Галактика треугольника как найти

Как найти галактику треугольника

Галактика треугольника – это яркая спиральная галактика, которая находится в созвездии Треугольника. Она является одним из объектов Мессье и входит в список самых ярких галактик на небосклоне. Сумеречное небо, удивительно чистое и темное, является идеальным местом, чтобы найти эту галактику.

Как готовиться к поиску галактики треугольника

• Выберите место для наблюдения. Выберите место, где небо будет светлее всего. В городах или близких к ним местах световая зашумленность может помешать наблюдению.
• Зарядите батареи. Если вы собираетесь наблюдать ночью с помощью телескопа или бинокля, убедитесь, что батареи полностью заряжены или заменены на новые.
• Подготовьте снаряжение. Если у вас нет телескопа или бинокля, которые могут увеличивать изображение, используйте простейшее снаряжение – ночной бинокль. Ночная прогулка без фонарика или маленьким светом в районе наблюдения сделает поиск галактики более эффективным.
• Познакомьтесь с картиной звездного неба. Найдите созвездия, которые являются опорными точками для ориентирования на небе.

Как находить галактику треугольника

Сегодня мы научим вас, как найти галактику треугольника, одну из самых красивых галактик на небосклоне. Это займет немного времени, но зато у вас будет возможность увидеть этот космический объект своими глазами.

Найден железный зуб лесника

• Локализуйте созвездие Треугольника. Найдите точку, где касаются позиции, а угол около 45 градусов. Найдите три звезды, которые образуют равносторонний треугольник. Как только вы нашли Треугольник, ориентируйтесь на него, чтобы найти галактику.
• Используйте бинокль или телескоп, чтобы увидеть галактику треугольника. Галактика является довольно яркой и находится на расстоянии 3 миллионов световых лет. Она находится на правой стороне Треугольника.
• Наблюдайте галактику. Она имеет вид спирали и ее форму можно легко разглядеть через телескоп или бинокль.

Общий итог

Наблюдение галактики треугольника является увлекательной деятельностью для астрологических фанатов. Она является одним из самых ярких объектов Мессье и находится на расстоянии 3 миллионов световых лет. Для поиска галактики треугольника необходимо хорошее место для наблюдения, правильно подготовить снаряжение и ориентирование в звездном небе.

Как найти галактику треугольника

Наблюдение звезд и галактик – увлекательное занятие, которое привлекает многих людей. Создание карты звезд и галактик помогает ученым в изучении космоса и Юного Солнечного круга. Одной из самых интересных галактик является галактика треугольника. Она находится в относительной близости к нашей галактике и имеет множество уникальных особенностей, которые можно наблюдать в телескоп. В данной статье мы рассмотрим, как найти галактику треугольника.

Что такое галактика треугольника

Галактика треугольника, также известная как M33 или NGC 598, – это спиральная галактика в созвездии Треугольника. Она была открыта в 1764 году американским астрономом Шарлом Мессье. Галактика треугольника имеет множество наблюдательных особенностей, в том числе большое количество туманностей, звезд, газа и пыли. Она относительно близка к нашей галактике, расположена на расстоянии около 3 миллионов световых лет, что делает ее легко видимой в телескоп.

Как найти галактику треугольника

Следующие шаги помогут вам найти галактику треугольника:

• Найдите созвездие Треугольника: галактика треугольника расположена в созвездии Треугольника, поэтому первым шагом будет поиск этого созвездия. Оно располагается между созвездиями Большого и Малого Медведя.
• Найдите яркую звезду: галактика треугольника находится рядом с яркой звездой по имени Alpha Trianguli (Альфа Треугольника). Эту звезду можно легко обнаружить в небе благодаря ее яркости.
• Идите на северо-запад: Галактика треугольника находится на северо-западе от Альфы Треугольника. Если вы находитесь в городе, то, возможно, придется добраться за город, чтобы избежать светового загрязнения неба.
• Используйте телескоп: Чтобы наблюдать галактику треугольника, нужно использовать телескоп. Она не видна невооруженным глазом. Размер телескопа в определенной степени влияет на качество наблюдения, но наиболее эффективный телескоп для наблюдения галактики треугольника – телескоп с диаметром объектива 150 мм или более.
• Начните наблюдение: Как только вы найдете созвездие Треугольника, яркую звезду и направление к галактике треугольника, вы можете начать наблюдение. Наблюдение должно проходить в ночное время на открытом пространстве с минимальным количеством света. Затем аккуратно направьте телескоп на галактику треугольника.

