Перейти до вмісту

Галактика Трикутника

Добра стаття
Перевірена версія
Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Галактика трикутника
ВідкриттяДжованні Баттіста Годієрна до 1654
Розташування (епоха J2000.0)
Сузір'яТрикутник
Пряме піднесення01г 33х 50,02с
Схилення+30° 39′ 36,7″
Червоний зсув-0,000607 ± 0,000010
Променева швидкість-179 ± 3 км/с
Відстань(730 кпк) 2,4 млн.
Видима зоряна величина (V)+5,7
Яскравість поверхні (specify)14,0
Характеристики
Габбл-типSAc
Типгалактика
Маса5 × 1010 M☉ M☉
РисиВік
Позначення
M 33, NGC 598, GC 352, IRAS 01310+3024, 2MASX J01335090+3039357, H 5.17, h 131, MCG +05-04-069, PGC 5818 , UGC 1117, ZWG 502.110

Галактика Трикутника (також M 33, NGC 598) — спіральна галактика типу Sc, одна з найближчих до Чумацького Шляху галактик, віддалена від нього на 850 кпк і розташована в сузір'ї Трикутника. У Місцевій групі ця галактика є третьою за розміром, масою і світністю після галактики Андромеди й Чумацького Шляху. З видимою зоряною величиною +5,7m вона є одним із найвіддаленіших об'єктів, які можна побачити неозброєним оком.

За своїми параметрами M 33 загалом подібна до інших галактик свого типу. Її діаметр — 18,8 кпк — удвічі менший, ніж у Чумацького Шляху. У ній міститься близько 40 млрд зір, тоді як у нашій Галактиці, за різними оцінками, їх налічується від 100 до 400 млрд. Основною складовою галактики є її диск. Спіральні рукави галактики фрагментовані та закручені не надто щільно. Також вона має слабко виражений балдж, а навколо неї спостерігається гало. Ядро яскраве й компактне, надмасивна чорна діра в ньому не виявлена.

Зоряні скупчення в галактиці Трикутника відрізняються від аналогічних об'єктів у Чумацькому Шляху — вони рівномірніше розподілені за світністю та віком, а між скупченнями різних типів немає чітких меж. M 33 багата на зони H II — у галактиці їх близько 3000. Найбільша, наймасивніша та найяскравіша з них — NGC 604. За розмірами та світністю в Місцевій групі вона поступається лише Туманності Тарантул у Великій Магеллановій Хмарі.

Загальна маса зір у галактиці становить 5,5 × 109 M☉, середня металічність дорівнює −1 і зменшується від центра до краю галактики. Темп зореутворення вищий за середній для галактики з такою кількістю зір і становить 0,34—0,44 M☉ на рік, а більша частина зоряної маси сформувалася 3—6 мільярдів років тому. У центральній частині галактики процес зореутворення розпочався раніше, ніж на периферії, тому частка старих зір найбільша саме в центрі.

Галактику Трикутника відкрив Шарль Мессьє у 1764 році, хоча, можливо, її спостерігав ще Джованні Баттіста Одієрна до 1654 року. Значний внесок у вивчення галактики зробив Едвін Габбл: у 1926 році він опублікував докладну статтю, присвячену цьому об'єкту, у якій, зокрема, довів його позагалактичну природу.

Історія вивчення

[ред. | ред. код]
Замальовка M 33, виконана лордом Россом
Фотографія M 33, зроблена Ісааком Робертсом[en] у 1895 році

Відкриття й перші каталоги

[ред. | ред. код]

Галактику Трикутника, імовірно, відкрив Джованні Баттіста Одієрна до 1654 року, однак його записи неоднозначні й можуть не стосуватися цього об'єкта. Незалежно від Одієрни туманність відкрив Шарль Мессьє 25 серпня 1764 року та вніс її до свого каталогу — вона отримала позначення M 33[1][2][3]. 1785 року Вільям Гершель припустив, що M 33 є одним з об'єктів, подібних за розмірами до нашої Галактики, а в 1850 році лорд Росс виявив у ній спіральну структуру[4].

Також Гершель у 1784 році відкрив найбільшу й найяскравішу в галактиці зону H II, яка згодом увійшла до Нового загального каталогу як NGC 604. Крім неї, до Нового загального каталогу потрапили NGC 588, NGC 592 і NGC 595, які відкрив Генріх Луї д'Арре у 1864 році, а сама M 33 отримала в цьому каталозі позначення NGC 598[5]. Ще 11 об'єктів галактики, відкритих Гійомом Бігурданом у 1889 році, увійшли до Індексного каталогу: IC 131, IC 132, IC 133, IC 134, IC 135, IC 136, IC 137, IC 139, IC 140, IC 142 і IC 143[1][6].

Початок фотографічних досліджень

[ред. | ред. код]

1895 року Ісаак Робертс[en] зробив першу фотографію M 33[4]. 1911 року Еммануїл Пален[en] дослідив два найяскравіші спіральні рукави галактики й виявив, що їхня форма відповідає логарифмічним спіралям із різними кутами закручування. У 1915 році Френсіс Піз виміряв променеву швидкість галактики за її спектром й отримав значення −278 км/с, а наступного року він також виявив різницю між швидкостями ядра й однієї з емісійних туманностей, що дало йому підстави зробити висновок про обертання галактики[4].

