Háromszög galaxis

A Triangulum Galaxis ( M 33 , NGC 598 ) egy Sc típusú spirálgalaxis , amely a Tejútrendszerhez legközelebbi galaxisok egyike , 850 kiloparszek távolságra tőle . A helyi csoportba tartozik, méretben, tömegben és fényességben a harmadik helyen áll az Androméda-galaxis és a Tejútrendszer után.

Paramétereit tekintve az M 33 összességében nem tűnik ki a típusának galaxisai közül. Az M 33 átmérője 18,8 kiloparszek , ami fele a Tejútrendszerének, 40 milliárd csillagot tartalmaz, míg galaxisunkban különböző becslések szerint 100-400 milliárd csillag. A galaxis fő alkotóeleme a korongja . A galaxis spirális karjai töredezettek, és nincsenek megcsavarodva túl szorosan. Enyhe kidudorodás látható, és egy halo is megfigyelhető . A mag fényes és kompakt, és nincs benne szupermasszív fekete lyuk .

A Triangulum galaxis csillaghalmazai eltérnek a Tejútrendszer csillaghalmazaitól – fényességükben és korukban egyenletesebben oszlanak el, mint a mi galaxisunkban, nincsenek egyértelmű határok a különböző típusú halmazok között. Az M 33 gazdag H II régiókban  – körülbelül 3000 van belőlük a galaxisban, közülük a legnagyobb, hatalmas és legfényesebb az NGC 604 . Méretében és fényességében a Helyi csoportban a második a Tarantula-köd után a Nagy Magellán-felhőben .

A csillagok össztömege a galaxisban 5,5⋅10 9 M ⊙ , az átlagos fémesség -1, és a galaxis középpontjától a széle felé csökken. A csillagkeletkezési ráta az átlagosnál nagyobb egy ilyen számú csillaggal rendelkező galaxis esetében, és évi 0,34–0,44 M ⊙ , és a csillagok tömegének nagy része a 3–6 milliárd évvel ezelőtti időszakban keletkezett. A galaxis középső részén a csillagkeletkezési folyamat korábban kezdődött, mint a periférián, ezért a középpontban a legnagyobb az öreg csillagok aránya.

A galaxisban számos röntgenforrás és változócsillag ismert . A teljes helyi csoport legfényesebb állandó röntgenforrása, az M33 X-8  , a Triangulum galaxis magjában található.

A háromszög-galaxist Charles Messier fedezte fel 1764-ben, bár Giovanni Battista Hodierna megfigyelhette 1654 előtt. Edwin Hubble nagyban hozzájárult a galaxis tanulmányozásához : 1926-ban részletes cikket közölt a galaxisról, amelyben különösen bizonyította az objektum extragalaktikus természetét.

Az M 33 a Triangulum csillagképben figyelhető meg . A +5,7 m - es látszólagos magnitúdójával ez a galaxis az egyik legtávolabbi objektum, amely szabad szemmel is látható .

Tulajdonságok

Főbb jellemzők

A Háromszög-galaxis [10] ( M 33, NGC 598) egy spirálgalaxis , amely a Helyi Csoportban található , amely az egyik legközelebbi galaxis a Tejútrendszerhez  – a távolság tőle 850 ± 20 kiloparszek [11] . A mintegy 50 galaxist tartalmazó Helyi Csoportban az M 33 a harmadik helyen áll méretben, fényességben és tömegben [12] . Ezen mutatók szerint csak a Tejútrendszer és az Androméda-galaxis – a csoportot uraló spirálgalaxisok – után a második. Ez a három galaxis az egyetlen spirálgalaxis a Helyi Csoportban [13] .

Paramétereit tekintve az M 33 összességében nem tűnik ki a késői típusú spirálgalaxisok közül. A galaxis átmérője valamivel nagyobb az átlagosnál: magnitúdója a fotometriai B sávban lévő 25 m / négyzetmásodperc ívmásodperc izofottól mérve 18,8 kiloparszek [14] [15] . Ez az érték körülbelül a fele a csoport két legnagyobb galaxisának. Az abszolút magnitúdó a V sávban –18,9 m [16] . A galaxis középpontjától számított 23 kiloparszeken belül található teljes tömeg a sötét anyagot figyelembe véve 7,9⋅10 10 M⊙ , ennek 11%-át a csillagok és a gázok teszik ki [12] [13] . A Triangulum galaxisban 40 milliárd csillag található, ami jóval kevesebb, mint a Tejútrendszerben – különböző becslések szerint 100-400 milliárd csillag [17] [18] .

Az M 33 látszólagos magnitúdója a V sávban +5,72 m [19] , a B−V színindex 0,6 m . A galaxis korongjának síkja 56°-os szöget zár be az égbolt síkjával , a galaxis látható korongjának főtengelye 23°-os pozíciószöget zár be. A galaxis északkeleti része közelebb található a Földhöz, mint a délnyugati [20] .

Szerkezet

A Triangulum-galaxis egy késői típusú spirálgalaxis : spirálkarjai nyitottak és nem túl szorosan csavarodtak, a dudor pedig gyengén kifejezett, ezért a Hubble-osztályozásban az Sc vagy akár az Scd típusba tartozik [15] . A Triangulum galaxisban nincs rúd , és a spirálkarok a galaxis kellős közepén kezdődnek, és de Vaucouleur besorolása szerint SAc(s). Az M 33 galaktikus fényességi osztálya II-III [comm. 1] [22] .