Интересные факты

Полений пункт текущего президента Украины, Владимира Зеленского, ранее служил местом расположения радарной станции радиолокационного контроля пространства, осуществляемого за пределами государственного воздушного пространства.

Некоторые интересные факты о галактике треугольника:

• Галактика треугольника имеет диаметр около 60 000 световых лет и состоит из более чем 40 миллиардов звезд;
• Она недалеко от нашего Млечного Пути и является третьей ярчайшей галактикой на небе, после Андромедовой галактики и нашего Млечного Пути;
• Галактика треугольника можно наблюдать даже невооруженным глазом в ночное время, хотя это довольно трудно из-за светового загрязнения;
• В галактике треугольника происходит множество процессов, включая процесс образования звезд и газовых облаков.

Общий итог

Галактика треугольника – это уникальная и интересная галактика, которая может быть наблюдаема только при помощи телескопа. Она относительно близка к нашей галактике и содержит множество уникальных особенностей, которые можно наблюдать во время наблюдения. Чтобы найти галактику треугольника, необходимо найти созвездие Треугольника, яркую звезду и направление на галактику. Используйте телескоп для наблюдения, а лучше всего, используйте телескоп с диаметром объектива 150 мм или более. Наблюдение должно проходить на открытом пространстве в ночное время с минимальным количеством света. Картирование галактики треугольника помогает ученым изучать космическое пространство и Юный Солнечный круг.

Как найти галактику треугольника

Галактика «Треугольник» — это яркая и крупная спиральная галактика, которая находится в созвездии Треугольника. Она является одной из наиболее знаменитых галактик, и многие любители астрономии мечтают увидеть ее в телескопе. Но как найти галактику «Треугольник» на небе?

Лучшее время для поиска галактики «Треугольник»

Наилучшее время для поиска галактики «Треугольник» — это осенние месяцы. В это время галактика находится на самой высокой точке над горизонтом и находится в зоне видимости всякого телескопа. Кроме того, лучшее время для поиска галактики – это период между новолунием и первой четвертью, когда лунная светимость на небе не является слишком яркой и не мешает наблюдениям.

Яркие звезды помогут вам найти галактику «Треугольник»

Галактика «Треугольник» находится в просторах созвездия Треугольника, на границе созвездий Андромеды и Большой Медведицы. Для начала, нужно найти яркие звезды в этом районе неба, которые помогут вам ориентироваться на небесной сфере. Лучшие звезды для ориентации: Альфа Треугольника (magnitude 3.4) и Бета Треугольника (magnitude 4.0).

Используйте карты и приложения

Существуют различные приложения и карты звездного неба, которые помогут вам найти галактику «Треугольник». Некоторые мобильные приложения также покажут вам местонахождение галактики на небе в данный момент. Эти инструменты могут быть очень полезны, если вы не уверены, где искать галактику «Треугольник».

Телескоп и бинокль

Когда вы наконец найдете галактику «Треугольник», используйте телескоп или бинокль, чтобы получить более детальное представление о ее строении. Небольшой телескоп с 80-100 мм объективом будет достаточно, чтобы увидеть яркую ядро галактики и спиральные отрасли. Еще больший телескоп позволит вам разглядеть детали на поверхности галактики, такие как области газовой эмиссии и скопления звезд.

Небезопасно смотреть в телескоп, если вы не знаете, как это делать. Перед тем, как начинать наблюдения, обратитесь к опытным астрономам или зарегистрируйтесь на курсе астрономии.

Итог

Галактика «Треугольник» — это яркая и крупная спиральная галактика, которую можно найти в созвездии Треугольника. Осень — лучшее время для поиска галактики, и яркие звезды помогут вам ориентироваться на небесной сфере. Существуют различные карты и приложения, которые помогут вам найти галактику, а телескоп или бинокль позволят увидеть ее детали. Но не забудьте, что наблюдать в телескоп небезопасно, если вы не знаете, как это делать.

У этого термина существуют и другие значения, см. M33.

