Galaxie Triangulum

Galaxie Triangulum
Galaxie
Historie výzkumu
otvírák Charles Messier
datum otevření 25. srpna 1764
Notový zápis M 33, NGC 598
Údaje z pozorování
( Epocha J2000.0 )
Souhvězdí Trojúhelník
rektascenzi 1 h  33 m  50,90 s [1]
deklinace +30° 39′ 35,79″ [1]
Viditelný zvuk velikost 5,72 ± 0,04 [2]
Charakteristika
Typ SA(s)cd [3]
Obsažen v Místní skupina [4] , [CHM2007] LDC 160 [5] , [TSK2008] 222 [6] [7] a skupina M31 [d] [4]
radiální rychlost −182 km/s [8]
z −0,000597 ± 1,0E−5 [9]
Vzdálenost 850 kpc
Poloměr 9,4 kiloparsec
Informace v databázích
SIMBAD M33
Informace ve Wikidatech  ?
 Mediální soubory na Wikimedia Commons

Galaxie Triangulum ( M 33 , NGC 598 ) je spirální galaxie typu Sc , jedna z nejbližších galaxií k Mléčné dráze , ve vzdálenosti 850 kiloparseků od ní . Je v Místní skupině a je na třetím místě co do velikosti, hmotnosti a svítivosti po galaxii v Andromedě a Mléčné dráze.

Svými parametry M 33 jako celek mezi galaxiemi svého typu nevyčnívá. Průměr M 33 je 18,8 kiloparseků , což je polovina průměru Mléčné dráhy, obsahuje 40 miliard hvězd, zatímco v naší Galaxii podle různých odhadů od 100 do 400 miliard. Hlavní složkou galaxie je její disk . Spirální ramena galaxie jsou roztříštěná a nejsou příliš zkroucená. Je zde mírné vyboulení a je také pozorováno svatozář . Jádro je jasné a kompaktní a postrádá supermasivní černou díru .

Hvězdokupy v galaxii Triangulum se liší od hvězdokup v Mléčné dráze – jsou rovnoměrněji rozloženy ve svítivosti a stáří než v naší Galaxii, mezi kupami různých typů nejsou jasné hranice. M 33 je bohatá na oblasti H II  - v galaxii jich je asi 3000, největší, hmotná a nejjasnější z nich je NGC 604 . Velikostí a svítivostí v Místní skupině je na druhém místě za mlhovinou Tarantule ve Velkém Magellanově mračnu .

Celková hmotnost hvězd v galaxii je 5,5⋅10 9 M ⊙ , průměrná metalicita je −1 a klesá od středu k okraji galaxie. Rychlost tvorby hvězd je vyšší než průměr pro galaxii s takovým počtem hvězd a činí 0,34–0,44 M ⊙ za rok, přičemž většina hmoty hvězd vznikla v období před 3–6 miliardami let. V centrální části galaxie začal proces vzniku hvězd dříve než na periferii, proto je podíl starých hvězd největší ve středu.

V galaxii je známo velké množství zdrojů rentgenového záření a proměnných hvězd . Nejjasnější trvalý zdroj rentgenového záření v celé Místní skupině, M33 X-8  , leží v jádru galaxie Triangulum.

Galaxii Triangulum objevil Charles Messier v roce 1764, ačkoli ji mohl pozorovat Giovanni Battista Hodierna před rokem 1654. Edwin Hubble významně přispěl ke studiu galaxie : v roce 1926 publikoval podrobný článek o galaxii, ve kterém zejména prokázal extragalaktickou povahu objektu.

M 33 je pozorován v souhvězdí Trojúhelníku . Se zdánlivou velikostí +5,7 m je tato galaxie jedním z nejvzdálenějších objektů, které lze spatřit pouhým okem .

Vlastnosti

Klíčové vlastnosti

Galaxie Triangulum [10] ( M 33, NGC 598) je spirální galaxie nacházející se v Místní skupině , což je jedna z nejbližších galaxií k Mléčné dráze  – vzdálenost k ní je 850 ± 20 kiloparseků [11] . V Místní skupině, která obsahuje asi 50 galaxií, je M 33 na třetím místě co do velikosti, svítivosti a hmotnosti [12] . Podle těchto ukazatelů je na druhém místě po Mléčné dráze a galaxii Andromeda – spirálních galaxiích, které skupině dominují. Tyto tři galaxie jsou jediné spirální galaxie v Místní skupině [13] .

Svými parametry M 33 jako celek mezi spirálními galaxiemi pozdního typu nevyčnívá. Průměr galaxie je o něco větší než průměr: její velikost, měřená od izofota 25 m na čtvereční sekundu oblouku ve fotometrickém B pásmu , je 18,8 kiloparseků [14] [15] . Tato hodnota je přibližně poloviční než u dvou největších galaxií ve skupině. Absolutní velikost v pásmu V je −18,9 m [16] . Celková hmotnost, vezmeme-li v úvahu temnou hmotu , obsaženou ve vzdálenosti 23 kiloparseků od středu galaxie, je 7,9⋅10 10 M ⊙ , z této hmotnosti tvoří hvězdy a plyn 11 % [12] [13] . V galaxii Triangulum je 40 miliard hvězd, což je mnohem méně než v Mléčné dráze – podle různých odhadů od 100 do 400 miliard [17] [18] .

Zdánlivá magnituda M 33 v pásmu V je +5,72 m [19] , barevný index B−V je 0,6 m . Rovina disku galaxie je skloněna pod úhlem 56° k rovině oblohy , hlavní osa viditelného disku galaxie je v úhlu 23°. Severovýchodní část galaxie se nachází blíže k Zemi než jihozápadní [20] .

