Войти
Координаты : 
01 33 50.9, 30 ° 39 ′ 36 ″
| Галактика Треугольник | |
|---|---|
 Изображение взято из VLT Survey Телескоп, пустыня Атакама, Чили, 6 августа 2014 г. | |
| Данные наблюдений (J2000 эпоха ) | |
| Произношение | |
| Созвездие | Треугольник |
| Справа восхождение | 01 33 50,02 |
| склонение | + 30 ° 39 ′ 36,7 ″ |
| Красное смещение | -0,000607 ± 0,000010 |
| Лучевая скорость гелио | -179 ± 3 км / с |
| Галактоцентрическая скорость | -44 ± 6 км / с |
| Расстояние | 2,73 Mly (840 кпк ) |
| Видимая звездная величина (V) | 5,72 |
| Характеристики | |
| Тип | SA (s) cd |
| Масса | 5 × 10 M☉ |
| Количество звезд | 40 миллиардов (4 × 10) |
| Размер | ~ 60000 св. Лет (диаметр) |
| Видимый размер (V) | 70,8 × 41,7 моа |
| Другие обозначения | |
| NGC 0598, MCG + 05-04-069, UGC 1117, PGC 5818 | |
Галактика Треугольника спиральная галактика 2.7 3 миллиона световых лет (световых лет) от Земли в созвездии Треугольнике. Он каталогизирован как Мессье 33 или NGC 598 . Галактика Треугольник является третьим по величине членом Местной группы галактик после Млечного Пути и Галактики Андромеды. Это один из самых далеких постоянных объектов, который можно увидеть невооруженным глазом.
Галактика - самая маленькая спиральная галактика в Местной группе, и считается, что она является спутником Галактики Андромеды или возвращается в нее. последние из-за их взаимодействия, скоростей и близости друг к другу в ночном небе. Он также имеет ядро H II .
Галактика получила свое название от созвездия Треугольник, где ее можно увидеть.
Иногда в некоторых любительских астрономических справочниках, в программном обеспечении компьютерных телескопов и на некоторых общественных информационных сайтах ее неофициально называют «Галактика Вертушка». Однако профессиональная база данных SIMBAD Astronomical Database сопоставляет формальные обозначения астрономических объектов и указывает, что Галактика Вертушка относится к Messier 101, которую несколько любительских астрономических ресурсов, включая общественные информационные сайты, идентифицируют по это имя, и это находится в пределах Большой Медведицы.
В исключительно хороших условиях обзора без светового загрязнения Галактику Треугольника можно увидеть с помощью 20/20 видение невооруженным глазом ; для этих зрителей это иногда будет самый дальний постоянный объект, видимый без увеличения. Его свет рассеивается (распространяется) немного больше, чем булавочный укол неувеличенного неба, причиной чего является его широта - астрономы называют это рассеянным, а не компактным объектом.
Наблюдатели могут найти галактику, легко видимую прямым зрением в действительно темном (и предположительно сухом, безоблачном) небе, до необходимости использовать боковое зрение в сельской местности или пригороде с хорошим условия просмотра. Он был выбран в качестве одной из важнейших звездных меток по шкале Темного неба Бортла, что подтверждается его относительной неизменностью, разумным северным склонением и описанной яркостью.
Галактика Треугольник (Мессье 33), снятая любительское оборудование. Галактика Треугольника, вероятно, была открыта итальянским астрономом Джованни Баттиста Ходиерна до 1654 года. В его работе De systemate orbis cometici; deque admirandis coeli caracteribus («О систематике орбиты кометы и о замечательных объектах неба»), он перечислил это как облачную туманность или затемнение и дал загадочное описание «около треугольника hinc inde». Это относится к созвездию Треугольника как к паре треугольников. Звездная величина объекта соответствует M33, поэтому, скорее всего, это отсылка к галактике Треугольник.
Галактика была независимо обнаружена Шарлем Мессье в ночь с 25 на 26 августа 1764 года. Он был опубликован в его Каталоге туманностей и звездных скоплений (1771 г.) как объект номер 33; отсюда и название M33. Когда Уильям Гершель составил свой обширный каталог туманностей, он старался не включать в него большинство объектов, идентифицированных Мессье. Однако M33 была исключением, и он каталогизировал этот объект 11 сентября 1784 года как H V-17.