Az M 33 fő alkotóeleme a galaktikus korong , amelyet jól leír egy körülbelül 2 kiloparszekes léptékű exponenciális profil , amely legalább 8 kiloparszekensre nyúlik el a sugár mentén [23] . A Háromszög-galaxisnak számos töredezett spirálkarja van, ezért flokkulálónak nevezik [24] [25] .

A korong egy vékony , 15 km/s sebességdiszperziójú , fiatal csillagokból és gázból álló korongra, valamint egy 47 km/s-os diszperziós vastag korongra van felosztva – ezek a komponensek 66, illetve 30%-át tartalmazzák. a galaxis csillagai [26] .

A csillagok 4%-a a galaktikus halóhoz tartozik , az egyes csillagokat a középponttól legfeljebb 40 kiloparszek távolságra figyelik meg. A galaxisban egy dudor jelenléte sokáig kérdéses volt – különböző tanulmányok megerősítették és cáfolták is [27] . A Spitzer Űrteleszkópból nyert adatok szerint a dudor jelen van, de nagyon kicsi - sugara 0,4 kiloparszek, fényessége pedig a galaxis teljes fényességének 4%-a [23] [28] .

A Triangulum galaxis magja fényes és kompakt. Látható magnitúdója a V sávban 14,54 m , így abszolút értéke -10,2 m , a B-V színindex pedig átlagosan 0,65 m - ez kékebb, mint egy tipikus gömbhalmazban . A szín nem egyforma az egész sejtmagban: a központ felé a mag kékebbé válik. A mag sugara 0,14 parsec, ellipszis alakú: az ellapultsága 0,16. A magban a sebesség diszperzió 21 km/s, a tömeg és a fényesség aránya kicsi és 0,4 M ⊙ / L ⊙ . Két viszonylag fiatal csillagpopuláció található a magban . Az első kora 1 milliárd év, teljes tömege 8⋅10 5 M ⊙ , a második populáció 40 millió éves és tömege 10 4 M ⊙ . A fiatalabb csillagok a középpont felé koncentrálódnak, így a középpontban lévő mag színe kékebb. A galaxis magjában található az M33 X-8 is , amely a legerősebb állandó röntgenforrás az egész Helyi Csoportban (lásd lent ). Az M 33 [29] [30] [31] közepén nincs szupermasszív fekete lyuk .

Csillaghalmazok

Legalább 264 megerősített csillaghalmaz található a Háromszög-galaxisban . Az M33 kiterjesztett objektumok CFHT katalógusában 3554 objektum jelölt csillaghalmazokba. 60 jelölt részletes elemzése kimutatta, hogy csak 21 objektum halmaz – a többi csillagképnek , ködnek és távoli galaxisnak bizonyult . Ezért, ha a klaszterek aránya a jelöltek között a teljes katalógusban azonos, akkor a katalógus körülbelül 1400 objektumának klaszternek kell lennie [32] .

Az M 33 galaxis halmazai eltérnek a Tejútrendszer halmazaitól. Galaxisunkban kétféle halmaz létezik: gömbhalmazok és nyílt halmazok . Az első régi halmazok nagyszámú csillaggal, amelyek a domborulatban és a fényudvarban laknak, a második pedig fiatal halmazok, amelyekben kevesebb csillag található a galaxis korongjában . A Tejútrendszerben e két típusú objektumok között egyértelmű határvonal mutatható ki, és a közepes korú klaszterek gyakorlatilag nem figyelhetők meg [33] . A Triangulum galaxisban a határ a különböző típusú halmazok között elmosódottabb, és a halmazok egyenletesebben oszlanak el fényességben és korban – hasonló kép figyelhető meg a Magellán-felhőkben is [32] .

Alapvetően az M 33 klaszterek abszolút nagysága -4 m és -9 m tartományba esik , tömege 10 3 és 10 5 M ⊙ között van, életkoruk 10 7 és 10 9 év között van. A klaszter átlagos tömege az M 33-ban 1,78⋅10 4 M⊙ – kisebb, mint az Androméda-galaxisban (2,69⋅10 5 M ⊙ )  , de nagyobb , mint a Tejútrendszerben ( 5,24⋅10 2 M⊙ ) , és közel áll a Nagy Magellán -felhőhöz (1,51⋅10 4 M ⊙ ). A csillagok átlagos fémessége az M 33-as halmazokban −1,01, ami alacsonyabb, mint a Tejútrendszerben (−0,19) és az Androméda-galaxisban (−0,43) [comm. 2] . A klaszterek életkora átlagosan viszonylag kicsi: az M33-ban a klaszterek mindössze 31%-a idősebb 2 milliárd évnél, míg az Androméda-galaxisban 56% az ilyen halmazok aránya [32] [35] .

