Эта статья входит в число избранных

Галактика Треугольника

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Стабильная версия, проверенная 10 октября 2024.
Перейти к навигации Перейти к поиску
У этого термина существуют и другие значения, см. M33.
Галактика Треугольника
Галактика
История исследования
Открыватель Шарль Мессье
Дата открытия 25 августа 1764
Обозначения M 33, NGC 598
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Созвездие Треугольник
Прямое восхождение 1ч 33м 50,90с[1]
Склонение +30° 39′ 36,63″[1]
Видимая зв. величина 5,72 ± 0,04[2]
Характеристики
Тип SA(s)cd[3]
Входит в Местная группа[4][5], [CHM2007] LDC 160[вд][6][5], [TSK2008] 222[вд][7][8][…] и M31 Group[вд][4][5]
Лучевая скорость −182 км/с[9][10]
z −0,000597 ± 1,0E−5[11]
Расстояние 850 кпк
Радиус 9,4 килопарсек
Информация в базах данных
SIMBAD M 33
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе

Галактика Треугольника (M 33, NGC 598) — спиральная галактика типа Sc, одна из ближайших галактик к Млечному Пути, удалённая от него на 850 килопарсек. Находится в Местной группе и занимает в ней третье место по размеру, массе и светимости после Галактики Андромеды и Млечного Пути.

По своим параметрам M 33 в целом не выделяется среди галактик её типа. Диаметр M 33 составляет 18,8 килопарсек, что вдвое меньше, чем у Млечного Пути, в ней содержится 40 миллиардов звёзд, в то время как в нашей Галактике, по разным оценкам, от 100 до 400 миллиардов. Главной составляющей галактики является её диск. Спиральные рукава галактики фрагментированы и не слишком туго закручены. Имеется слабовыраженный балдж, также наблюдается гало. Ядро яркое и компактное, сверхмассивная чёрная дыра в нём отсутствует.

Звёздные скопления в галактике Треугольника отличаются от таковых в Млечном Пути — они более равномерно распределены по светимостям и возрастам, чем в нашей Галактике, между скоплениями различных типов нет чётких границ. M 33 богата областями H II — в галактике их около 3000, самая крупная, массивная и яркая из них — NGC 604. По размеру и светимости в Местной группе она уступает лишь Туманности Тарантул в Большом Магеллановом Облаке.

Общая масса звёзд в галактике составляет 5,5⋅109 M⊙, средняя металличность равна −1 и понижается от центра к краю галактики. Темп звездообразования выше среднего для галактики с таким количеством звёзд и составляет 0,34—0,44 M⊙ в год, а бо́льшая доля массы звёзд сформировалась в период 3—6 миллиардов лет назад. В центральной части галактики процесс звездообразования начался раньше, чем на периферии, из-за чего доля старых звёзд наиболее велика в центре.

В галактике известно большое количество рентгеновских источников и переменных звёзд. Ярчайший из постоянных рентгеновских источников во всей Местной группе — M33 X-8 — находится в ядре галактики Треугольника.

Галактику Треугольника открыл Шарль Мессье в 1764 году, хотя, возможно, её наблюдал ещё Джованни Баттиста Годиерна до 1654 года. Большой вклад в изучение галактики внёс Эдвин Хаббл: в 1926 году он опубликовал подробную статью, посвящённую галактике, в которой, в частности, доказал внегалактическую природу объекта.

M 33 наблюдается в созвездии Треугольника. С видимой звёздной величиной +5,7m эта галактика — один из самых далёких объектов, которые возможно увидеть невооружённым глазом.

Свойства

[править | править код]

Основные характеристики

[править | править код]
M 33 в ультрафиолетовом диапазоне. Изображение получено телескопом GALEX
M 33 в инфракрасном диапазоне. Изображение получено телескопом Спитцер

Галактика Треугольника[12] (M 33, NGC 598) — спиральная галактика, расположенная в Местной группе, являющаяся одной из ближайших галактик к Млечному Пути — расстояние до неё составляет 850 ± 20 килопарсек[13]. В Местной группе, содержащей около 50 галактик, M 33 занимает третье место по размеру, светимости и массе[14]. По этим показателям она уступает лишь Млечному Пути и Галактике Андромеды ― спиральным галактикам, доминирующим в группе. Эти три галактики ― единственные спиральные в Местной группе[15].

По своим параметрам M 33 в целом не выделяется среди спиральных галактик поздних типов. Диаметр галактики немного больше среднего: его величина, измеренная по изофоте 25m на квадратную секунду дуги в фотометрической полосе B, составляет 18,8 килопарсек[16][17]. Эта величина приблизительно вдвое меньше, чем у двух крупнейших галактик группы. Абсолютная звёздная величина в полосе V равна −18,9m[18]. Общая масса с учётом тёмной материи, заключённая в пределах 23 килопарсек от центра галактики, составляет 7,9⋅1010 M⊙, из этой массы на звёзды и газ приходится 11 %[14][15]. В галактике Треугольника 40 миллиардов звёзд, что значительно меньше, чем в Млечном Пути ― по разным оценкам, от 100 до 400 миллиардов[19][20].

Видимая звёздная величина M 33 в полосе V составляет +5,72m[21], показатель цвета B−V равен 0,6m. Плоскость диска галактики наклонена под углом 56° к картинной плоскости, большая ось видимого диска галактики находится под позиционным углом 23°. Северо-восточная часть галактики расположена ближе к Земле, чем юго-западная[22].