1916 року Адріан ван Маанен помилково визначив швидке обертання M 33, порівнюючи положення зір на фотопластинках: за його даними 1923 року, галактика мала здійснювати повний оберт за 60—240 тисяч років. Така швидкість обертання виключала б можливість того, що M 33 розташована за межами нашої Галактики, адже в такому разі лінійна швидкість обертання мала б бути надзвичайно великою[7]. Кнут Лундмарк, а пізніше Гебер Кертіс і Сергій Костинський вказали на помилковість вимірювань ван Маанена, але сам ван Маанен визнав свою помилку лише набагато пізніше — 1935 року[8].

Тим часом накопичувалися аргументи на користь того, що M 33, як і інші спіральні туманності, перебуває на дуже великій відстані, що суперечило результатам ван Маанена[9]. Наприклад, у 1922 році Джон Дункан[en] відкрив у галактиці перші три змінні зорі[9][10], а в 1926 році Кнут Лундмарк дослідив розподіл зір за видимими величинами[9]. Припустивши, що найяскравіші зорі M 33 подібні за світністю до найяскравіших відомих зір нашої галактики, Лундмарк отримав відстань до галактики близько 300 кпк, що значно перевищувало розміри Чумацького Шляху[9][8]. Він також переглянув результати спостережень ван Маанена й дійшов висновку, що швидкість обертання не може бути настільки великою[9].

Габбл і доведення позагалактичної природи

[ред. | ред. код]

Великий внесок у вивчення M 33 зробив Едвін Габбл. 1926 року за результатами спостережень на 100-дюймовому телескопі Маунт-Вілсон він опублікував докладну статтю, присвячену цій галактиці[11][12].

Габбл дослідив 45 змінних зір у галактиці — криві блиску 35 з них однозначно вказували на те, що це цефеїди. Оскільки залежність період — світність для цефеїд уже була відома, Габбл визначив модуль відстані й отримав відстань до галактики 263 кпк. Хоча це значення помітно відрізняється від сучасного, розрахунок Габбла став доказом позагалактичної природи M 33[13].

Окрім цефеїд, Габбл досліджував в M 33 яскраві блакитні змінні та виявив дві нові зорі. Він побудував функцію світності для зір M 33 і з'ясував, що вона подібна до функції світності нашої Галактики, а найяскравіші зорі можна порівняти з найяскравішими зорями Чумацького Шляху. Габбл також побудував діаграму колір — світність для найяскравіших зір галактики та виявив, що більшість із них має блакитний колір[14].

Габбл дослідив дифузні туманності в M 33 і виявив їхню схожість із туманностями Чумацького Шляху. Крім того, він звернув увагу на ядро галактики та визначив, що воно є не зорею, а протяжним об'єктом. Також Габбл зміг визначити швидкість обертання галактики й на її основі обчислив масу — він отримав значення 1,5 × 1010 M☉. Цей результат виявився досить близьким до сучасного[14].

Подальші дослідження

[ред. | ред. код]

Після публікації статті Габбла вивчення M 33 тривало. Наприклад, у 1940 році галактика M 33 стала однією з перших, для яких за допомогою електронних приладів, а саме мікрофотометра, виміряли розподіл яскравості. 1959 року Жерар де Вокулер провів глибший фотометричний аналіз, за результатами якого визначив деякі параметри галактики, зокрема інтегральну світність, колір і профіль яскравості[15].

Крім того, відкривали різноманітні об'єкти всередині галактики: наприклад, починаючи з 1940-х років були відомі сотні зон H II, а до 1998 року кількість таких об'єктів зросла до 1030. У 1960 році опублікували перший каталог зоряних скупчень галактики, який містив 23 кандидати в скупчення, а надалі кількість відомих скупчень також зростала[16].

Деякі відкриття, пов'язані з галактикою Трикутника, зробили вже у XXI столітті. Наприклад, M33-EC1 — перше протяжне скупчення (англ. extended star cluster), відкрили у 2008 році[17], а 2010 року виявили зорі на відстанях до 40 кілопарсеків від центра галактики[18][19]. Космічні телескопи також забезпечили велику кількість даних про галактику: наприклад, за допомогою телескопа Габбл відкрили й дослідили багато зоряних скупчень, а Спітцер дав змогу детально вивчити структуру галактики та її міжзоряне середовище[20]. За допомогою даних, отриманих у 2018 році космічним телескопом Gaia, дослідили динаміку самої галактики та великої кількості зір у ній[21].

Властивості

[ред. | ред. код]

Основні характеристики

[ред. | ред. код]
M 33 в ультрафіолетовому діапазоні. Зображення отримано телескопом GALEX
M 33 в інфрачервоному діапазоні. Зображення отримано телескопом Спітцер

Галактика Трикутника[22] — спіральна галактика в Місцевій групі, одна з найближчих галактик до Чумацького Шляху — відстань до неї становить 850 ± 20 кілопарсеків (2,77 ± 0,07 млн світлових років)[23]. У Місцевій групі, що налічує близько 50 галактик, M 33 посідає третє місце за розміром, світністю та масою[24]. За цими показниками вона поступається лише Чумацькому Шляху та галактиці Андромеди — спіральним галактикам, які домінують у групі. Ці три галактики — єдині спіральні галактики в Місцевій групі[25], якщо не враховувати однорукавні карликові магелланові спіралі (такі як Велика Магелланова Хмара, Мала Магелланова Хмара, NGC 3109).

