Галактика Треугольника

Эта статья находится на начальном уровне проработки, в одной из её версий выборочно используется текст из источника, распространяемого под свободной лицензией
Материал из энциклопедии Руниверсалис
У этого термина существуют и другие значения, см. M33.
Галактика Треугольника
Галактика
M33 - Triangulum Galaxy.jpg
История исследования
Открыватель Шарль Мессье
Дата открытия 25 августа 1764
Обозначения M 33, NGC 598
Характеристики
Расстояние 850 кпк
Радиус 9,4 килопарсек

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

Основные характеристики

M 33 в ультрафиолетовом диапазоне. Изображение получено телескопом GALEX
M 33 в инфракрасном диапазоне. Изображение получено телескопом Спитцер

Галактика Треугольника[1] (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[2]. В Местной группе, содержащей около 50 галактик, M 33 занимает третье место по размеру, светимости и массе[3]. По этим показателям она уступает лишь Млечному Пути и Галактике Андромеды ― спиральным галактикам, доминирующим в группе. Эти три галактики ― единственные спиральные в Местной группе[4].

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[5][6]. Эта величина приблизительно вдвое меньше, чем у двух крупнейших галактик группы. Абсолютная звёздная величина в полосе V равна −18,9m[7]. 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 %[3][4]. В галактике Треугольника 40 миллиардов звёзд, что значительно меньше, чем в Млечном Пути ― по разным оценкам, от 100 до 400 миллиардов[8][9].

Видимая звёздная величина M 33 в полосе V составляет +5,72m[10], 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[11].

Структура

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[6]. 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][13].

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[14]. Галактика Треугольника обладает многочисленными фрагментированными спиральными рукавами, поэтому её относят к флоккулентным[15][16].

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[17].

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[18]. 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[14][19].

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[20][21][22].

Звёздные скопления

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[23].

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[24]. 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[23].

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 %[23][26].

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[27].

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[28].

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[26]. M 33 богата OB-ассоциациями, которые очерчивают спиральные рукава галактики — это типично для спиральных галактик поздних типов[29].

Межзвёздная среда

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 компонент, 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][30]. Общая масса нейтрального атомарного водорода в галактике составляет 1,95⋅109 M⊙[3].

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[20][31].

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[20][32].

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[33].

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[34].

Звёздное население и история звездообразования

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⊙[3]. 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][35].

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[8]. 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[36][37][38].

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[39].

Переменные звёзды

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[40].

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[⇨])[41].

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[42].

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[43][44][45].

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[46].

В M 33 вспыхивает приблизительно 2,5 новых звёзды в год ― типичное значение для такой галактики[47]. Вспышек сверхновых за историю наблюдений в галактике зарегистрировано не было, но известны остатки сверхновых (см. выше[⇨])[6].

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][48].

Рентгеновские источники

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[49].

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[50].

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[51].

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[52].

Движение и спутники

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[6]. 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[53][54].

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[20]. 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[55].

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[56]. Спутником M 33, возможно, является небольшая галактика LGS 3[6].

История изучения

Зарисовка M 33, сделанная лордом Россом
Фотография M 33, сделанная Исааком Робертсом  (англ.) (рус. в 1895 году

До XX века

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[6][57]. 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.) (рус. сделал первую фотографию M 33[58].

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[59]. 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[6][60].

XX век

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[58].

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[61].

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.) (рус. 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[62].

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[63][64].

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[65].

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[66].

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[66].

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[67].

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[68].

XXI век

Некоторые открытия, связанные с галактикой Треугольника, были сделаны в XXI веке. Например, M33-EC1 — первое протяжённое скопление (см. выше[⇨]), было открыто в 2008 году[69], а в 2010 году были обнаружены звёзды на расстояниях до 40 килопарсек от центра галактики[70][71]. 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[72]. С помощью данных, полученных в 2018 году на космическом телескопе Gaia, была изучена динамика самой галактики и большого числа звёзд в ней[56].

Наблюдения

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[6][73]. Лучший месяц для наблюдения галактики — октябрь[53].

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[6][74].

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[74].

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[6][75].

Примечания

Комментарии

  1. ↑ Класс светимости I означает самые яркие галактики соответствующего типа, класс светимости V — наиболее тусклые[12].
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 2,6 Металличность [math]\ce{ [Fe/H] }[/math] соответствует доле элементов тяжелее гелия, равной [math]\ce{ Z = 10^{[Fe/H]} }[/math] солнечной[25].