Struktura

Galaxie Triangulum je spirální galaxie pozdního typu : její spirální ramena jsou otevřená a ne příliš pevně zkroucená a výduť je slabě vyjádřena, proto podle Hubbleovy klasifikace patří k typu Sc nebo dokonce Scd [15] . V galaxii Triangulum není žádná příčka a spirální ramena začínají v samém středu galaxie a v de Vaucouleurově klasifikaci je označena jako SAc(s). M 33 má galaktickou svítivost třídy II-III [comm. 1] [22] .

Hlavní složkou M 33 je galaktický disk , který je dobře popsán exponenciálním profilem s měřítkem asi 2 kiloparseky, který se táhne podél poloměru alespoň 8 kiloparseků [23] . Galaxie Triangulum má četná fragmentovaná spirální ramena, proto je označována jako vločkovitá [24] [25] .

Disk je rozdělen na tenký disk s rozptylem rychlosti 15 km/s, skládající se z mladých hvězd a plynu, a tlustý disk s rozptylem 47 km/s – tyto složky zahrnují 66 % a 30 % hvězdy galaxie [26] .

4 % hvězd patří ke galaktickému halo , jednotlivé hvězdy jsou pozorovány ve vzdálenostech do 40 kiloparseků od středu. Přítomnost výdutě v galaxii byla zpochybňována dlouhou dobu – různé studie ji potvrdily i vyvrátily [27] . Podle údajů získaných ze Spitzerova vesmírného dalekohledu je výduť přítomná, ale velmi malá – její poloměr je 0,4 kiloparsec a její svítivost je 4 % celkové svítivosti galaxie [23] [28] .

Jádro galaxie Triangulum je jasné a kompaktní. Jeho zdánlivá magnituda v pásmu V je 14,54 m , proto je absolutní hodnota −10,2 m a index barvy B−V je v průměru 0,65 m – barva modřejší, než by bylo možné pozorovat v typické kulové hvězdokupě . Barva není v celém jádře stejná: směrem ke středu se jádro stává modřejší. Poloměr jádra je 0,14 parsec a má eliptický tvar: zploštělost je 0,16. Rozptyl rychlosti v jádře je 21 km/s a poměr hmoty k svítivosti je malý a činí 0,4 M ⊙ / L ⊙ . V jádru jsou dvě relativně mladé hvězdné populace . Stáří první populace je 1 miliarda let a celková hmotnost je 8⋅10 5 M ⊙ , druhá populace je stará 40 milionů let a má hmotnost 10 4 M ⊙ . Mladší hvězdy jsou koncentrovanější směrem ke středu, takže barva jádra ve středu je více modrá. V jádru galaxie se také nachází M33 X-8 , nejsilnější trvalý zdroj rentgenového záření v celé Místní skupině (viz níže ). Ve středu M 33 není žádná supermasivní černá díra [29] [30] [31] .

Hvězdokupy

V Galaxii Triangulum je nejméně 264 potvrzených hvězdokup . V katalogu rozšířených objektů CFHT v M ​​33 je 3554 objektů kandidáty na hvězdokupy. Podrobná analýza 60 kandidátů ukázala, že pouze 21 objektů jsou kupy - zbytek se ukázaly jako asterismy , mlhoviny a vzdálené galaxie. Pokud je tedy podíl shluků mezi kandidáty v celém katalogu stejný, pak by asi 1400 objektů katalogu měly být shluky [32] .

Kupy v galaxii M 33 se liší od kup v Mléčné dráze. V naší galaxii existují dva typy kup: kulové hvězdokupy a otevřené hvězdokupy . První jsou staré kupy s velkým počtem hvězd, které obývají výduť a halo, a druhé jsou mladé kupy s menším počtem hvězd, které se nacházejí v disku galaxie . V Mléčné dráze lze vysledovat jasnou hranici mezi objekty těchto dvou typů a shluky středního věku prakticky nejsou pozorovány [33] . V galaxii Triangulum je hranice mezi kupami různých typů více rozmazaná a kupy jsou rovnoměrněji rozloženy ve svítivosti a stáří – podobný obrázek je pozorován v Magellanových oblacích [32] .

V zásadě se absolutní velikosti kup M 33 pohybují v rozmezí od −4 m do −9 m , hmotnosti od 10 3 do 10 5 M ⊙ a stáří od 10 7 do 10 9 let. Průměrná hmotnost kupy v M ​​33 je 1,78⋅10 4 M ⊙  – nižší než v galaxii Andromeda (2,69⋅10 5 M ⊙ ), ale vyšší než v Mléčné dráze (5,24⋅10 2 M ⊙ ) , a je blízko tomu ve Velkém Magellanově mračnu (1,51⋅10 4 M ⊙ ). Průměrná metalicita hvězd v hvězdokupách M ​​33 je -1,01, což je méně než v Mléčné dráze (-0,19) a v galaxii Andromeda (-0,43) [comm. 2] . Stáří kup je v průměru relativně malé: v M ​​33 je pouze 31 % kup starších než 2 miliardy let, zatímco v galaxii Andromeda je podíl takových kup 56 % [32] [35] .

Kulové hvězdokupy v galaxii Triangulum jsou identifikovány podle typu jejich drah, což naznačuje jejich příslušnost k halo , někdy podle velké vzdálenosti od roviny disku nebo podle jejich diagramu barevnosti a jasu . Některé kulové hvězdokupy jsou staré až 12 miliard let, jako je tomu v Mléčné dráze, ale mnohé kulové hvězdokupy jsou mnohem mladší a mohou být staré až 7 miliard let. Mladší kulové hvězdokupy jsou stejně chudé na těžké prvky jako starší, s typickou metalicitou v rozmezí od -1,64 do -0,65 [comm. 2] . To znamená, že v galaxii Triangulum tvorba masivních, na kov chudých hvězdokup pokračovala několik miliard let po počátečním výbuchu formování hvězd . Kromě běžných kulových hvězdokup má M 33 alespoň jednu "rozšířenou hvězdokupu" ( angl.  extend cluster ) nazvanou M33-EC1  - hvězdokupa s velkou velikostí a nízkou hustotou, jinak podobná kulovým hvězdokupám. Podobné objekty byly pozorovány v galaxii Andromeda a předpokládá se, že jsou to zbytky trpasličích galaxií , které ztratily většinu svých hvězd v důsledku slapových interakcí [36] .