Структура

[править | править код]
Профиль поверхностной яркости галактики Треугольника. Указан вклад экспоненциального диска (синяя пунктирная линия) и сфероидальной компоненты (красная пунктирно-точечная линия).

Галактика Треугольника — спиральная галактика позднего типа: её спиральные рукава раскрыты и не слишком туго закручены, а балдж выражен слабо, поэтому в классификации Хаббла она относится к типу Sc или даже Scd[17]. В галактике Треугольника отсутствует бар, а спиральные рукава начинаются в самом центре галактики, и в классификации де Вокулёра она обозначается как SAc(s). M 33 имеет галактический класс светимости II—III[комм. 1][24].

Главная составляющая M 33 — галактический диск, хорошо описываемый экспоненциальным профилем с масштабом около 2 килопарсек, который простирается не менее чем на 8 килопарсек по радиусу[25]. Галактика Треугольника обладает многочисленными фрагментированными спиральными рукавами, поэтому её относят к флоккулентным[26][27].

Диск делится на тонкий диск с дисперсией скоростей в 15 км/с, состоящий из молодых звёзд и газа, и толстый диск с дисперсией, равной 47 км/c — к этим компонентам относится, соответственно, 66 % и 30 % звёзд галактики[28].

К галактическому гало относится 4 % звёзд, отдельные звёзды наблюдаются на расстояниях до 40 килопарсек от центра. Наличие балджа в галактике долгое время было под вопросом — разные исследования и подтверждали, и опровергали его[29]. По данным, полученным с космического телескопа Спитцер, балдж присутствует, но очень мал — его радиус равняется 0,4 килопарсека, а светимость — 4 % от общей светимости галактики[25][30].

Ядро галактики Треугольника яркое и компактное. Его видимая звёздная величина в полосе V составляет 14,54m, следовательно, абсолютная равна −10,2m, а показатель цвета B−V равен в среднем 0,65m ― цвет более голубой, чем мог бы наблюдаться у типичного шарового скопления. Цвет не одинаков во всём ядре: к центру ядро становится более голубым. Радиус ядра составляет 0,14 парсека и оно имеет эллиптическую форму: сплюснутость составляет 0,16. Дисперсия скоростей в ядре составляет 21 км/с, а отношение массы к светимости невелико и составляет 0,4 M⊙/L⊙. В ядре присутствуют два относительно молодых звёздных населения. Возраст первого составляет 1 миллиард лет, а общая масса ― 8⋅105 M⊙, второе население имеет возраст в 40 миллионов лет и массу 104 M⊙. Более молодые звёзды сильнее сосредоточены к центру, поэтому цвет ядра в центре более голубой. В ядре галактики также находится M33 X-8 ― самый мощный из постоянных источников рентгеновского излучения во всей Местной группе (см. ниже➤). Сверхмассивная чёрная дыра в центре M 33 отсутствует[31][32][33].

Звёздные скопления

[править | править код]

В галактике Треугольника известно не менее 264 подтверждённых звёздных скоплений. В каталоге протяжённых объектов в M 33, составленном с помощью телескопа CFHT, 3554 объектов являются кандидатами в звёздные скопления. Детальный анализ 60 кандидатов показал, что только 21 объект является скоплением ― остальные оказались астеризмами, туманностями и удалёнными галактиками. Следовательно, если во всём каталоге доля скоплений среди кандидатов такая же, то около 1400 объектов каталога должны являться скоплениями[34].

Скопления в галактике M 33 отличаются от таковых в Млечном Пути. В нашей Галактике наблюдаются скопления двух видов: шаровые скопления и рассеянные. Первые — старые скопления с большим количеством звёзд, населяющие балдж и гало, а вторые — молодые скопления с меньшим количеством звёзд, находящиеся в диске галактики. В Млечном Пути между объектами этих двух типов прослеживается чёткая граница, а скоплений промежуточного возраста практически не наблюдается[35]. В галактике Треугольника граница между скоплениями различных видов более размыта и скопления более равномерно распределены по светимостям и возрастам — похожая картина наблюдается в Магеллановых Облаках[34].

В основном, абсолютные звёздные величины скоплений M 33 лежат в диапазоне от −4m до −9m, массы ― от 103 до 105 M⊙, возрасты ― от 107 до 109 лет. Средняя масса скопления в M 33 составляет 1,78⋅104 M⊙ — ниже, чем в Галактике Андромеды (2,69⋅105 M⊙), но выше, чем в Млечном Пути (5,24⋅102 M⊙), и близка к таковой в Большом Магеллановом Облаке (1,51⋅104 M⊙). Средняя металличность звёзд в скоплениях M 33 — −1,01, что ниже, чем в Млечном Пути (−0,19) и в Галактике Андромеды (−0,43) [комм. 2]. Возрасты скоплений в среднем сравнительно невелики: в M 33 только 31 % скоплений старше 2 миллиардов лет, в то время как в Галактике Андромеды доля таких скоплений составляет 56 %[34][37].

