Kolmion galaksi

Kolmion galaksi
Galaxy
Tutkimushistoria
avaaja Charles Messier
avauspäivämäärä 25. elokuuta 1764
Merkintä M 33, NGC 598
Havaintotiedot
( Epoch J2000.0 )
tähdistö Kolmio
oikea ylösnousemus 1 h  33 min  50,90 s [1]
deklinaatio +30° 39′ 35,79″ [1]
Näkyvä ääni suuruus 5,72 ± 0,04 [2]
Ominaisuudet
Tyyppi SA(s)cd [3]
Mukana Paikallinen ryhmä [4] , [CHM2007] LDC 160 [5] , [TSK2008] 222 [6] [7] ja M31 ryhmä [d] [4]
radiaalinen nopeus −182 km/s [8]
z −0,000597 ± 1,0E−5 [9]
Etäisyys 850 kpc
Säde 9,4 kiloparsek
Tietoa tietokannoista
SIMBAD M33
Tietoja Wikidatasta  ?
 Mediatiedostot Wikimedia Commonsissa

Kolmiogalaksi ( M 33 , NGC 598 ) on Sc - tyyppinen spiraaligalaksi , yksi Linnunrataa lähimmistä galakseista , 850 kiloparsekin etäisyydellä siitä . Se kuuluu paikallisryhmään ja sijoittuu kolmanneksi koon, massan ja valoisuuden suhteen Andromedan galaksin ja Linnunradan jälkeen.

Parametreiltaan M 33 kokonaisuutena ei erotu tyypiltään galaksien joukosta. M 33:n halkaisija on 18,8 kiloparsekkia , mikä on puolet Linnunradan halkaisijasta, se sisältää 40 miljardia tähteä, kun taas galaksissamme eri arvioiden mukaan 100-400 miljardia. Galaksin pääkomponentti on sen levy . Galaksin spiraalivarret ovat pirstoutuneita eivätkä ole kiertyneet liian tiukasti. Siellä on pieni pullistuma ja myös halo havaitaan . Ydin on kirkas ja kompakti, ja siitä puuttuu supermassiivinen musta aukko .

Triangulum-galaksin tähtijoukot eroavat Linnunradan tähtijoukoista - niiden valoisuus ja ikä ovat jakautuneet tasaisemmin kuin galaksissamme, erityyppisten tähtijoukkojen välillä ei ole selkeitä rajoja. M 33 on runsaasti H II -alueita  - galaksissa niitä on noin 3000, suurin, massiivisin ja kirkkain niistä on NGC 604 . Paikallisessa ryhmässä se on kooltaan ja valoisuudeltaan toinen Tarantula-sumun jälkeen Suuressa Magellanin pilvessä .

Tähtien kokonaismassa galaksissa on 5,5⋅10 9 M ⊙ , keskimääräinen metallisuus on −1 ja se pienenee galaksin keskustasta reunaan. Tähtien muodostumisnopeus on keskimääräistä korkeampi galaksissa, jossa on näin paljon tähtiä, ja se on 0,34–0,44 M ⊙ vuodessa, ja suurin osa tähtien massasta syntyi ajanjaksolla 3–6 miljardia vuotta sitten. Galaksin keskiosassa tähtien muodostuminen alkoi aikaisemmin kuin sen reunalla, minkä vuoksi vanhojen tähtien osuus on suurin keskustassa.

Galaksissa tunnetaan suuri määrä röntgenlähteitä ja muuttuvia tähtiä . Kirkkain pysyvä röntgenlähde koko paikallisryhmässä, M33 X-8  , sijaitsee Triangulum-galaksin ytimessä.

Charles Messier löysi kolmion galaksin vuonna 1764, vaikka Giovanni Battista Hodierna saattoi havaita sen ennen vuotta 1654. Edwin Hubble antoi suuren panoksen galaksin tutkimukseen : vuonna 1926 hän julkaisi galaksista yksityiskohtaisen artikkelin, jossa hän erityisesti osoitti kohteen ekstragalaktisen luonteen.

M 33 havaitaan tähdistössä Triangulum . Tämä galaksi on näennäismagnitudillaan +5,7 m , ja se on yksi kaukaisimmista paljaalla silmällä nähtävissä olevista objekteista .