Галактика Треугольника
Галактика
История исследования
Открыватель	Шарль Мессье
Дата открытия	25 августа 1764
Обозначения	M 33, NGC 598
Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0)
Созвездие	Треугольник
Прямое восхождение	1ч 33м 50,90с[1][2]
Склонение	+30° 39′ 36,63″[1][2]
Видимая зв. величина	5,72 ± 0,04[3][1]
Характеристики
Тип	SA(s)cd[4][1]
Входит в	Местная группа[5][1], [CHM2007] LDC 160[d][6][1], [TSK2008] 222[d][7][8][…] и M31 Group[d][5][1]
Лучевая скорость	−182 км/с[9]
z	−0,000597 ± 1,0E−5[10]
Расстояние	850 кпк
Радиус	9,4 килопарсек
Информация в базах данных
SIMBAD	M 33
Информация в Викиданных
Медиафайлы на Викискладе

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

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

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

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

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

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

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

Свойства[править | править код]

Основные характеристики[править | править код]

Галактика Треугольника^[11] (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^[12]. В Местной группе, содержащей около 50 галактик, M 33 занимает третье место по размеру, светимости и массе^[13]. По этим показателям она уступает лишь Млечному Пути и Галактике Андромеды ― спиральным галактикам, доминирующим в группе. Эти три галактики ― единственные спиральные в Местной группе^[14].

По своим параметрам M 33 в целом не выделяется среди спиральных галактик поздних типов. Диаметр галактики немного больше среднего: его величина, измеренная по изофоте 25^m на квадратную секунду дуги в фотометрической полосе B, составляет 18,8 килопарсек^[15][16]. Эта величина приблизительно вдвое меньше, чем у двух крупнейших галактик группы. Абсолютная звёздная величина в полосе V равна −18,9^m[17]. 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 %^[13][14]. В галактике Треугольника 40 миллиардов звёзд, что значительно меньше, чем в Млечном Пути ― по разным оценкам, от 100 до 400 миллиардов^[18][19].

Видимая звёздная величина M 33 в полосе V составляет +5,72^m[20], показатель цвета B−V равен 0,6^m. 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^[21].

Структура[править | править код]

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^[16]. 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][23]}.

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^[24]. Галактика Треугольника обладает многочисленными фрагментированными спиральными рукавами, поэтому её относят к флоккулентным^[25][26].

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^[27].

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^[28]. 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^[24][29].

Ядро галактики Треугольника яркое и компактное. Его видимая звёздная величина в полосе V составляет 14,54^m, следовательно, абсолютная равна −10,2^m, а показатель цвета B−V равен в среднем 0,65^m ― 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^[30][31][32].

Звёздные скопления[править | править код]

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

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^[34]. 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^[33].

В основном, абсолютные звёздные величины скоплений M 33 лежат в диапазоне от −4^m до −9^m, 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 %^[33][36].

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^[37].

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 −4^m до −9^m, 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^[38].

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^[36]. M 33 богата OB-ассоциациями, которые очерчивают спиральные рукава галактики — это типично для спиральных галактик поздних типов^[39].

Межзвёздная среда[править | править код]

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][40]}. Общая масса нейтрального атомарного водорода в галактике составляет 1,95⋅10⁹ M_⊙^[13].

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^[30][41].

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^[30][42].

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^[43].

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^[44].

Звёздное население и история звездообразования[править | править код]

В галактике Треугольника, как и в Млечном Пути, присутствуют два основных звёздных населения: старое население гало и более молодое население диска галактики. Общая масса звёзд в галактике составляет 5,5⋅10⁹ M_⊙^[13]. 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][45]}.

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^[18]. 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^[46][47][48].

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^[49].

Переменные звёзды[править | править код]

В галактике M 33 известны переменные звёзды различных типов — например, в области неба вокруг галактики каталог SDSS содержит около 36 тысяч переменных звёзд приблизительно до 24-й звёздной величины. Большинство из них — долгопериодические переменные, которых в этой области 20 тысяч; кроме того, там же находится 2 тысячи цефеид^[50].

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^[⇨])^[51].

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 20,0^m до 21,4^m, а избыток цвета B−V, вызванный межзвёздным покраснением, ― в среднем 0,1^m[52].

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 14,5^m, самая известная из них ― звезда Романо, видимая величина которой меняется от 16,5^m до 17,8^{m[53][54][55]}.

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^[56].

В M 33 вспыхивает приблизительно 2,5 новых звезды в год ― типичное значение для такой галактики^[57]. Вспышек сверхновых за историю наблюдений в галактике зарегистрировано не было, но известны остатки сверхновых (см. выше^[⇨])^[16].

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][58]}.

