 2021.
  63. ↑ Darling D. Galaxia Andromeda (M31, NGC 224  ) . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 10 octombrie 2021. Arhivat din original la 15 noiembrie 2010.
  64. ↑ Hodge, 2012 , pp. 146-150.
  65. ↑ 1 2 van der Marel RP, Fardal MA, Sohn ST, Patel E., Besla G. First Gaia Dynamics of the Andromeda System: DR2 Proper Motions, Orbits, and Rotation of M31 and M33  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2019. - 1 februarie ( vol. 872 ). — P. 24 . — ISSN 0004-637X . doi : 10.3847 /1538-4357/ab001b . Arhivat din original pe 4 decembrie 2021.
  66. ↑ Stoyan și colab., 2008 , p. 153.
  67. ↑ 12 Hodge , 2012 , pp. 5-9.
  68. ↑ Seligman C. Noi obiecte de catalog general: NGC 550 - 599 . cseligman.com . Consultat la 5 noiembrie 2021. Arhivat din original la 29 iunie 2020.
  69. ↑ Seligman C. Index Catalog Objects: IC 100-149 . cseligman.com . Consultat la 5 noiembrie 2021. Arhivat din original la 20 octombrie 2021.
  70. ↑ Hodge, 2012 , pp. 9-11.
  71. ↑ Hodge, 2012 , pp. 11-12.
  72. ↑ Hubble E. Nr. 310. O nebuloasă spirală ca sistem stelar. Messier 33 // Contribuții de la Observatorul Mount Wilson / Instituția Carnegie din  Washington . - Washington, 1926. - Vol. 310.—P. 1–39.
  73. ↑ Hodge, 2012 , p. cincisprezece.
  74. ↑ Hodge, 2012 , pp. 15-19.
  75. ↑ 12 Hodge , 2012 , pp. 19-25.
  76. ↑ Hodge, 2012 , pp. 27-28.
  77. ↑ Hodge, 2012 , pp. 57, 73.
  78. ↑ Stonkutė R., Vansevičius V., Arimoto N., Hasegawa T., Narbutis D. Un cluster stelar extins la marginea exterioară a galaxiei spirale M 33  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2008. - 12 martie ( vol. 135 , iss. 4 ). — P. 1482–1487 . — ISSN 1538-3881 0004-6256, 1538-3881 . - doi : 10.1088/0004-6256/135/4/1482 . Arhivat din original pe 9 noiembrie 2021.
  79. ↑ Hodge, 2012 , pp. 63, 114-115.
  80. ^ McConnachie AW, Ferguson AMN, Irwin MJ, Dubinski J., Widrow LM The Photometric Properties of a Vast Stellar Substructure in the Outskirts of M33  // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2010. - 1 noiembrie ( vol. 723 ). — S. 1038–1052 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/723/2/1038 . Arhivat din original pe 22 ianuarie 2022.
  81. ↑ Hodge, 2012 , pp. 39-40, 57-60, 73-74.
  82. ↑ Stoyan și colab., 2008 , pp. 153, 156.
  83. ↑ 1 2 Stoyan și colab., 2008 , p. 156.
  84. ↑ Stoyan și colab., 2008 , pp. 156-157.

Literatură

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii
În cataloagele bibliografice
 obiecte Messier ( listă )
 Obiectele noului catalog comun