Ominaisuudet

Tärkeimmät ominaisuudet

Kolmiogalaksi [10] ( M 33, NGC 598) on spiraaligalaksi , joka sijaitsee Paikallisessa ryhmässä , joka on yksi Linnunrataa lähimmistä galakseista –  etäisyys siihen on 850 ± 20 kiloparsekkia [11] . Paikallisessa ryhmässä, joka sisältää noin 50 galaksia, M 33 on kolmannella sijalla koon, valoisuuden ja massan suhteen [12] . Näiden indikaattoreiden mukaan se on toiseksi vain Linnunradan ja Andromedan galaksin - ryhmää hallitsevien spiraaligalaksien - jälkeen. Nämä kolme galaksia ovat paikallisen ryhmän ainoat spiraaligalaksit [13] .

Parametreiltaan M 33 kokonaisuutena ei erotu myöhäisen tyypin spiraaligalaksien joukosta. Galaksin halkaisija on hieman keskimääräistä suurempi: sen magnitudi mitattuna isofotista, jonka nopeus on 25 m kaaren neliösekunnissa fotometrisella B-kaistalla , on 18,8 kiloparsekkia [14] [15] . Tämä arvo on noin puolet ryhmän kahden suurimman galaksin arvosta. V-kaistan absoluuttinen magnitudi on −18,9 m [16] . Kokonaismassa, ottaen huomioon pimeän aineen , joka sijaitsee 23 kiloparsekin sisällä galaksin keskustasta, on 7,9⋅10 10 M ⊙ , tästä massasta tähdet ja kaasu muodostavat 11 % [12] [13] . Triangulum-galaksissa on 40 miljardia tähteä, mikä on paljon vähemmän kuin Linnunradalla - eri arvioiden mukaan 100-400 miljardia [17] [18] .

M 33:n näennäinen magnitudi V-kaistalla on +5,72 m [19] , B−V- väriindeksi on 0,6 m . Galaksin kiekon taso on kalteva 56° kulmassa taivaan tasoon nähden , galaksin näkyvän levyn pääakseli on 23°: n sijaintikulmassa . Galaksin koillisosa sijaitsee lähempänä Maata kuin lounais [20] .

Rakenne

Kolmiogalaksi on myöhäisen tyypin spiraaligalaksi : sen spiraalivarret ovat avoimia eivätkä liian tiukasti kierrettyjä, ja pullistuma on heikosti ilmaistu, joten se kuuluu Hubble-luokituksessa Sc- tai jopa Scd-tyyppiin [15] . Triangulum-galaksissa ei ole palkkia , ja kierrehaarat alkavat aivan galaksin keskustasta, ja de Vaucouleurin luokituksessa sitä kutsutaan SAc(e)ksi. M 33:lla on galaktinen valoisuusluokka II-III [comm. 1] [22] .

M 33:n pääkomponentti on galaktinen kiekko , jota kuvaa hyvin eksponentiaalinen profiili , jonka mittakaava on noin 2 kiloparsekkia, joka ulottuu vähintään 8 kiloparsekkia pitkin sädettä [23] . Kolmiogalaksissa on useita pirstoutuneita spiraalivarsia, joten sitä kutsutaan flokkuloivaksi [24] [25] .

Levy on jaettu ohueksi levyksi , jonka nopeusdispersio on 15 km/s ja joka koostuu nuorista tähdistä ja kaasusta, ja paksuksi levyksi , jonka dispersio on 47 km/s – nämä komponentit sisältävät vastaavasti 66 % ja 30 % galaksin tähdet [26] .

4% tähdistä kuuluu galaktiseen haloon , yksittäisiä tähtiä havaitaan jopa 40 kiloparsekin etäisyydellä keskustasta. Pullon esiintyminen galaksissa oli kyseenalaistettu pitkään - useat tutkimukset sekä vahvistivat että kumosivat sen [27] . Spitzer -avaruusteleskoopista saatujen tietojen mukaan pullistuma on läsnä, mutta hyvin pieni - sen säde on 0,4 kiloparsekiä ja sen kirkkaus on 4 % galaksin kokonaiskirkkaudesta [23] [28] .