Шаровые звёздные скопления в галактике Треугольника определяются по виду их орбит, указывающих на их принадлежность к гало, иногда ― по большому удалению от плоскости диска, либо по их диаграмме цвет ― светимость. Возрасты некоторых шаровых скоплений достигают 12 миллиардов лет, как и в Млечном Пути, но многие шаровые скопления значительно моложе и могут иметь возраст около 7 миллиардов лет. Более молодые шаровые скопления настолько же бедны тяжёлыми элементами, как и более старые, их типичные значения металличности ― от −1,64 до −0,65[комм. 2]. Это означает, что в галактике Треугольника формирование массивных, бедных металлами скоплений продолжалось ещё несколько миллиардов лет после начальной вспышки звездообразования. Кроме обычных шаровых скоплений, в M 33 есть как минимум одно «протяжённое скопление» (англ. extended cluster) под названием M33-EC1 — скопление с большим размером и невысокой плотностью, в остальном сходное с шаровыми скоплениями. Подобные объекты наблюдаются в Галактике Андромеды, и считается, что они являются остатками карликовых галактик, которые лишились большинства звёзд из-за приливных взаимодействий[38].

Ещё один тип звёздных скоплений, практически не имеющий аналога в Млечном Пути — это «молодые населённые скопления» (англ. young populous clusters). Их абсолютные звёздные величины сопоставимы с таковыми у шаровых скоплений — от −4m до −9m, но у них меньшие массы — от 5⋅103 до 105 M⊙ и бо́льшие металличности, они значительно моложе — возрастом от 100 миллионов лет до 10 миллиардов — и относятся к галактическому диску[39].

Очень молодые звёздные скопления, с возрастами от 4 до 100 миллионов лет, в галактике Треугольника также присутствуют. Массы скоплений в этом диапазоне возрастов составляют от 6⋅102 до 2⋅104 M⊙, некоторые молодые скопления небольшой массы являются рассеянными скоплениями[37]. M 33 богата OB-ассоциациями, которые очерчивают спиральные рукава галактики — это типично для спиральных галактик поздних типов[40].

Межзвёздная среда

[править | править код]
NGC 604 — область звездообразования в галактике M 33. Изображение получено телескопом Хаббл
Области H II и другие объекты в галактике M 33

Межзвёздная среда галактики Треугольника состоит из тех же компонентов, что и в Млечном Пути. Это — межзвёздная пыль, поглощающая излучение и переизлучающая его в инфракрасном диапазоне, и газ различной температуры: от холодного молекулярного газа до очень горячего, испускающего рентгеновское излучение. К отличиям межзвёздной среды M 33 и нашей Галактики можно отнести содержание тяжёлых элементов: в галактике Треугольника металличность ниже и составляет −1,0. Как и в Млечном Пути, этот параметр уменьшается с удалением от центра галактики: градиент металличности составляет −0,01 кпк−1[комм. 2][41]. Общая масса нейтрального атомарного водорода в галактике составляет 1,95⋅109 M⊙[14].

M 33 богата областями H II, где происходит звездообразование: всего их в галактике около 3000 и они концентрируются к галактическим рукавам. Светимости большинства из них составляют 1035—1038 эрг/с, размеры некоторых превышают 100 парсек. Кроме областей H II, в галактике содержится большое количество туманностей других типов, в частности, известно 152 планетарных туманности, 100 остатков сверхновых и 11 туманностей Вольфа — Райе[31][42].

Самая яркая, массивная и крупная из областей H II в галактике — NGC 604: среди областей H II в Местной группе по размеру и светимости она уступает лишь Туманности Тарантул в Большом Магеллановом Облаке. Диаметр NGC 604 составляет 1500 световых лет (460 парсек), в ней находится более 200 массивных звёзд с массами 15—120 M⊙, в том числе 14 звёзд Вольфа — Райе. Туманность является источником рентгеновского излучения с мощностью 9⋅1035 эрг/с[31][43].

Молекулярный водород в галактике Треугольника представлен в форме гигантских молекулярных облаков. Известно как минимум 158 таких объектов, общая масса молекулярного газа в галактике составляет 3⋅108 M⊙. В разных частях галактики доля водорода в молекулярных облаках от общего количества различается: в центре это около 60 %, в то время как на расстоянии 4 кпк от центра — 20 %. Также в галактике обнаружены водные мазеры[44].

Пыль в галактике Треугольника условно делится на холодную и тёплую. Холодная пыль распределена по всему диску галактики, нагревается излучением межзвёздной среды и создаёт диффузное инфракрасное излучение. Тёплая пыль нагревается областями H II и погружёнными скоплениями, поэтому области тёплой пыли излучают как точечные источники и сосредоточены к центру галактики и к спиральным рукавам[45].

Звёздное население и история звездообразования

[править | править код]

В галактике Треугольника, как и в Млечном Пути, присутствуют два основных звёздных населения: старое население гало и более молодое население диска галактики. Общая масса звёзд в галактике составляет 5,5⋅109 M⊙[14]. Средняя металличность звёзд равна −1, её градиент составляет −0,1 кпк−1. В самых далёких областях диска значение металличности понижается до −1,6[комм. 2][46].

10 миллиардов лет назад в M 33 сформировалось большое количество звёзд с низким значением металличности −2. Эти звёзды обогатили межзвёздную среду — звёзды, образовавшиеся позднее, имеют металличность около −1, а металличность звёзд, которые формируются в настоящее время, составляет −0,7[комм. 2]. Темп звездообразования в настоящее время составляет 0,34—0,44 M⊙ в год, что выше среднего для галактики с таким количеством звёзд[19]. Наибольший темп звездообразования пришёлся на период 3—6 миллиардов лет назад — сейчас масса звёзд, сформированных в тот период, составляет 71 % от общей массы звёзд. В центральной части галактики процесс звездообразования начался раньше, чем на периферии, из-за чего доля старых звёзд наиболее велика в центре[47][48][49].

