Как найти галактику треугольника

Наша компания имеет богатый опыт сотрудничества и участия в тендерах с государственными и частными компаниями. Мы предлагаем большой набор готовых решений для образовательных учреждений, а также работаем по индивидуальным техническим заданиям.

Если вы являетесь участником или организатором тендера или госзакупки, заполните, пожалуйста, форму и опишите свой запрос. Наш специалист по работе с корпоративными заказчиками обязательно с вами свяжется. Вы также можете связаться с нами по телефону: +7 (812) 418-29-44 (доб. 117 или доб. 106).

Источник

Как найти галактику Андромеды на небе

Лето и осень – самое лучшее время для наблюдения галактики Андромеды, известной также под названием «Туманность Андромеды», или под номером каталога Мессье M31. Особенно хорошо её видно в конце августа и в сентябре, в тёмную, безлунную ночь. Тогда она стоит высоко над горизонтом и любой человек с хорошим зрением может её найти на небе в виде туманного облачка. Некоторые, кстати, и думают, что это просто маленькое облако.

Как найти галактику Андромеды на звёздном небе

Туманность Андромеды находится в созвездии Андромеды, поэтому и получила такое название. Кроме неё, невооруженным глазом можно найти еще Галактику Треугольника, М33, которая находится неподалёку. Но она гораздо слабее, и отыскать её на небе смогут только люди с очень хорошим зрением, потому что яркость её +5.7m, приближается к пределу зрения. В бинокль она тоже выглядит слабовато.

Вид неба в конце августа — сентябре. Положение галактики Андромеды и созвездия Пегаса.

Найти М31 проще всего по созвездию Пегаса. Его квадрат хорошо заметен на небе в юго-восточной или южной части неба. От его верхнего левого угла отходит линия из трёх довольно ярких звёзд – это и есть созвездие Андромеды. Если посмотреть чуть выше средней звезды в этом ряду, можно заметить то самое туманное облачко – это и есть нужный нам объект.

Как найти галактику Андромеды по созвездию Пегаса.

Можно поступить и по-другому. В восточной части неба, высоко над горизонтом, хорошо видно всем известное созвездие Кассиопея. Оно выглядит, как огромная буква W, поэтому найти его не составит труда даже тем, кто делает это впервые.

В созвездии Кассиопеи нет никакой линии между звёздами, которая бы точно вела к М31. Но на неё достаточно точно указывает правый угол фигуры W. Это можно использовать для поиска, как на рисунке ниже.

Как найти галактику Андромеды по созвездию Кассиопеи.

Что такое галактика Андромеды

Когда вы найдёте это туманное облачко, вспомните, что это колоссальная система, в которой триллион звёзд. Туманность Андромеды больше нашего Млечного Пути в 2.6 раз. Лучу света требуется 260 тысяч лет, чтобы пересечь её поперек.

Вы можете видеть её именно благодаря большому размеру, а также тому, что находится она ближе остальных. Но близость здесь – понятие относительное, потому что расстояние до М31 огромно. Лучу света требуется 2.5 миллиона лет, чтобы достичь нас. Так что вы видите сейчас свет триллиона звёзд, который покинул этот звёздный остров 2.5 миллиона лет назад, когда первые предки человека только учились стоять на задних лапах.

М31 – спиральная галактика, как и наш Млечный Путь. Она повернута к нам под углом примерно в 15 градусов, поэтому мы видим не диск, а вытянутый эллипс. Спирали её должны выглядеть шикарно, но мы, к сожалению, не можем хорошо их рассмотреть под таким углом.

Кстати, на небе Туманность Андромеды занимает площадь, в 7 раз большую, чем диск Луны. Но мы можем видеть только её самую яркую центральную часть и свет спиралей. Если посмотреть в 10-кратный бинокль, то видно, что галактика очень большая, занимает практически всё поле зрения. Если использовать боковое зрение, можно заметить, что её края на самом деле простираются очень далеко.

Площадь, занимаемая на небе галактикой Андромеды и Луной. Да, галактика больше!

Этот огромный звёздный остров приближается к нам, сокращая дистанцию на 300 км каждую секунду. Через 5 миллиардов лет он пересечётся с нашим Млечным Путём. Это будет начало галактического катаклизма, когда две гигантские системы практически столкнутся. Сотни миллиардов звёзд смешаются и их пути будут нарушены. Где-то разрушатся планетные системы и образуются новые. Где-то звёзды разбросает, некоторые даже выбросит за пределы системы, а где-то появятся новые кратные системы.

Наша Галактика после этого уже никогда не будет прежней. Слияние Млечного Пути и Туманности Андромеды породит новую гигантскую систему, которая спустя еще миллиарды лет приобретёт новую форму и поглотит другие соседние галактики. Но нам об этом не стоит беспокоиться – через 5 миллиардов лет Солнце превратится в гигантскую красную звезду, а Земля – в безжизненный выжженный камень. Человечество, если оно еще будет к тому времени существовать как вид, должно будет найти себе новую родину у других звезд, чтобы выжить.

Как мы можем видеть галактики в нашем небе, но не близлежащие планеты?

Мы можем видеть изображения с высоким разрешением галактик, находящихся на расстоянии тысяч световых лет, но не планет этих далеких галактик. Это потому, что далекие галактики астрономически больше и ярче планет!

Галактика, как вы, возможно, уже знаете, представляет собой массивную коллекцию (в миллиарды) звезд, планет, пыли и газа. Мы живем на планете Земля, которая находится в одной из многих солнечных систем, расположенных в галактике под названием Млечный Путь. Как и наша родная галактика, во Вселенной есть много других галактик.

Галактика Андромеда, например, ближайшая к нашей родной галактике. Несмотря на колоссальное расстояние в 2,5 миллиона световых лет, эта галактика настолько велика, что это самое далекое, что люди могут видеть невооруженным глазом.

Галактика Андромеды — самое далекое, что мы можем увидеть невооруженным глазом.

Обратите внимание, что Андромеда — НЕ самая близкая к нам галактика; на самом деле есть несколько второстепенных галактик, которые расположены намного ближе к нам, чем галактика Андромеды, но последняя является ближайшей большой спиральной галактикой.

А теперь задумайтесь на мгновение — Андромеда находится в 2,5 миллионах световых лет от нас. Для тех, кто не знает, световой год — это общее расстояние, которое свет может пройти за 1 год. И все мы знаем, как быстро движется свет — 300 000 000 метров в секунду! Это может дать вам приблизительную оценку того, насколько на самом деле невероятно далека галактика Андромеды.

Несмотря на огромное расстояние, мы можем увидеть ее в ночном небе (при условии, что вы находитесь в нужном месте в нужное время).

Учитывая это, кажется странным, что мы не можем видеть планеты, которые находятся всего в нескольких световых годах от Земли. Фактически, мы почти не видим планеты в нашей солнечной системе!

Почему мы можем видеть далекие галактики?

Мы можем видеть далекие галактики, независимо от того, как далеко они находятся, по двум основным причинам:

1 — Галактики огромны

2 — Галактики яркие

Хотя галактики действительно далеки от нашей планеты (и Солнечной системы), они, несомненно, массивны. Наш Млечный Путь, вероятно, состоит из 100–400 миллиардов звезд и имеет диаметр около 100 000 световых лет.

Андромеда, однако, намного больше — ее ширина составляет 220 000 световых лет!

Ближайшая к Земле галактика — это Карликовая галактика в Большом Псе, расположенная на расстоянии 25 000 световых лет (почти 236 000 000 000 000 км!) от Солнца. После этого наступает эллиптическая галактика Карликовая эллиптическая галактика в Стрельце, которая находится на расстоянии 70 000 световых лет (662 000 000 000 000 км!) от Солнца.

Итак, как вы понимаете, галактики очень большие, поэтому мы можем видеть их с Земли.

Галактики не только массивны, но и очень ярки благодаря миллиардам и миллиардам звезд, которые они содержат. Вот почему они такие яркие и блестящие, что помогает нам видеть их в ночном небе.

Галактика Треугольника — это самый далекий объект, видимый невооруженным глазом, и его можно увидеть только в очень темном небе.

Почему мы не можем видеть планеты, если можем видеть далекие галактики?

Одна вещь, которую мы часто упускаем из виду, когда говорим о планетах и галактиках, это то, насколько смехотворно маленькие планеты по сравнению с галактиками.

Если бы галактика была баскетбольным мячом, то планета была бы в миллион раз меньше, как одна пылинка, прилипшая к этому баскетбольному мячу; на самом деле, она была бы еще меньше.