Triangulum-galaksin ydin on kirkas ja kompakti. Sen näennäinen magnitudi V - kaistalla on 14,54 m , joten sen absoluuttinen arvo on −10,2 m ja väriindeksi B−V on keskimäärin 0,65 m - väri sinisempi kuin tyypillisessä pallomaisessa klusterissa havaittavissa . Väri ei ole sama koko ytimessä: keskustaa kohti ydin muuttuu sinisemmäksi. Ytimen säde on 0,14 parsek ja se on muodoltaan elliptinen: litteys on 0,16. Nopeusdispersio ytimessä on 21 km/s ja massan suhde valovoimaan on pieni ja on 0,4 M ⊙ / L ⊙ . Ytimessä on kaksi suhteellisen nuorta tähtipopulaatiota . Ensimmäisen ikä on 1 miljardi vuotta ja kokonaismassa 8⋅10 5 M ⊙ , toinen populaatio on 40 miljoonaa vuotta vanha ja sen massa on 10 4 M ⊙ . Nuoremmat tähdet ovat keskittyneempiä kohti keskustaa, joten keskellä olevan ytimen väri on sinisempi. Galaksin ytimessä on myös M33 X-8 , joka on koko paikallisryhmän tehokkain pysyvä röntgenlähde (katso alla ). M 33:n [29] [30] [31] keskellä ei ole supermassiivista mustaa aukkoa .

Tähtiklusterit

Kolmiogalaksissa on ainakin 264 vahvistettua tähtijoukkoa . M 33:n laajennettujen objektien CFHT- luettelossa 3554 kohdetta on ehdokkaita tähtiklusteriin. 60 ehdokkaan yksityiskohtainen analyysi osoitti, että vain 21 kohdetta on klustereita - loput osoittautuivat tähtitähteiksi , sumuiksi ja kaukaisiksi galakseiksi. Siksi, jos klustereiden osuus ehdokkaiden joukossa koko luettelossa on sama, niin luettelon noin 1400 objektin tulisi olla klustereita [32] .

Galaksin M 33 klusterit ovat erilaisia ​​kuin Linnunradan klusterit. Galaksissamme on kahden tyyppisiä klustereita: pallomaisia ​​ja avoimia klustereita . Ensimmäiset ovat vanhoja tähtijoukkoja, joissa on suuri määrä tähtiä ja jotka asuvat pullistumassa ja halossa, ja toiset ovat galaksin kiekossa olevia nuoria tähtiä, joissa on vähemmän tähtiä . Linnunradassa näiden kahden tyyppisten esineiden välillä voidaan jäljittää selkeä raja, eikä keski-ikäisiä klustereita käytännössä havaita [33] . Triangulum-galaksissa raja erityyppisten klustereiden välillä on epäselvä ja klusterit jakautuvat tasaisemmin valoisuuden ja iän suhteen - samanlainen kuva on havaittavissa Magellanin pilvissä [32] .

Pohjimmiltaan M 33 -klusterien absoluuttiset suuruudet ovat välillä -4 m - -9 m , massat ovat 10 3 - 10 5 M ⊙ ja iät 10 7 - 10 9 vuotta. Keskimääräinen klusterin massa M 33:ssa on 1,78⋅10 4 M⊙  – pienempi kuin Andromedan galaksissa (2,69⋅10 5 M ⊙ ), mutta suurempi kuin Linnunradalla (5,24⋅10 2 M⊙ ) ja on lähellä Suuressa Magellanin pilvessä (1,51⋅10 4 M ⊙ ). Tähtien keskimääräinen metallisuus M 33 -klustereissa on −1,01, mikä on pienempi kuin Linnunradalla (−0,19) ja Andromedan galaksissa (−0,43) [comm. 2] . Klusterien iät ovat keskimäärin suhteellisen pieniä: M 33:ssa vain 31 % klusteista on vanhempia kuin 2 miljardia vuotta, kun taas Andromedan galaksissa tällaisten klustereiden osuus on 56 % [32] [35] .

Kolmiogalaksin pallomaiset tähtijoukot tunnistetaan niiden kiertoradan tyypistä, mikä osoittaa niiden kuuluvuuden haloon , joskus suuren etäisyyden perusteella levyn tasosta tai niiden väri-valoisuuskaaviosta . Jotkut pallomaiset klusterit ovat jopa 12 miljardin vuoden ikäisiä, kuten Linnunradalla, mutta monet pallojoukot ovat paljon nuorempia ja voivat olla jopa 7 miljardia vuotta vanhoja. Nuoremmat pallomaiset klusterit ovat yhtä köyhiä raskaita alkuaineita kuin vanhemmat, ja tyypilliset metallisuudet vaihtelevat välillä −1,64 - −0,65 [comm. 2] . Tämä tarkoittaa, että Triangulum-galaksissa massiivisten, metalliköyhien klustereiden muodostuminen jatkui useita miljardeja vuosia ensimmäisen tähtienmuodostuksen puhkeamisen jälkeen . Tavallisten pallomaisten klustereiden lisäksi M 33:ssa on ainakin yksi "laajennettu klusteri" ( eng.  extended cluster ) nimeltään M33-EC1  - klusteri, jolla on suuri koko ja pieni tiheys, muuten samanlainen kuin pallomaiset klusterit. Samankaltaisia ​​kohteita on havaittu Andromedan galaksissa, ja niiden uskotaan olevan kääpiögalaksien jäänteitä, jotka ovat menettäneet suurimman osan tähdistään vuorovesivuorovaikutusten vuoksi [36] .