Dalším typem hvězdokup, který v Mléčné dráze prakticky nemá obdobu, jsou „mladé lidnaté hvězdokupy “ .  Jejich absolutní velikosti jsou srovnatelné s kulovými hvězdokupami — od −4 m do −9 m , ale mají menší hmotnosti — od 5⋅10 3 do 10 5 M ⊙ a vyšší metalicitu, jsou mnohem mladší — od 100 milionů let do 10 miliard - a odkazují na galaktický disk [37] .

V galaxii Triangulum jsou také přítomny velmi mladé hvězdokupy ve věku od 4 do 100 milionů let. Hmotnosti shluků v tomto věkovém rozmezí se pohybují od 6⋅10 2 do 2⋅10 4 M ⊙ , některé mladé shluky o malé hmotnosti jsou otevřené hvězdokupy [35] . M 33 je bohatá na asociace OB , které vymezují spirální ramena galaxie, což je typické pro spirální galaxie pozdního typu [38] .

Mezihvězdné médium

Mezihvězdné médium galaxie Triangulum se skládá ze stejných složek jako v Mléčné dráze. Jedná se o mezihvězdný prach , který absorbuje záření a znovu ho vyzařuje v infračervené oblasti , a plyny různých teplot: od studeného molekulárního plynu až po velmi horké, vyzařující rentgenové záření . Rozdíly mezi mezihvězdným prostředím M 33 a naší Galaxií zahrnují obsah těžkých prvků: v galaxii Triangulum je metalicita nižší a činí -1,0. Stejně jako v Mléčné dráze tento parametr klesá se vzdáleností od středu galaxie: gradient metalicity je −0,01 kpc −1 [comm. 2] [39] . Celková hmotnost neutrálního atomárního vodíku v galaxii je 1,95⋅10 9 M ⊙ [12] .

M 33 je bohatá na oblasti H II , kde dochází ke vzniku hvězd : v galaxii jich je asi 3000 a jsou soustředěny směrem ke galaktickým ramenům . Svítivost většiny z nich je 10 35 -10 38 erg /s a velikosti některých přesahují 100 parseků. Kromě oblastí H II obsahuje galaxie velké množství dalších typů mlhovin, zejména je známo 152 planetárních mlhovin , 100 zbytků supernov a 11 Wolf-Rayetových mlhovin [29] [40] .

Nejjasnější, nejhmotnější a největší z oblastí H II v galaxii je NGC 604 : mezi oblastmi H II v Místní skupině je co do velikosti a svítivosti druhá za mlhovinou Tarantule ve Velkém Magellanově mračnu . Průměr NGC 604 je 1500 světelných let (460 parseků ), obsahuje více než 200 hmotných hvězd o hmotnosti 15-120 M ⊙ , včetně 14 Wolf-Rayetových hvězd . Mlhovina je zdrojem rentgenového záření o síle 9⋅10 35 erg /s [29] [41] .

Molekulární vodík v galaxii Triangulum je zastoupen ve formě obřích molekulárních mraků . Je známo nejméně 158 takových objektů, celková hmotnost molekulárního plynu v galaxii je 3⋅108 M⊙ . V různých částech galaxie se podíl vodíku v molekulárních oblacích z celkového množství liší: ve středu je to asi 60 %, zatímco ve vzdálenosti 4 kpc od středu je to 20 %. V galaxii byly také objeveny vodní masery [42] .

Prach v galaxii Triangulum je podmíněně rozdělen na studený a teplý. Studený prach je distribuován po celém disku galaxie, zahřívá se zářením z mezihvězdného prostředí a vytváří difúzní infračervené záření. Teplý prach je zahříván oblastmi H II a ponořenými kupami , takže teplé prachové oblasti vyzařují jako bodové zdroje a jsou koncentrovány směrem ke středu galaxie a spirálním ramenům [43] .

Hvězdná populace a historie vzniku hvězd

V galaxii Triangulum, stejně jako v Mléčné dráze , existují dvě hlavní hvězdné populace : stará populace halo a mladší populace disku galaxie . Celková hmotnost hvězd v galaxii je 5,5⋅10 9 M ⊙ [12] . Průměrná metalicita hvězd je −1, její gradient je −0,1 kpc −1 . V nejvzdálenějších oblastech disku hodnota metalicity klesne na -1,6 [comm. 2] [44] .

Před 10 miliardami let vytvořila M 33 velké množství hvězd s nízkou metalicitou −2. Tyto hvězdy obohatily mezihvězdné prostředí – později vzniklé hvězdy mají metalicitu asi −1, zatímco v současnosti vznikající hvězdy mají metalicitu −0,7 [comm. 2] . Rychlost tvorby hvězd je v současnosti 0,34–0,44 M ⊙ za rok, což je nadprůměrné pro galaxii s tolika hvězdami [17] . Nejvyšší rychlost tvorby hvězd se vyskytla v období před 3-6 miliardami let – nyní hmotnost hvězd vytvořených v tomto období činí 71 % celkové hmotnosti hvězd. V centrální části galaxie začal proces vzniku hvězd dříve než na periferii, proto je podíl starých hvězd největší ve středu [45] [46] [47] .