В балдже наблюдаются звёзды двух возрастов: 0,5 и 2 миллиардов лет, их металличность сравнительно велика и составляет −0,26. Средняя металличность гало составляет −1,5[комм. 2]: гало содержит в основном старые, бедные металлами звёзды, но в нём также присутствуют и более молодые звёзды с более высоким содержанием тяжёлых элементов. Это делает гало M 33 более сходным по характеристикам с гало Галактики Андромеды, чем с гало Млечного Пути[50].

Переменные звёзды

[править | править код]

В галактике M 33 известны переменные звёзды различных типов — например, в области неба вокруг галактики каталог SDSS содержит около 36 тысяч переменных звёзд приблизительно до 24-й звёздной величины. Большинство из них — долгопериодические переменные, которых в этой области 20 тысяч; кроме того, там же находится 2 тысячи цефеид[51].

В галактике известны сотни затменных переменных, наиболее примечательная из которых ― рентгеновский источник M33 X-7: это редкий пример двойной звезды, одна из компонент которой ― пульсар (см. ниже➤)[52].

Цефеиды ― наиболее изученный тип переменных звёзд в M 33, поскольку наличие у них зависимости период ― светимость позволяет определять расстояние до галактик. Периоды изменения блеска большинства цефеид M 33 находятся в диапазоне от 3,2 до 46 суток, средняя звёздная величина в полосе B ― от 20,0m до 21,4m, а избыток цвета B−V, вызванный межзвёздным покраснением, ― в среднем 0,1m[53].

Ещё один тип переменных в M 33 ― яркие голубые переменные, одни из ярчайших звёзд галактики. Всего в галактике Треугольника известно не менее десятка подтверждённых звёзд такого типа и кандидатов в них. Видимые величины этих звёзд достигают 14,5m, самая известная из них ― звезда Романо, видимая величина которой меняется от 16,5m до 17,8m[54][55][56].

Долгопериодические переменные также имеют зависимость период ― светимость, которая позволяет определять расстояние до них. Эволюционно эти звёзды могут быть сверхгигантами или же более тусклыми звёздами асимптотической ветви гигантов, и их распределение по светимостям имеет два пика. В галактике Треугольника лишь небольшая часть известных долгопериодических переменных относится к более тусклому пику, то есть, находится на асимптотической ветви гигантов ― гораздо меньшая, чем, например, в Большом Магеллановом Облаке[57].

В M 33 вспыхивает приблизительно 2,5 новых звезды в год ― типичное значение для такой галактики[58]. Вспышек сверхновых за историю наблюдений в галактике зарегистрировано не было, но известны остатки сверхновых (см. выше➤)[17].

Переменные типа RR Лиры также позволяют определять расстояние до них из соотношения между светимостью и металличностью. В распределении этих звёзд по металличностям в галактике M 33 можно выделить два пика: на значениях около −1,3 и −0,7[комм. 2][59].

Рентгеновские источники

[править | править код]

По данным, полученным с космического телескопа Чандра, в области на небе вокруг M 33 находится 394 источника рентгеновского излучения, но не менее половины из них не относятся к галактике, а только наблюдаются в том же направлении — несколько из них отождествлено со звёздами нашей Галактики. Самый яркий источник, M33 X-8, расположен в центре галактики (см. выше➤). Вплоть до расстояний в 10 минут дуги от центра наблюдается диффузное рентгеновское излучение[60].

Из 100 известных остатков сверхновых в галактике 31 наблюдается в рентгеновском диапазоне — эти объекты излучают в основном мягкое рентгеновское излучение. Примечательный объект такого типа — SNR21: этот остаток сверхновой погружён в область H II NGC 592. В южном спиральном рукаве галактики, где происходит активное звездообразование, находится наибольшее количество остатков сверхновых — 26, из которых 10 наблюдаются в рентгеновском диапазоне[61].

NGC 604 — яркая область H II (см. выше➤), которая излучает в рентгеновском диапазоне. В её излучении есть как диффузная компонента, так и точечный источник, но последний слишком слаб, чтобы определить его природу[62].

Рентгеновские двойные в галактике также присутствуют, из них наиболее примечательные — M33 X-8 и M33 X-7. Первый из них — ярчайший постоянный рентгеновский источник во всей Местной группе: его рентгеновская светимость равна 1039 эрг/с, что составляет 70 % от светимости всей галактики в рентгеновском диапазоне. Этот объект представляет собой двойную систему с чёрной дырой массой 10 M⊙, проявляет переменность с периодом 106 дней и по характеристикам похож на микроквазар GR 1915+105 в Млечном Пути. Второй объект, M33 X-7 — затменная двойная система, одна из компонент которой ― нейтронная звезда, являющаяся пульсаром с периодом 0,31 секунды, а вторая — голубой сверхгигант[63].

Движение и спутники

[править | править код]
Кривая вращения галактики Треугольника. Указан вклад тёмного гало (красная пунктирная линия), звёзд (синяя пунктирно-точечная линия) и газа (зелёная точечная линия)

Галактика Треугольника приближается к Солнечной системе со скоростью 179 км/с, а с учётом движения Солнечной системы в нашей Галактике, скорость сближения M 33 и Млечного Пути составляет 24 км/с[17]. Галактика Треугольника примет участие в столкновении Млечного Пути и Галактики Андромеды, которое произойдёт через 4 миллиарда лет — есть небольшая вероятность, что M 33 столкнётся с нашей Галактикой раньше, чем Галактика Андромеды[64][65].