Toinen tähtijoukkojen tyyppi, jolla ei käytännössä ole analogia Linnunradassa, ovat "nuoret väkijoukot " .  Niiden absoluuttiset suuruudet ovat verrattavissa pallomaisten klustereiden -4 m :stä -9 m :iin, mutta niiden massat ovat pienemmät - 5⋅10 3 - 10 5 M ⊙ ja korkeammat metallisuudet, ne ovat paljon nuorempia - 100 miljoonasta vuoteen 10 miljardia - ja viittaa galaktiseen levyyn [37] .

Triangulum-galaksissa on myös hyvin nuoria tähtijoukkoja, joiden ikä vaihtelee 4–100 miljoonan vuoden välillä. Tämän ikäluokan klusterien massat vaihtelevat välillä 6⋅10 2 - 2⋅10 4 M ⊙ , jotkin nuoret pienimassaiset klusterit ovat avoimia klustereita [35] . M 33:ssa on runsaasti OB-assosiaatioita , jotka rajaavat galaksin spiraalihaaroja , mikä on tyypillistä myöhäisen tyypin spiraaligalakseille [38] .

Interstellar medium

Triangulum-galaksin tähtienvälinen väliaine koostuu samoista komponenteista kuin Linnunradassa. Nämä ovat tähtienvälistä pölyä , joka absorboi säteilyä ja lähettää sen uudelleen infrapuna-alueella , ja kaasua, jonka lämpötila on erilainen: kylmästä molekyylikaasusta erittäin kuumaan, röntgensäteitä lähettävään . Tähtienvälisen väliaineen M 33 ja galaksimme erot sisältävät raskaiden alkuaineiden pitoisuuden: Triangulum-galaksissa metallisuus on pienempi ja on −1,0. Kuten Linnunradassa, tämä parametri pienenee etäisyyden mukaan galaksin keskustasta: metallisuusgradientti on −0,01 kpc −1 [comm. 2] [39] . Neutraalin atomivedyn kokonaismassa galaksissa on 1,95⋅10 9 M ⊙ [12] .

M 33 : lla on runsaasti H II - alueita , joissa tähtien muodostuminen tapahtuu : galaksissa niitä on noin 3000 ja ne ovat keskittyneet kohti galaktisia käsivarsia . Useimpien valovoimat ovat 10 35 -10 38 erg /s ja joidenkin koot ylittävät 100 parsekkia. H II -alueiden lisäksi galaksi sisältää suuren määrän muun tyyppisiä sumuja, erityisesti tunnetaan 152 planetaarista sumua , 100 supernovajäänteitä ja 11 Wolf-Rayet-sumua [29] [40] .

Galaksin H II -alueista kirkkain, massiivisin ja suurin on NGC 604 : Paikallisen ryhmän H II -alueiden joukossa se on kooltaan ja valoisuudeltaan toiseksi vain Suuren Magellanin pilven Tarantula-sumun jälkeen . NGC 604:n halkaisija on 1500 valovuotta (460 parsekkia ), se sisältää yli 200 massiivista tähteä, joiden massa on 15-120 M ⊙ , mukaan lukien 14 Wolf-Rayet-tähteä . Sumu on röntgensäteilyn lähde, jonka teho on 9⋅10 35 erg /s [29] [41] .

Molekyylivety Triangulum-galaksissa on edustettuna jättimäisten molekyylipilvien muodossa . Tällaisia ​​kohteita tunnetaan ainakin 158, galaksin molekyylikaasun kokonaismassa on 3⋅108 M⊙ . Galaksin eri osissa vedyn osuus molekyylipilvien kokonaismäärästä vaihtelee: keskustassa se on noin 60%, kun taas 4 kpc :n etäisyydellä keskustasta se on 20%. Galaksista on löydetty myös vesimaserereita [42] .