Мы не можем видеть планеты (за пределами нашей Солнечной системы) всего в нескольких световых годах от нас, потому что планеты слишком малы, чтобы их можно было наблюдать с такого расстояния. К тому же планеты неяркие. Они просто отражают свет, падающий на их поверхность, и этот свет слишком тусклый, чтобы его можно было наблюдать с Земли. Вот почему мы не можем видеть планеты за пределами нашей солнечной системы.

Подумайте об этом так: вы легко можете увидеть холм, который вырисовывается в 10-15 километрах от вашего дома, но можете ли вы увидеть крупицу сахара, лежащую всего в нескольких метрах от ваших глаз?

Скорее всего, нет.

Точно так же далекая галактика видна нам невооруженным глазом, но ближайшая планета не видна вообще, поскольку последняя слишком крошечная и слишком тусклая, чтобы ее можно было наблюдать с Земли.

Обратите внимание, что мы можем видеть планеты гораздо ближе к дому, например, в нашей собственной Солнечной системе. Эти планеты видны в разное время года и в разных местах неба в зависимости от того, где на Земле вы живете. Например, Венера почти всегда находится на небе и выглядит как большая серебристая звезда.

Уроки навигации по звездному небу (Deep-Sky) — созвездие Треугольник (Tri)

Созвездие Треугольник найти достаточно просто, если ваше небо не сильно засвечено: его фигуру образуют одна звезда 3m и две звезды 4m. Его легко отыскать прямо под основными звездами Андромеды, а точнее, между Бетой Андромеды и Гаммой Андромеды, ниже линии, их соединяющей.

К югу от созвездия Треугольника расположено несколько более яркое зодиакальное созвездие Овен.

Сегодня мы с вами рассмотрим несколько, на мой взгляд, наиболее интересных объектов созвездия Треугольника, а также примыкающих районов созвездий Андромеда и Рыбы.

Самый известный дипскай объект этого созвездия, конечно, галактика местной группы, также имеющая обозначение Мессье 33 или попросту М33 .

Она удалена от нас примерно как Туманность Андромеды (М31), но значительно тусклее, так как в отличии от гиганта М31, это спиральная система средних размеров. Туманность Треугольника, Туманность Андромеды да наш Млечный Путь — вот и все три «основные», то есть, крупные, галактики Местной группы, которая оказалась обделенной крупными эллиптическими галактиками, в отличии от многих других групп, о которых мы также сегодня поговорим. Хотя — нет! Мы совершенно незаслуженно забыли еще одну крупную галактику Местной группы, по размерам схожую с М33. Это спутник нашей галактики — галактика Большое Магелланово Облако. Он находится на небосводе в южных околополярных созвездиях и из наших широт не виден. да и вообще, речь не о нем Остальные «местные» галактики значительно меньше — это Малое Магелланово Облако, Схожие с ним по светимости спутники Туманности Андромеды М32 и М110, более слабые ее же спутники NGC147 и NGC185, о которых мы говорили на предыдущем Уроке, а также относительно «гравитационно самостоятельная» довольно слабая карликовая галактика в Кассиопее IC10.

Другие подобные и более тусклые, почти не видимые в любительские телескопы карликовые галактики — члены Местной Группы галактик — нас сегодня не интересуют.

Несмотря на близость и размеры, галактика М33 все же не так ярка, как М31, и увидеть ее не так просто. На небе, имеющем сколь-нибудь существенную засветку, искусственную или естественную (Луна или поздние сумерки), эта галактика невооруженным глазом не видна. Глазом ее может увидеть лишь опытный наблюдатель на очень хорошем небе вдали от городов и крупных деревень. Но уже в небольшой бинокль или подзорную трубу галактика отлично видна. Следует отметить, что поверхностная яркость ее невелика, и из города, где небо серое от искусственной засветки, увидеть М33 очень непросто в любой телескоп.

Найти туманность, вернее, галактику, М33 не очень трудно, я бы сказал — очень просто! Вы видите глазом на небе Бету Андромеды (Мирах) и галактику М31. Мысленно проведите прямую линию М31 — Мирах — и еще столько же от Мираха дальше. Наведите туда бинокль или телескоп с небольшим увеличением — и Вы без труда увидите объект. В 80мм я не вижу рукавов у этой спиральной галактики, ориентированной к нам плашмя. В 100мм рефрактор мне удавалось ясно различить один рукав и гало с другой стороны. В 300мм ньютон галактика во всей красе — видно несколько рукавов, а также звездную ассоциацию с туманностью NGC604 на конце одного из рукавов. 18″ «рисует» эту галактику еще лучше. Повторюсь — для красивой картинки нужна не только апертура, но и очень хорошее небо. С апертуры примерно 350-400мм в галактике можно также рассмотреть (в виде звездочки) одно из шаровых скоплений, но это дело выходит за рамки этой статьи. Если желаете, потом опубликую отдельную карту.

Ну а теперь мы покинем местную систему галактик и углубимся в мир более далеких звездных систем. Ориентироваться мы начнем от звезды Беты Андромеды, которая отлично видна даже при наблюдениях невооруженным глазом из центра города. Мы с вами уже неоднократно упоминали ее в «уроках»: от нее мы находим на небе Туманность Андромеды, она же участвует в поисках галактики М33 в Треугольнике.

Называется она Мирах и являет собой красный гигант, отстоящий от нас на расстоянии 200 световых лет. Мы видим свет, посланный к Земле во времена войны с Наполеоном. В телескоп он кажется мне оранжевато-желтым, и если вы вооружены хотя бы 100мм рефрактором или 130мм рефлектором, то можете без особого труда отыскать рядом с Мирахом круглую галактику эллиптического типа NGC404, 11 величины, ее еще называют «Призрак Мираха». (Я наблюдал ее и в 100мм МАК, галактика видна очень слабо, но уверено – она довольно компактна).

В небольшие телескопы она видна как маленькое тусклое пятнышко, купающееся в лучах яркой звезды: угловое расстояние от Мираха около 10’, то есть, треть лунного поперечника. Естественно, на деле эта галактика вовсе не купается ни в каких лучах никакого Мираха – расстояние до нее 8 миллионов световых лет. Как видно из соотношения яркости и расстояния, это галактика некрупная, величиной примерно с М32. Но она совершенно самостоятельна и не является чьим-то спутником. В средние и крупные любительские инструменты картинка изумительная – рядом с очень яркой, насыщенно-желтой звездой мягко светится голубовато-белый шарик. Если сократить масштабы вселенной до привычных нам, земных, «поставить» Мирах на место фонаря в соседнем дворе, то галактику можно будет сравнить с мегаполисом на другом континенте. Образно, конечно – в любом мегаполисе огней гораздо меньше, чем звезд в галактике, пусть даже такой некрупной, как NGC404.

источники:

http://new-science.ru/kak-my-mozhem-videt-galaktiki-v-nashem-nebe-no-ne-blizlezhashhie-planety/

http://www.shvedun.ru/tri-ob.htm

Источник

Галáктика Треугóльника (Туманность Треугольника, M33, NGC 598), спиральная галактика позднего типа SA(s)cd с активным звездообразованием. Наряду с нашей Галактикой и Туманностью Андромеды является одной из трёх спиральных галактик, входящих в Местную группу. Третий по массе и размерам член Местной группы. Находится в созвездии Треугольник. Самый удалённый небесный объект, видимый невооружённым глазом.

Основные характеристики и местоположение

Галактика Треугольника имеет следующие небесные координаты: прямое восхождение 1h 33m 51s; склонение +30° 39′ 37″. Угловые размеры галактики на небесной сфере: 74′ × 45′. Её видимая звёздная величина составляет 5,7.

Галактика расположена, по разным оценкам, на расстоянии от 750 до 1000 кпк (от 2,45 до 3,26 млн световых лет) от нашей Галактики. Из-за такого близкого расположения расстояние до этой галактики невозможно определить по красному смещению, поэтому оно определялось по цефеидам, звёздам типа RR Лиры, космическим мазерам, ярчайшим звёздам ветви красных гигантов. Обнаружение в 1920-х гг. в Галактике Треугольника, наряду с другими близкими галактиками, цефеид позволило Э. Хабблу в 1929 г. впервые измерить расстояние до галактик и сформулировать космологический закон, описывающий расширение Вселенной (закон Хаббла).

Галактика приближается к нам со скоростью 180 км/с. Она движется в общем гравитационном поле Местной группы, однако наибольшее влияние на неё оказывает Туманность Андромеды – крупнейшая галактика группы, находящаяся от Галактики Треугольника на расстоянии 230 кпк (750 тыс. световых лет).