A gömb alakú csillaghalmazokat a Triangulum galaxisban pályájuk típusa alapján azonosítják, jelezve, hogy egy halóhoz tartoznak , néha a korong síkjától nagy távolságra, vagy a szín-fényesség diagramjuk alapján . Egyes gömbhalmazok 12 milliárd évesek, mint a Tejútrendszerben, de sok gömbhalmaz sokkal fiatalabb, és akár 7 milliárd éves is lehet. A fiatalabb gömbhalmazok nehéz elemekben éppoly szegények, mint az idősebbek, tipikus fémességük -1,64 és -0,65 [comm. 2] . Ez azt jelenti, hogy a Triangulum galaxisban a hatalmas, fémszegény halmazok kialakulása több milliárd évig folytatódott a csillagkeletkezés kezdeti kitörése után . A közönséges gömbhalmazokon kívül az M 33-nak legalább egy "kiterjesztett klasztere" ( eng.  expanded cluster ) van, az M33-EC1 néven  - egy nagy méretű és kis sűrűségű klaszter, amely egyébként hasonló a gömbhalmazokhoz. Hasonló objektumokat figyeltek meg az Androméda-galaxisban is, és úgy gondolják, hogy azok olyan törpegalaxisok maradványai, amelyek az árapály-kölcsönhatások miatt elvesztették csillagaik nagy részét [36] .

A csillaghalmazok másik típusa, amelynek gyakorlatilag nincs analógja a Tejútrendszerben, a „fiatal népes halmazok ” .  Abszolút nagyságuk összehasonlítható a gömbhalmazokéval - -4 m és -9 m között, de kisebb a tömegük - 5⋅10 3 - 10 5 M ⊙ és magasabb a fémességük, sokkal fiatalabbak - 100 millió évtől 10 milliárd - és hivatkozzon a galaktikus korongra [37] .

Nagyon fiatal, 4-100 millió éves csillaghalmazok is jelen vannak a Triangulum galaxisban. A klaszterek tömege ebben a korosztályban 6⋅10 2 és 2⋅10 4 M ⊙ között mozog , néhány kis tömegű fiatal klaszter nyílt klaszter [35] . Az M 33 gazdag OB asszociációkban , amelyek a galaxis spirálkarjait körülhatárolják , ami a késői típusú spirálgalaxisokra jellemző [38] .

Csillagközi médium

A Triangulum galaxis csillagközi közege ugyanazokból az összetevőkből áll, mint a Tejútrendszerben. Ezek csillagközi porok , amelyek elnyelik a sugárzást és újra kibocsátják azt az infravörös tartományban , valamint különböző hőmérsékletű gázok: a hideg molekuláris gáztól a nagyon forróig, röntgensugarakat bocsátanak ki . Az M 33 csillagközi közeg és a mi Galaxisunk közötti különbségek között szerepel a nehéz elemek tartalma is: a Triangulum galaxisban a fémesség alacsonyabb és –1,0. A Tejútrendszerhez hasonlóan ez a paraméter a galaxis középpontjától mért távolsággal csökken: a fémességi gradiens -0,01 kpc -1 [comm. 2] [39] . A semleges atomos hidrogén össztömege a galaxisban 1,95⋅10 9 M ⊙ [12] .

Az M 33 gazdag H II régiókban , ahol csillagkeletkezés történik : körülbelül 3000 van belőlük a galaxisban, és a galaktikus karok felé koncentrálódnak . Legtöbbjük fényereje 10 35 -10 38 erg /s, egyesek mérete meghaladja a 100 parszeket. A H II régiókon kívül a galaxis számos más típusú ködöt is tartalmaz, különösen 152 bolygóköd , 100 szupernóva-maradvány és 11 Wolf-Rayet köd [29] [40] ismert .

A galaxis H II régiói közül a legfényesebb, legmasszívabb és legnagyobb az NGC 604 : a Helyi Csoport H II régiói közül méretében és fényességében csak a Nagy Magellán -felhő Tarantula-ködje után a második . Az NGC 604 átmérője 1500 fényév (460 parszek ), több mint 200 hatalmas, 15-120 M ⊙ tömegű csillagot tartalmaz , köztük 14 Wolf-Rayet csillagot . A köd 9⋅10 35 erg /s teljesítményű röntgensugárzás forrása [29] [41] .

A molekuláris hidrogén a Triangulum galaxisban óriási molekulafelhők formájában jelenik meg . Legalább 158 ilyen objektum ismert, a galaxisban lévő gáz molekulatömege 3⋅10 8 M⊙ . A galaxis különböző részein a molekulafelhőkben lévő hidrogén aránya a teljes mennyiségben eltérő: a középpontban körülbelül 60%, míg a középponttól 4 kpc távolságra 20%. Vízmasereket is felfedeztek a galaxisban [42] .

A Triangulum galaxisban a por feltételesen fel van osztva hidegre és melegre. A hideg por eloszlik a galaxis korongján, amelyet a csillagközi közeg sugárzása melegít, és diffúz infravörös sugárzást hoz létre. A meleg port a H II régiók és a víz alatti halmazok melegítik fel , így a meleg porrégiók pontforrásként sugároznak, és a galaxis közepe és a spirálkarok felé koncentrálódnak [43] .

Csillagpopuláció és a csillagkeletkezés története

A Triangulum galaxisban, akárcsak a Tejútrendszerben , két fő csillagpopuláció létezik : a halo régi populációja és a galaxis korongjának fiatalabb populációja . A galaxisban található csillagok össztömege 5,5⋅10 9 M ⊙ [12] . A csillagok átlagos fémessége −1, gradiense −0,1 kpc −1 . A lemez legkülső részein a fémesség értéke –1,6 [comm. 2] [44] .