Triangulum-galaksissa pöly on ehdollisesti jaettu kylmään ja lämpimään. Kylmä pöly jakautuu koko galaksin levylle, kuumennetaan tähtienvälisestä väliaineesta tulevalla säteilyllä ja luo diffuusia infrapunasäteilyä. H II -alueet ja vedenalaiset klusterit lämmittävät lämmintä pölyä, joten lämpimät pölyalueet säteilevät pistelähteinä ja keskittyvät galaksin keskustaan ​​ja spiraalihaaroihin [43] .

Tähtipopulaatio ja tähtien muodostumisen historia

Triangulum-galaksissa, kuten Linnunradassa , on kaksi tärkeintä tähtipopulaatiota : halon vanha populaatio ja galaksin kiekon nuorempi populaatio . Tähtien kokonaismassa galaksissa on 5,5⋅10 9 M ⊙ [12] . Tähtien keskimääräinen metallisuus on −1, gradientti −0,1 kpc −1 . Levyn syrjäisimmillä alueilla metallisuusarvo putoaa -1,6 [comm. 2] [44] .

10 miljardia vuotta sitten M 33 muodosti suuren määrän tähtiä, joiden metallisuus oli alhainen -2. Nämä tähdet ovat rikastaneet tähtienvälistä väliainetta – myöhemmin muodostuneiden tähtien metallisuus on noin −1, kun taas tällä hetkellä muodostuvien tähtien metallisuus on −0,7 [comm. 2] . Tähtien muodostumisnopeus on tällä hetkellä 0,34–0,44 M⊙ vuodessa , mikä on keskimääräistä korkeampi galaksissa, jossa on niin paljon tähtiä [17] . Suurin tähtien muodostumisnopeus tapahtui ajanjaksolla 3-6 miljardia vuotta sitten - nyt tuona aikana muodostuneiden tähtien massa on 71% tähtien kokonaismassasta. Galaksin keskiosassa tähtien muodostumisprosessi alkoi aikaisemmin kuin reunalla, minkä vuoksi vanhojen tähtien osuus on suurin keskustassa [45] [46] [47] .

Pullossa havaitaan kahden ikäisiä tähtiä: 0,5 ja 2 miljardia vuotta, niiden metallisuus on suhteellisen korkea ja on -0,26 . Halon keskimääräinen metallisuus on −1,5 [comm. 2] : sädekehä sisältää enimmäkseen vanhoja, metalliköyhiä tähtiä, mutta se sisältää myös nuorempia tähtiä, joissa on enemmän raskaita alkuaineita. Tämä tekee M 33:n halosta ominaisuuksiltaan enemmän samankaltaisen kuin Andromedan galaksin kuin Linnunradan halo [48] .

Muuttuva tähdet

M 33 -galaksissa tunnetaan erityyppisiä muuttuvia tähtiä - esimerkiksi galaksia ympäröivällä taivaan alueella SDSS -luettelo sisältää noin 36 tuhatta muuttuvaa tähteä noin 24. magnitudiin asti . Suurin osa niistä on pitkän ajanjakson muuttujia , joita tällä alueella on 20 tuhatta; lisäksi kefeidejä on 2 tuhatta [49] .

Galaksissa tunnetaan satoja pimennysmuuttujia , joista merkittävin on röntgenlähde M33 X-7 : tämä on harvinainen esimerkki kaksoitähdestä , jonka yksi komponenteista on pulsari (katso alla ) [50] .

Kefeidit ovat tutkituin muuttujatähtityyppi M 33:ssa, koska niiden jakso-luminositeettiriippuvuus mahdollistaa etäisyyden galaksiin määrittämisen. Useimpien kefeidien M 33 kirkkauden muutosjaksot ovat välillä 3,2-46 päivää, B-vyöhykkeen keskimääräinen magnitudi on 20,0 m - 21,4 m ja tähtienvälisen punoituksen aiheuttama B−V- väriylimäärä on päällä. keskimäärin 0,1 m [ 51 ] .

Toinen muuttujatyyppi M 33:ssa on kirkkaan siniset muuttujat , yksi galaksin kirkkaimmista tähdistä. Yhteensä Triangulum-galaksissa tunnetaan ainakin tusina tämän tyyppistä vahvistettua tähteä ja niille ehdokkaita. Näiden tähtien näennäinen magnitudi on 14,5 m , tunnetuin niistä on Romano-tähti , jonka näennäinen magnitudi vaihtelee 16,5 metristä 17,8 metriin [52] [53] [54] .