Галактика Треугольника (VST)Рис. 1. Изображение Галактики Треугольника, полученное на телескопе VST Паранальской обсерватории ESO в Чили.Структура галактики типична для спиральных галактик поздних типов (рис. 1). В центре расположено небольшое ядро, заметного балджа не обнаружено. В диске галактики выделяются 4 клочковатых спиральных рукава. Вдоль внутренних кромок рукавов видны полосы пыли. Диаметр Галактики Треугольника равен 18,74 кпк (61 тыс. световых лет), что составляет примерно 60% размера нашей Галактики. Диск наклонён под углом 54° к лучу зрения.

Общая масса Галактики Треугольника – не менее 60 млрд M⊙M_odot (где M⊙M_odot – масса Солнца), из которых 90% приходится на тёмное гало. Суммарная масса звёзд, по разным оценкам, равна 3–6 млрд M⊙M_odot, ещё 2–3 млрд M⊙M_odot приходится на газ. Таким образом, Галактика Треугольника примерно в 15 раз легче нашей Галактики. В ней содержится приблизительно 40 млрд звёзд; около 5% всех звёзд можно отнести к молодым объектам.

Абсолютная звёздная величина Галактики Треугольника равна –19 в оптическом диапазоне (полоса V), что соответствует светимости в 3,3 млрд солнечной.

Уникальной особенностью Галактики Треугольника является отсутствие в её центре массивной чёрной дыры (верхний предел массы центральной чёрной дыры не превышает 3 тыс. M⊙M_odot).

В центральной части Галактики Треугольника, на расстояниях до 3 кпк (10 тыс. световых лет), наблюдается твердотельное вращение: линейная скорость вращения пропорциональна расстоянию до центра, а угловая скорость остаётся постоянной. Во внешних областях угловая скорость падает с расстоянием от центра. Начиная с расстояния 9 кпк (30 тыс. световых лет) линейная скорость вращения достигает 120 км/с и остаётся постоянной.

Звёздный состав и межзвёздная среда

Химический состав звёзд диска в Галактике Треугольника близок к солнечному, однако старые звёзды гало галактики имеют гораздо более низкую металличность – вплоть до 1% от солнечной. При этом процент молодых звёзд в Галактике Треугольника больше, чем в нашей Галактике. Средняя металличность газа в Галактике Треугольника примерно в 2 раза меньше металличности газа в нашей Галактике. При этом имеется градиент металличности вдоль радиуса: с удалением от центра относительное содержание химических элементов тяжелее гелия уменьшается.

Ядро Галактики Треугольника представляет собой зону ионизованного водорода, что является следствием активного звездообразования, происходящего в современную эпоху.

Первые звёзды в галактике образовались около 10–12 млрд лет назад и сформировали сферическую звёздную подсистему. Наибольший темп звездообразования пришёлся на период от 3 до 6 млрд лет назад, более половины звёзд галактики образовались именно в эту эпоху. Звёзды данного возраста образовали дисковую подсистему Галактики Треугольника. Плотность звёздного диска галактики падает с радиусом по экспоненциальному закону с характерной шкалой около 2 кпк (6,5 тыс. световых лет).

Газ в Галактике Треугольника распределён более равномерно, чем звёздное население, причём в центральной части галактики водород находится в молекулярном состоянии, а во внешних областях – в атомарном. Помимо концентрации в центральных областях молекулярный водород наблюдается в диске в виде гигантских молекулярных облаков. Таких облаков в Галактике Треугольника известно более сотни. Общая масса молекулярного водорода в 5–10 раз меньше массы атомарного. Газовый диск галактики простирается на расстояние в 2,5 оптического радиуса (23 кпк или 75 тыс. световых лет) от центра. Тёмное гало начинает доминировать по массе начиная с расстояний 5–6 кпк (16–19,5 тыс. световых лет) от центра.

В Галактике Треугольника отождествлены десятки шаровых и сотни рассеянных звёздных скоплений, более сотни планетарных туманностей. Известны переменные и нестационарные звёзды практически всех типов; общее количество переменных объектов превышает 30 тыс. Периодически, раз в 2–3 года, в галактике вспыхивают новые звёзды.

Звездообразование в современную эпоху

Область активного звездообразования NGC 604 в Галактике ТреугольникаРис. 2. Область активного звездообразования NGC 604 в Галактике Треугольника. Фото: космический телескоп «Хаббл».Среди крупных галактик Местной группы Галактика Треугольника является звёздной системой с наиболее активным звездообразованием. Темп звездообразования в галактике в целом равен 0, ⁣5 M⊙0,!5,M_odot в год. В Галактике Треугольника наблюдается большое количество зон ионизованного водорода – областей современного звездообразования возрастом менее 10 млн лет. Наиболее яркие области звездообразования – NGC 604, NGC 588, NGC 592, NGC 595, IC 132, IC 133. Светимость NGC 604 (рис. 2) составляет 50 млн солнечной, данная область звездообразования является одной из крупнейших в Местной группе. Вспышка звездообразования произошла в ней всего 3 млн лет назад.

Большинство зон ионизованного водорода расположено в северной (относительного земного наблюдателя) части галактики. В южной части галактики наблюдается более высокая концентрация молодых горячих звёзд (OB-ассоциаций) с возрастами 10–100 млн лет.

Следствием активного звездообразования является большое количество остатков вспышек сверхновых в галактике – более сотни. В среднем в Галактике Треугольника взрывается одна сверхновая за 150 лет.

Излучение в разных диапазонах

Изображение Галактики Треугольника в рентгеновских лучахРис. 3. Изображение Галактики Треугольника в рентгеновских лучах. Фото: космический рентгеновский телескоп «XMM-Newton».В Галактике Треугольника известно более 100 источников рентгеновского излучения, большинство из которых представляют собой остатки сверхновых. Наиболее яркий рентгеновский источник – M33 X-8 – находится в центре галактики (рис. 3). Этот объект является двойной системой с чёрной дырой массой около 10 M⊙10,M_odot и проявляет переменность с периодом 106 дней. Интересен также объект M33 X-7, представляющий собой двойную систему, состоящую из голубого сверхгиганта массой в 70 M⊙70,M_odot и чёрной дыры массой около 15, ⁣7 M⊙15,!7,M_odot. Чёрная дыра в этой системе до открытия гравитационных волн считалась самой массивной известной чёрной дырой звёздной массы.

Источниками ультрафиолетового излучения в галактике являются многочисленные области звездообразования с возрастами до 100–300 млн лет (рис. 4). Старые звёзды с возрастами порядка 10 млрд лет излучают в близкой инфракрасной области спектра (рис. 5). Пыль различной температуры проявляет себя в дальней инфракрасной области (рис. 6). Она распределена по всему диску галактики, однако основной поток излучения пыли приходится на центр галактики и спиральные рукава (рис. 7).

В радиодиапазоне выделяются многочисленные источники нетеплового излучения – мазеры и остатки сверхновых.

Изображение Галактики Треугольника в ультрафиолетовом диапазоне (GALEX)Рис. 4. Изображение Галактики Треугольника в ультрафиолетовом диапазоне. Фото: космический телескоп GALEX.
NASA / JPL–Caltech

Взаимодействие с соседними галактиками

Галактика Треугольника не имеет близких спутников, однако связана потоками нейтрального водорода с Туманностью Андромеды. Согласно последним данным космического телескопа GAIA, галактика не испытывала взаимодействия с Туманностью Андромеды ранее. Будущее Галактики Треугольника остаётся под вопросом. Наиболее вероятными сценариями являются: столкновение с Туманностью Андромеды, столкновение с нашей Галактикой или уход Галактики Треугольника из Местной группы. В случае столкновения с нашей Галактикой или Туманностью Андромеды это событие может произойти через 2–4 млрд лет.

Условия наблюдения

Галактика Треугольника на звёздном небеРис. 8. Галактика Треугольника (M33) на звёздном небе. Архив БРЭ.Люди с острым зрением в безлунную ночь вдали от освещённых мест могут видеть Галактику Треугольника невооружённым глазом в виде туманного пятна. Галактика хорошо видна даже в небольшие телескопы, бинокли, подзорные трубы. Она находится на небе недалеко от Туманности Андромеды. Лучшим ориентиром для нахождения Галактики Треугольника является яркая звезда β Андромеды, расположенная на небесной сфере почти точно посередине между Галактикой Треугольника и хорошо видимой невооружённым глазом Туманностью Андромеды (рис. 8). Наиболее близкая к Галактике Треугольника яркая звезда – α Треугольника – находится в 2 раза ближе к галактике, чем β Андромеды.

В умеренных широтах северного полушария Галактика Треугольника видна в осенне-зимний период в южной части неба. Наилучшее время для наблюдений – октябрь–ноябрь. Наблюдать её можно на всей территории России.