Гершель также каталогизировал самую яркую и самую большую область H II в галактике Треугольник (диффузный эмиссионная туманность, содержащая ионизированный водород ) как H III.150 отдельно от самой галактики; туманность в конечном итоге получила NGC номер 604. Если смотреть с Земли, NGC 604 расположена к северо-востоку от центрального ядра галактики. Это одна из крупнейших известных областей H II с диаметром почти 1500 световых лет и спектром, аналогичным спектру туманности Ориона. Гершель также отметил три других меньших участка H II (NGC 588, 592 и 595).
Это была одна из первых «спиральных туманностей », идентифицированных как таковые лордом Россом в 1850 году. В 1922–23 годах Джон Чарльз Дункан и Макс Вольф обнаружил в туманностях переменные звезды. Эдвин Хаббл показал в 1926 году, что 35 из этих звезд были классическими цефеидами, что позволило ему оценить их расстояния. Результаты согласуются с концепцией спиральных туманностей, которые являются независимыми галактическими системами из газа и пыли, а не просто туманностями в Млечном Пути.
NGC 604 в Галактике Треугольник
Состав около 54 различных точек с Усовершенствованная камера Хаббла для исследований.
Еще одно изображение галактики Треугольник, сделанное любительским телескопом Галактика Треугольник имеет диаметр около 60 000 световых лет и является третьим по величине членом. из Местной группы галактик, примерно 60% размера Млечного Пути. Это может быть гравитационно связанный спутник Галактики Андромеды. Треугольник может быть домом для 40 миллиардов звезд по сравнению с 400 миллиардами в Млечном Пути и 1 триллионом звезд в Галактике Андромеды.
Диск Треугольника имеет оценочную массу (3–6) × 10 массы Солнца, а газовая составляющая составляет около 3,2 × 10 масс Солнца. Таким образом, общая масса всей барионной материи в галактике может составлять 10 масс Солнца. Вклад компонента темной материи в радиус 55 × 10 ^ly (17 кпк) эквивалентен примерно 5 × 10 масс Солнца.
Треугольник (M33; внизу слева от центра) и Галактика Андромеды (M31 ; над центром) Оценки расстояния до галактики Треугольник варьируются от 2380 × 10 ^до 3,070 × 10 ^ly (от 730 до 940 кпк ) (или от 2,38 до 3,07 Mly ), при этом большинство оценок с 2000 года лежат в средней части этого диапазона, что делает она немного дальше, чем Галактика Андромеды (на расстоянии 2,540,000 световых лет ). Для измерения расстояний до M 33 использовались по крайней мере три метода. Используя метод цефеидной переменной, оценка составила 2,770 × 10 ^± 130 × 10 ^ly (849 ± 40 кпк) было достигнуто в 2004 году. В том же году с помощью метода ветки красного гиганта (TRGB) была получена оценка расстояния 2590 × 10 ^± 80 × 10 ^ly (794 ± 25 кпк).
В 2006 году группа астрономов объявила об открытии затменной двойной звезды в Галактика Треугольник. Изучая затмения звезд, астрономы смогли измерить их размеры. Зная размеры и температуру звезд, они смогли измерить абсолютную звездную величину звезд. Когда визуальная и абсолютные звездные величины известны, расстояние до звезды можно измерить. Звезды лежат на расстоянии 3,070 × 10 ^± 240 × 10 ^световых лет (941 ± 74 кпк). Среднее значение 102 оценок расстояния, опубликованных с 1987 года, дает модуль расстояния, равный 24,69, или 0,883 Мпк (2 878 000 световых лет).
Галактика Треугольника является источник мазерного излучения H2O. В 2005 году, используя наблюдения двух водных мазеров на противоположных сторонах Треугольника с помощью VLBA, исследователи впервые смогли оценить угловое вращение и собственное движение Треугольника. Была вычислена скорость 190 ± 60 км / с относительно Млечного Пути, что означает, что Треугольник движется к Галактике Андромеды, и предполагает, что он может быть спутником более крупной галактики (в зависимости от их относительных расстояний и границ. ошибки). В 2004 году было объявлено о наличии комковатого потока газообразного водорода, связывающего Галактику Андромеды с Треугольником, из чего следует, что в прошлом они могли приливно взаимодействовать. Это открытие было подтверждено в 2011 году. Расстояние менее 300 килопарсек между ними подтверждает эту гипотезу.
128 минут любительской астрофотографии, направленной на галактику Треугольник (RC10, ASI2400, EQ-6R) Рыбы Карлик (LGS 3), одна из малых галактик-членов Местной группы, расположена на расстоянии 2,022 × 10 ^световых лет (620 кпк) от Солнца. Это 20 ° от Галактики Андромеды и 11 ° от Треугольника. Поскольку LGS 3 находится на расстоянии 913 × 10 ^световых лет (280 кпк) от обеих галактик, это может быть галактика-спутник либо Андромеды, либо Треугольника. LGS 3 имеет радиус ядра 483 световых луча (148 пк) и 2,6 × 10 солнечных масс.