Pitkäjaksomuuttujilla on myös jakso-luminositeettiriippuvuus, mikä mahdollistaa etäisyyden määrittämisen niihin. Evoluutiossa nämä tähdet voivat olla superjättiläisiä tai himmeämpiä asymptoottisen jättiläishaaran tähtiä , ja niiden valoisuusjakaumassa on kaksi huippua. Triangulum-galaksissa vain pieni osa tunnetuista pitkän ajanjakson muuttujista kuuluu himmeämpään huippuun, eli se on asymptoottisella jättiläishaaralla - paljon pienempi kuin esimerkiksi Suuressa Magellanin pilvessä [55] .

Noin 2,5 uutta tähteä vuodessa purkautuu M 33:ssa, joka on tyypillinen arvo tällaiselle galaksille [56] . Havaintohistorian aikana galaksissa ei ole havaittu supernovaräjähdyksiä, mutta supernovajäänteitä tunnetaan (katso yllä ) [15] .

Muuttujat, kuten RR Lyrae , antavat myös mahdollisuuden määrittää etäisyys niihin valoisuuden ja metallisuuden välisestä suhteesta . Näiden tähtien jakautumisessa metallisuuksilla M 33 galaksissa voidaan erottaa kaksi huippua: arvoilla noin −1,3 ja −0,7 [comm. 2] [57] .

Röntgenlähteet

Chandra -avaruusteleskoopista saatujen tietojen mukaan taivaalla M 33:n ympärillä on 394 röntgenlähdettä , mutta ainakin puolet niistä ei kuulu galaksiin, vaan niitä havainnoidaan vain samassa suunnassa - useat niistä ovat samaistua galaksimme tähtiin. Kirkkain lähde, M33 X-8 , sijaitsee galaksin keskustassa (katso yllä ). Jopa 10 minuutin kaaren etäisyydelle keskustasta havaitaan diffuusia röntgensäteilyä [58] .

Galaksin 100 tunnetusta supernovajäännöksestä 31 havaitaan röntgenalueella - nämä kohteet lähettävät pääasiassa pehmeitä röntgensäteitä. Merkittävä tämän tyyppinen kohde on SNR21 : tämä supernovajäännös on upotettu NGC 592 :n H II -alueelle . Galaksin eteläisessä spiraalihaarassa , jossa tapahtuu aktiivista tähtien muodostumista, on eniten supernovajäänteitä - 26, joista 10 havaitaan röntgenalueella [59] .

NGC 604  on kirkas H II -alue (katso yllä ), joka lähettää röntgensäteitä. Sen säteily sisältää sekä hajakomponentin että pistelähteen, mutta jälkimmäinen on liian heikko määrittämään sen luonnetta [60] .

Galaksissa on myös röntgensäteen binaareja, joista merkittävimmät ovat M33 X-8 ja M33 X-7 . Ensimmäinen niistä on kirkkain pysyvä röntgenlähde koko Local Groupissa : sen röntgensäteilyn kirkkaus on 10 39 erg /s, mikä on 70 % koko galaksin valoisuudesta röntgenalueella. Tämä objekti on binäärijärjestelmä, jonka musta aukko on massaltaan 10 M ⊙ , sen vaihteluväli on 106 päivää ja se on ominaisuuksiltaan samanlainen kuin Linnunradan mikrokvasaari GR 1915+105 . Toinen kohde, M33 X-7, on pimentävä binäärijärjestelmä , jonka yksi komponenteista on neutronitähti , joka on pulsari , jonka jakso on 0,31 sekuntia, ja toinen on sininen superjättiläinen [61] .

Liike ja satelliitit

Kolmiogalaksi lähestyy aurinkokuntaa nopeudella 179 km/s, ja kun otetaan huomioon aurinkokunnan liike galaksissamme, M 33: n ja Linnunradan lähestymisnopeus on 24 km/s [15] . Kolmiogalaksi osallistuu Linnunradan ja Andromedan galaksin törmäykseen , joka tapahtuu 4 miljardin vuoden kuluttua - on pieni mahdollisuus, että M 33 törmää galaksiimme ennen Andromedan galaksia [62] [63] .

Triangulum-galaksi tekee yhden kierroksen akselinsa ympäri noin 200 miljoonassa vuodessa, maapallolla olevan tarkkailijan näkökulmasta tämä pyöriminen tapahtuu myötäpäivään [29] . Galaksin M 33 pyörimiskäyrä saavuttaa yli 130 km/s arvot ja kasvaa jopa 18 kiloparsekkia keskustasta sen suuren pimeän aineen massan vuoksi – pimeä aine alkaa hallita sen vaikutusta. pyörimisnopeus, alkaen 3 kiloparsekin etäisyydeltä keskustasta [64 ] .