За своїми параметрами M 33 загалом не вирізняється серед спіральних галактик пізніх типів. Її діаметр дещо перевищує середній: величина, виміряна за ізофотою 25m на квадратну секунду дуги у фотометричній смузі B, становить 18,8 кілопарсека[26][1]. Це приблизно вдвічі менше, ніж у двох найбільших галактик групи. Абсолютна зоряна величина у смузі V дорівнює −18,9m[27]. Загальна маса з урахуванням темної матерії, зосереджена в межах 23 кілопарсеків від центра галактики, становить 7,9 × 1010 M☉; із цієї маси на зорі та газ припадає 11 %[24][25]. У галактиці Трикутника налічується 40 мільярдів зір, що значно менше, ніж у Чумацькому Шляху, де, за різними оцінками, їхня кількість становить від 100 до 400 мільярдів[28][29].

Видима зоряна величина M 33 у смузі V становить +5,72m[30], показник кольору B−V дорівнює 0,6m. Площина диска галактики нахилена під кутом 56° до картинної площини, а велика вісь видимого диска розташована під позиційним кутом 23°. Північно-східна частина галактики перебуває ближче до Землі, ніж південно-західна[31].

Структура

[ред. | ред. код]
Профіль поверхневої яскравості галактики Трикутника. Показано внесок експоненціального диска (синя пунктирна лінія) та сфероїдальної компоненти (червона штрихпунктирна лінія).

Галактика Трикутника — спіральна галактика пізнього типу: її спіральні рукави широко розкриті й закручені не надто щільно, а балдж виражений слабко, тому в класифікації Габбла її відносять до типу Sc або навіть Scd[32]. У галактиці Трикутника відсутній бар, а спіральні рукави починаються в самому центрі галактики, тому в класифікації де Вокулера вона позначається як SAc(s). M 33 має галактичний клас світності II—III[ком. 1][34].

Головною складовою M 33 є галактичний диск, який добре описується експоненціальним профілем із масштабною довжиною близько 2 кілопарсеків і простягається щонайменше на 8 кілопарсеків від центра[35]. Галактика Трикутника має численні фрагментовані спіральні рукави, тому її відносять до флокулентних галактик[36][37].

Диск поділяється на тонкий диск із дисперсією швидкості 15 км/с, що складається з молодих зір і газу, та товстий диск із дисперсією 47 км/с. До цих компонентів належать відповідно 66 % і 30 % зір галактики[38].

До галактичного гало належить 4 % зір; окремі зорі спостерігають на відстанях до 40 кілопарсеків від центра. Існування балджа в галактиці тривалий час залишалося предметом дискусій: різні дослідження як підтверджували, так і заперечували його наявність[39]. За даними космічного телескопа Спітцер, балдж усе ж існує, але він дуже малий: його радіус становить 0,4 кілопарсека, а світність — лише 4 % від загальної світності галактики[35][40].

Ядро галактики Трикутника яскраве та компактне. Його видима зоряна величина у смузі V становить 14,54m, а абсолютна зоряна величина — −10,2m; середній показник кольору B−V дорівнює 0,65m, тобто колір ядра блакитніший, ніж можна було б очікувати для типового кулястого зоряного скупчення. Колір неоднаковий у різних частинах ядра: ближче до центра воно стає ще блакитнішим. Радіус ядра становить 0,14 парсека, а його форма є еліптичною; сплющеність дорівнює 0,16. Дисперсія швидкостей у ядрі становить 21 км/с, а відношення маси до світності є невеликим — 0,4 M☉/L☉. У ядрі наявні дві відносно молоді зоряні популяції. Вік першої становить 1 мільярд років, а загальна маса — 8 × 105 M☉; друга популяція має вік 40 мільйонів років і масу 104 M☉. Молодші зорі сильніше концентруються до центра, тому центральна частина ядра має блакитніший колір. У ядрі галактики також розташоване M33 X-8 — найпотужніше постійне джерело рентгенівського випромінювання в усій Місцевій групі. Надмасивна чорна діра в центрі M 33 не виявлена[41][42][43].

Зоряні скупчення

[ред. | ред. код]

У галактиці Трикутника відомо щонайменше 264 підтверджені зоряні скупчення. У каталозі протяжних об'єктів M 33, складеному за допомогою телескопа CFHT, 3554 об'єкти вважаються кандидатами в зоряні скупчення. Детальний аналіз 60 кандидатів показав, що лише 21 об'єкт справді є скупченням — решта виявилися астеризмами, туманностями та далекими галактиками. Отже, якщо частка справжніх скупчень серед кандидатів у всьому каталозі така сама, то близько 1400 об'єктів каталогу мають бути зоряними скупченнями[44].