Историческая справка

По-видимому, первое упоминание Галактики Треугольника в литературе встречается у итальянского астронома Д. Б. Одиерны в его работе 1654 г. «De systemate orbis cometici; deque admirandis coeli characteribus» («О систематике мира комет и о замечательных объектах на небе»). Более века спустя Галактика Треугольника была заново открыта Ш. Мессье в ночь с 25 на 26 августа 1764 г. и включена в его Каталог туманностей и звёздных скоплений 1771 г. под номером 33. В современной литературе объекты каталога Мессье обозначаются буквой M, отсюда название галактики – M33.

Дата публикации:  26 мая 2022 г. в 07:25 (GMT+3)

Источник
Triangulum Galaxy
VST snaps a very detailed view of the Triangulum Galaxy.jpg

Galaxy Messier 33 in Triangulum (the Triangulum Galaxy)
Observation data (J2000 epoch)
Pronunciation
Constellation Triangulum
Right ascension 01h 33m 50.02s[1]
Declination +30° 39′ 36.7″[1]
Redshift -0.000607 ± 0.000010[1]
Helio radial velocity -179 ± 3 km/s[2]
Galactocentric velocity -44 ± 6 km/s[2]
Distance 970 kpc (3.2 Mly)[3]
Apparent magnitude (V) 5.72[1]
Characteristics
Type SA(s)cd[2]
Mass 5×1010[4] M☉
Number of stars 40 billion (4×1010)[6]
Size 18.74 kpc (61,120 ly)
(diameter; 25.0 mag/arcsec2 B-band isophote)[5][6]
Apparent size (V) 70.8 × 41.7 moa[1]
Other designations
NGC 0598, MCG+05-04-069, UGC 1117, PGC 5818[2]

The Triangulum Galaxy is a spiral galaxy 2.73 million light-years (ly) from Earth in the constellation Triangulum. It is catalogued as Messier 33 or NGC (New General Catalogue) 598. With the D25 isophotal diameter of 18.74 kiloparsecs (61,100 light-years), the Triangulum Galaxy is the third-largest member of the Local Group of galaxies, behind the Andromeda Galaxy and the Milky Way.

The galaxy is the smallest spiral galaxy in the Local Group (although the smaller Large and Small Magellanic Clouds may have been spirals before their encounters with the Milky Way), and is believed to be a satellite of the Andromeda Galaxy or on its rebound into the latter due to their interactions, velocities,[7] and proximity to one another in the night sky. It also has an H II nucleus.[8]

Etymology[edit]

The galaxy gets its name from the constellation Triangulum, where it can be spotted.

It is sometimes informally referred to as the «Pinwheel Galaxy» by some astronomy references,[9] in some computerized telescope software, and in some public outreach websites.[10] However, the SIMBAD Astronomical Database, a professional database, collates formal designations for astronomical objects and indicates that Pinwheel Galaxy refers to Messier 101,[11] which several amateur astronomy resources including public outreach websites identify by that name, and that is within the bounds of Ursa Major.[12][13]

Visibility[edit]

Under exceptionally good viewing conditions with no light pollution, the Triangulum Galaxy can be seen with the fully dark-adapted naked eye;[14] to those viewers, it is the farthest permanent entity visible without magnification, being about half again as distant as Messier 31, the Andromeda Galaxy.[15][16] It is a diffuse, or extended, object rather than a starlike point, even without magnification, because of its physical extent.

Its observability without optical aid ranges from being relatively easily seen by direct vision in deep rural locations under a dark, clear, transparent sky, to requiring use of averted vision by observers in locations beyond the suburbs in shallow rural areas under good viewing conditions.[14] Because of its low surface brightness, visibility of the Triangulum Galaxy is not strikingly enhanced by use of binoculars or low-power telescopes. It is one of the reference objects of the Bortle Dark-Sky Scale,[17] due to the sensitivity of its visibility to the degree of light pollution present at the observer’s location.

Observation history[edit]

The Triangulum Galaxy was probably discovered by the Italian astronomer Giovanni Battista Hodierna before 1654. In his work De systemate orbis cometici; deque admirandis coeli caracteribus («About the systematics of the cometary orbit, and about the admirable objects of the sky»), he listed it as a cloud-like nebulosity or obscuration and gave the cryptic description, «near the Triangle hinc inde«. This is in reference to the constellation Triangulum as a pair of triangles. The magnitude of the object matches M33, so it is most likely a reference to the Triangulum Galaxy.[18]

The galaxy was independently discovered by Charles Messier on the night of August 25–26, 1764. It was published in his Catalog of Nebulae and Star Clusters (1771) as object number 33; hence the name M33.[19] When William Herschel compiled his extensive catalog of nebulae, he was careful not to include most of the objects identified by Messier.[20] However, M33 was an exception, and he cataloged this object on September 11, 1784, as H V-17.[21]

Herschel also cataloged the Triangulum Galaxy’s brightest and largest H II region (diffuse emission nebula containing ionized hydrogen) as H III.150 separately from the galaxy itself; the nebula eventually obtained NGC number 604. As seen from Earth, NGC 604 is located northeast of the galaxy’s central core. It is one of the largest H II regions known, with a diameter of nearly 1500 light-years and a spectrum similar to that of the Orion Nebula. Herschel also noted three other smaller H II regions (NGC 588, 592, and 595).

It was among the first «spiral nebulae» identified as such by Lord Rosse in 1850. In 1922–23, John Charles Duncan and Max Wolf discovered variable stars in the nebulae. Edwin Hubble showed in 1926 that 35 of these stars were classical Cepheids, thereby allowing him to estimate their distances. The results were consistent with the concept of spiral nebulae being independent galactic systems of gas and dust, rather than just nebulae in the Milky Way.[22]

  • Composite of about 54 different pointings with Hubble's Advanced Camera for Surveys.[23]

    Composite of about 54 different pointings with Hubble’s Advanced Camera for Surveys.[23]

Properties[edit]

The Triangulum Galaxy is the third largest member of the Local Group of galaxies. It has a diameter measured through the D25 standard — the isophote where the surface brightness of the galaxy reaches 25 mag/arcsec2, to be about 18.74 kiloparsecs (61,100 light-years),[5] making it roughly 60% the size of the Milky Way. It may be a gravitationally bound companion of the Andromeda Galaxy. Triangulum may be home to 40 billion stars, compared to 400 billion for the Milky Way, and 1 trillion stars for Andromeda Galaxy.[6]

The disk of Triangulum has an estimated mass of (3–6) × 109 solar masses, while the gas component is about 3.2 × 109 solar masses. Thus, the combined mass of all baryonic matter in the galaxy may be 1010 solar masses. The contribution of the dark matter component out to a radius of 55×103 ly (17 kpc) is equivalent to about 5 × 1010 solar masses.[4]

Location – distance – motion[edit]

Triangulum (M33; lower left of center) and Andromeda Galaxy (M31; above center)

Estimates of the distance from the Milky Way to the Triangulum Galaxy range from 2,380×103 to 3,070×103 ly (730 to 940 kpc) (or 2.38 to 3.07 Mly), with most estimates since the year 2000 lying in the middle portion of this range,[24][25] making it slightly more distant than the Andromeda Galaxy (at 2,540,000 light-years). At least three techniques have been used to measure distances to M 33. Using the Cepheid variable method, an estimate of 2,770×103 ± 130×103 ly (849 ± 40 kpc) was achieved in 2004.[26][27] In the same year, the tip of the red-giant branch (TRGB) method was used to derive a distance estimate of 2,590×103 ± 80×103 ly (794 ± 25 kpc).[28] The Triangulum Galaxy is around 750,000 light years from the Andromeda Galaxy.[29]

In 2006, a group of astronomers announced the discovery of an eclipsing binary star in the Triangulum Galaxy. By studying the eclipses of the stars, astronomers were able to measure their sizes. Knowing the sizes and temperatures of the stars, they were able to measure the absolute magnitude of the stars. When the visual and absolute magnitudes are known, the distance to the star can be measured. The stars lie at the distance of 3,070×103 ± 240×103 ly (941 ± 74 kpc).[24] The average of 102 distance estimates published since 1987 gives a distance modulus of 24.69, or .883 Mpc (2,878,000 light-years).[30]

The Triangulum Galaxy is a source of H2O maser emission.[31] In 2005, using observations of two water masers on opposite sides of Triangulum via the VLBA, researchers were, for the first time, able to estimate the angular rotation and proper motion of Triangulum. A velocity of 190 ± 60 km/s relative to the Milky Way was computed, which means Triangulum is moving towards Andromeda Galaxy and suggesting it may be a satellite of the larger galaxy (depending on their relative distances and margins of error).[7]