Kolmiogalaksi on mahdollisesti Andromedan galaksin kaukainen satelliitti : jälkimmäisen massasta riippuen M 33 olisi jo voinut tehdä yhden kierroksen Andromedan galaksin ympäri, tai näiden kahden galaksin ensimmäinen lähestyminen on vielä edessä [65] . M 33:n kumppani on mahdollisesti pieni galaksi LGS 3 [15] .

Opiskeluhistoria

1900-luvulle asti

Giovanni Battista Hodierna on saattanut löytää kolmiogalaksan aikaisemmin kuin vuonna 1654, mutta hänen tietueensa ovat epäselviä eivätkä välttämättä viittaa tähän kohteeseen. Hodiernesta riippumatta Charles Messier löysi sumun 25. elokuuta 1764 ja sisällytti sen luetteloonsa  - se sai merkinnän M 33 [15] [66] . Vuonna 1785 William Herschel ehdotti, että M 33 on yksi galaksiimme verrattavissa olevista esineistä, ja vuonna 1850 Lord Ross löysi siitä spiraalirakenteen . Vuonna 1895 Isaac Robertsotti ensimmäisen valokuvan M 33:sta [67] .

Herschel löysi myös galaksin suurimman ja kirkkaimman alueen, H II , vuonna 1784, joka sisällytettiin myöhemmin uuteen yleisluetteloon nimellä NGC 604 . Sen lisäksi Heinrich Louis D'Arren vuonna 1864 löytämät NGC 588 , 592 ja 595 pääsivät uuteen yleisluetteloon ja itse M 33 sai tässä luettelossa tunnuksen NGC 598 [68] . Toiset 11 galaktista kohdetta, jotka Guillaume Bigourdan löysi vuonna 1889, sisällytettiin indeksin luetteloon : IC 131 , 132 , 133 , 134 , 135 , 136 , 137 , 139 , 140 , 142 ja 142 [6 ] 1 .

1900-luku

Vuonna 1911 Emmanuel Pahlen tutki galaksin kahta kirkkainta spiraalivartta ja havaitsi, että niiden muotoa kuvataan logaritmisilla spiraaleilla , joilla on eri kiertokulma. Vuonna 1915 Francis Pease mittasi galaksin säteittäisen nopeuden sen spektristä ja sai arvon −278 km/s, ja seuraavana vuonna hän havaitsi myös eron ytimen ja yhden emissio -sumun nopeudessa , kiitos josta hän päätteli, että galaksi pyörii [67] .

Vuonna 1916 Adrian van Maanen löysi virheellisesti M 33:n nopean pyörimisen vertailemalla tähtien sijaintia valokuvalevyillä  - hänen vuoden 1923 tietojensa mukaan galaksin olisi pitänyt pyöriä 60-240 tuhannessa vuodessa. Tällainen pyörimisnopeus sulkisi pois mahdollisuuden, että M 33 on galaksimme ulkopuolella - muuten galaksin pyörimisnopeuden olisi pitänyt olla tällä jaksolla erittäin korkea [70] .

Samalla kertyi todisteita siitä, että M 33, kuten muutkin spiraalisumut, oli hyvin kaukana, mikä oli ristiriidassa van Maasen tulosten kanssa. Esimerkiksi vuonna 1922 John Duncanlöysi galaksin kolme ensimmäistä muuttuvaa tähteä , ja vuonna 1926 Knut Lundmark havaitsi tähtien jakautumisen näennäisinä suuruuksina. Olettaen, että kirkkaimmat tähdet ovat kirkkaimmillaan verrattavissa kirkkaimpiin tunnettuihin tähtiin, Lundmark sai etäisyyden galaksiin 300 kiloparsekkia , mikä on huomattavasti suurempi kuin Linnunradan koko . Hän myös tarkisti van Maasen havaintojen tuloksia ja totesi, että pyörimisnopeus ei voinut olla niin suuri kuin tämä uskoi [71] .

Edwin Hubble antoi suuren panoksen M 33 : n tutkimukseen . Vuonna 1926 hän julkaisi 100 tuuman Mount Wilson -teleskoopin havaintojen tulosten perusteella yksityiskohtaisen artikkelin tästä galaksista [72] [73] .