Ve výduti jsou pozorovány hvězdy dvou stáří: 0,5 a 2 miliardy let, jejich metalicita je relativně vysoká a dosahuje -0,26. Průměrná metalicita halo je -1,5 [comm. 2] : halo obsahuje převážně staré, na kovy chudé hvězdy, ale obsahuje i mladší hvězdy s vyšším zastoupením těžkých prvků. Díky tomu je halo M 33 svými charakteristikami více podobné halo galaxie v Andromedě než halo Mléčné dráhy [48] .

Proměnné hvězdy

V galaxii M 33 jsou známy proměnné hvězdy různých typů - například v oblasti oblohy kolem galaxie obsahuje katalog SDSS asi 36 tisíc proměnných hvězd do přibližně 24. magnitudy . Většina z nich jsou dlouhodobé proměnné , kterých je v této oblasti 20 tisíc; kromě toho existují 2 tisíce cefeid [49] .

V galaxii jsou známy stovky zákrytových proměnných , z nichž nejpozoruhodnější je zdroj rentgenového záření M33 X-7 : jedná se o vzácný příklad dvojhvězdy , jejíž jednou z komponent je pulsar (viz níže ) [50] .

Cefeidy jsou nejvíce studovaným typem proměnných hvězd v M ​​33, protože jejich závislost na periodě a svítivosti umožňuje určit vzdálenost ke galaxiím. Periody změny jasnosti většiny cefeid M 33 jsou v rozmezí od 3,2 do 46 dnů, průměrná magnituda v pásmu B je od 20,0 m do 21,4 m a přebytek barvy B−V způsobený mezihvězdným zčervenáním je zapnutý. průměr 0,1 m [ 51 ] .

Dalším typem proměnné v M ​​33 jsou jasně modré proměnné , jedna z nejjasnějších hvězd v galaxii. Celkem je v galaxii Triangulum znám minimálně tucet potvrzených hvězd tohoto typu a kandidátů na ně. Zdánlivé velikosti těchto hvězd dosahují 14,5 m , nejznámější z nich je hvězda Romano , jejíž zdánlivá velikost se pohybuje od 16,5 m do 17,8 m [52] [53] [54] .

Dlouhoperiodické proměnné mají také závislost perioda-svítivost, což umožňuje určit vzdálenost k nim. Evolučně mohou být tyto hvězdy supergianty nebo slabšími hvězdami asymptotické obří větve a distribuce jejich jasu má dva vrcholy. V galaxii Triangulum patří jen malá část známých dlouhoperiodických proměnných k slabšímu vrcholu, to znamená, že je na asymptotické obří větvi - mnohem menší než například ve Velkém Magellanově mračnu [55] .

V M 33 vybuchne ročně přibližně 2,5 nových hvězd , což je typická hodnota pro takovou galaxii [56] . V historii pozorování nebyly v galaxii zaznamenány žádné výbuchy supernov , ale jsou známy zbytky supernov (viz výše ) [15] .

Proměnné jako RR Lyrae také umožňují určit vzdálenost k nim ze vztahu mezi svítivostí a kovovostí . V rozložení těchto hvězd podle metalicity v galaxii M 33 lze rozlišit dva vrcholy: na hodnotách kolem -1,3 a -0,7 [comm. 2] [57] .

Zdroje rentgenového záření

Podle údajů získaných z kosmického dalekohledu Chandra je na obloze kolem M 33 394 zdrojů rentgenového záření , ale minimálně polovina z nich nepatří do galaxie, ale jsou pozorovány pouze ve stejném směru - několik z nich je identifikovaný s hvězdami naší Galaxie. Nejjasnější zdroj, M33 X-8 , se nachází ve středu galaxie (viz výše ). Do vzdálenosti 10 obloukových minut od středu je pozorována difúzní emise rentgenového záření [58] .

Ze 100 známých zbytků supernov v galaxii je 31 pozorováno v oblasti rentgenového záření – tyto objekty vyzařují především měkké rentgenové záření. Pozoruhodný objekt tohoto typu je SNR21 : tento zbytek supernovy je ponořen v oblasti H II NGC 592 . V jižním spirálním rameni galaxie, kde dochází k aktivní tvorbě hvězd, se nachází největší počet zbytků supernov - 26, z nichž 10 je pozorováno v oblasti rentgenového záření [59] .

NGC 604  je jasná oblast H II (viz výše ), která vyzařuje rentgenové záření. Jeho záření obsahuje jak difúzní složku, tak bodový zdroj, ale ten je příliš slabý na to, aby mohl určit jeho povahu [60] .

V galaxii jsou také přítomny rentgenové dvojhvězdy, z nichž nejpozoruhodnější jsou M33 X-8 a M33 X-7 . První z nich je nejjasnější trvalý zdroj rentgenového záření v celé Místní skupině : jeho rentgenová svítivost je 10 39 erg /s, což je 70 % svítivosti celé galaxie v rentgenovém rozsahu. Tento objekt je binárním systémem s černou dírou o hmotnosti 10 M ⊙ , vykazuje proměnlivost s periodou 106 dnů a svými vlastnostmi je podobný mikrokvasaru GR 1915+105 v Mléčné dráze . Druhý objekt, M33 X-7, je zákrytový dvojhvězdný systém , jehož jednou složkou je neutronová hvězda , což je pulsar s periodou 0,31 sekundy, a druhou je modrý veleobr [61] .

Pohyb a satelity

Galaxie Triangulum se přibližuje ke Sluneční soustavě rychlostí 179 km/s a s přihlédnutím k pohybu Sluneční soustavy v naší Galaxii je rychlost přiblížení M 33 a Mléčné dráhy 24 km/s [15] . Galaxie Triangulum se zúčastní srážky Mléčné dráhy a Galaxie v Andromedě , ke které dojde za 4 miliardy let – je malá šance, že se M 33 srazí s naší Galaxií před galaxií v Andromedě [62] [63] .