In 2004, evidence was announced of a clumpy stream of hydrogen gas linking the Andromeda Galaxy with Triangulum, suggesting that the two may have tidally interacted in the past. This discovery was confirmed in 2011.[32] A distance of less than 300 kiloparsecs between the two supports this hypothesis.[33]

The Pisces Dwarf (LGS 3), one of the small Local Group member galaxies, is located 2,022×103 ly (620 kpc) from the Sun. It is 20° from the Andromeda Galaxy and 11° from Triangulum. As LGS 3 lies at a distance of 913×103 ly (280 kpc) from both galaxies, it could be a satellite galaxy of either Andromeda or Triangulum. LGS 3 has a core radius of 483 ly (148 pc) and 2.6 × 107 solar masses.[34]

Pisces VII/Triangulum (Tri) III may be another satellite of Triangulum.[35]

Structure[edit]

Ultraviolet image of M33 by GALEX observatory

In the French astronomer Gérard de Vaucouleurs’ revised Hubble Sandage (VRHS) system of galaxy morphological classification, the Triangulum Galaxy is classified as type SA(s)cd. The S prefix indicates that it is a disk-shaped galaxy with prominent arms of gas and dust that spiral out from the nucleus—what is commonly known as a spiral galaxy. The A is assigned when the galactic nucleus lacks a bar-shaped structure, in contrast to SB class barred spiral galaxies. American astronomer Allan Sandage’s «(s)» notation is used when the spiral arms emerge directly from the nucleus or central bar, rather than from an inner ring as with an (r)-type galaxy. Finally, the cd suffix represents a stage along the spiral sequence that describes the openness of the arms. A rating of cd indicates relatively loosely wound arms.[36]

This galaxy has an inclination of 54° to the line of sight from Earth, allowing the structure to be examined without significant obstruction by gas and dust.[37][38] The disk of the Triangulum Galaxy appears warped out to a radius of about 8 kpc. There may be a halo surrounding the galaxy, but there is no bulge at the nucleus.[39] This is an isolated galaxy and there are no indications of recent mergers or interactions with other galaxies,[38] and it lacks the dwarf spheroidals or tidal tails associated with the Milky Way.[40]

Triangulum is classified as unbarred, but an analysis of the galaxy’s shape shows what may be a weak bar-like structure about the galactic nucleus. The radial extent of this structure is about 0.8 kpc.[41]

The nucleus of this galaxy is an H II region,[31] and it contains an ultraluminous X-ray source with an emission of 1.2 × 1039 erg s−1, which is the most luminous source of X-rays in the Local Group of galaxies. This source is modulated by 20% over a 106-day cycle.[42] However, the nucleus does not appear to contain a supermassive black hole, as a best-fit value of zero mass and an upper limit of 1,500 M☉ is placed on the mass of a central black hole based on models and the Hubble Space Telescope (HST) data.[43] This is significantly lower than the mass expected from the velocity dispersion of the nucleus and far below any mass predicted from the disk kinematics.[43] This may suggest that supermassive black holes are associated only with galaxy bulges instead of with their disks.[43] Assuming that the upper limit of the central black hole is correct, it would be rather an intermediate-mass black hole.

The inner part of the galaxy has two luminous spiral arms, along with multiple spurs that connect the inner to the outer spiral features.[37][38] The main arms are designated IN (north) and IS (south).[44]

Star formation[edit]

In the central 4′ region of this galaxy, atomic gas is being efficiently converted to molecular gas, resulting in a strong spectral emission of CO. This effect occurs as giant molecular clouds condense out of the surrounding interstellar medium. A similar process is taking place outside the central 4′, but at a less efficient pace. About 10% of the gas content in this galaxy is in the molecular form.[37][38]

Star formation is taking place at a rate that is strongly correlated with local gas density, and the rate per unit area is higher than in the neighboring Andromeda Galaxy. (The rate of star formation is about 3.4 Gyr−1 pc−2 in the Triangulum Galaxy, compared to 0.74 in Andromeda.[45]) The total integrated rate of star formation in the Triangulum Galaxy is about 0.45 ± 0.1 solar masses per year. It is uncertain whether this net rate is currently decreasing or remaining constant.[37][38]

Based on analysis of the chemical composition of this galaxy, it appears to be divided into two distinct components with differing histories. The inner disk within a radius of 30×103 ly (9 kpc) has a typical composition gradient that decreases linearly from the core. Beyond this radius, out to about 82×103 ly (25 kpc), the gradient is much flatter. This suggests a different star formation history between the inner disk and the outer disk and halo, and may be explained by a scenario of «inside-out» galaxy formation.[39] This occurs when gas is accumulated at large radii later in a galaxy’s life space, while the gas at the core becomes exhausted. The result is a decrease in the average age of stars with increasing radius from the galaxy core.[46]

Discrete features[edit]

Using infrared observations from the Spitzer Space Telescope, a total of 515 discrete candidate sources of 24 μm emission within the Triangulum Galaxy have been catalogued as of 2007. The brightest sources lie within the central region of the galaxy and along the spiral arms.

Many of the emission sources are associated with H II regions of star formation.[47] The four brightest HII regions are designated NGC 588, NGC 592, NGC 595, and NGC 604. These regions are associated with molecular clouds containing (1.2–4) × 105 solar masses. The brightest of these regions, NGC 604, may have undergone a discrete outburst of star formation about three million years ago.[48] This nebula is the second most luminous HII region within the Local Group of galaxies, at (4.5 ± 1.5) × 107 times the luminosity of the Sun.[45] Other prominent HII regions in Triangulum include IC 132, IC 133, and IK 53.[44]

The northern main spiral arm contains four large HII regions, while the southern arm has greater concentrations of young, hot stars.[44] The estimated rate of supernova explosions in the Triangulum Galaxy is 0.06 Type Ia and 0.62 Type Ib/Type II per century. This is equivalent to a supernova explosion every 147 years, on average.[49] As of 2008, a total of 100 supernova remnants have been identified in the Triangulum Galaxy,[50] the majority of which lies in the southern half of the spiral galaxy. Similar asymmetries exist for H I and H II regions, plus highly luminous concentrations of massive, O type stars. The center of the distribution of these features is offset about two arc minutes to the southwest.[44] M33 being a local galaxy, the Central Bureau for Astronomical Telegrams (CBAT) tracks novae in it along with M31 and M81.[51]

About 54 globular clusters have been identified in this galaxy, but the actual number may be 122 or more.[40] The confirmed clusters may be several billion years younger than globular clusters in the Milky Way, and cluster formation appears to have increased during the past 100 million years. This increase is correlated with an inflow of gas into the center of the galaxy. The ultraviolet emission of massive stars in this galaxy matches the level of similar stars in the Large Magellanic Cloud.[52]

In 2007, a black hole about 15.7 times the mass of the Sun was detected in this galaxy using data from the Chandra X-ray Observatory. The black hole, named M33 X-7, orbits a companion star which it eclipses every 3.5 days. It is the largest stellar mass black hole known.[53][54]

Unlike the Milky Way and Andromeda galaxies, the Triangulum Galaxy does not appear to have a supermassive black hole at its center.[55] This may be because the mass of a galaxy’s central supermassive black hole correlates with the size of the galaxy’s central bulge, and unlike the Milky Way and Andromeda, the Triangulum Galaxy is a pure disk galaxy with no bulge.[43]

Relationship with the Andromeda Galaxy[edit]

Triangulum on the collision paths of the Milky Way and Andromeda galaxies.

As mentioned above, M33 is linked to M31 by several streams of neutral hydrogen[56] and stars,[56] which suggests that a past interaction between these two galaxies took place from 2 to 8 billion years ago,[57][58] and a more violent encounter will occur 2.5 billion years in the future.[56]

The fate of M33 was uncertain in 2009 beyond seeming to be linked to its larger neighbor M31. Suggested scenarios include being torn apart and absorbed by the greater companion, fueling the latter with hydrogen to form new stars; eventually exhausting all of its gas, and thus the ability to form new stars;[59] or participating in the collision between the Milky Way and M31, likely ending up orbiting the merger product and fusing with it much later. Two other possibilities are a collision with the Milky Way before the Andromeda Galaxy arrives or an ejection out of the Local Group.[60] Astrometric data from Gaia appears in 2019 to rule out the possibility that M33 and M31 are in orbit. If correct, M33 is on its first infall proper into the Andromeda Galaxy (M31).[61]

Planetary nebulae[edit]

Planetary nebulae are not only important contributors to the chemical enrichment of galaxies, but provide valuable information on single and binary stellar evolution. In addition, these objects seem to always produce very bright planetary nebulae with consistent luminosities, regardless of the galaxy’s mass, age, or metallicity. This feature is very useful as a standard candle for distance measurements.