Инфракрасное изображение M33, полученное с помощью космического телескопа Spitzer 
в ультрафиолетовом свете. изображение M33, сделанное обсерваторией GALEX В пересмотренной французским астрономом Жераром де Вокулером пересмотренной системой Hubble Sandage (VRHS) морфологической классификации галактик, галактика Triangulum классифицируется как тип SA (s) cd. Префикс S указывает на то, что это галактика в форме диска с выступающими рукавами из газа и пыли, которые расходятся по спирали от ядра - то, что обычно известно как спиральная галактика. Оценка A присваивается, когда ядро галактики не имеет стержневой структуры, в отличие от спиральных галактик с перемычкой SB класса . Обозначение "(s)" американского астронома Аллана Сэндиджа используется, когда спиральные рукава выходят непосредственно из ядра или центральной перемычки, а не из внутреннего кольца, как в случае галактики (r) -типа. Наконец, суффикс cd представляет собой этап спиральной последовательности, который описывает открытость рукавов. Рейтинг cd указывает на относительно слабо намотанные руки.
Эта галактика имеет наклон 54 ° к лучу зрения с Земли, что позволяет исследовать структуру без значительных препятствий для газа и пыли. Диск галактики Треугольник выглядит искривленным до радиуса около 8 кпк. Галактику может окружать гало, но в ядре нет выпуклости. Это изолированная галактика, и нет никаких признаков недавних слияний или взаимодействий с другими галактиками, и в ней отсутствуют карликовые сфероидалы или приливные хвосты, связанные с Млечным путем.
Треугольник классифицируется как без перегородки, но анализ формы галактики показывает, что может быть слабой решетчатой структурой вокруг ядра галактики. Радиальная протяженность этой структуры составляет около 0,8 кпк. Ядром этой галактики является область H II, и она содержит сверхъестественный источник рентгеновского излучения с эмиссией 1,2 × 10 эрг с, который является наиболее ярким источником X -лучей в Местной Группе галактик. Этот источник модулируется на 20% в течение 106-дневного цикла. Однако ядро, по-видимому, не содержит сверхмассивной черной дыры, поскольку верхний предел в 3000 солнечных масс установлен на массу центральной черной дыры на основе скорости звезд в области ядра.
Внутренняя часть галактики имеет два светящихся спиральных рукава и множество шпор, соединяющих внутреннюю и внешнюю спиральные элементы. Главные рукава обозначены IN (север) и IS (юг).
NGC 604, область звездообразования в Галактике Треугольник, изображенная телескопом Хаббл. Космический телескоп.В центральной 4 'области этой галактики атомарный газ эффективно превращается в молекулярный газ, что приводит к сильному спектральному излучению CO. Этот эффект возникает, когда гигантские молекулярные облака конденсируются из окружающей межзвездной среды. Аналогичный процесс происходит и за пределами центральной 4 ', но менее эффективным темпом. Около 10% газа в этой галактике находится в молекулярной форме.
Звездообразование происходит со скоростью, которая сильно коррелирует с местной плотностью газа, и скорость на единицу площади выше, чем в соседняя галактика Андромеды. (Скорость звездообразования составляет около 3,4 млрд лет в галактике Треугольник, по сравнению с 0,74 в Андромеде.) Полная интегральная скорость звездообразования в галактике Треугольник составляет около 0,45 ± 0,1 солнечных масс в год. Неясно, уменьшается ли эта чистая скорость в настоящее время или остается постоянной.
Основываясь на анализе химического состава этой галактики, кажется, что она разделена на два отдельных компонента с разной историей. Внутренний диск в радиусе 30 × 10 ^ly (9 кпк) имеет типичный градиент состава, который линейно уменьшается от ядра. За пределами этого радиуса, примерно до 82 × 10 ^световых лет (25 кпк), градиент намного более плоский. Это предполагает различную историю звездообразования между внутренним диском и внешним диском и гало, и может быть объяснено сценарием формирования галактик «наизнанку». Это происходит, когда газ накапливается на больших радиусах позже в жизненном пространстве галактики, в то время как газ в ядре истощается. В результате средний возраст звезд уменьшается по мере увеличения радиуса от ядра галактики.