Один оборот вокруг своей оси галактика Треугольника делает за срок около 200 миллионов лет, с точки зрения наблюдателя на Земле это вращение происходит по часовой стрелке[31]. Кривая вращения галактики M 33 достигает значений более 130 км/с и возрастает вплоть до 18 килопарсек от центра из-за большой массы тёмной материи в ней — по вкладу в скорость вращения тёмная материя начинает доминировать, начиная с расстояния в 3 килопарсека от центра[66].

Галактика Треугольника, возможно, является удалённым спутником Галактики Андромеды: в зависимости от массы последней, M 33 могла уже сделать один оборот вокруг Галактики Андромеды, либо первое сближение этих двух галактик только предстоит[67]. Спутником M 33, возможно, является небольшая галактика LGS 3[17].

История изучения

[править | править код]
Зарисовка M 33, сделанная лордом Россом
Фотография M 33, сделанная Исааком Робертсом[англ.] в 1895 году

До XX века

[править | править код]

Галактику Треугольника, возможно, открыл Джованни Баттиста Годиерна ранее 1654 года, однако его записи неоднозначны и могут не относиться к этому объекту. Независимо от Годиерны туманность открыл Шарль Мессье 25 августа 1764 года и внёс в свой каталог — она получила обозначение M 33[17][68]. В 1785 году Уильям Гершель предположил, что M 33 — один из объектов, сравнимых с нашей Галактикой, а в 1850 году лорд Росс обнаружил в ней спиральную структуру. В 1895 году Исаак Робертс[англ.] сделал первую фотографию M 33[69].

Также Гершель в 1784 году открыл крупнейшую и самую яркую в галактике область H II, которая позже вошла в Новый общий каталог как NGC 604. Кроме неё в Новый общий каталог попали NGC 588, 592 и 595, которые открыл Генрих Луи Д'Арре в 1864 году, а сама M 33 получила в этом каталоге обозначение NGC 598[70]. Ещё 11 объектов галактики, которые открыл Гийом Бигурдан в 1889 году, попали в Индекс-каталог: IC 131, 132, 133, 134, 135, 136, 137, 139, 140, 142 и 143[17][71].

XX век

[править | править код]

В 1911 году Эммануил Пален исследовал два самых ярких спиральных рукава галактики и обнаружил, что их форма описывается логарифмическими спиралями с разными углами закрутки. В 1915 году Фрэнсис Пиз измерил лучевую скорость галактики по её спектру и получил значение в −278 км/с, а в следующем году он же обнаружил различие в скорости ядра и одной из эмиссионных туманностей, благодаря чему сделал вывод о вращении галактики[69].

В 1916 году Адриан ван Маанен ошибочно обнаружил быстрое вращение M 33, сравнивая положения звёзд на фотопластинках — по его данным 1923 года, галактика должна была делать оборот за 60—240 тысяч лет. Подобная скорость вращения исключала бы возможность того, что M 33 находится вне нашей Галактики — в противном случае при таком периоде скорость вращения галактики должна была быть очень большой[72].

В то же время накапливались и свидетельства в пользу того, что M 33, как и другие спиральные туманности, находятся очень далеко, что входило в противоречие с результатами ван Маанена. Например, в 1922 году Джон Дункан[англ.] открыл первые три переменные звезды в галактике, а в 1926 году Кнут Лундмарк наблюдал распределение звёзд по видимым величинам. Предполагая, что самые яркие звёзды сравнимы по яркости с ярчайшими известными звёздами, Лундмарк получил расстояние до галактики в 300 килопарсек, что существенно больше размеров Млечного Пути. Он также пересмотрел результаты наблюдений ван Маанена и обнаружил, что скорость вращения не может быть так велика, как считал последний[73].

Большой вклад в изучение M 33 внёс Эдвин Хаббл. В 1926 году, по результатам наблюдений на 100-дюймовом телескопе Маунт-Вилсон, он опубликовал подробную статью, посвящённую этой галактике[74][75].

Хаббл изучил 45 переменных звёзд в галактике — кривые блеска 35 из них чётко указывали на то, что это цефеиды. Поскольку зависимость период — светимость для цефеид уже была известна, Хаббл определил модуль расстояния и получил расстояние до галактики в 263 килопарсека. Несмотря на то, что эта величина заметно отличается от современного значения, вычисление Хаббла послужило доказательством внегалактической природы M 33[76].

Кроме цефеид, Хаббл исследовал яркие голубые переменные в M 33 и обнаружил две новых звезды. Он построил функцию светимости для звёзд M 33 и выяснил, что она сходна с таковой для нашей Галактики, а самые яркие звёзды сопоставимы с ярчайшими звёздами Млечного Пути. Хаббл построил диаграмму цвет — светимость для ярчайших звёзд галактики и обнаружил, что они в основном имеют голубой цвет[77].

Хаббл изучил диффузные туманности в M 33 и обнаружил некоторые сходства их с туманностями в Млечном Пути. Кроме того, он обратил внимание на ядро галактики и определил, что оно является не звездой, а протяжённым объектом. Также Хаббл смог определить скорость вращения галактики, на основе чего вычислил массу — он получил значение 1,5⋅1010 M⊙. С учётом допущенных неточностей и ошибки в расстоянии до галактики, результат Хаббла достаточно близок к современному[77].