Large systematic research on this topic has been done by Rebeca Galera-Rosillo and co-authors in 2018.[62]
This work benefited from the use of the INT and WHT telescopes located at La Palma island. As a result of this study, three new planetary nebulae were discovered.

Newly discovered PNe (2018), Rebeca named the PNe after her closest family members.[citation needed]

GCM 1 (Ovejisaurio), 01:34:48.86 +31:05:14.8
GCM 2, (Cuchilla Andante) 01:33:45.20 +30:21:22.0
GCM 3, (Sewi) 01:33:52.30 +30:21:12.0

See also[edit]

  • List of galaxies
  • Messier object
  • List of Messier objects
  • New General Catalogue
  • NGC 55
  • Pisces Dwarf
  • Andromeda-Milky Way collision

References[edit]

  1. ^ a b c d e «M 33 – Galaxy». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2009-11-28.
  2. ^ a b c d «Results for NGC 598». NASA/IPAC Extragalactic Database. NASA/IPAC/JPL. Retrieved 2006-12-01.
  3. ^ U, Vivian; Urbaneja, Miguel A.; Kudritzki, Rolf-Peter; Jacobs, Bradley A.; Bresolin, Fabio; Przybilla, Norbert (2009). «A New Distance to M33 Using Blue Supergiants and the FGLR Method». The Astrophysical Journal. 704 (2): 1120–1134. arXiv:0909.0032. Bibcode:2009ApJ…704.1120U. doi:10.1088/0004-637X/704/2/1120. S2CID 14893769.
  4. ^ a b c Corbelli, Edvige (June 2003). «Dark matter and visible baryons in M33». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 342 (1): 199–207. arXiv:astro-ph/0302318. Bibcode:2003MNRAS.342..199C. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06531.x. S2CID 119383732.
  5. ^ a b De Vaucouleurs, Gerard; De Vaucouleurs, Antoinette; Corwin, Herold G.; Buta, Ronald J.; Paturel, Georges; Fouque, Pascal (1991). Third Reference Catalogue of Bright Galaxies. Bibcode:1991rc3..book…..D.
  6. ^ a b c Michon, Gerard P. «Sizing up the Universe — Stars, Sand and Nucleons». Retrieved 2010-01-07.
  7. ^ a b Brunthaler, Andreas; Reid, Mark J.; Falcke, Heino; Greenhill, Lincoln J.; et al. (2005). «The Geometric Distance and Proper Motion of the Triangulum Galaxy (M33)». Science. 307 (5714): 1440–1443. arXiv:astro-ph/0503058. Bibcode:2005Sci…307.1440B. doi:10.1126/science.1108342. PMID 15746420. S2CID 28172780.
  8. ^ Ho, Luis C.; Filippenko, Alexei V.; Sargent, Wallace L. W. (October 1997). «A Search for «Dwarf» Seyfert Nuclei. III. Spectroscopic Parameters and Properties of the Host Galaxies». Astrophysical Journal Supplement. 112 (2): 315–390. arXiv:astro-ph/9704107. Bibcode:1997ApJS..112..315H. doi:10.1086/313041. S2CID 17086638.
  9. ^ O’Meara, S. J. (1998). The Messier Objects. Cambridge: Cambridge University. ISBN 978-0-521-55332-2.
  10. ^ «NASA Spitzer Telescope Reveals Pinwheel Galaxy’s Hidden Wonders». 2 June 2004. Retrieved 2007-04-07.
  11. ^ «SIMBAD Astronomical Database». Results for Messier 101. Retrieved 2007-04-07.
  12. ^ «Messier Object 101». Retrieved 2007-04-07.
  13. ^ «Best of AOP: M101: Pinwheel Galaxy». Retrieved 2007-04-07.
  14. ^ a b Bortle, John E. (February 2001). «The Bortle Dark-Sky Scale». Retrieved 2010-01-07.
  15. ^ The following source lists it as the most distant object:
    Naeye, Robert (March 21, 2008). «A Stellar Explosion You Could See on Earth!». NASA’s Goddard Space Flight Center. Retrieved 2010-04-13.

    However, the more distant galaxy Messier 81 has also been sighted with the naked eye:

    Christensen, Lars Lindberg; Zezas, Andreas; Noll, Keith; Villard, Ray (May 28, 2007). «Hubble photographs grand spiral galaxy Messier 81». ESA. Retrieved 2010-06-15.