Источники

  1. ↑ M33: галактика в Треугольнике. Астронет. Дата обращения: 29 сентября 2021. Архивировано 29 сентября 2021 года.
  2. ↑ Darling D. Triangulum Galaxy. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 29 сентября 2021. Архивировано 29 сентября 2021 года.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 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.
  4. ↑ 4,0 4,1 Hodge, 2012, pp. 1—3.
  5. ↑ Results for object MESSIER 033 (M 33). ned.ipac.caltech.edu. Дата обращения: 16 августа 2022.
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 6,3 6,4 6,5 6,6 6,7 6,8 6,9 Frommert H., Kronberg С. Messier Object 33. Messier object. Дата обращения: 29 сентября 2021. Архивировано 22 октября 2018 года.
  7. ↑ van den Bergh, 2000, p. 74.
  8. ↑ 8,0 8,1 Hyperwall: Triangulum Galaxy Mosaic (англ.). NASA (25 марта 2019). Дата обращения: 30 сентября 2021. Архивировано 30 сентября 2021 года.
  9. ↑ Masetti M. How Many Stars in the Milky Way? (англ.) ?. NASA (22 июля 2015). Дата обращения: 14 октября 2021. Архивировано 10 апреля 2019 года.
  10. ↑ M 33. SIMBAD. Дата обращения: 13 октября 2021. Архивировано 13 сентября 2014 года.
  11. ↑ Hodge, 2012, pp. 1—3, 28.
  12. ↑ Van Den Bergh Luminosity Class. Astronomy. Swinburne University of Technology. Дата обращения: 30 сентября 2021.
  13. ↑ Hodge, 2012, p. 27.
  14. ↑ 14,0 14,1 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.
  15. ↑ 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.
  16. ↑ Hodge, 2012, pp. 27—47.
  17. ↑ Hodge, 2012, pp. 150—152.
  18. ↑ Hodge, 2012, pp. 27—47, 150—152.
  19. ↑ 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.
  20. ↑ 20,0 20,1 20,2 20,3 Stoyan et al., 2008, p. 155.
  21. ↑ Hodge, 2012, pp. 49—56.
  22. ↑ 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.
  23. ↑ 23,0 23,1 23,2 Hodge, 2012, pp. 57—58.
  24. ↑ 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.
  25. ↑ Darling D. Metallicity. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 5 октября 2021. Архивировано 5 октября 2021 года.
  26. ↑ 26,0 26,1 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.
  27. ↑ Hodge, 2012, pp. 58—64.
  28. ↑ Hodge, 2012, pp. 64—68.
  29. ↑ Hodge, 2012, pp. 68—71.
  30. ↑ Hodge, 2012, pp. 73, 91.
  31. ↑ Hodge, 2012, pp. 73—79, 84—88.
  32. ↑ Hodge, 2012, pp. 79—80.
  33. ↑ Hodge, 2012, pp. 80—84, 91.
  34. ↑ Hodge, 2012, pp. 88—91.
  35. ↑ Hodge, 2012, pp. 101—115.
  36. ↑ 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.
  37. ↑ 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.
  38. ↑ Hodge, 2012, pp. 105—115.
  39. ↑ Hodge, 2012, pp. 31—33, 115, 150.
  40. ↑ Hodge, 2012, pp. 117—119.
  41. ↑ Hodge, 2012, p. 119.
  42. ↑ Hodge, 2012, pp. 119—124.
  43. ↑ Stoyan et al., 2008, pp. 155—156.
  44. ↑ Hodge, 2012, pp. 124—125.
  45. ↑ 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.
  46. ↑ Hodge, 2012, pp. 125—127.
  47. ↑ Hodge, 2012, pp. 127—129.
  48. ↑ Hodge, 2012, pp. 129—131.
  49. ↑ Hodge, 2012, pp. 133—135, 140.
  50. ↑ Hodge, 2012, pp. 135—136, 137—138.
  51. ↑ Hodge, 2012, pp. 136—137.
  52. ↑ Hodge, 2012, pp. 138—140.
  53. ↑ 53,0 53,1 Garner R. Messier 33 (The Triangulum Galaxy). NASA (20 февраля 2019). Дата обращения: 29 сентября 2021. Архивировано 28 октября 2021 года.
  54. ↑ Darling D. Andromeda Galaxy (M31, NGC 224) (англ.). Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 10 октября 2021. Архивировано 15 ноября 2010 года.
  55. ↑ Hodge, 2012, pp. 146—150.
  56. ↑ 56,0 56,1 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.
  57. ↑ Stoyan et al., 2008, p. 153.
  58. ↑ 58,0 58,1 Hodge, 2012, pp. 5—9.
  59. ↑ Seligman C. New General Catalog Objects: NGC 550 - 599. cseligman.com. Дата обращения: 5 ноября 2021. Архивировано 29 июня 2020 года.
  60. ↑ Seligman C. Index Catalog Objects: IC 100 - 149. cseligman.com. Дата обращения: 5 ноября 2021. Архивировано 20 октября 2021 года.
  61. ↑ Hodge, 2012, pp. 9—11.
  62. ↑ Hodge, 2012, pp. 11—12.
  63. ↑ 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.
  64. ↑ Hodge, 2012, p. 15.
  65. ↑ Hodge, 2012, pp. 15—19.
  66. ↑ 66,0 66,1 Hodge, 2012, pp. 19—25.
  67. ↑ Hodge, 2012, pp. 27—28.
  68. ↑ Hodge, 2012, pp. 57, 73.
  69. ↑ 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.
  70. ↑ Hodge, 2012, pp. 63, 114—115.
  71. ↑ 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.
  72. ↑ Hodge, 2012, pp. 39—40, 57—60, 73—74.
  73. ↑ Stoyan et al., 2008, pp. 153, 156.
  74. ↑ 74,0 74,1 Stoyan et al., 2008, p. 156.
  75. ↑ Stoyan et al., 2008, pp. 156—157.

Литература


Источник — https://xn--h1ajim.xn--p1ai/index.php?title=Галактика_Треугольника&oldid=18421947