Galaxie Triangulum provede jednu otáčku kolem své osy za zhruba 200 milionů let, z pohledu pozorovatele na Zemi k této rotaci dochází ve směru hodinových ručiček [29] . Rotační křivka galaxie M 33 dosahuje hodnot více než 130 km/s a zvyšuje se až na 18 kiloparseků od středu v důsledku velké hmoty temné hmoty v ní – temná hmota začíná dominovat, pokud jde o její příspěvek k rychlost rotace, počínaje vzdáleností 3 kiloparseky od středu [64] .

Galaxie Triangulum je možná vzdálený satelit galaxie v Andromedě : v závislosti na hmotnosti galaxie v Andromedě mohla M 33 již provést jednu otáčku kolem galaxie v Andromedě, nebo k prvnímu přiblížení těchto dvou galaxií teprve dojde [65] . Společníkem M 33 je možná malá galaxie LGS 3 [15] .

Historie studia

Do 20. století

Galaxii Triangulum mohl objevit Giovanni Battista Hodierna dříve než v roce 1654, ale jeho záznamy jsou nejednoznačné a nemusí se vztahovat k tomuto objektu. Bez ohledu na Hodierne mlhovinu objevil Charles Messier 25. srpna 1764 a zařadil ji do svého katalogu  – dostala označení M 33 [15] [66] . V roce 1785 William Herschel navrhl, že M 33 je jedním z objektů srovnatelných s naší Galaxií, a v roce 1850 v ní Lord Ross objevil spirální strukturu . V roce 1895 Isaac Robertspořídil první fotografii M 33 [67] .

Herschel také objevil v roce 1784 největší a nejjasnější oblast v galaxii, H II , která byla později zahrnuta do Nového generálního katalogu jako NGC 604 . Kromě něj se do Nového generálního katalogu dostaly NGC 588 , 592 a 595 , které objevil Heinrich Louis D'Arre v roce 1864 a samotná M 33 získala v tomto katalogu označení NGC 598 [68] . Dalších 11 galaktických objektů objevených Guillaume Bigourdanem v roce 1889 bylo zahrnuto do katalogu Index : IC 131 , 132 , 133 , 134 , 135 , 136 , 137 , 139 , 140 , 142 a 149 [ 163 ] .

20. století

V roce 1911 Emmanuel Pahlen zkoumal dvě nejjasnější spirální ramena galaxie a zjistil, že jejich tvar je popsán logaritmickými spirálami s různými úhly natočení. Francis Pease změřil v roce 1915 radiální rychlost galaxie z jejího spektra a získal hodnotu −278 km/s a v následujícím roce také objevil rozdíl v rychlosti jádra a jedné z emisních mlhovin díky z čehož usoudil, že galaxie rotuje [67] .

V roce 1916 Adrian van Maanen omylem objevil rychlou rotaci M 33 porovnáním pozic hvězd na fotografických deskách  – podle jeho údajů z roku 1923 se měla galaxie otočit za 60–240 tisíc let. Taková rychlost rotace by vyloučila možnost, že M 33 je mimo naši Galaxii - jinak by s takovou periodou měla být rychlost rotace galaxie velmi vysoká [70] .

Zároveň se hromadily důkazy, že M 33 je stejně jako ostatní spirální mlhoviny velmi daleko, což odporovalo van Maanenovým výsledkům. Například v roce 1922 John Duncanobjevil první tři proměnné hvězdy v galaxii a v roce 1926 Knut Lundmark pozoroval rozložení hvězd ve zdánlivých velikostech. Za předpokladu, že nejjasnější hvězdy jsou co do jasnosti srovnatelné s nejjasnějšími známými hvězdami, Lundmark získal vzdálenost ke galaxii 300 kiloparseků , což je výrazně větší než velikost Mléčné dráhy . Zrevidoval také výsledky van Maanenových pozorování a zjistil, že rychlost rotace nemůže být tak vysoká, jak posledně jmenovaný věřil [71] .

Velký příspěvek ke studiu M 33 měl Edwin Hubble . V roce 1926 na základě výsledků pozorování 100palcovým dalekohledem Mount Wilson publikoval podrobný článek o této galaxii [72] [73] .

Hubble studoval 45 proměnných hvězd v galaxii - světelné křivky 35 z nich jasně naznačovaly, že se jedná o cefeidy . Vzhledem k tomu, že doba závislosti - svítivost pro cefeidy byla již známa, Hubble určil modul vzdálenosti a dostal vzdálenost ke galaxii na 263 kiloparseků. Navzdory skutečnosti, že se tato hodnota výrazně liší od moderní hodnoty, Hubbleův výpočet posloužil jako důkaz extragalaktické povahy M 33 [74] .

Kromě cefeid zkoumal HST jasně modré proměnné v M ​​33 a objevil dvě novy . Sestavil funkci jasu pro hvězdy M 33 a zjistil, že je podobná té v naší Galaxii a nejjasnější hvězdy jsou srovnatelné s nejjasnějšími hvězdami v Mléčné dráze. Hubble nakreslil diagram barev a svítivosti pro nejjasnější hvězdy v galaxii a zjistil, že jsou většinou modré [75] .

Hubble studoval difúzní mlhoviny v M ​​33 a našel určité podobnosti s mlhovinami v Mléčné dráze. Navíc upozornil na jádro galaxie a určil, že nejde o hvězdu, ale o prodloužený objekt. Hubbleovi se také podařilo určit rychlost rotace galaxie, na základě které vypočítal hmotnost - dostala hodnotu 1,5⋅10 10 M ⊙ . Vezmeme-li v úvahu nepřesnosti a chybu ve vzdálenosti ke galaxii, je výsledek Hubblea poměrně blízký modernímu [75] .