  16. ^ Skiff, Brian (January 10, 1997). «Messier 81 naked-eye». sci.astro.amateur. Archived from the original on 2021-03-01. Retrieved 2010-02-11.
  17. ^ Wilson, Barbara; Mitchell, Larry. «The Revised AINTNO 100». Astronomy-Mall. Retrieved 2010-02-11.
  18. ^ Fodera-Serio, G.; Indorato, L.; Nastasi, P. (February 1985). «Hodierna’s Observations of Nebulae and his Cosmology». Journal for the History of Astronomy. 16 (1): 1–36. Bibcode:1985JHA….16….1F. doi:10.1177/002182868501600101. S2CID 118328541.
  19. ^ «Triangulum Galaxy Snapped by VST». www.eso.org. Retrieved 2021-05-16.
  20. ^ Jones, Kenneth Glyn (1991). Messier’s nebulae and star clusters. The Practical astronomy handbook series (2nd ed.). Cambridge University Press. p. 366. ISBN 978-0-521-37079-0.
  21. ^ Mullaney, James (2007). The Herschel objects and how to observe them. Astronomers’ Observing Guides. Springer. pp. 16–17. Bibcode:2007hoho.book…..M. ISBN 978-0-387-68124-5.
  22. ^ Van den Bergh, Sidney (2000). The galaxies of the Local Group. Cambridge astrophysics series. Vol. 35. Cambridge University Press. p. 72. ISBN 978-0-521-65181-3.
  23. ^ «Hubble takes gigantic image of the Triangulum Galaxy». www.spacetelescope.org. Retrieved 8 January 2019.
  24. ^ a b Bonanos, A. Z.; Stanek, K. Z.; Kudritzki; Macri; et al. (2006). «The First DIRECT Distance to a Detached Eclipsing Binary in M33». Astrophysics and Space Science. 304 (1–4): 207–209. Bibcode:2006Ap&SS.304..207B. doi:10.1007/s10509-006-9112-1. S2CID 123563673.
  25. ^ Magrini, Laura; Stanghellini, Letizia; Villaver, Eva (May 2009). «The Planetary Nebula Population of M33 and its Metallicity Gradient: A Look Into the Galaxy’s Distant Past». The Astrophysical Journal. 696 (1): 729–740. arXiv:0901.2273. Bibcode:2009ApJ…696..729M. doi:10.1088/0004-637X/696/1/729. S2CID 5502295.
  26. ^ Karachentsev, I. D.; Karachentseva, V. E.; Hutchmeier, W. K.; Makarov, D. I. (2004). «A Catalog of Neighboring Galaxies». Astronomical Journal. 127 (4): 2031–2068. Bibcode:2004AJ….127.2031K. doi:10.1086/382905.
  27. ^ Karachentsev, I. D.; Kashibadze, O. G. (2006). «Masses of the local group and of the M81 group estimated from distortions in the local velocity field». Astrophysics. 49 (1): 3–18. Bibcode:2006Ap…..49….3K. doi:10.1007/s10511-006-0002-6. S2CID 120973010.
  28. ^ McConnachie, A. W.; Irwin, M. J.; Ferguson, A. M. N.; Ibata, R. A.; et al. (May 2004). «Determining the location of the tip of the red giant branch in old stellar populations: M33, Andromeda I and II». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 350 (1): 250. arXiv:astro-ph/0401453. Bibcode:2004MNRAS.350..243M. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07637.x. S2CID 18742035.
  29. ^ «Messier Object 33». www.messier.seds.org. Retrieved 2021-05-21.
  30. ^ «Your NED Search Results».
  31. ^ a b Zhang, J. S.; Henkel, C.; Guo, Q.; Wang, H. G.; et al. (2010). «On the Nuclear Obscuration of H2O Maser Galaxy». Astrophysical Journal. 708 (2): 1528–1536. arXiv:0912.2159. Bibcode:2010ApJ…708.1528Z. doi:10.1088/0004-637X/708/2/1528. S2CID 118467266.
  32. ^ Finley, Dave (June 11, 2012). «Neighbor galaxies may have brushed closely, astronomers find». National Radio Astronomy Observatory. Retrieved 2012-06-13.
  33. ^ Pawlowski, Marcel S.; Kroupa, Pavel; Jerjen, Helmut (2013). «Dwarf galaxy planes: the discovery of symmetric structures in the Local Group». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 435 (3): 1928–1957. arXiv:1307.6210. Bibcode:2013MNRAS.435.1928P. doi:10.1093/mnras/stt1384. S2CID 53991672.
  34. ^ Miller, Bryan W.; Dolphin, Andrew E.; Lee, Myung Gyoon; Kim, Sang Chul; et al. (December 2001). «The Star Formation History of LGS 3». The Astrophysical Journal. 562 (2): 713–726. arXiv:astro-ph/0108408. Bibcode:2001ApJ…562..713M. doi:10.1086/323853. S2CID 119089499.
  35. ^ Enrico de Lazaro: Amateur Astronomer Discovers New Dwarf Galaxy, on: sci-news, Nov 18, 2021
  36. ^ Buta, Ronald James; Corwin, Harold G.; Odewahn, Stephen C. (2007). The de Vaucouleurs atlas of galaxies. Cambridge University Press. pp. 1–16, 88. ISBN 978-0-521-82048-6.
  37. ^ a b c d Heyer, Mark H.; Corbelli, Edvige; Schneider, Stephen E.; Young, Judith S. (February 2004). «The Molecular Gas Distribution and Schmidt Law in M33». The Astrophysical Journal. 602 (2): 723–729. arXiv:astro-ph/0311226. Bibcode:2004ApJ…602..723H. doi:10.1086/381196. S2CID 119431862.
  38. ^ a b c d e Verley, S.; Corbelli, E.; Giovanardi, C.; Hunt, L. K. (January 2009). «Star formation in M 33: multiwavelength signatures across the disk». Astronomy and Astrophysics. 493 (2): 453–466. arXiv:0810.0473. Bibcode:2009A&A…493..453V. doi:10.1051/0004-6361:200810566. S2CID 14166884.
  39. ^ a b Cioni, Maria-Rosa L. (November 2009). «The metallicity gradient as a tracer of history and structure: the Magellanic Clouds and M33 galaxies». Astronomy and Astrophysics. 506 (3): 1137–1146. arXiv:0904.3136. Bibcode:2009A&A…506.1137C. doi:10.1051/0004-6361/200912138. S2CID 15459246.
  40. ^ a b Zloczewski, K.; Kaluzny, J.; Hartman, J. (March 2008). «Photometric Survey for Stellar Clusters in the Outer Part of M33». Acta Astronomica. 58: 23–39. arXiv:0805.4230. Bibcode:2008AcA….58…23Z.
  41. ^ Hernández-López, I.; Athanassoula, E.; Mújica, R.; Bosma, A. (November 2009). «M33: The existence of a bar». A Long Walk Through Astronomy: A Celebration of Luis Carrasco’s 60th Birthday, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias. Vol. 37. pp. 160–162. Bibcode:2009RMxAC..37..160H.
  42. ^ Dubus, G.; Charles, P. A.; Long, K. S. (October 2004). «High resolution Chandra X-ray imaging of the nucleus of M 33». Astronomy and Astrophysics. 425 (1): 95–98. arXiv:astro-ph/0406310. Bibcode:2004A&A…425…95D. doi:10.1051/0004-6361:20041253. S2CID 15999734.
  43. ^ a b c d Gebhardt, Karl; Lauer, Tod R.; Krmendy, John; Pinkney, Jason; Bower, Gary A.; Green, Richard; Gull, Theodore; Hutchings, J.B.; Kaiser, M.E.; Nelson, Charles H. (November 2001). «M33: A Galaxy with No Supermassive Black Hole». Astronomical Journal. 122 (5): 2469–2476. arXiv:astro-ph/0107135. Bibcode:2001AJ….122.2469G. doi:10.1086/323481. S2CID 118864132. Retrieved 18 November 2020.
  44. ^ a b c d Buczilowski, U. R. (October 1988). «A multifrequency radio continuum survey of M33. II – Thermal and non-thermal emission». Astronomy and Astrophysics. 205 (1–2): 29–40. Bibcode:1988A&A…205…29B.
  45. ^ a b Corbelli, E.; Verley, S.; Elmegreen, B. G.; Giovanardi, C. (February 2009). «The cluster birthline in M 33». Astronomy and Astrophysics. 495 (2): 479–490. arXiv:0901.1530. Bibcode:2009A&A…495..479C. doi:10.1051/0004-6361:200811086. S2CID 16880013.
  46. ^ Williams, Benjamin F.; Dalcanton, Julianne J.; Dolphin, Andrew E.; Holtzman, Jon; et al. (April 2009). «The Detection of Inside-Out Disk Growth in M33». The Astrophysical Journal Letters. 695 (1): L15–L19. arXiv:0902.3460. Bibcode:2009ApJ…695L..15W. doi:10.1088/0004-637X/695/1/L15. S2CID 18357615.
  47. ^ Verley, S.; Hunt, L. K.; Corbelli, E.; Giovanardi, C. (December 2007). «Star formation in M 33: Spitzer photometry of discrete sources». Astronomy and Astrophysics. 476 (3): 1161–1178. arXiv:0709.2601. Bibcode:2007A&A…476.1161V. doi:10.1051/0004-6361:20078179. S2CID 2909792.
  48. ^ Keel, William C.; Holberg, Jay B.; Treuthardt, Patrick M. (July 2004). «Far-Ultraviolet Spectroscopy of Star-forming Regions in Nearby Galaxies: Stellar Populations and Abundance Indicators». The Astronomical Journal. 128 (1): 211–223. arXiv:astro-ph/0403499. Bibcode:2004AJ….128..211K. doi:10.1086/421367. S2CID 18914205.
  49. ^ Tammann, G. A.; Loeffler, W.; Schroeder, A. (June 1994). «The Galactic supernova rate». The Astrophysical Journal Supplement Series. 92 (2): 487–493. Bibcode:1994ApJS…92..487T. doi:10.1086/192002.
  50. ^ Plucinsky, Paul P.; Williams, Benjamin; Long; Gaetz; et al. (February 2008). «Chandra ACIS Survey of M33 (ChASeM33): A First Look». The Astrophysical Journal Supplement Series. 174 (2): 366–378. arXiv:0709.4211. Bibcode:2008ApJS..174..366P. doi:10.1086/522942. S2CID 18857065.
  51. ^
    David Bishop. «Extragalactic Novae». supernovae.net (International Supernovae Network). Archived from the original on 2010-04-08. Retrieved 2010-09-11.
  52. ^ Grebel, E. K. (November 2–5, 1999). «The Star Formation History of the Local Group». In F. Favata; A. Kaas; A. Wilson (eds.). Proceedings of the 33rd ESLAB symposium on star formation from the small to the large scale. Noordwijk, The Netherlands. arXiv:astro-ph/0005296. Bibcode:2000ESASP.445…87G.
  53. ^ Abubekerov, M. K.; Antokhina, E. A.; Bogomazov, A. I.; Cherepashchuk, A. M. (March 2009). «The mass of the black hole in the X-ray binary M33 X-7 and the evolutionary status of M33 X-7 and IC 10 X-1». Astronomy Reports. 53 (3): 232–242. arXiv:0906.3429. Bibcode:2009ARep…53..232A. doi:10.1134/S1063772909030056. S2CID 15487309.
  54. ^ Morcone, Jennifer (October 17, 2007). «Heaviest Stellar Black Hole Discovered in Nearby Galaxy». Chandra X-ray Observatory press release. Retrieved 2010-02-13.
  55. ^ Merritt, David; Ferrarese, Laura; Joseph, Charles L. (August 10, 2001). «No Supermassive Black Hole in M33?». Science. 293 (5532): 1116–1118. arXiv:astro-ph/0107359. Bibcode:2001Sci…293.1116M. doi:10.1126/science.1063896. PMID 11463879. S2CID 6777801.
  56. ^ a b c «Milky Way’s twin caught dismembering neighbour». New Scientist. New Scientist. Retrieved 2012-07-31.
  57. ^
    Davidge, T. J.; McConnachie, A. W.; Fardal, M. A.; Fliri, J.; et al. (2012). «The Recent Stellar Archeology of M31 – The Nearest Red Disk Galaxy». The Astrophysical Journal. 751 (1): 74. arXiv:1203.6081. Bibcode:2012ApJ…751…74D. doi:10.1088/0004-637X/751/1/74. S2CID 59933737.
  58. ^ Bekki K. (October 2008). «Formation of a giant HI bridge between M31 and M33 from their tidal interaction». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters. 390 (1): L24–L28. arXiv:0807.1161. Bibcode:2008MNRAS.390L..24B. doi:10.1111/j.1745-3933.2008.00528.x. S2CID 119090934.
  59. ^ Putman, M. E.; et al. (October 2009). «The Disruption and Fueling of M33». The Astrophysical Journal. 703 (2): 1486–1501. arXiv:0812.3093. Bibcode:2009ApJ…703.1486P. doi:10.1088/0004-637X/703/2/1486. S2CID 119310259.
  60. ^ van der Marel, Roeland P.; et al. (July 2012). «The M31 Velocity Vector. III. Future Milky Way-M31-M33 Orbital Evolution, Merging, and Fate of the Sun». The Astrophysical Journal. 753 (1): 9. arXiv:1205.6865. Bibcode:2012ApJ…753….9V. doi:10.1088/0004-637X/753/1/9. S2CID 53071454.
  61. ^ van der Marel, Roeland P.; et al. (7 February 2019). «First Gaia Dynamics of the Andromeda System: DR2 Proper Motions, Orbits, and Rotation of M31 and M33». The Astrophysical Journal. 872 (1): 24. arXiv:1805.04079. Bibcode:2019ApJ…872…24V. doi:10.3847/1538-4357/ab001b. S2CID 119011033.
  62. ^
    Galera-Rossillo, Rebeca; et al. (2018). «A deep narrowband survey for planetary nebulae at the outskirts of M 33». Astronomy and Astrophysics. 612 (A35): 11. arXiv:1712.07595. Bibcode:2018A&A…612A..35G. doi:10.1051/0004-6361/201731383. S2CID 73632191.