Скупчення в галактиці M 33 відрізняються від аналогічних об'єктів у Чумацькому Шляху. У нашій Галактиці спостерігаються скупчення двох типів: кулясті та розсіяні. Перші — старі скупчення з великою кількістю зір, що населяють балдж і гало, а другі — молоді скупчення з меншою кількістю зір, розташовані в диску галактики. У Чумацькому Шляху між цими двома типами об'єктів помітна чітка межа, а скупчення проміжного віку практично не трапляються[45]. У галактиці Трикутника межа між скупченнями різних типів значно розмитіша, а самі скупчення рівномірніше розподілені за світністю та віком — подібна картина спостерігається і в Магелланових Хмарах[44].

Переважно абсолютна зоряна величина скупчень M 33 лежить у діапазоні від −4m до −9m, маса — від 103 до 105 M☉, а вік — від 107 до 109 років. Середня маса скупчення в M 33 становить 1,78 × 104 M☉ — менше, ніж у галактиці Андромеди (2,69 × 105 M☉), але більше, ніж у Чумацькому Шляху (5,24 × 102 M☉), і близька до значення для Великої Магелланової Хмари (1,51 × 104 M☉). Середня металічність зір у скупченнях M 33 дорівнює −1,01, що нижче, ніж у Чумацькому Шляху (−0,19) та в галактиці Андромеди (−0,43)[ком. 2]. Водночас середній вік скупчень порівняно невеликий: у M 33 лише 31 % скупчень старші за 2 мільярди років, тоді як у галактиці Андромеди частка таких скупчень становить 56 %[44][47].

Кулясті зоряні скупчення в галактиці Трикутника визначають за характером їхніх орбіт, які вказують на належність до гало, інколи — за значною віддаленістю від площини диска або за їхньою діаграмою «колір — світність». Вік деяких кулястих скупчень сягає 12 мільярдів років, як і в Чумацькому Шляху, але багато з них значно молодші й можуть мати вік близько 7 мільярдів років. Молодші кулясті скупчення так само бідні на важкі елементи, як і старіші; їхні типові значення металічності лежать у межах від −1,64 до −0,65[ком. 2]. Це свідчить про те, що в галактиці Трикутника формування масивних бідних на метали скупчень тривало ще кілька мільярдів років після початкового спалаху зореутворення. Окрім звичайних кулястих скупчень, в M 33 є принаймні одне «протяжне скупчення» (англ. extended cluster) під назвою M33-EC1 — скупчення великих розмірів і низької густини, яке в іншому подібне до кулястих скупчень. Подібні об'єкти спостерігають у галактиці Андромеди, і вважається, що вони є залишками карликових галактик, які втратили більшість своїх зір через припливні взаємодії[48].

Ще один тип зоряних скупчень, який практично не має аналогів у Чумацькому Шляху, — це «молоді населені скупчення» (англ. young populous clusters). Їхні абсолютні зоряні величини подібні до зоряних величин кулястих скупчень — від −4m до −9m, але вони мають менші маси — від 5 × 103 до 105 M☉ та вищу металічність. Крім того, вони значно молодші — їхній вік становить від 100 мільйонів до 10 мільярдів років — і належать до галактичного диска[49].

У галактиці Трикутника також є дуже молоді зоряні скупчення віком від 4 до 100 мільйонів років. Маси скупчень цього вікового діапазону становлять від 6 × 102 до 2 × 104 M☉, а деякі молоді маломасивні скупчення є розсіяними[47]. M 33 багата на OB-асоціації, які окреслюють спіральні рукави галактики — це характерна риса спіральних галактик пізніх типів[50].

Міжзоряне середовище

[ред. | ред. код]
NGC 604 — регіон зореутворення в галактиці M 33. Зображення отримано телескопом Габбл
Зони H II та інші об'єкти в галактиці M 33

Міжзоряне середовище галактики Трикутника складається з тих самих компонентів, що й у Чумацькому Шляху. Це міжзоряний пил, який поглинає випромінювання та перевипромінює його в інфрачервоному діапазоні, а також газ різної температури — від холодного молекулярного до дуже гарячого, що випромінює рентгенівське випромінювання. Однією з відмінностей міжзоряного середовища M 33 від нашої Галактики є вміст важких елементів: у галактиці Трикутника металічність нижча і становить −1,0. Як і в Чумацькому Шляху, цей параметр зменшується зі збільшенням відстані від центра галактики: градієнт металічності становить −0,01 кпк−1[ком. 2][51]. Загальна маса нейтрального атомарного водню в галактиці становить 1,95 × 109 M☉[52].

M 33 багата на зони H II, де відбувається зореутворення: загалом у галактиці їх близько 3000, і вони концентруються поблизу галактичних рукавів. Світності більшості з них становлять 1035—1038 ерг/с, а розміри деяких перевищують 100 парсеків. Окрім зон H II, у галактиці міститься велика кількість туманностей інших типів: зокрема, відомо 152 планетарні туманності, 100 залишків наднових і 11 туманностей Вольфа — Рає[41][53].