Po zveřejnění Hubbleova článku pokračovalo studium M 33. Například v roce 1940 se galaxie M 33 stala jednou z prvních, u které bylo pomocí elektrických přístrojů, konkrétně mikrofotometru , měřeno rozložení jasu v galaxii. V roce 1959 provedl Gerard de Vaucouleurs hlubší fotometrickou analýzu, ze které určil některé parametry, jako je integrovaná svítivost , barva galaxie a její jasový profil [76] .

Kromě toho byly v galaxii objeveny různé objekty: například od 40. let 20. století byly známy stovky oblastí H II a do roku 1998 se počet těchto objektů zvýšil na 1030. V roce 1960 byl vydán první katalog hvězdokup byla publikována galaxie obsahující 23 kandidátů do shluků a následně se zvýšil i počet známých shluků [77] .

21. století

Některé objevy související s galaxií Triangulum byly učiněny v 21. století. Například M33-EC1, první rozšířená hvězdokupa (viz výše ), byla objevena v roce 2008 [78] a v roce 2010 byly objeveny hvězdy ve vzdálenostech až 40 kiloparseků od středu galaxie [79] [ 80] . Vesmírné dalekohledy také poskytly velké množství dat o galaxii: například výsledky práce Hubbleova teleskopu objevily a studovaly velké množství hvězdokup a Spitzer umožnil podrobně studovat strukturu galaxie a její mezihvězdné prostředí [81] . Pomocí dat získaných v roce 2018 vesmírným dalekohledem Gaia byla studována dynamika samotné galaxie a velkého počtu hvězd v ní [65] .

Pozorování

Galaxii Triangulum lze pozorovat ve stejnojmenném souhvězdí . Má zdánlivou velikost +5,7 m , díky čemuž je za dobrých podmínek na velmi tmavé obloze viditelná pouhým okem . Při takových pozorováních je rozsah viditelných částí galaxie 20–30 obloukových minut a úhlové rozměry galaxie s jejími nejslabšími částmi jsou 71 × 42 obloukových minut, takže plocha M 33 v obloha přesahuje plochu Měsíce přibližně 4krát. Povrchová jasnost většiny disku je srovnatelná s povrchovou jasností noční oblohy, což komplikuje pozorování [15] [82] . Nejlepší měsíc pro pozorování galaxie je říjen [62] .

M 33 je tedy považován za nejvzdálenější objekt, který lze spatřit pouhým okem, alespoň pro většinu lidí. Někteří pozorovatelé s velmi dobrým zrakem jsou však schopni pozorovat pouhým okem vzdálenější galaxie M 81 a M 83 [15] [83] .

Při pohledu dalekohledem galaxie stále vypadá jako mlhavá skvrna, ale má asymetrický tvar. Za dobrých pozorovacích podmínek se spirální struktura stává dobře viditelnou při použití dalekohledu s průměrem objektivu větším než 75 mm, ale ani při mírném světelném znečištění není vidět ani při pohledu přes relativně velký dalekohled [83] .

Dalekohled s průměrem čočky 120 mm vám umožňuje jasněji vidět alespoň dvě spirální ramena a detekovat některé rozdíly mezi nimi, stejně jako vidět NGC 604 , která se nachází 13 minut oblouku od středu. Dalekohled s aperturou 350 mm umožňuje pozorovat slabší spirální ramena a rozlišovat velké množství detailů. K pozorování kulových hvězdokup je zapotřebí dalekohled s aperturou větší než 400 mm a pro některé z nejjasnějších hvězd, jako je hvězda Romano , 500 mm [15] [84] .

Poznámky

Komentáře

  1. ↑ Třída svítivosti I znamená nejjasnější galaxie odpovídajícího typu, třída svítivosti V znamená nejslabší [21] .
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Metalicita odpovídá podílu prvků těžších než helium , rovnému slunečnímu [34] .