После публикации статьи Хаббла изучение M 33 продолжалось. Например, в 1940 году галактика M 33 стала одной из первых, для которых с помощью электроприборов, а именно микрофотометра, было измерено распределение яркости в галактике. В 1959 году Жерар де Вокулёр провёл более глубокий фотометрический анализ, по которому определил некоторые параметры, такие как интегральную светимость, цвет галактики и её профиль яркости[78].

Кроме того, открывались различные объекты внутри галактики: например, начиная с 1940-х годов, были известны сотни областей H II, а к 1998 году число этих объектов возросло до 1030. В 1960 году был опубликован первый каталог звёздных скоплений галактики, содержавший 23 кандидата в скопления, а в дальнейшем количество известных скоплений также возрастало[79].

XXI век

[править | править код]

Некоторые открытия, связанные с галактикой Треугольника, были сделаны в XXI веке. Например, M33-EC1 — первое протяжённое скопление (см. выше➤), было открыто в 2008 году[80], а в 2010 году были обнаружены звёзды на расстояниях до 40 килопарсек от центра галактики[81][82]. Космические телескопы также обеспечили большое количество данных о галактике: например, по результатам работы телескопа Хаббл было открыто и изучено большое количество звёздных скоплений, а Спитцер позволил детально исследовать структуру галактики и её межзвёздную среду[83]. С помощью данных, полученных в 2018 году на космическом телескопе Gaia, была изучена динамика самой галактики и большого числа звёзд в ней[67].

Наблюдения

[править | править код]
Расположение M 33 в созвездии Треугольника

Галактика Треугольника наблюдается в одноимённом созвездии. Она имеет видимую звёздную величину +5,7m, что делает её наблюдаемой невооружённым глазом при хороших условиях на очень тёмном небе. При таких наблюдениях протяжённость видимых частей галактики составляет 20—30 минут дуги, а угловые размеры галактики с её наиболее тусклыми частями составляют 71×42 минут дуги, так что площадь M 33 на небе превышает площадь Луны приблизительно в 4 раза. Поверхностная яркость бо́льшей части диска сравнима с поверхностной яркостью ночного неба, что осложняет наблюдения[17][84]. Лучший месяц для наблюдения галактики — октябрь[64].

Таким образом, M 33 считается самым далёким объектом, который возможно увидеть невооружённым глазом, по крайней мере для большинства людей. Однако некоторые наблюдатели с очень хорошим зрением способны наблюдать невооружённым глазом и более далёкие галактики M 81 и M 83[17][85].

При наблюдении в бинокль галактика всё ещё выглядит как туманное пятно, но уже асимметричной формы. При хороших условиях наблюдения спиральная структура становится отчётливо заметна при использовании телескопа с диаметром объектива более 75 мм, но уже при умеренном световом загрязнении её не удаётся разглядеть даже при наблюдении в относительно крупный телескоп[85].

Телескоп с диаметром объектива 120 мм позволяет более чётко разглядеть хотя бы два спиральных рукава и обнаружить некоторые различия между ними, а также увидеть NGC 604, расположенную в 13 минутах дуги от центра. Телескоп с апертурой 350 мм даёт возможность наблюдать более тусклые спиральные рукава и различать большое количество деталей. Для наблюдения шаровых скоплений необходим телескоп с апертурой более 400 мм, а для отдельных ярчайших звёзд, таких как звезда Романо, ― 500 мм[17][86].

Примечания

[править | править код]

Комментарии

[править | править код]
  1. ↑ Класс светимости I означает самые яркие галактики соответствующего типа, класс светимости V — наиболее тусклые[23].
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Металличность соответствует доле элементов тяжелее гелия, равной солнечной[36].