Найяскравішою, наймасивнішою та найбільшою зоною H II в галактиці є NGC 604: серед зон H II Місцевої групи за розмірами та світністю вона поступається лише туманності Тарантул у Великій Магеллановій Хмарі. Діаметр NGC 604 становить 1500 світлових років (460 парсеків), у ній міститься понад 200 масивних зір із масами 15—120 M☉, зокрема 14 зір Вольфа — Рає. Туманність є джерелом рентгенівського випромінювання потужністю 9 × 1035 ерг/с[41][54].

Молекулярний водень у галактиці Трикутника представлений у формі гігантських молекулярних хмар. Відомо щонайменше 158 таких об'єктів, а загальна маса молекулярного газу в галактиці становить 3 × 108 M☉. У різних частинах галактики частка водню в молекулярних хмарах від загальної кількості різниться: у центрі вона становить близько 60 %, тоді як на відстані 4 кпк від центра — близько 20 %. Також у галактиці виявлено водяні мазери[55].

Пил у галактиці Трикутника умовно поділяють на холодний і теплий. Холодний пил розподілений по всьому диску галактики, нагрівається випромінюванням міжзоряного середовища й створює дифузне інфрачервоне випромінювання. Теплий пил нагрівається зонами H II та зануреними скупченнями, тому зони теплого пилу випромінюють як точкові джерела й зосереджені переважно поблизу центра галактики та спіральних рукавів[56].

Зоряне населення та історія зореутворення

[ред. | ред. код]

У галактиці Трикутника, як і в Чумацькому Шляху, наявні два основні зоряні населення: старе населення гало та молодше населення диска галактики. Загальна маса зір у галактиці становить 5,5 × 109 M☉[24]. Середня металічність зір дорівнює −1, її радіальний градієнт становить −0,1 кпк−1. У найвіддаленіших ділянках диска значення металічності знижується до −1,6[ком. 2][57].

10 мільярдів років тому в M 33 сформувалася велика кількість зір із низькою металічністю −2. Ці зорі збагатили міжзоряне середовище металами, тому зорі, що утворилися пізніше, мають металічність близько −1, а металічність зір, які формуються нині, становить −0,7[ком. 2]. Сучасний темп зореутворення становить 0,34—0,44 M☉ на рік, що вище за середній показник для галактики з такою кількістю зір[28]. Найвищий темп зореутворення припав на період 3—6 мільярдів років тому — нині маса зір, сформованих у той час, становить 71 % від загальної маси зір. У центральній частині галактики процес зореутворення розпочався раніше, ніж на периферії, тому частка старих зір є найбільшою саме в центрі[58][59][60].

У балджі спостерігаються зорі двох вікових груп — віком 0,5 та 2 мільярди років; їхня металічність є порівняно високою і становить −0,26. Середня металічність гало становить −1,5[ком. 2]: гало містить переважно старі зорі з низьким вмістом металів, але також включає молодші зорі з вищим вмістом важких елементів. Гало M 33 за характеристиками ближче до гало Галактики Андромеди, ніж до гало Чумацького Шляху[61].

Змінні зорі

[ред. | ред. код]

У галактиці M 33 відомі змінні зорі різних типів — наприклад, у ділянці неба навколо галактики каталог SDSS містить близько 36 тисяч змінних зір приблизно до 24-ї зоряної величини. Більшість із них — довгоперіодичні змінні, яких у цій області налічується 20 тисяч; крім того, там само розташовані 2 тисячі цефеїд[62].

У галактиці відомі сотні затемнюваних змінних. Примітним прикладом є рентгенівське джерело M33 X-7[63], яке складається з чорної діри масою 11-16 M☉[64][65][66] і зорі масою 38-70 M☉[67][66].

Цефеїди — найбільш досліджений тип змінних зір у M 33, оскільки наявність у них залежності період — світність дає змогу визначати відстані до галактик. Період зміни блиску більшості цефеїд M 33 лежить у діапазоні від 3,2 до 46 діб, середня зоряна величина в смузі B — від 20,0m до 21,4m, а надлишок кольору B−V, спричинений міжзоряним почервонінням, у середньому становить 0,1m[68].

Ще один тип змінних зір у M 33 — яскраві блакитні змінні, одні з найяскравіших зір галактики. Загалом у галактиці Трикутника відомо щонайменше десяток підтверджених зір цього типу та кандидатів у них. Видимі величини цих зір сягають 14,5m, а найвідомішою серед них є зоря Романо, видима величина якої змінюється від 16,5m до 17,8m[69][70][71].

Довгоперіодичні змінні також мають відому залежність між періодом і світністю, яка дає змогу визначати відстані до них. У процесі еволюції ці зорі можуть бути надгігантами або ж тьмянішими зорями асимптотичної гілки гігантів, а їхній розподіл за світностями має два піки. У галактиці Трикутника лише невелика частка відомих довгоперіодичних змінних належить до тьмянішого піка, тобто перебуває на асимптотичній гілці гігантів, — значно менша, ніж, наприклад, у Великій Магеллановій Хмарі[72].

В M 33 щороку спалахує приблизно 2,5 нових зір — це типове значення для такої галактики[73]. Спалахів наднових за всю історію спостережень у галактиці не зареєстровано, але відомі залишки наднових[1].

Змінні типу RR Ліри також дають змогу визначати відстані до них за співвідношенням між світністю та металічністю. У розподілі цих зір за металічністю в галактиці M 33 можна виділити два піки: поблизу значень −1,3 і −0,7[ком. 2][74].