10 milliárd évvel ezelőtt az M 33 nagyszámú csillagot alkotott, amelyek fémessége alacsony, -2. Ezek a csillagok gazdagították a csillagközi közeget – a később keletkezett csillagok fémessége körülbelül –1, míg a jelenleg formálódó csillagok fémessége –0,7 [comm. 2] . A csillagkeletkezési ráta jelenleg évi 0,34–0,44 M⊙ , ami átlag feletti egy ennyi csillaggal rendelkező galaxis esetében [17] . A legmagasabb arányú csillagkeletkezés a 3-6 milliárd évvel ezelőtti időszakban történt - most az abban az időszakban keletkezett csillagok tömege a csillagok teljes tömegének 71%-a. A galaxis középső részén a csillagkeletkezési folyamat korábban kezdődött, mint a periférián, ezért a középpontban a legnagyobb az öreg csillagok aránya [45] [46] [47] .

A dudorban két korú csillagok figyelhetők meg: 0,5 és 2 milliárd éves, fémességük viszonylag magas és –0,26. A halo átlagos fémessége –1,5 [comm. 2] : a halo többnyire régi, fémszegény csillagokat tartalmaz, de vannak benne fiatalabb csillagok is, amelyekben nagyobb a nehéz elemek mennyisége. Ezáltal az M 33 glóriája jellemzőit tekintve jobban hasonlít az Androméda-galaxis glóriájához, mint a Tejút glóriájához [48] .

Változócsillagok

Különféle típusú változócsillagok ismertek az M 33 galaxisban - például a galaxis körüli égbolt területén az SDSS katalógus körülbelül 36 ezer változócsillagot tartalmaz körülbelül 24 magnitúdóig . Ezek többsége hosszú periódusú változó , ebből 20 ezer van ezen a területen; ezen kívül 2 ezer cefeida [49] .

A galaxisban több száz napfogyatkozási változó ismeretes , amelyek közül a legfigyelemreméltóbb az M33 X-7 röntgenforrás : ez egy ritka példa egy kettőscsillagra , amelynek egyik összetevője a pulzár (lásd alább ) [50] .

A cefeidák az M33 változócsillagainak leginkább tanulmányozott típusai, mivel periódus-fényesség-függésük lehetővé teszi a galaxisok távolságának meghatározását. A legtöbb M 33 cefeidák fényerejének változási periódusai 3,2 és 46 nap között vannak, a B sáv átlagos magnitúdója 20,0 m és 21,4 m között van, és a csillagközi vörösödés okozta B-V színtöbblet be van kapcsolva. átlagosan 0,1 m [ 51 ] .

Egy másik típusú változó az M 33-ban a fényes kék változók , a galaxis egyik legfényesebb csillaga. Összességében legalább egy tucat ilyen típusú megerősített csillag és jelöltek ismertek a Triangulum galaxisban. Ezeknek a csillagoknak a látszólagos magnitúdója eléri a 14,5 m -t, a leghíresebb közülük a Romano csillag , amelynek látszólagos magnitúdója 16,5 m és 17,8 m között változik [52] [53] [54] .

A hosszú periódusú változók periódus-fényesség-függéssel is rendelkeznek, ami lehetővé teszi a távolság meghatározását. Evolúciós szempontból ezek a csillagok az aszimptotikus óriáság szuperóriásai vagy halványabb csillagai lehetnek , és fényességeloszlásuknak két csúcsa van. A Triangulum galaxisban az ismert hosszú periódusú változóknak csak egy kis része tartozik egy halványabb csúcshoz, vagyis az aszimptotikus óriáságon található - sokkal kisebb, mint például a Nagy Magellán-felhőben [55] .

Évente hozzávetőleg 2,5 új csillag tör ki az M33-ban, ami egy ilyen galaxisra jellemző érték [56] . A megfigyelések történetében nem jegyeztek fel szupernóva-robbanást a galaxisban, de szupernóva-maradványok ismertek (lásd fent ) [15] .

Az olyan változók, mint az RR Lyrae , azt is lehetővé teszik, hogy meghatározzuk a távolságot a fényesség és a fémesség kapcsolatától . Ezeknek a csillagoknak a fémesség szerinti eloszlásában az M 33 galaxisban két csúcs különböztethető meg: -1,3 és -0,7 [comm. 2] [57] .

Röntgenforrások

A Chandra űrteleszkópból nyert adatok szerint az M 33 körüli égbolton 394 röntgenforrás található , de ezek legalább fele nem tartozik a galaxishoz, hanem csak ugyanabban az irányban figyelhetők meg – több közülük azonosítjuk galaxisunk csillagaival. A legfényesebb forrás, az M33 X-8 , a galaxis közepén található (lásd fent ). A középponttól 10 percnyi ívtávolságig diffúz röntgensugárzás figyelhető meg [58] .

A galaxisban található 100 ismert szupernóva-maradvány közül 31-et a röntgentartományban figyeltek meg – ezek az objektumok főleg lágy röntgensugarakat bocsátanak ki. Ennek a típusnak egy figyelemre méltó objektuma az SNR21 : ez a szupernóva-maradvány az NGC 592 H II régiójába merül . A galaxis déli spirálkarján , ahol az aktív csillagkeletkezés zajlik, található a legtöbb szupernóva-maradvány - 26, amelyből 10 a röntgentartományban figyelhető meg [59] .