Рентгеновские источники[править | править код]

По данным, полученным с космического телескопа Чандра, в области на небе вокруг M 33 находится 394 источника рентгеновского излучения, но не менее половины из них не относятся к галактике, а только наблюдаются в том же направлении — несколько из них отождествлено со звёздами нашей Галактики. Самый яркий источник, M33 X-8, расположен в центре галактики (см. выше^[⇨]). Вплоть до расстояний в 10 минут дуги от центра наблюдается диффузное рентгеновское излучение^[59].

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^[60].

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^[61].

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^[62].

Движение и спутники[править | править код]

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^[16]. 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^[63][64].

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^[30]. 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^[65].

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^[66]. Спутником M 33, возможно, является небольшая галактика LGS 3^[16].

История изучения[править | править код]

До XX века[править | править код]

Галактику Треугольника, возможно, открыл Джованни Баттиста Годиерна ранее 1654 года, однако его записи неоднозначны и могут не относиться к этому объекту. Независимо от Годиерны туманность открыл Шарль Мессье 25 августа 1764 года и внёс в свой каталог — она получила обозначение M 33^[16][67]. 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^[68].

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^[69]. 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^[16][70].

XX век[править | править код]

В 1911 году Эммануил Пален исследовал два самых ярких спиральных рукава галактики и обнаружил, что их форма описывается логарифмическими спиралями с разными углами закрутки. В 1915 году Фрэнсис Пиз измерил лучевую скорость галактики по её спектру и получил значение в −278 км/с, а в следующем году он же обнаружил различие в скорости ядра и одной из эмиссионных туманностей, благодаря чему сделал вывод о вращении галактики^[68].

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^[71].

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^[72].

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^[73][74].

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^[75].

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^[76].

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^[76].

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^[77].

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^[78].

XXI век[править | править код]

Некоторые открытия, связанные с галактикой Треугольника, были сделаны в XXI веке. Например, M33-EC1 — первое протяжённое скопление (см. выше^[⇨]), было открыто в 2008 году^[79], а в 2010 году были обнаружены звёзды на расстояниях до 40 килопарсек от центра галактики^[80][81]. 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^[82]. С помощью данных, полученных в 2018 году на космическом телескопе Gaia, была изучена динамика самой галактики и большого числа звёзд в ней^[66].

Наблюдения[править | править код]

Галактика Треугольника наблюдается в одноимённом созвездии. Она имеет видимую звёздную величину +5,7^m, 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^[16][83]. Лучший месяц для наблюдения галактики — октябрь^[63].

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^[16][84].

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^[84].

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^[16][85].

Примечания[править | править код]

Комментарии[править | править код]

Источники[править | править код]

Литература[править | править код]

• van den Bergh S. The Galaxies of the Local Group. — Cambr.: Cambridge University Press, 2000. — 348 p. — (Cambridge astrophysics series, vol. 35). — ISBN 978-1-139-42965-8.
• Hodge P. The Spiral Galaxy M33. — Dordrecht; New York: Springer, 2012. — 160 p. — (Astrophysics and space science library). — ISBN 978-94-007-2025-1. — ISBN 9400720254. — ISBN 9786613454263. — ISBN 6613454265. — doi:10.1007/978-94-007-2025-1.
• Stoyan R., Binnewies S., Friedrich S., Schroeder K. Atlas of the Messier Objects: Highlights of the Deep Sky. — N. Y.: Cambridge University Press, 2008. — 370 p. — ISBN 978-0-511-42329-1.

Ссылки[править код]

• Информация на английском и французском из оригинального «Нового общего каталога»
• Информация (англ.) из Пересмотренного «Нового общего каталога»
• VizieR (англ.)
• NASA/IPAC Extragalactic Database (англ.)
• Список публикаций, посвящённых NGC 598

Новости астрономии 2020

Гостевая книга

Triangulum Galaxy
Galaxy Messier 33 in Triangulum (the Triangulum Galaxy)
Observation data (J2000 epoch)
Pronunciation
Constellation	Triangulum
Right ascension	01h 33m 50.02s[1]
Declination	+30° 39′ 36.7″[1]
Redshift	-0.000607 ± 0.000010[1]
Helio radial velocity	-179 ± 3 km/s[2]
Galactocentric velocity	-44 ± 6 km/s[2]
Distance	970 kpc (3.2 Mly)[3]
Apparent magnitude (V)	5.72[1]
Characteristics
Type	SA(s)cd[2]
Mass	5×1010[4] M☉
Number of stars	40 billion (4×1010)[6]
Size	18.74 kpc (61,120 ly) (diameter; 25.0 mag/arcsec2 B-band isophote)[5][6]
Apparent size (V)	70.8 × 41.7 moa[1]
Other designations
NGC 0598, MCG+05-04-069, UGC 1117, PGC 5818[2]

The Triangulum Galaxy is a spiral galaxy 2.73 million light-years (ly) from Earth in the constellation Triangulum. It is catalogued as Messier 33 or NGC (New General Catalogue) 598. With the D₂₅ isophotal diameter of 18.74 kiloparsecs (61,100 light-years), the Triangulum Galaxy is the third-largest member of the Local Group of galaxies, behind the Andromeda Galaxy and the Milky Way.