Рентгенівські джерела

[ред. | ред. код]

За даними космічного телескопа Чандра, на ділянці неба навколо M 33 виявлено 394 джерела рентгенівського випромінювання, але щонайменше половина з них не належить галактиці, а лише спостерігається в тому самому напрямку — частину з них ототожнено із зорями нашої Галактики. Найяскравіше джерело, M33 X-8, розташоване в центрі галактики. На відстанях до 10 мінут від центра спостерігається дифузне рентгенівське випромінювання[75].

Зі 100 відомих залишків наднових у галактиці 31 спостерігається в рентгенівському діапазоні — ці об'єкти випромінюють переважно м'яке рентгенівське випромінювання. Помітний об'єкт цього типу — SNR21: цей залишок наднової, занурений у зону H II NGC 592. У південному спіральному рукаві галактики, де активно відбувається зореутворення, зосереджена найбільша кількість залишків наднових — 26, з яких 10 виявляють себе в рентгенівському діапазоні[76].

NGC 604 — яскрава зона H II, що світиться в рентгенівському діапазоні. У її випромінюванні є як дифузна складова, так і точкове джерело, однак останнє надто слабке, щоб визначити його природу[77].

Рентгенівські подвійні системи в галактиці також наявні; найпомітніші серед них — M33 X-8 і M33 X-7. M33 X-8 є найяскравішим постійним рентгенівським джерелом у всій Місцевій групі: його рентгенівська світність становить 1039 ерг/с, що дорівнює 70 % світності всієї галактики в рентгенівському діапазоні. Цей об'єкт є подвійною системою з чорною дірою масою 10 M☉, демонструє змінність із періодом 106 днів і за характеристиками подібний до мікроквазара GRS 1915+105 у Чумацькому Шляху. M33 X-7 — затемнювана подвійна система[78], яка складається з чорної діри і блакитного надгіганта[66].

Рух і супутники

[ред. | ред. код]
Крива обертання галактики Трикутника. Показано внесок темного гало (червона пунктирна лінія), зір (синя штрихпунктирна лінія) та газу (зелена пунктирна лінія)

Галактика Трикутника наближається до Сонячної системи зі швидкістю 179 км/с, а з урахуванням руху Сонячної системи в нашій Галактиці швидкість зближення M 33 й Чумацького Шляху становить 24 км/с[1]. Галактика Трикутника братиме участь у зіткненні Чумацького Шляху та Галактики Андромеди, яке має відбутися через 4 мільярди років — існує невелика ймовірність, що M 33 зіткнеться з нашою Галактикою раніше, ніж Галактика Андромеди[3][79][80].

Один оберт навколо своєї осі галактика Трикутника здійснює приблизно за 200 мільйонів років; для спостерігача на Землі це обертання відбувається за годинниковою стрілкою[41]. Крива обертання галактики M 33 сягає значень понад 130 км/с та зростає до відстані 18 кілопарсек від центра завдяки значній масі темної матерії — її внесок у швидкість обертання починає домінувати вже з відстані близько 3 кпк від центра[81].

Галактика Трикутника, імовірно, є віддаленим супутником Галактики Андромеди: залежно від маси останньої M 33 могла вже здійснити один оберт навколо Галактики Андромеди або ж їхнє перше зближення ще попереду[21]. Супутником M 33, ймовірно, є невелика галактика LGS 3[1].

Спостереження

[ред. | ред. код]
Розташування M 33 у сузір'ї Трикутника та сусідньої M 31 у сузір'ї Андромеди

Галактику Трикутника спостерігають в однойменному сузір'ї. Її видима зоряна величина становить +5,7m, що дає змогу побачити її неозброєним оком за сприятливих умов на дуже темному небі[3][1][82]. За таких спостережень протяжність видимих частин галактики сягає 20—30 кутових мінут, а кутові розміри галактики разом із її найтьмянішими частинами становлять 71×42 кутові мінути, тому площа M 33 на небі приблизно в 4 рази перевищує площу Місяця. Поверхнева яскравість більшої частини диска подібна до поверхневої яскравості нічного неба, що ускладнює спостереження[1][82]. Найкращий місяць для спостереження галактики — жовтень[79].

M 33 вважають найвіддаленішим об'єктом, який можна побачити неозброєним оком, принаймні для більшості людей. Однак деякі спостерігачі з дуже добрим зором здатні без оптичних приладів бачити й віддаленіші галактики M81 та M83[1][83].

Під час спостереження в бінокль галактика має вигляд туманної плями, але вже асиметричної форми. За добрих спостережних умов спіральна структура стає добре помітною в телескоп із діаметром об'єктива понад 75 мм, проте навіть помірне світлове забруднення не дає змоги розгледіти її навіть у відносно великий телескоп[83].

Телескоп із діаметром об'єктива 120 мм дає змогу чітко розрізнити щонайменше два спіральні рукави та помітити деякі відмінності між ними, а також побачити NGC 604, розташовану за 13 кутових мінут від центра. У телескоп з апертурою 350 мм можна спостерігати тьмяніші спіральні рукави й розрізняти велику кількість деталей. Для спостереження кулястих скупчень потрібен телескоп з апертурою понад 400 мм, а для окремих найяскравіших зір, таких як зоря Романо, — 500 мм[1][84].