Az NGC 604  egy fényes H II tartomány (lásd fent ), amely röntgensugarakat bocsát ki. Sugárzása tartalmaz diffúz komponenst és pontforrást is, de ez utóbbi túl gyenge ahhoz, hogy meghatározzuk a természetét [60] .

Röntgen-binárisok is jelen vannak a galaxisban, amelyek közül a legfigyelemreméltóbbak az M33 X-8 és az M33 X-7 . Ezek közül az első a legfényesebb állandó röntgenforrás a teljes helyi csoportban : röntgenfényessége 10 39 erg /s, ami a teljes galaxis fényességének 70%-a a röntgentartományban. Ez az objektum egy bináris rendszer 10 M ⊙ tömegű fekete lyukkal , 106 napos variabilitást mutat, és jellemzőit tekintve hasonló a Tejútrendszerben található GR 1915+105 mikrokvazárhoz . A második objektum, az M33 X-7, egy fogyatkozó kettős rendszer , amelynek egyik összetevője egy neutroncsillag , amely 0,31 másodperces periódusú pulzár , a második pedig egy kék szuperóriás [61] .

Mozgás és műholdak

A Háromszög-galaxis 179 km/s sebességgel közelíti meg a Naprendszert , és figyelembe véve a Naprendszer Galaxisunkban való mozgását, az M 33 és a Tejút megközelítési sebessége 24 km/s [15] . A Háromszög-galaxis részt vesz a Tejútrendszer és az Androméda-galaxis ütközésében , ami 4 milliárd év múlva következik be – kicsi az esélye annak, hogy az M 33 az Androméda-galaxis előtt ütközik a mi Galaxisunkkal [62] [63] .

A Triangulum galaxis körülbelül 200 millió év alatt tesz meg egy fordulatot a tengelye körül, egy földi megfigyelő szemszögéből ez a forgás az óramutató járásával megegyező irányban történik [29] . Az M 33 galaxis forgási görbéje eléri a 130 km/s-nál nagyobb értékeket, és a középponttól 18 kiloparszekre növekszik a benne lévő nagy tömegű sötét anyag miatt – a sötét anyag kezd dominálni. a forgási sebesség, a középponttól 3 kiloparszek távolságból kiindulva [64 ] .

A Háromszög-galaxis valószínűleg az Androméda-galaxis távoli műholdja : az utóbbi tömegétől függően az M 33 már megtett volna egy fordulatot az Androméda-galaxis körül, vagy ennek a két galaxisnak az első megközelítése még várat magára [65] . Az M 33 kísérője valószínűleg az LGS 3 kis galaxis [15] .

Tanulmánytörténet

századig

A Triangulum galaxist Giovanni Battista Hodierna fedezhette fel 1654-nél korábban, de feljegyzései nem egyértelműek, és nem feltétlenül utalnak erre az objektumra. Hodierne-től függetlenül a ködöt Charles Messier fedezte fel 1764. augusztus 25-én, és bekerült katalógusába  – az M 33 jelölést kapta [15] [66] . 1785-ben William Herschel azt javasolta, hogy az M 33 a mi galaxisunkhoz hasonló objektumok közé tartozik, Lord Ross pedig 1850-ben spirális szerkezetet fedezett fel benne . 1895-ben Isaac Robertskészítette az első fényképet az M 33-ról [67] .

Herschel 1784-ben fedezte fel a galaxis legnagyobb és legfényesebb régióját is, a H II -t, amely később NGC 604 néven bekerült az Új Általános Katalógusba . Rajta kívül az NGC 588 , 592 és 595 , amelyeket Heinrich Louis D'Arre fedezett fel 1864-ben, bekerült az új általános katalógusba , és maga az M 33 is az NGC 598 jelölést kapta ebben a katalógusban [68] . További 11 galaktikus objektum, amelyet Guillaume Bigourdan 1889-ben fedezett fel, bekerült az Index katalógusába : IC 131 , 132 , 133 , 134 , 135 , 136 , 137 , 139 , 140 , 142 és 142 [ 43] 1 .

20. század

1911-ben Emmanuel Pahlen megvizsgálta a galaxis két legfényesebb spirálkarját, és megállapította, hogy alakjukat különböző csavarási szögű logaritmikus spirálok írják le. Francis Pease 1915-ben megmérte egy galaxis sugárirányú sebességét a spektrumából, és –278 km/s értéket kapott, a következő évben pedig az atommag és az egyik emissziós köd sebességének különbségét is felfedezte , köszönhetően amiből arra a következtetésre jutott, hogy a galaxis forog [67] .

Adrian van Maanen 1916-ban tévedésből fedezte fel az M 33 gyors forgását a fényképező lemezeken lévő csillagok helyzetének összehasonlításával  - 1923-as adatai szerint a galaxisnak 60-240 ezer év múlva kellett volna forognia. Egy ilyen forgási sebesség kizárná annak lehetőségét, hogy az M 33 galaxisunkon kívül legyen – különben ilyen periódus mellett a galaxis forgási sebességének nagyon magasnak kellett volna lennie [70] .