The galaxy is the smallest spiral galaxy in the Local Group (although the smaller Large and Small Magellanic Clouds may have been spirals before their encounters with the Milky Way), and is believed to be a satellite of the Andromeda Galaxy or on its rebound into the latter due to their interactions, velocities,^[7] and proximity to one another in the night sky. It also has an H II nucleus.^[8]

Etymology[edit]

The galaxy gets its name from the constellation Triangulum, where it can be spotted.

It is sometimes informally referred to as the “Pinwheel Galaxy” by some astronomy references,^[9] in some computerized telescope software, and in some public outreach websites.^[10] However, the SIMBAD Astronomical Database, a professional database, collates formal designations for astronomical objects and indicates that Pinwheel Galaxy refers to Messier 101,^[11] which several amateur astronomy resources including public outreach websites identify by that name, and that is within the bounds of Ursa Major.^[12][13]

Visibility[edit]

Under exceptionally good viewing conditions with no light pollution, the Triangulum Galaxy can be seen with the 20/20 vision naked eye;^[14] to those viewers, it will sometimes be the farthest permanent entity visible without magnification.^[15][16] Its light diffuses (spreads) across a little more than a pinprick of the unmagnified sky, the cause of which is its broadness – this astronomers term a diffuse, rather than compact, object.

Observers range from finding the galaxy easily visible by direct vision in a truly dark (and impliedly dry, cloud-free) sky to needing to use averted vision in rural or suburban skies with good viewing conditions.^[14] It has been chosen as one of the critical sky marks of the Bortle Dark-Sky Scale,^[17] supported by its relative invariability, reasonable northern declination, and brightness described.

Observation history[edit]

The Triangulum Galaxy was probably discovered by the Italian astronomer Giovanni Battista Hodierna before 1654. In his work De systemate orbis cometici; deque admirandis coeli caracteribus (“About the systematics of the cometary orbit, and about the admirable objects of the sky”), he listed it as a cloud-like nebulosity or obscuration and gave the cryptic description, “near the Triangle hinc inde“. This is in reference to the constellation Triangulum as a pair of triangles. The magnitude of the object matches M33, so it is most likely a reference to the Triangulum Galaxy.^[18]

The galaxy was independently discovered by Charles Messier on the night of August 25–26, 1764. It was published in his Catalog of Nebulae and Star Clusters (1771) as object number 33; hence the name M33.^[19] When William Herschel compiled his extensive catalog of nebulae, he was careful not to include most of the objects identified by Messier.^[20] However, M33 was an exception, and he cataloged this object on September 11, 1784, as H V-17.^[21]

Herschel also cataloged the Triangulum Galaxy’s brightest and largest H II region (diffuse emission nebula containing ionized hydrogen) as H III.150 separately from the galaxy itself; the nebula eventually obtained NGC number 604. As seen from Earth, NGC 604 is located northeast of the galaxy’s central core. It is one of the largest H II regions known, with a diameter of nearly 1500 light-years and a spectrum similar to that of the Orion Nebula. Herschel also noted three other smaller H II regions (NGC 588, 592, and 595).

It was among the first “spiral nebulae” identified as such by Lord Rosse in 1850. In 1922–23, John Charles Duncan and Max Wolf discovered variable stars in the nebulae. Edwin Hubble showed in 1926 that 35 of these stars were classical Cepheids, thereby allowing him to estimate their distances. The results were consistent with the concept of spiral nebulae being independent galactic systems of gas and dust, rather than just nebulae in the Milky Way.^[22]

• 

  Composite of about 54 different pointings with Hubble’s Advanced Camera for Surveys.^[23]

Properties[edit]