С использованием инфракрасных наблюдений с космического телескопа Спитцера, всего из 515 дискретных источников-кандидатов излучения 24 мкм в галактике Треугольник были каталогизированы по состоянию на 2007 год. Самые яркие источники находятся в центральной области галактики и вдоль спиральных рукавов.
Многие из источников излучения связаны с областями H II звездообразования. Четыре самых ярких региона HII обозначены NGC 588, NGC 592, NGC 595 и NGC 604. Эти области связаны с молекулярными облаками, содержащими (1,2–4) × 10 масс Солнца. Самая яркая из этих областей, NGC 604, возможно, претерпела дискретную вспышку звездообразования около трех миллионов лет назад. Эта туманность является второй по яркости областью HII в Местной группе галактик, ее светимость в (4.5 ± 1.5) × 10 раз больше светимости Солнца. Другие известные области HII в Triangulum включают IC 132, IC 133 и IK 53.
Северное главное спиральное плечо содержит четыре больших области HII, в то время как южное плечо имеет большую концентрацию молодых, горячие звезды. Расчетная частота взрывов сверхновых в Галактике Треугольника составляет 0,06 Тип Ia и 0,62 Тип Ib / Тип II за столетие. В среднем это эквивалентно взрыву сверхновой каждые 147 лет. По состоянию на 2008 г. в Галактике Треугольника было идентифицировано в общей сложности 100 остатков сверхновых, большинство из которых находится в южной половине спиральной галактики. Аналогичная асимметрия существует для областей H I и H II, плюс очень светящиеся скопления массивных звезд типа O. Центр распределения этих объектов смещен примерно на две угловые минуты к юго-западу. Поскольку M33 является местной галактикой, Центральное бюро астрономических телеграмм (CBAT) отслеживает в ней новые вместе с M31 и M81.
Около 54 шаровых скоплений были идентифицированы в этой галактике, но на самом деле их может быть 122 или больше. Подтвержденные скопления могут быть на несколько миллиардов лет моложе шаровых скоплений в Млечном Пути, и образование скоплений, похоже, увеличилось за последние 100 миллионов лет. Это увеличение коррелирует с притоком газа в центр галактики. Ультрафиолетовое излучение массивных звезд в этой галактике соответствует уровню аналогичных звезд в Большом Магеллановом Облаке.
В 2007 году черная дыра примерно в 15,7 раза больше масса Солнца была обнаружена в этой галактике с использованием данных рентгеновской обсерватории Чандра. Черная дыра, названная M33 X-7, вращается вокруг звезды-компаньона, которую она затмевает каждые 3,5 дня. Это самая большая черная дыра звездной массы из известных.
Треугольник на траекториях столкновения Млечного Пути и Галактики Андромеды. Как упоминалось выше, M33 связан с M31 несколькими потоками нейтрального водорода и звезд, что предполагает, что в прошлом взаимодействие между этими двумя галактиками имело место от 2 до 8 миллиардов лет назад, а более сильное столкновение произойдет 2,5 миллиарда лет. в будущем.
Судьба M33 в 2009 году была отрывочной, и казалось, что она не связана с ее более крупным соседом M31. Предлагаемые сценарии включают разрыв и поглощение большим компаньоном, заправляя его водородом для образования новых звезд; в конечном итоге исчерпание всего газа и, следовательно, способность образовывать новые звезды; или участие в столкновении Млечного Пути и M31, вероятно, в конечном итоге на орбите продукта слияния и слияния с ним намного позже. Две другие возможности - это столкновение с Млечным путем до прибытия галактики Андромеды или выброс из Местной группы. Астрометрические данные с Gaia, похоже, исключают возможность того, что M33 и M31 находятся на орбите. Если верно, то M33 находится на своем первом входе в галактику Андромеды (M31).
Планетарные туманности не только вносят важный вклад в химическое обогащение галактик, но и обеспечивают ценный информация об эволюции одиночных и двойных звезд. Кроме того, кажется, что эти объекты всегда создают одну и ту же самую яркую планетарную туманность в галактике, независимо от массы, возраста или металличности галактики. Эта функция очень полезна в качестве стандартной свечи для измерения расстояний, однако мы все еще не понимаем ее полностью.
Большой систематический поиск по этой теме был проведен Ребека Галера-Росилло и соавторами в 2018 году. В этой работе использовались телескопы INT и WHT, расположенные на острове Ла-Пальма. В результате этого исследования были открыты три новые планетарные туманности.
| 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 |
Астрономический портал  | Викискладе есть медиафайлы, связанные с Мессье 33. |