Ugyanakkor gyűltek a bizonyítékok arra vonatkozóan, hogy az M 33 más spirális ködökhöz hasonlóan nagyon távol volt, ami ellentmond van Maanen eredményeinek. Például 1922-ben John Duncanfelfedezte az első három változócsillagot a galaxisban, és 1926-ban Knut Lundmark megfigyelte a csillagok látszólagos magnitúdós eloszlását. Feltéve, hogy a legfényesebb csillagok fényessége összehasonlítható a legfényesebb ismert csillagokkal, Lundmark 300 kiloparszekes távolságot kapott a galaxistól , ami lényegesen nagyobb, mint a Tejútrendszer mérete . Van Maanen megfigyeléseinek eredményeit is felülvizsgálta, és megállapította, hogy a forgási sebesség nem lehet olyan nagy, mint ahogyan ez utóbbi hitte [71] .

Edwin Hubble nagyban hozzájárult az M 33 tanulmányozásához . 1926-ban a 100 hüvelykes Mount Wilson távcsővel végzett megfigyelések eredményei alapján részletes tanulmányt publikált erről a galaxisról [72] [73] .

A Hubble 45 változócsillagot tanulmányozott a galaxisban – közülük 35 fénygörbéje egyértelműen arra utalt, hogy kefeidákról van szó . Mivel a függőségi periódus - a cefeidák fényessége már ismert volt, Hubble meghatározta a távolság modulusát , és a galaxis távolságát 263 kiloparszekensnek találta. Annak ellenére, hogy ez az érték jelentősen eltér a mai értéktől, Hubble számítása az M 33 extragalaktikus természetének bizonyítéka volt [74] .

A cefeidákon kívül a Hubble megvizsgálta az M33 fényes kék változóit , és két nóvát fedezett fel . Fényességfüggvényt épített az M 33 csillagaihoz, és megállapította, hogy az hasonlít a mi galaxisunkhoz, és a legfényesebb csillagok a Tejútrendszer legfényesebb csillagaihoz hasonlíthatók. Hubble felrajzolta a galaxis legfényesebb csillagainak szín-fényesség diagramját , és megállapította, hogy ezek többnyire kékek [75] .

Hubble tanulmányozta a diffúz ködöket az M33-ban, és talált néhány hasonlóságot a Tejútrendszer ködeivel. Emellett felhívta a figyelmet a galaxis magjára, és megállapította, hogy az nem egy csillag, hanem egy kiterjesztett objektum. Hubble meg tudta határozni a galaxis forgási sebességét is, ami alapján kiszámolta a tömeget - 1,5⋅10 10 M ⊙ értéket kapott . Figyelembe véve a pontatlanságokat és a galaxis távolságának hibáját, a Hubble-eredmény meglehetősen közel áll a modern eredményhez [75] .

A Hubble-újság megjelenése után folytatódott az M 33 tanulmányozása. Például 1940-ben az M 33 galaxis egyike volt az elsőknek, amelyeknél elektromos műszerek, nevezetesen egy mikrofotométer segítségével megmérték a fényesség eloszlását a galaxisban. 1959-ben Gerard de Vaucouleurs mélyebb fotometriai elemzést végzett, amelyből meghatározta néhány paramétert, mint például az integrált fényerőt , a galaxis színét és fényességprofilját [76] .

Emellett a galaxison belül különféle objektumokat fedeztek fel: például az 1940-es évektől több száz H II régiót ismertek, és 1998-ra ezeknek az objektumoknak a száma 1030-ra nőtt. 1960-ban elkészült az első csillaghalmazok katalógusa. galaxist publikáltak, amely 23 klaszterjelöltet tartalmazott, és ezt követően az ismert halmazok száma is növekedett [77] .

21. század

A Triangulum galaxishoz kapcsolódó néhány felfedezést a 21. században tettek. Például az M33-EC1-et, az első kiterjesztett halmazt (lásd fent ) 2008-ban fedezték fel [78] , 2010-ben pedig csillagokat fedeztek fel a galaxis középpontjától akár 40 kiloparszekus távolságra [79] [ 80] . Az űrteleszkópok is nagy mennyiségű adatot szolgáltattak a galaxisról: például a Hubble távcső munkájának eredményei nagyszámú csillaghalmazt fedeztek fel és tanulmányoztak, Spitzer pedig lehetővé tette a galaxis szerkezetének részletes tanulmányozását. a galaxis és csillagközi közege [81] . A 2018-ban a Gaia űrteleszkóppal nyert adatok felhasználásával magának a galaxisnak és a benne található nagyszámú csillagnak a dinamikáját tanulmányozták [65] .

Észrevételek

A háromszög galaxist az azonos nevű csillagképben figyelik meg . Látható magnitúdója +5,7 m , így szabad szemmel is láthatóvá válik jó körülmények között nagyon sötét égbolton. Ilyen megfigyelésekkel a galaxis látható részeinek kiterjedése 20-30 ívpercnyi , a galaxis szögméretei pedig leghalványabb részeivel 71 × 42 ívpercek, így az M 33 az égbolt körülbelül négyszeresen meghaladja a Hold területét. A korong nagy részének felületi fényereje összemérhető az éjszakai égbolt felszíni fényesével, ami bonyolítja a megfigyeléseket [15] [82] . A galaxis megfigyelésének legjobb hónapja október [62] .

Így az M 33 a szabad szemmel látható legtávolabbi objektum, legalábbis a legtöbb ember számára. Néhány nagyon jó látóképességű megfigyelő azonban képes szabad szemmel megfigyelni a távolabbi M 81 és M 83 galaxisokat [15] [83] .