Further reading[edit]

  • Hodge, Paul (2012). The Spiral Galaxy M33. Astrophysics and Space Science Library. Vol. 379. Springer Science+Business Media. doi:10.1007/978-94-007-2025-1. ISBN 978-94-007-2024-4. OCLC 757338008.

External links[edit]

Wikimedia Commons has media related to Messier 33.

  • The Triangulum Galaxy on WikiSky: DSS2, SDSS, GALEX, IRAS, Hydrogen α, X-Ray, Astrophoto, Sky Map, Articles and images
  • Messier 33, SEDS Messier pages
  • M33 at ESA/Hubble
  • Triangulum Galaxy High In Northern Skies
  • Dark Atmospheres Photography – M33 (dust lane enhancement)
  • Pointing to the Universe – M33
  • Balcells, Marc; Szymanek, Nik; Merrifield, Michael. «M33 – Triangulum Galaxy». Deep Sky Videos. Brady Haran.
  • NASA/IPAC Extragalactic Database entry for Messier 33
  • Triangulum Galaxy (M33) on Constellation Guide
  • Triangulum Galaxy – Zoomable UltraHighRez (Hubble; 11 January 2019)
Источник

Галактика Треугольника

Галактика Треугольника или Мессье 33 (M33) — является спиральной галактикой в созвездии Треугольника. Обозначение галактики в каталоге — NGC 598. Она находится на расстоянии 3 млн световых лет от Земли и имеет диаметр около 50 000 световых лет.

Мессье 33 — это третья по величине галактика в локальной группе, которая содержит галактику Андромеды (M 31), Млечный Путь и около 44 более мелких галактик. Считается, что M 33 содержит 40 млрд звезд, что значительно меньше, чем две другие крупные галактики в локальной группе. Считается, что Млечный Путь является домом для 400 млрд звезд, в то время как галактика Андромеды содержит триллион.

Взаимодействие с другими галактиками

Галактик Треугольника  в настоящее время движется в направлении Андромеды (M 31). Эти две галактики, возможно, приливно взаимодействовали в прошлом, между 2 и 8 миллиардами лет назад.

Гравитация Андромеды вытянула часть звезд из M 33, и теперь этот хвост простирается от одной галактики к другой, причем некоторые из звезд Треугольника теперь принадлежат Андромеде. М 33 может быть гравитационно связанной галактикой  М 31.

Эти две галактики находятся на расстоянии менее 300 килопарсеков друг от друга и в конечном итоге сольются вместе. Примерно через 2,5 млрд лет, гораздо большая Андромеда полностью поглотит галактику Треугольника. Слияние двух галактик может произойти за один или два миллиарда лет до столкновения Андромеды с нашей галактикой Млечным Путем.

Наблюдение за галактикой Треугольника

M 33 — это один из самых отдаленных объектов глубокого неба, который можно увидеть без помощи бинокля или телескопа. Однако, чтобы увидеть галактику Треугольника невооруженным глазом, нужны особенно хорошие условия для просмотра. Галактика видна невооруженным глазом, но даже небольшое количество светового загрязнения может повлиять на ее видимость.

местная группа галактик

Местная группа галактик

Галактика Треугольника имеет только половину ширины и 10% массы Млечного Пути. Она кажется второй по яркости галактикой в небе из-за близости к нашей галактике. Она наклонена на 54° к нам. Видимый размер галактики больше, чем у полной Луны.

Мессье 33 лучше всего наблюдается при малом увеличении. Более крупные телескопы (апертура более 40 см) могут выявить некоторые из шаровых звездных скоплений внутри Мессье 33.

Открытие галактики Треугольника

Считается, что галактика Треугольника была открыта итальянским астрономом Джованни Баттиста Годиерна до 1654 года. Он задокументировал этот объект как облакообразную туманность или затемнение.

Шарль Мессье открыл галактику самостоятельно 25-26 августа 1764 года и включил ее в качестве 33-го объекта в свой каталог туманностей и звездных скоплений 1771 года. Уильям Гершель, который обычно старался не включать более беспорядочные объекты в свой собственный каталог, сделал исключение с M 33 и каталогизировал его как H V-17 11 сентября 1784 года.

Характкристика галактики Треугольника

Галактика Треугольника — это галактика типа SA(s)cd, что означает, что это дискообразная галактика без стержневой структуры, с выступающими спиральными рукавами, выходящими непосредственно из ядра галактики. Спиральные рукава галактики свободно навиты, что обозначается суффиксом cd.

В отличие от Млечного Пути, галактика Треугольника не имеет центрального выпуклости звезд.

Ядро Мессье 33 — это известная область H II. Оно содержит источник рентгеновского излучения, самый яркий в своем роде, обнаруженный в местной группе галактик. Источник рентгеновского излучения, лежащий так близко к ядру галактики, считается очень редким явлением.

Галактика Треугольника приближается к нашей нам со скоростью 179-182 км/с, а наша галактика — со скоростью 24 км/с.

До сих пор в галактики Треугольника не было обнаружено никаких сверхновых, но она содержит около сотни остатков сверхновых, большинство из которых расположено в южной её половине. В среднем, взрыв сверхновой происходит каждые 147 лет в M 33. Галактика также является домом для, по меньшей мере, 112 переменных звезд.

созвездие треугольник

Астрономы определили около 54 шаровых скоплений в M 33, но их может быть до 122 и более. Считается, что они на несколько миллиардов лет моложе глобул, обнаруженных в нашей собственной галактике. Образование кластеров увеличилось в Галактике Треугольника за последние 100 млн лет в результате притока газа в центральную область M 33.

Считается, что Мессье-33 не имеет сверхмассивной черной дыры в своем центре. Черная дыра в ядре галактики имеет только до 3 000 солнечных масс, основанных на скорости звезд, найденных в этой области. В 2007 году в галактике была обнаружена черная дыра с примерно 15,7 массами Солнца. Обозначенная как M33 X-7, черная дыра, вращается вокруг звезды-компаньона, которую она затмевает с периодом 3,5 дня. M33 X-7 — самая большая обнаруженная черная дыра с массой звезды.

Галактика содержит несколько областей звездообразования, которым были присвоены свои собственные записи в новом общем каталоге. Наиболее известным из них является звездообразующая область NGC 604, а другими хорошо известными областями H II в галактики являются NGC 595, NGC 588, NGC 592, IC 132, IC 133 и IK 53.

История исследования
Открыватель Джованни Баттиста Годиерна
Дата открытия до 1654 года
Обозначения M 33, NGC 598
Наблюдательные данные
Созвездие Треугольник
Прямое восхождение 01ч 33м 50.904с
Склонение 30° 39′ 35.79″
Видимые размеры 73 × 45′
Видимая звёздная величина mV +5,7
Характеристики
Тип SA(s)cd
Входит в Местная группа, [CHM2007] LDC 160 и [TSK2008] 222
Лучевая скорость −182 км/с
Красное смещение −0,000597 ± 0,00001
Расстояние 2,770—3,070 млн св. лет
(850—940 кпк)
Радиус 25 000—30 000 св. лет

Post Views: 5 317

Источник

Понравилась статья? Поделить с друзьями:
  • Как быстро найти блютуз наушники
  • Как составить контрольная работа по математике для 4 классов
  • Как найти картинки анимации
  • Как найти надежду на будущее
  • Как найти ссылку на ютубе с телефона