Zdroje

  1. ↑ 1 2 Skrutskie M. F., Cutri R. M., Stiening R., Weinberg M. D., Schneider S., Carpenter J. M., Beichman C., Capps R., Chester T., Elias J. et al. The Two Micron All Sky Survey (2MASS  ) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2006. - Vol. 131, Iss. 2. - S. 1163-1183. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 – doi:10.1086/498708
  2. ↑ Paz A. G. , Boissier S. , Madore B. F. , Seibert M. , Joe Y. H., Morrissey P. , Wyder T. K., Boselli A. , Thilker D. , Soo-Chang Rey et al. The GALEX Ultrafialový atlas blízkých galaxií  (anglicky) // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 2007. - Vol. 173, Iss. 2. - S. 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. STIS atlas kinematiky tripletních absorpčních čar Ca II v galaktických jádrech  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2013. - Vol. 146, Iss. 3. - S. 67. - ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 – doi:10.1088/0004-6256/146/3/67 – arXiv:1308.1983
  4. ↑ 1 2 McConnachie A. W. Pozorované vlastnosti trpasličích galaxií v Místní skupině a jejím okolí  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2012. - Vol. 144, Iss. 1. - S. 4. - ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 – doi:10.1088/0004-6256/144/1/4 – arXiv:1204.1562
  5. ↑ Crook A. C., Huchra J. P., Martimbeau N., Jarrett T., Macri L. M. Groups of Galaxies in the Two Micron All Sky Redshift Survey  // The Astrophysical Journal Letters - IOP Publishing , 2007. - Vol. 655, Iss. 2. - S. 790-813. — ISSN 2041-8205 ; 2041-8213 – doi:10.1086/510201 – arXiv:astro-ph/0610732
  6. ↑ Tully R. B., Shaya E. J., Karachentsev I. D., Courtois H. M., Kocevski D. D., Rizzi L., Peel A. Our Peculiar Motion Away from the Local Void  // The Astrophysical Journal Letters - IOP Publishing , 2008. - Vol. 676, Iss. 1. - S. 184-205. — ISSN 2041-8205 ; 2041-8213 – doi:10.1086/527428 – arXiv:0705.4139
  7. ↑ Tully R. B., Courtois H. M., Dolphin A. E., Fisher J. R., Héraudeau P., Jacobs B. A., Karachentsev I. D., Makarova L., Mitronova S., Rizzi L. et al. Cosmicflows-2: data  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2013. - Vol. 146, Iss. 4. - S. 86. - ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 – doi:10.1088/0004-6256/146/4/86 – arXiv:1307.7213
  8. ↑ Tully R. B., Courtois H. M., Sorce J. G. Cosmicflows-3  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2016. - Vol. 152, Iss. 2. - S. 50. - ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 – doi:10.3847/0004-6256/152/2/50 – arXiv:1605.01765
  9. ↑ Vaucouleurs G. d. , De Vaucouleurs A., Corwin JR, Buta RJ, Paturel G., Fouque P. Třetí referenční katalog jasných galaxií, verze 9  (anglicky) - NYC : Springer Science + Business Media , 1991.
  10. ↑ M33: galaxie v Triangulum . Astronet . Získáno 29. září 2021. Archivováno z originálu dne 29. září 2021.
  11. ↑ Miláček D. Galaxie Triangulum . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 29. září 2021. Archivováno z originálu dne 29. září 2021.
  12. ↑ 1 2 3 4 Kam SZ, Carignan C., Chemin L., Foster T., Elson E. HI Kinematics and Mass Distribution of Messier 33  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2017. - 1. srpna ( sv. 154 ). - str. 41 . — ISSN 0004-6256 . doi : 10.3847 /1538-3881/aa79f3 . Archivováno z originálu 28. října 2021.
  13. ↑ 12 Hodge , 2012 , str. 1-3.
  14. ↑ Výsledky pro objekt MESSIER 033 (M 33) . ned.ipac.caltech.edu . Staženo: 16. srpna 2022.
  15. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Frommert H., Kronberg C. Messier Objekt 33 . Messierův objekt . Získáno 29. září 2021. Archivováno z originálu dne 22. října 2018.
  16. ↑ van den Bergh, 2000 , str. 74.
  17. ↑ 1 2 Hyperwall: Trojúhelníková  mozaika galaxie . NASA (25. března 2019). Získáno 30. září 2021. Archivováno z originálu dne 30. září 2021.
  18. ↑ Masetti M. Kolik hvězd v Mléčné dráze?  (anglicky)  ? . NASA (22. července 2015). Získáno 14. října 2021. Archivováno z originálu dne 10. dubna 2019.
  19. ↑ M 33 . SIMBAD . Získáno 13. října 2021. Archivováno z originálu dne 13. září 2014.
  20. ↑ Hodge, 2012 , pp. 1-3, 28.
  21. ↑ Třída svítivosti Van Den Bergh . Astronomie . Swinburne University of Technology . Datum přístupu: 30. září 2021.
  22. ↑ Hodge, 2012 , str. 27.
  23. ↑ 1 2 Kam ZS, Carignan C., Chemin L., Amram P., Epinat B. Kinematika a hmotnostní modelování M33: pozorování Hα  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2015. - 1. června ( vol. 449 ). — S. 4048–4070 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stv517 . Archivováno z originálu 30. září 2021.
  24. ↑ Dobbs CL, Pettitt AR, Corbelli E., Pringle JE Simulace flokulentní spirály M33: co pohání spirální strukturu?  (anglicky)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2018. - 21. srpen ( vol. 478 , ses. 3 ). - S. 3793-3808 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/sty1231 .
  25. ↑ Hodge, 2012 , pp. 27-47.
  26. ↑ Hodge, 2012 , pp. 150-152.
  27. ↑ Hodge, 2012 , pp. 27-47, 150-152.
  28. ↑ Baník I., Thies I., Famaey B., Candlish G., Kroupa P. The Global Stability of M33 in MOND  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2020. - 1. prosince ( vol. 905 ). — S. 135 . — ISSN 0004-637X . doi : 10.3847 /1538-4357/abc623 . Archivováno z originálu 30. září 2021.
  29. ↑ 1 2 3 4 Stoyan a kol., 2008 , str. 155.
  30. ↑ Hodge, 2012 , pp. 49-56.