Távcsövön keresztül nézve a galaxis még mindig homályos foltnak tűnik, de aszimmetrikus alakú. Jó megfigyelési körülmények között a spirális szerkezet 75 mm-nél nagyobb objektívátmérőjű távcső használatakor jól láthatóvá válik, de mérsékelt fényszennyezés mellett sem látható még viszonylag nagy távcsőn keresztül sem [83] .

A 120 mm-es lencseátmérőjű teleszkóp lehetővé teszi legalább két spirálkar tisztábban látását és a köztük lévő különbségek észlelését, valamint az NGC 604 -et , amely 13 percnyi távolságra van a központtól. A 350 mm-es rekesznyílású teleszkóp lehetővé teszi a halványabb spirálkarok megfigyelését és nagyszámú részlet megkülönböztetését. A gömbhalmazok megfigyeléséhez 400 mm-nél nagyobb rekesznyílású teleszkóp szükséges, a legfényesebb csillagok, például a Romano csillagok esetében pedig 500 mm [15] [84] .

Jegyzetek

Megjegyzések

1. ↑ Az I. fényességi osztály a megfelelő típus legfényesebb galaxisait jelenti, az V. fényességi osztály a leghalványabbat [21] .
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 A fémesség a héliumnál nehezebb elemek arányának felel meg , amely megegyezik a Napéval [34] .

Források

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 . 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 et al. A GALEX Ultraibolya Atlas of Nearby Galaxies  (angol) // 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  galaactic 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. A törpegalaxisok megfigyelt tulajdonságai a helyi csoportban és környékén  // 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. Galaxiscsoportok a két mikron égboltban 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: az adatok  // 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, 9. verzió  (angol) - NYC : Springer Science + Business Media , 1991.
10. ↑ M33: galaxis a háromszögben . Asztronet . Letöltve: 2021. szeptember 29. Az eredetiből archiválva : 2021. szeptember 29. (határozatlan)
11. ↑ Darling D. Triangulum Galaxy . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. szeptember 29. Az eredetiből archiválva : 2021. szeptember 29. (határozatlan)
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. - augusztus 1. ( 154. kötet ). - 41. o . — ISSN 0004-6256 . doi : 10.3847 /1538-3881/aa79f3 . Archiválva az eredetiből 2021. október 28-án.
13. ↑ 12 Hodge , 2012 , pp. 1-3.
14. ↑ A MESSIER 033 (M 33) objektum eredményei . ned.ipac.caltech.edu . Letöltve: 2022. augusztus 16. (határozatlan)
15. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Frommert H., Kronberg C. Messier 33. objektum . Messier tárgy . Letöltve: 2021. szeptember 29. Az eredetiből archiválva : 2018. október 22. (határozatlan)
16. ↑ van den Bergh, 2000 , p. 74.
17. ↑ 1 2 Hyperwall: Triangulum Galaxy  Mosaic . NASA (2019. március 25.). Letöltve: 2021. szeptember 30. Az eredetiből archiválva : 2021. szeptember 30.
18. ↑ Masetti M. Hány csillag van a Tejútban?  (angol)  ? . NASA (2015. július 22.). Letöltve: 2021. október 14. Az eredetiből archiválva : 2019. április 10.  (határozatlan)
19. ↑ M 33 . SIMBAD . Letöltve: 2021. október 13. Az eredetiből archiválva : 2014. szeptember 13.. (határozatlan)
20. ↑ Hodge, 2012 , pp. 1-3, 28.
21. ↑ Van Den Bergh fényességi osztály . Csillagászat . Swinburne Műszaki Egyetem . Hozzáférés időpontja: 2021. szeptember 30. (határozatlan)
22. ↑ Hodge, 2012 , p. 27.
23. ↑ 1 2 Kam ZS, Carignan C., Chemin L., Amram P., Epinat B. Az M33 kinematika és tömegmodellezése: Hα megfigyelések  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2015. - június 1. ( 449. kötet ). — P. 4048–4070 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stv517 . Az eredetiből archiválva : 2021. szeptember 30.
24. ↑ Dobbs CL, Pettitt AR, Corbelli E., Pringle JE Az M33 flokkuláló spirál szimulációi: mi hajtja a spirálszerkezetet?  (angol)  // A Royal Astronomical Society havi közleményei . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2018. - augusztus 21. ( 478. kötet , 3. szám ). - 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. - december 1. ( 905. kötet ). — 135. o . — ISSN 0004-637X . doi : 10.3847 /1538-4357/abc623 . Az eredetiből archiválva : 2021. szeptember 30.
29. ↑ 1 2 3 4 Stoyan et al., 2008 , p. 155.
30. ↑ Hodge, 2012 , pp. 49-56.
31. ↑ Williams TG, Gear WK, Smith MWL A csillagkeletkezési törvény a GMC-skálán az M33-ban, a Triangulum galaxisban  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2018. - szeptember 1. ( 479. kötet , 1. szám ). — 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 in M33. II. Global Properties  (angol)  // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1999. - június 1. ( 517. kötet ). — P. 668–681 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/307228 . Archiválva az eredetiből 2021. október 28-án.
34. ↑ Drágám D. Metálság . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. október 5. Az eredetiből archiválva : 2021. október 5.. (határozatlan)
35. ↑ 1 2 Fan Z., de Grijs R. Csillaghalmazok az M33-ban: Frissített UBVRI fotometria, korok, fémek és tömegek  //  The Astrophysical Journal Supplement Series . - Bristol: IOP Publishing , 2014. - április 1. ( 211. kötet ). — 22. o . — ISSN 0067-0049 . - doi : 10.1088/0067-0049/211/2/22 . Archiválva az eredetiből 2021. október 28-án.
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 A csillagkeletkezés többléptékű tanulmánya Messier 33-ban  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2019. - február 1. ( 483. kötet ). — P. 931–946 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/sty3091 . Az eredetiből archiválva : 2021. szeptember 30.
46. ↑ Javadi A., van Loon JT, Khosroshahi HG, Tabatabaei F., Golshan RH The UK Infrared Telescope M 33 monitoring project - V.  A csillagkeletkezés története a galaktikus korongon  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2017. - január 1. ( 464. kötet ). — P. 2103–2119 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stw2463 . Archiválva az eredetiből 2022. január 22-én.
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 et al., 2008 , pp. 155-156.
53. ↑ Hodge, 2012 , pp. 124-125.
54. ↑ Humphreys RM, Davidson K., Hahn D., Martin JC, Weis K. Világító és változó csillagok M31-ben és M33-ban. V. A felső HR diagram  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2017. - július 1. ( 844. kötet ). — 40. o . — ISSN 0004-637X . doi : 10.3847 /1538-4357/aa7cef . Archiválva az eredetiből 2022. február 15-én.
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 (A háromszög galaxis) . NASA (2019. február 20.). Letöltve: 2021. szeptember 29. Az eredetiből archiválva : 2021. október 28.. (határozatlan)
63. ↑ Darling D. Andromeda Galaxy (M31, NGC 224  ) . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. október 10. Az eredetiből archiválva : 2010. november 15.
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. - február 1. ( 872. kötet ). — 24. o . — ISSN 0004-637X . doi : 10.3847 /1538-4357/ab001b . Az eredetiből archiválva : 2021. december 4.
66. ↑ Stoyan et al., 2008 , p. 153.
67. ↑ 12 Hodge , 2012 , pp. 5-9.
68. ↑ Seligman C. Új általános katalógusobjektumok: NGC 550 - 599 . cseligman.com . Letöltve: 2021. november 5. Az eredetiből archiválva : 2020. június 29. (határozatlan)
69. ↑ Seligman C. Index Katalógusobjektumok: IC 100-149 . cseligman.com . Letöltve: 2021. november 5. Az eredetiből archiválva : 2021. október 20. (határozatlan)
70. ↑ Hodge, 2012 , pp. 9-11.
71. ↑ Hodge, 2012 , pp. 11-12.
72. ↑ Hubble E. sz. 310. Spirális köd mint csillagrendszer. Messier 33 // A Mount Wilson Obszervatórium / Washingtoni Carnegie Intézet hozzájárulásai  . - Washington, 1926. - 1. évf. 310.—P. 1–39.
73. ↑ Hodge, 2012 , p. tizenöt.
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. An extended star cluster at the outer edge of the spiral galaxy M 33  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2008. - március 12. ( 135. kötet , 4. szám ). — P. 1482–1487 . — ISSN 1538-3881 0004-6256, 1538-3881 . - doi : 10.1088/0004-6256/135/4/1482 . Az eredetiből archiválva : 2021. november 9.
79. ↑ Hodge, 2012 , pp. 63, 114-115.
80. ↑ McConnachie AW, Ferguson AMN, Irwin MJ, Dubinski J., Widrow LM The Photometric Properties of a Vat Stellar Substructure in the Outskirts of M33  // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2010. - november 1. ( 723. kötet ). – S. 1038–1052 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/723/2/1038 . Archiválva az eredetiből 2022. január 22-én.
81. ↑ Hodge, 2012 , pp. 39-40, 57-60, 73-74.
82. ↑ Stoyan et al., 2008 , pp. 153, 156.
83. ↑ 1 2 Stoyan et al., 2008 , p. 156.
84. ↑ Stoyan et al., 2008 , pp. 156-157.