Коментарі

[ред. | ред. код]
  1. ↑ Клас світності I означає найяскравіші галактики відповідного типу, а клас світності V — найтьмяніші[33].
  2. 1 2 3 4 5 6 7 Металічність відповідає частці елементів, важчих за гелій, яка дорівнює від сонячної[46].

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Frommert H., Kronberg С. Messier Object 33. Messier object. Архів оригіналу за 22 жовтня 2018. Процитовано 29 вересня 2021.
  2. ↑ Stoyan et al., 2008, p. 153.
  3. 1 2 3 Енциклопедія космосу, 2019, с. 43.
  4. 1 2 3 Hodge, 2012, pp. 5—9.
  5. ↑ Seligman C. New General Catalog Objects: NGC 550 - 599. cseligman.com. Архів оригіналу за 29 червня 2020. Процитовано 5 листопада 2021.
  6. ↑ Seligman C. Index Catalog Objects: IC 100 - 149. cseligman.com. Архів оригіналу за 20 жовтня 2021. Процитовано 5 листопада 2021.
  7. ↑ Hodge, 2012, pp. 9—11.
  8. 1 2 Кудря, Вавилова, 2016, с. 19.
  9. 1 2 3 4 5 Hodge, 2012, pp. 11—12.
  10. ↑ Кудря, Вавилова, 2016, с. 22.
  11. ↑ Hubble E. No. 310. A spiral nebula as a stellar system. Messier 33 // Contributions from the Mount Wilson Observatory / Carnegie Institution of Washington. — Washington, 1926. — Vol. 310. — С. 1–39.
  12. ↑ Hodge, 2012, p. 15.
  13. ↑ Hodge, 2012, pp. 15—19.
  14. 1 2 Hodge, 2012, pp. 19—25.
  15. ↑ Hodge, 2012, pp. 27—28.
  16. ↑ Hodge, 2012, pp. 57, 73.
  17. ↑ 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. — Vol. 135, no. 4 (12 березня). — С. 1482–1487. — ISSN 1538-3881 0004-6256, 1538-3881. — doi:10.1088/0004-6256/135/4/1482.
  18. ↑ Hodge, 2012, pp. 63, 114—115.
  19. ↑ 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. — Т. 723 (1 листопада). — С. 1038–1052. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1088/0004-637X/723/2/1038.
  20. ↑ Hodge, 2012, pp. 39—40, 57—60, 73—74.
  21. 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. — Vol. 872 (1 лютого). — С. 24. — ISSN 0004-637X. — doi:10.3847/1538-4357/ab001b.
  22. ↑ M33: галактика в Треугольнике. Астронет. Архів оригіналу за 29 вересня 2021. Процитовано 29 вересня 2021.
  23. ↑ Darling D. Triangulum Galaxy. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 29 вересня 2021. Процитовано 29 вересня 2021.
  24. 1 2 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. — Vol. 154 (1 серпня). — С. 41. — ISSN 0004-6256. — doi:10.3847/1538-3881/aa79f3.
  25. 1 2 Hodge, 2012, pp. 1—3.
  26. ↑ Results for object MESSIER 033 (M 33). ned.ipac.caltech.edu. Архів оригіналу за 16 серпня 2022. Процитовано 16 серпня 2022.
  27. ↑ van den Bergh, 2000, p. 74.
  28. 1 2 Hyperwall: Triangulum Galaxy Mosaic (англ.). NASA. 25 березня 2019. Архів оригіналу за 30 вересня 2021. Процитовано 30 вересня 2021.
  29. ↑ Masetti M. (22 липня 2015). How Many Stars in the Milky Way?. NASA (амер.). Архів оригіналу за 10 квітня 2019. Процитовано 14 жовтня 2021.
  30. ↑ M 33. SIMBAD. Архів оригіналу за 13 вересня 2014. Процитовано 13 жовтня 2021.
  31. ↑ Hodge, 2012, pp. 1—3, 28.
  32. ↑ Frommert H., Kronberg С. Messier Object 33. Messier object. Архів оригіналу за 22 жовтня 2018. Процитовано 29 вересня 2021.
  33. ↑ Van Den Bergh Luminosity Class. Astronomy. Swinburne University of Technology. Процитовано 30 вересня 2021.
  34. ↑ Hodge, 2012, p. 27.
  35. 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. — Vol. 449 (1 червня). — С. 4048–4070. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/stv517.
  36. ↑ 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. — Vol. 478, no. 3 (21 серпня). — С. 3793–3808. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/sty1231.
  37. ↑ Hodge, 2012, pp. 27—47.
  38. ↑ Hodge, 2012, pp. 150—152.
  39. ↑ Hodge, 2012, pp. 27—47, 150—152.
  40. ↑ 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. — Vol. 905 (1 грудня). — С. 135. — ISSN 0004-637X. — doi:10.3847/1538-4357/abc623.
  41. 1 2 3 4 Stoyan et al., 2008, p. 155.
  42. ↑ Hodge, 2012, pp. 49—56.