The Triangulum Galaxy is the third largest member of the Local Group of galaxies. It has a diameter measured through the D₂₅ standard – the isophote where the surface brightness of the galaxy reaches 25 mag/arcsec², to be about 18.74 kiloparsecs (61,100 light-years),^[5] making it roughly 60% the size of the Milky Way. It may be a gravitationally bound companion of the Andromeda Galaxy. Triangulum may be home to 40 billion stars, compared to 400 billion for the Milky Way, and 1 trillion stars for Andromeda Galaxy.^[6]

The disk of Triangulum has an estimated mass of (3–6) × 10⁹ solar masses, while the gas component is about 3.2 × 10⁹ solar masses. Thus, the combined mass of all baryonic matter in the galaxy may be 10¹⁰ solar masses. The contribution of the dark matter component out to a radius of 55×10³ ly (17 kpc) is equivalent to about 5 × 10¹⁰ solar masses.^[4]

Location – distance – motion[edit]

Estimates of the distance from the Milky Way to the Triangulum Galaxy range from 2,380×10³ to 3,070×10³ ly (730 to 940 kpc) (or 2.38 to 3.07 Mly), with most estimates since the year 2000 lying in the middle portion of this range,^[24][25] making it slightly more distant than the Andromeda Galaxy (at 2,540,000 light-years). At least three techniques have been used to measure distances to M 33. Using the Cepheid variable method, an estimate of 2,770×10³ ± 130×10³ ly (849 ± 40 kpc) was achieved in 2004.^[26][27] In the same year, the tip of the red-giant branch (TRGB) method was used to derive a distance estimate of 2,590×10³ ± 80×10³ ly (794 ± 25 kpc).^[28] The Triangulum Galaxy is around 750,000 light years from the Andromeda Galaxy.^[29]

In 2006, a group of astronomers announced the discovery of an eclipsing binary star in the Triangulum Galaxy. By studying the eclipses of the stars, astronomers were able to measure their sizes. Knowing the sizes and temperatures of the stars, they were able to measure the absolute magnitude of the stars. When the visual and absolute magnitudes are known, the distance to the star can be measured. The stars lie at the distance of 3,070×10³ ± 240×10³ ly (941 ± 74 kpc).^[24] The average of 102 distance estimates published since 1987 gives a distance modulus of 24.69, or .883 Mpc (2,878,000 light-years).^[30]

The Triangulum Galaxy is a source of H₂O maser emission.^[31] In 2005, using observations of two water masers on opposite sides of Triangulum via the VLBA, researchers were, for the first time, able to estimate the angular rotation and proper motion of Triangulum. A velocity of 190 ± 60 km/s relative to the Milky Way was computed, which means Triangulum is moving towards Andromeda Galaxy and suggesting it may be a satellite of the larger galaxy (depending on their relative distances and margins of error).^[7]

In 2004, evidence was announced of a clumpy stream of hydrogen gas linking the Andromeda Galaxy with Triangulum, suggesting that the two may have tidally interacted in the past. This discovery was confirmed in 2011.^[32] A distance of less than 300 kiloparsecs between the two supports this hypothesis.^[33]

The Pisces Dwarf (LGS 3), one of the small Local Group member galaxies, is located 2,022×10³ ly (620 kpc) from the Sun. It is 20° from the Andromeda Galaxy and 11° from Triangulum. As LGS 3 lies at a distance of 913×10³ ly (280 kpc) from both galaxies, it could be a satellite galaxy of either Andromeda or Triangulum. LGS 3 has a core radius of 483 ly (148 pc) and 2.6 × 10⁷ solar masses.^[34]

Pisces VII/Triangulum (Tri) III may be another satellite of Triangulum.^[35]

Structure[edit]

In the French astronomer Gérard de Vaucouleurs’ revised Hubble Sandage (VRHS) system of galaxy morphological classification, the Triangulum Galaxy is classified as type SA(s)cd. The S prefix indicates that it is a disk-shaped galaxy with prominent arms of gas and dust that spiral out from the nucleus—what is commonly known as a spiral galaxy. The A is assigned when the galactic nucleus lacks a bar-shaped structure, in contrast to SB class barred spiral galaxies. American astronomer Allan Sandage’s “(s)” notation is used when the spiral arms emerge directly from the nucleus or central bar, rather than from an inner ring as with an (r)-type galaxy. Finally, the cd suffix represents a stage along the spiral sequence that describes the openness of the arms. A rating of cd indicates relatively loosely wound arms.^[36]