  31. ↑ Williams TG, Gear WK, Smith MWL Zákon o vzniku hvězd na stupnici GMC v M33, galaxii Triangulum  // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2018. - 1. září ( vol. 479 , 1. vydání ). — S. 297–314 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/sty1476 .
  32. ↑ 1 2 3 Hodge, 2012 , str. 57-58.
  33. ↑ Chandar R., Bianchi L., Ford HC Star Clusters v M33. II. Global Properties  (anglicky)  // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1999. - 1. června ( sv. 517 ). — S. 668–681 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/307228 . Archivováno z originálu 28. října 2021.
  34. ↑ Miláček D. Metaličnost . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 5. října 2021. Archivováno z originálu dne 5. října 2021.
  35. ↑ 1 2 Fan Z., de Grijs R. Hvězdokupy v M33: Aktualizovaná UBVRI fotometrie, stáří, metalicita a hmotnosti  //  The Astrophysical Journal Supplement Series . - Bristol: IOP Publishing , 2014. - 1. dubna ( sv. 211 ). — S. 22 . — ISSN 0067-0049 . - doi : 10.1088/0067-0049/211/2/22 . Archivováno z originálu 28. října 2021.
  36. ↑ Hodge, 2012 , pp. 58-64.
  37. ↑ Hodge, 2012 , pp. 64-68.
  38. ↑ Hodge, 2012 , pp. 68-71.
  39. ↑ Hodge, 2012 , pp. 73, 91.
  40. ↑ Hodge, 2012 , pp. 73-79, 84-88.
  41. ↑ Hodge, 2012 , pp. 79-80.
  42. ↑ Hodge, 2012 , pp. 80-84, 91.
  43. ↑ Hodge, 2012 , pp. 88-91.
  44. ↑ Hodge, 2012 , pp. 101-115.
  45. ↑ Elson EC, Kam SZ, Chemin L., Carignan C., Jarrett TH Víceúrovňová studie vzniku hvězd v Messier 33  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2019. - 1. února ( vol. 483 ). — S. 931–946 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/sty3091 . Archivováno z originálu 30. září 2021.
  46. ↑ Javadi A., van Loon JT, Khosroshahi HG, Tabatabaei F., Golshan RH Projekt monitorování britského infračerveného dalekohledu M 33 – V.  Historie vzniku hvězd na galaktickém disku  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2017. - 1. ledna ( vol. 464 ). — S. 2103–2119 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stw2463 . Archivováno z originálu 22. ledna 2022.
  47. ↑ Hodge, 2012 , pp. 105-115.
  48. ↑ Hodge, 2012 , pp. 31-33, 115, 150.
  49. ↑ Hodge, 2012 , pp. 117-119.
  50. ↑ Hodge, 2012 , str. 119.
  51. ↑ Hodge, 2012 , pp. 119-124.
  52. ↑ Stoyan et al., 2008 , pp. 155-156.
  53. ↑ Hodge, 2012 , pp. 124-125.
  54. ↑ Humphreys RM, Davidson K., Hahn D., Martin JC, Weis K. Světelné a proměnné hvězdy v M31 a M33. V. The Upper HR Diagram  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2017. - 1. července ( vol. 844 ). — S. 40 . — ISSN 0004-637X . doi : 10.3847 /1538-4357/aa7cef . Archivováno z originálu 15. února 2022.
  55. ↑ Hodge, 2012 , pp. 125-127.
  56. ↑ Hodge, 2012 , pp. 127-129.
  57. ↑ Hodge, 2012 , pp. 129-131.
  58. ↑ Hodge, 2012 , pp. 133-135, 140.
  59. ↑ Hodge, 2012 , pp. 135-136, 137-138.
  60. ↑ Hodge, 2012 , pp. 136-137.
  61. ↑ Hodge, 2012 , pp. 138-140.
  62. ↑ 1 2 Garner R. Messier 33 (Galaxie Triangulum) . NASA (20. února 2019). Získáno 29. září 2021. Archivováno z originálu dne 28. října 2021.
  63. ↑ Miláček D. Galaxie Andromeda (M31, NGC 224  ) . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 10. října 2021. Archivováno z originálu dne 15. listopadu 2010.
  64. ↑ Hodge, 2012 , pp. 146-150.
  65. ↑ 1 2 van der Marel RP, Fardal MA, Sohn ST, Patel E., Besla G. První dynamika Gaia systému Andromeda: DR2 Správné pohyby, oběžné dráhy a rotace M31 a M33  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2019. - 1. února ( sv. 872 ). — S. 24 . — ISSN 0004-637X . doi : 10.3847 /1538-4357/ab001b . Archivováno z originálu 4. prosince 2021.
  66. ↑ Stoyan a kol., 2008 , s. 153.
  67. ↑ 12 Hodge , 2012 , str. 5-9.
  68. ↑ Seligman C. Nové objekty obecného katalogu: NGC 550 - 599 . cseligman.com . Získáno 5. listopadu 2021. Archivováno z originálu dne 29. června 2020.
  69. ↑ Seligman C. Objekty indexového katalogu: IC 100-149 . cseligman.com . Získáno 5. listopadu 2021. Archivováno z originálu dne 20. října 2021.
  70. ↑ Hodge, 2012 , pp. 9-11.
  71. ↑ Hodge, 2012 , pp. 11-12.
  72. ↑ Hubble E. No. 310. Spirální mlhovina jako hvězdný systém. Messier 33 // Příspěvky z observatoře Mount Wilson / Carnegie Institution of  Washington . - Washington, 1926. - Sv. 310.—S. 1—39.
  73. ↑ Hodge, 2012 , str. patnáct.
  74. ↑ Hodge, 2012 , pp. 15-19.
  75. ↑ 12 Hodge , 2012 , str. 19-25.
  76. ↑ Hodge, 2012 , pp. 27-28.
  77. ↑ Hodge, 2012 , pp. 57, 73.
  78. ↑ Stonkutė R., Vansevičius V., Arimoto N., Hasegawa T., Narbutis D. Rozšířená hvězdokupa na vnějším okraji spirální galaxie M 33  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2008. - 12. březen ( vol. 135 , Iss. 4 ). — S. 1482–1487 . — ISSN 1538-3881 0004-6256, 1538-3881 . - doi : 10.1088/0004-6256/135/4/1482 . Archivováno z originálu 9. listopadu 2021.
  79. ↑ Hodge, 2012 , pp. 63, 114-115.
  80. ↑ McConnachie AW, Ferguson AMN, Irwin MJ, Dubinski J., Widrow LM Fotometrické vlastnosti rozsáhlé hvězdné substruktury na okraji M33  // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2010. - 1. listopadu ( sv. 723 ). — S. 1038–1052 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/723/2/1038 . Archivováno z originálu 22. ledna 2022.
  81. ↑ Hodge, 2012 , pp. 39-40, 57-60, 73-74.
  82. ↑ Stoyan et al., 2008 , pp. 153, 156.
  83. ↑ 1 2 Stoyan et al., 2008 , str. 156.
  84. ↑ Stoyan et al., 2008 , pp. 156-157.

Literatura

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích
 Messierovy objekty ( seznam )
 Objekty nového sdíleného katalogu