  43. ↑ 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. — Vol. 479, no. 1 (1 вересня). — С. 297–314. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/sty1476.
  44. 1 2 3 Hodge, 2012, pp. 57—58.
  45. ↑ Chandar R., Bianchi L., Ford H. C. Star Clusters in M33. II. Global Properties : [англ.] // The Astrophysical Journal. — Bristol : IOP Publishing, 1999. — Vol. 517 (1 червня). — С. 668–681. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/307228.
  46. ↑ Darling D. Metallicity. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 5 жовтня 2021. Процитовано 5 жовтня 2021.
  47. 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. — Vol. 211 (1 квітня). — С. 22. — ISSN 0067-0049. — doi:10.1088/0067-0049/211/2/22.
  48. ↑ Hodge, 2012, pp. 58—64.
  49. ↑ Hodge, 2012, pp. 64—68.
  50. ↑ Hodge, 2012, pp. 68—71.
  51. ↑ Hodge, 2012, pp. 73, 91.
  52. ↑ 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. — Vol. 154 (1 серпня). — С. 41. — ISSN 0004-6256. — doi:10.3847/1538-3881/aa79f3.
  53. ↑ Hodge, 2012, pp. 73—79, 84—88.
  54. ↑ Hodge, 2012, pp. 79—80.
  55. ↑ Hodge, 2012, pp. 80—84, 91.
  56. ↑ Hodge, 2012, pp. 88—91.
  57. ↑ Hodge, 2012, pp. 101—115.
  58. ↑ 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. — Vol. 483 (1 лютого). — С. 931–946. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/sty3091.
  59. ↑ 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. — Vol. 464 (1 січня). — С. 2103–2119. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/stw2463.
  60. ↑ Hodge, 2012, pp. 105—115.
  61. ↑ Hodge, 2012, pp. 31—33, 115, 150.
  62. ↑ Hodge, 2012, pp. 117—119.
  63. ↑ Hodge, 2012, p. 119.
  64. ↑ NASA - Heaviest Stellar Black Hole Discovered in Nearby Galaxy. Архів оригіналу за 23 жовтня 2012. Процитовано 21 жовтня 2010.
  65. ↑ Valsecchi, Francesca; Glebbeek, Evert; Farr, Will M.; Fragos, Tassos; Willems, Bart; Orosz, Jerome A.; Liu, Jifeng; Kalogera, Vassiliki (2010). Formation of the black-hole binary M33 X-7 through mass exchange in a tight massive system. Nature. 468 (7320): 77—79. arXiv:1010.4809. Bibcode:2010Natur.468...77V. doi:10.1038/nature09463. PMID 20962778.
  66. 1 2 3 Ramachandran, V.; Oskinova, L. M.; Hamann, W.-R.; Sander, A. A. C.; Todt, H. та ін. (2022). Phase-resolved spectroscopic analysis of the eclipsing black hole X-ray binary M33 X-7: System properties, accretion, and evolution. Astronomy and Astrophysics. 667: A77. doi:10.1051/0004-6361/202243683.
  67. ↑ Heaviest Stellar mass Black Hole Discovered in Nearby Galaxy. Chandra.Harvard.edu. 17 жовтня 2007. Процитовано 28 вересня 2012.
  68. ↑ Hodge, 2012, pp. 119—124.
  69. ↑ Stoyan et al., 2008, pp. 155—156.
  70. ↑ Hodge, 2012, pp. 124—125.
  71. ↑ 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. — Vol. 844 (1 липня). — С. 40. — ISSN 0004-637X. — doi:10.3847/1538-4357/aa7cef.
  72. ↑ Hodge, 2012, pp. 125—127.
  73. ↑ Hodge, 2012, pp. 127—129.
  74. ↑ Hodge, 2012, pp. 129—131.
  75. ↑ Hodge, 2012, pp. 133—135, 140.
  76. ↑ Hodge, 2012, pp. 135—136, 137—138.
  77. ↑ Hodge, 2012, pp. 136—137.
  78. ↑ Hodge, 2012, pp. 138—140.
  79. 1 2 Garner R. (20 лютого 2019). Messier 33 (The Triangulum Galaxy). NASA. Архів оригіналу за 28 жовтня 2021. Процитовано 29 вересня 2021.
  80. ↑ Darling D. Andromeda Galaxy (M31, NGC 224). Internet Encyclopedia of Science (англ.). Архів оригіналу за 15 листопада 2010. Процитовано 10 жовтня 2021.
  81. ↑ Hodge, 2012, pp. 146—150.
  82. 1 2 Stoyan et al., 2008, pp. 153, 156.
  83. 1 2 Stoyan et al., 2008, p. 156.
  84. ↑ Stoyan et al., 2008, pp. 156—157.

Література

[ред. | ред. код]

Посилання

[ред. код]




◄ NGC 594 | NGC 595 | NGC 596 | NGC 597 | NGC 598 | NGC 599 | NGC 600 | NGC 601 | NGC 602 ►

Координати: Карта зоряного неба 01г 33м 50.9с, +30° 39′ 36″

Ця сторінка належить до добрих статей української Вікіпедії.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Галактика_Трикутника&oldid=48227391