This galaxy has an inclination of 54° to the line of sight from Earth, allowing the structure to be examined without significant obstruction by gas and dust.^[37][38] The disk of the Triangulum Galaxy appears warped out to a radius of about 8 kpc. There may be a halo surrounding the galaxy, but there is no bulge at the nucleus.^[39] This is an isolated galaxy and there are no indications of recent mergers or interactions with other galaxies,^[38] and it lacks the dwarf spheroidals or tidal tails associated with the Milky Way.^[40]

Triangulum is classified as unbarred, but an analysis of the galaxy’s shape shows what may be a weak bar-like structure about the galactic nucleus. The radial extent of this structure is about 0.8 kpc.^[41]

The nucleus of this galaxy is an H II region,^[31] and it contains an ultraluminous X-ray source with an emission of 1.2 × 10³⁹ erg s⁻¹, which is the most luminous source of X-rays in the Local Group of galaxies. This source is modulated by 20% over a 106-day cycle.^[42] However, the nucleus does not appear to contain a supermassive black hole, as a best-fit value of zero mass and an upper limit of 1,500 M_☉ is placed on the mass of a central black hole based on models and the Hubble Space Telescope (HST) data.^[43] This is significantly lower than the mass expected from the velocity dispersion of the nucleus and far below any mass predicted from the disk kinematics.^[43] This may suggest that supermassive black holes are associated only with galaxy bulges instead of with their disks.^[43] Assuming that the upper limit of the central black hole is correct, it would be rather an intermediate-mass black hole.

The inner part of the galaxy has two luminous spiral arms, along with multiple spurs that connect the inner to the outer spiral features.^[37][38] The main arms are designated IN (north) and IS (south).^[44]

Star formation[edit]

In the central 4′ region of this galaxy, atomic gas is being efficiently converted to molecular gas, resulting in a strong spectral emission of CO. This effect occurs as giant molecular clouds condense out of the surrounding interstellar medium. A similar process is taking place outside the central 4′, but at a less efficient pace. About 10% of the gas content in this galaxy is in the molecular form.^[37][38]

Star formation is taking place at a rate that is strongly correlated with local gas density, and the rate per unit area is higher than in the neighboring Andromeda Galaxy. (The rate of star formation is about 3.4 Gyr⁻¹ pc⁻² in the Triangulum Galaxy, compared to 0.74 in Andromeda.^[45]) The total integrated rate of star formation in the Triangulum Galaxy is about 0.45 ± 0.1 solar masses per year. It is uncertain whether this net rate is currently decreasing or remaining constant.^[37][38]

Based on analysis of the chemical composition of this galaxy, it appears to be divided into two distinct components with differing histories. The inner disk within a radius of 30×10³ ly (9 kpc) has a typical composition gradient that decreases linearly from the core. Beyond this radius, out to about 82×10³ ly (25 kpc), the gradient is much flatter. This suggests a different star formation history between the inner disk and the outer disk and halo, and may be explained by a scenario of “inside-out” galaxy formation.^[39] This occurs when gas is accumulated at large radii later in a galaxy’s life space, while the gas at the core becomes exhausted. The result is a decrease in the average age of stars with increasing radius from the galaxy core.^[46]

Discrete features[edit]

Using infrared observations from the Spitzer Space Telescope, a total of 515 discrete candidate sources of 24 μm emission within the Triangulum Galaxy have been catalogued as of 2007. The brightest sources lie within the central region of the galaxy and along the spiral arms.

Many of the emission sources are associated with H II regions of star formation.^[47] The four brightest HII regions are designated NGC 588, NGC 592, NGC 595, and NGC 604. These regions are associated with molecular clouds containing (1.2–4) × 10⁵ solar masses. The brightest of these regions, NGC 604, may have undergone a discrete outburst of star formation about three million years ago.^[48] This nebula is the second most luminous HII region within the Local Group of galaxies, at (4.5 ± 1.5) × 10⁷ times the luminosity of the Sun.^[45] Other prominent HII regions in Triangulum include IC 132, IC 133, and IK 53.^[44]

The northern main spiral arm contains four large HII regions, while the southern arm has greater concentrations of young, hot stars.^[44] The estimated rate of supernova explosions in the Triangulum Galaxy is 0.06 Type Ia and 0.62 Type Ib/Type II per century. This is equivalent to a supernova explosion every 147 years, on average.^[49] As of 2008, a total of 100 supernova remnants have been identified in the Triangulum Galaxy,^[50] the majority of which lies in the southern half of the spiral galaxy. Similar asymmetries exist for H I and H II regions, plus highly luminous concentrations of massive, O type stars. The center of the distribution of these features is offset about two arc minutes to the southwest.^[44] M33 being a local galaxy, the Central Bureau for Astronomical Telegrams (CBAT) tracks novae in it along with M31 and M81.^[51]