Источники

[править | править код]
  1. ↑ 1 2 Gaia Early Data Release 3 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2020.
  2. ↑ de Paz A. G., Boissier S., Madore B. F., Seibert M., Joe Y. H., Wyder T. K., Thilker D., Bianchi L., Soo‐Chang Rey, Barlow T. A. et al. The GALEX Ultraviolet Atlas of Nearby Galaxies (англ.) // The Astrophysical Journal: Supplement Series — AAS, 2007. — Vol. 173, Iss. 2. — P. 185–255. — ISSN 0067-0049; 1538-4365 — doi:10.1086/516636 — arXiv:astro-ph/0606440
  3. ↑ Batcheldor D., Axon D., Valluri M., Mandalou J., Merritt D. An STIS atlas of Ca II triplet absorption line kinematics in galactic nuclei (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, 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. The observed properties of dwarf galaxies in and around the Local Group (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, 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. ↑ 1 2 3 SIMBAD Astronomical Database
  6. ↑ Crook A. C., Huchra J. P., Martimbeau N., Jarrett T., Macri L. M. Groups of Galaxies in the Two Micron All Sky Redshift Survey (англ.) // 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
  7. ↑ 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 (англ.) // 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
  8. ↑ 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: the data (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, 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
  9. ↑ Tully R. B., Courtois H. M., Sorce J. G. Cosmicflows-3 (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, 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
  10. ↑ Haynes M. P., Giovanelli R., Kent B. R., Adams E. A. K., Craig D. W., Fertig D., Giovanardi C., Hallenbeck G., Hess K. M., Hoffman G. L. et al. The Arecibo Legacy Fast ALFA Survey: The ALFALFA Extragalactic H i Source Catalog (англ.) // The Astrophysical Journal / E. Vishniac — IOP Publishing, 2018. — Vol. 861, Iss. 1. — P. 49. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.3847/1538-4357/AAC956 — arXiv:1805.11499
  11. ↑ Vaucouleurs G. d., De V. A., Corwin J. R., Buta R. J., Paturel G., Fouque P. Third Reference Catalogue of Bright Galaxies, Version 9 (англ.) — New York City: Springer Science+Business Media, 1991.
  12. ↑ M33: галактика в Треугольнике. Астронет. Дата обращения: 29 сентября 2021. Архивировано 29 сентября 2021 года.
  13. ↑ Darling D. Triangulum Galaxy. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 29 сентября 2021. Архивировано 29 сентября 2021 года.
  14. ↑ 1 2 3 4 Kam S. Z., Carignan C., Chemin L., Foster T., Elson E. H I Kinematics and Mass Distribution of Messier 33 (англ.) // The Astronomical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 2017. — 1 August (vol. 154). — P. 41. — ISSN 0004-6256. — doi:10.3847/1538-3881/aa79f3. Архивировано 28 октября 2021 года.
  15. ↑ 1 2 Hodge, 2012, pp. 1—3.
  16. ↑ Results for object MESSIER 033 (M 33). ned.ipac.caltech.edu. Дата обращения: 16 августа 2022. Архивировано 16 августа 2022 года.
  17. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Frommert H., Kronberg С. Messier Object 33. Messier object. Дата обращения: 29 сентября 2021. Архивировано 22 октября 2018 года.
  18. ↑ van den Bergh, 2000, p. 74.
  19. ↑ 1 2 Hyperwall: Triangulum Galaxy Mosaic (англ.). NASA (25 марта 2019). Дата обращения: 30 сентября 2021. Архивировано 30 сентября 2021 года.
  20. ↑ Masetti M. How Many Stars in the Milky Way? (амер. англ.). NASA (22 июля 2015). Дата обращения: 14 октября 2021. Архивировано 10 апреля 2019 года.
  21. ↑ M 33. SIMBAD. Дата обращения: 13 октября 2021. Архивировано 13 сентября 2014 года.
  22. ↑ Hodge, 2012, pp. 1—3, 28.
  23. ↑ Van Den Bergh Luminosity Class. Astronomy. Swinburne University of Technology. Дата обращения: 30 сентября 2021.
  24. ↑ Hodge, 2012, p. 27.
  25. ↑ 1 2 Kam Z. S., Carignan C., Chemin L., Amram P., Epinat B. Kinematics and mass modelling of M33: Hα observations (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxf.: Wiley-Blackwell, 2015. — 1 June (vol. 449). — P. 4048–4070. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/stv517. Архивировано 30 сентября 2021 года.
  26. ↑ Dobbs C. L., Pettitt A. R., Corbelli E., Pringle J. E. Simulations of the flocculent spiral M33: what drives the spiral structure? (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxf.: Wiley-Blackwell, 2018. — 21 August (vol. 478, iss. 3). — P. 3793–3808. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/sty1231.
  27. ↑ Hodge, 2012, pp. 27—47.
  28. ↑ Hodge, 2012, pp. 150—152.
  29. ↑ Hodge, 2012, pp. 27—47, 150—152.
  30. ↑ Banik I., Thies I., Famaey B., Candlish G., Kroupa P. The Global Stability of M33 in MOND (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 2020. — 1 December (vol. 905). — P. 135. — ISSN 0004-637X. — doi:10.3847/1538-4357/abc623. Архивировано 30 сентября 2021 года.
  31. ↑ 1 2 3 4 Stoyan et al., 2008, p. 155.
  32. ↑ Hodge, 2012, pp. 49—56.
  33. ↑ Williams T. G., Gear W. K., Smith M. W. L. The star formation law at GMC scales in M33, the Triangulum galaxy (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxf.: Wiley-Blackwell, 2018. — 1 September (vol. 479, iss. 1). — P. 297–314. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/sty1476.