Irodalom

• van den Bergh S. A helyi csoport galaxisai . — Cambr. : Cambridge University Press, 2000. - 348 p. - (Cambridge asztrofizikai sorozat, 35. köt.). — ISBN 978-1-139-42965-8 .
• Hodge P. A spirálgalaxis M33 . – Dordrecht; New York: Springer , 2012. – 160 p. — (Asztrofizikai és űrtudományi könyvtár). — ISBN 978-94-007-2025-1 . — ISBN 9400720254 . — ISBN 9786613454263 . — ISBN 6613454265 . - doi : 10.1007/978-94-007-2025-1 .
• Stoyan R., Binnewies S., Friedrich S., Schroeder K. A Messier-objektumok atlasza: A mély égbolt csúcspontjai . - N. Y .: Cambridge University Press , 2008. - 370 p. - ISBN 978-0-511-42329-1 .

Linkek

• Információk angol és francia nyelven az eredeti " Új általános katalógusból "
• Információk  (angolul) a felülvizsgált "Új általános katalógusból"
• vezír  (angol)
• NASA/IPAC extragalaktikus  adatbázis
• Az NGC 598-ról szóló publikációk listája

Szótárak és enciklopédiák	horvát Britannica (online)
Bibliográfiai katalógusokban	GND : 4241985-2 J9U : 987007542161605171 LCCN : sh2001005850 VIAF : 243527874 WorldCat VIAF : 243527874