About 54 globular clusters have been identified in this galaxy, but the actual number may be 122 or more.^[40] The confirmed clusters may be several billion years younger than globular clusters in the Milky Way, and cluster formation appears to have increased during the past 100 million years. This increase is correlated with an inflow of gas into the center of the galaxy. The ultraviolet emission of massive stars in this galaxy matches the level of similar stars in the Large Magellanic Cloud.^[52]

In 2007, a black hole about 15.7 times the mass of the Sun was detected in this galaxy using data from the Chandra X-ray Observatory. The black hole, named M33 X-7, orbits a companion star which it eclipses every 3.5 days. It is the largest stellar mass black hole known.^[53][54]

Unlike the Milky Way and Andromeda galaxies, the Triangulum Galaxy does not appear to have a supermassive black hole at its center.^[55] This may be because the mass of a galaxy’s central supermassive black hole correlates with the size of the galaxy’s central bulge, and unlike the Milky Way and Andromeda, the Triangulum Galaxy is a pure disk galaxy with no bulge.^[43]

Relationship with the Andromeda Galaxy[edit]

As mentioned above, M33 is linked to M31 by several streams of neutral hydrogen^[56] and stars,^[56] which suggests that a past interaction between these two galaxies took place from 2 to 8 billion years ago,^[57][58] and a more violent encounter will occur 2.5 billion years in the future.^[56]

The fate of M33 was uncertain in 2009 beyond seeming to be linked to its larger neighbor M31. Suggested scenarios include being torn apart and absorbed by the greater companion, fueling the latter with hydrogen to form new stars; eventually exhausting all of its gas, and thus the ability to form new stars;^[59] or participating in the collision between the Milky Way and M31, likely ending up orbiting the merger product and fusing with it much later. Two other possibilities are a collision with the Milky Way before the Andromeda Galaxy arrives or an ejection out of the Local Group.^[60] Astrometric data from Gaia appears in 2019 to rule out the possibility that M33 and M31 are in orbit. If correct, M33 is on its first infall proper into the Andromeda Galaxy (M31).^[61]

Planetary nebulae[edit]

Planetary nebulae are not only important contributors to the chemical enrichment of galaxies, but provide valuable information on single and binary stellar evolution. In addition, these objects seem to always produce very bright planetary nebulae with consistent luminosities, regardless of the galaxy’s mass, age, or metallicity. This feature is very useful as a standard candle for distance measurements.

Large systematic research on this topic has been done by Rebeca Galera-Rosillo and co-authors in 2018.^[62]
This work benefited from the use of the INT and WHT telescopes located at La Palma island. As a result of this study, three new planetary nebulae were discovered.

Newly discovered PNe (2018), Rebeca named the PNe after her closest family members.^{[citation needed]}

GCM 1 (Ovejisaurio),	01:34:48.86	+31:05:14.8
GCM 2, (Cuchilla Andante)	01:33:45.20	+30:21:22.0
GCM 3, (Sewi)	01:33:52.30	+30:21:12.0

See also[edit]

• List of galaxies
• Messier object
• List of Messier objects
• New General Catalogue
• NGC 55
• Pisces Dwarf
• Andromeda-Milky Way collision

References[edit]

Further reading[edit]

• Hodge, Paul (2012). The Spiral Galaxy M33. Astrophysics and Space Science Library. Vol. 379. Springer Science+Business Media. doi:10.1007/978-94-007-2025-1. ISBN 978-94-007-2024-4. OCLC 757338008.

External links[edit]

• The Triangulum Galaxy on WikiSky: DSS2, SDSS, GALEX, IRAS, Hydrogen α, X-Ray, Astrophoto, Sky Map, Articles and images
• Messier 33, SEDS Messier pages
• M33 at ESA/Hubble
• Triangulum Galaxy High In Northern Skies
• Dark Atmospheres Photography – M33 (dust lane enhancement)
• Pointing to the Universe – M33
• Balcells, Marc; Szymanek, Nik; Merrifield, Michael. “M33 – Triangulum Galaxy”. Deep Sky Videos. Brady Haran.
• NASA/IPAC Extragalactic Database entry for Messier 33
• Triangulum Galaxy (M33) on Constellation Guide
• Triangulum Galaxy – Zoomable UltraHighRez (Hubble; 11 January 2019)