  34. ↑ 1 2 3 Hodge, 2012, pp. 57—58.
  35. ↑ Chandar R., Bianchi L., Ford H. C. Star Clusters in M33. II. Global Properties (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1999. — 1 June (vol. 517). — P. 668–681. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/307228. Архивировано 28 октября 2021 года.
  36. ↑ Darling D. Metallicity. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 5 октября 2021. Архивировано 5 октября 2021 года.
  37. ↑ 1 2 Fan Z., de Grijs R. Star Clusters in M33: Updated UBVRI Photometry, Ages, Metallicities, and Masses (англ.) // The Astrophysical Journal Supplement Series. — Bristol: IOP Publishing, 2014. — 1 April (vol. 211). — P. 22. — ISSN 0067-0049. — doi:10.1088/0067-0049/211/2/22. Архивировано 28 октября 2021 года.
  38. ↑ Hodge, 2012, pp. 58—64.
  39. ↑ Hodge, 2012, pp. 64—68.
  40. ↑ Hodge, 2012, pp. 68—71.
  41. ↑ Hodge, 2012, pp. 73, 91.
  42. ↑ Hodge, 2012, pp. 73—79, 84—88.
  43. ↑ Hodge, 2012, pp. 79—80.
  44. ↑ Hodge, 2012, pp. 80—84, 91.
  45. ↑ Hodge, 2012, pp. 88—91.
  46. ↑ Hodge, 2012, pp. 101—115.
  47. ↑ Elson E. C., Kam S. Z., Chemin L., Carignan C., Jarrett T. H. A multiscale study of star formation in Messier 33 (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxf.: Wiley-Blackwell, 2019. — 1 February (vol. 483). — P. 931–946. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/sty3091. Архивировано 30 сентября 2021 года.
  48. ↑ Javadi A., van Loon J. T., Khosroshahi H. G., Tabatabaei F., Golshan R. H. The UK Infrared Telescope M 33 monitoring project — V. The star formation history across the galactic disc (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxf.: Wiley-Blackwell, 2017. — 1 January (vol. 464). — P. 2103–2119. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/stw2463. Архивировано 22 января 2022 года.
  49. ↑ Hodge, 2012, pp. 105—115.
  50. ↑ Hodge, 2012, pp. 31—33, 115, 150.
  51. ↑ Hodge, 2012, pp. 117—119.
  52. ↑ Hodge, 2012, p. 119.
  53. ↑ Hodge, 2012, pp. 119—124.
  54. ↑ Stoyan et al., 2008, pp. 155—156.
  55. ↑ Hodge, 2012, pp. 124—125.
  56. ↑ Humphreys R. M., Davidson K., Hahn D., Martin J. C., Weis K. Luminous and Variable Stars in M31 and M33. V. The Upper HR Diagram (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 2017. — 1 July (vol. 844). — P. 40. — ISSN 0004-637X. — doi:10.3847/1538-4357/aa7cef. Архивировано 15 февраля 2022 года.
  57. ↑ Hodge, 2012, pp. 125—127.
  58. ↑ Hodge, 2012, pp. 127—129.
  59. ↑ Hodge, 2012, pp. 129—131.
  60. ↑ Hodge, 2012, pp. 133—135, 140.
  61. ↑ Hodge, 2012, pp. 135—136, 137—138.
  62. ↑ Hodge, 2012, pp. 136—137.
  63. ↑ Hodge, 2012, pp. 138—140.
  64. ↑ 1 2 Garner R. Messier 33 (The Triangulum Galaxy). NASA (20 февраля 2019). Дата обращения: 29 сентября 2021. Архивировано 28 октября 2021 года.
  65. ↑ Darling D. Andromeda Galaxy (M31, NGC 224) (англ.). Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 10 октября 2021. Архивировано 15 ноября 2010 года.
  66. ↑ Hodge, 2012, pp. 146—150.
  67. ↑ 1 2 van der Marel R. P., Fardal M. A., Sohn S. T., Patel E., Besla G. First Gaia Dynamics of the Andromeda System: DR2 Proper Motions, Orbits, and Rotation of M31 and M33 (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 2019. — 1 February (vol. 872). — P. 24. — ISSN 0004-637X. — doi:10.3847/1538-4357/ab001b. Архивировано 4 декабря 2021 года.
  68. ↑ Stoyan et al., 2008, p. 153.
  69. ↑ 1 2 Hodge, 2012, pp. 5—9.
  70. ↑ Seligman C. New General Catalog Objects: NGC 550 - 599. cseligman.com. Дата обращения: 5 ноября 2021. Архивировано 29 июня 2020 года.
  71. ↑ Seligman C. Index Catalog Objects: IC 100 - 149. cseligman.com. Дата обращения: 5 ноября 2021. Архивировано 20 октября 2021 года.
  72. ↑ Hodge, 2012, pp. 9—11.
  73. ↑ Hodge, 2012, pp. 11—12.
  74. ↑ Hubble E. No. 310. A spiral nebula as a stellar system. Messier 33 // Contributions from the Mount Wilson Observatory / Carnegie Institution of Washington (англ.). — Washington, 1926. — Vol. 310. — P. 1–39.
  75. ↑ Hodge, 2012, p. 15.
  76. ↑ Hodge, 2012, pp. 15—19.
  77. ↑ 1 2 Hodge, 2012, pp. 19—25.
  78. ↑ Hodge, 2012, pp. 27—28.
  79. ↑ Hodge, 2012, pp. 57, 73.
  80. ↑ Stonkutė R., Vansevičius V., Arimoto N., Hasegawa T., Narbutis D. An extended star cluster at the outer edge of the spiral galaxy M 33 (англ.) // The Astronomical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 2008. — 12 March (vol. 135, iss. 4). — P. 1482–1487. — ISSN 1538-3881 0004-6256, 1538-3881. — doi:10.1088/0004-6256/135/4/1482. Архивировано 9 ноября 2021 года.
  81. ↑ Hodge, 2012, pp. 63, 114—115.
  82. ↑ McConnachie A. W., Ferguson A. M. N., Irwin M. J., Dubinski J., Widrow L. M. The Photometric Properties of a Vast Stellar Substructure in the Outskirts of M33 // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 2010. — 1 ноября (т. 723). — С. 1038–1052. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1088/0004-637X/723/2/1038. Архивировано 22 января 2022 года.
  83. ↑ Hodge, 2012, pp. 39—40, 57—60, 73—74.
  84. ↑ Stoyan et al., 2008, pp. 153, 156.
  85. ↑ 1 2 Stoyan et al., 2008, p. 156.
  86. ↑ Stoyan et al., 2008, pp. 156—157.

Литература

[править | править код]

Ссылки

[править код]
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Галактика_Треугольника&oldid=140366973