Hubble tutki 45 muuttuvaa tähteä galaksissa – niistä 35 valokäyrät osoittivat selvästi, että ne olivat kefeidejä . Koska riippuvuusjakso - kefeidien valoisuus oli jo tiedossa, Hubble määritti etäisyysmoduulin ja sai etäisyyden galaksiin 263 kiloparsekiksi. Hubblen laskelmat toimivat todisteena M 33:n ekstragalaktisesta luonteesta huolimatta siitä, että tämä arvo eroaa huomattavasti nykyarvosta [74] .

Kefeidien lisäksi Hubble tutki kirkkaan sinisiä muuttujia M 33:ssa ja löysi kaksi novaa . Hän rakensi valoisuusfunktion M 33:n tähdille ja havaitsi, että se on samanlainen kuin galaksissamme, ja kirkkaimmat tähdet ovat verrattavissa Linnunradan kirkkaimpiin tähtiin. Hubble piirsi väri-luminositeettikaavion galaksin kirkkaimmista tähdistä ja havaitsi, että ne ovat enimmäkseen sinisiä [75] .

Hubble tutki hajasumuja M 33:ssa ja löysi joitain yhtäläisyyksiä Linnunradan sumujen kanssa. Lisäksi hän kiinnitti huomion galaksin ytimeen ja päätti, että se ei ole tähti, vaan laajennettu esine. Hubble pystyi myös määrittämään galaksin pyörimisnopeuden, jonka perusteella hän laski massan - hän sai arvon 1,5⋅10 10 M ⊙ . Kun otetaan huomioon epätarkkuudet ja virhe galaksin etäisyydellä, Hubblen tulos on melko lähellä nykyaikaista [75] .

Hubble-paperin julkaisemisen jälkeen M 33:n tutkiminen jatkui. Esimerkiksi vuonna 1940 galaksista M 33 tuli yksi ensimmäisistä, jonka kirkkauden jakautuminen galaksissa mitattiin käyttämällä sähköisiä instrumentteja, nimittäin mikrofotometriä . Vuonna 1959 Gerard de Vaucouleurs suoritti syvemmän fotometrisen analyysin, josta hän määritti joitain parametreja, kuten integroidun valoisuuden , galaksin värin ja sen kirkkausprofiilin [76] .

Lisäksi galaksin sisällä löydettiin erilaisia ​​esineitä: esimerkiksi 1940-luvulta lähtien tiedettiin satoja H II -alueita, ja vuoteen 1998 mennessä näiden kohteiden määrä nousi 1030:een. Vuonna 1960 julkaistiin ensimmäinen tähtijoukkojen luettelo . galaksi julkaistiin, joka sisälsi 23 ehdokasta klusteriin, ja myöhemmin myös tunnettujen klusterien määrä kasvoi [77] .

2000-luku

Jotkut Triangulum-galaksiin liittyvät löydöt tehtiin 2000-luvulla. Esimerkiksi M33-EC1, ensimmäinen laajennettu tähtijoukko (katso yllä ), löydettiin vuonna 2008 [78] ja vuonna 2010 tähtiä löydettiin jopa 40 kiloparsekin etäisyydeltä galaksin keskustasta [79] [ 80] . Avaruusteleskoopit ovat myös tuottaneet suuren määrän tietoa galaksista: esimerkiksi Hubble -teleskoopin työn tulokset ovat löytäneet ja tutkineet suuren määrän tähtijoukkoja, ja Spitzer on mahdollistanut galaksin rakenteen yksityiskohtaisen tutkimisen. galaksi ja sen tähtienvälinen väliaine [81] . Gaia -avaruusteleskoopilla vuonna 2018 saatujen tietojen avulla tutkittiin itse galaksin ja suuren määrän tähtien dynamiikkaa [65] .

Havainnot

Kolmiogalaksia havaitaan samannimisessä tähdistössä . Sen näennäinen magnitudi on +5,7 m , joten se näkyy paljaalla silmällä hyvissä olosuhteissa erittäin pimeällä taivaalla. Tällaisilla havainnoilla galaksin näkyvien osien laajuus on 20-30 kaariminuuttia ja galaksin kulmamitat himmeimpien osien kanssa ovat 71 × 42 kaariminuuttia, joten pinta-ala M 33 taivas ylittää Kuun alueen noin 4 kertaa. Suurimman osan levyn pinnan kirkkaus on verrattavissa yötaivaan pinnan kirkkauteen, mikä vaikeuttaa havaintoja [15] [82] . Paras kuukausi galaksin tarkkailuun on lokakuu [62] .

Näin ollen M 33:a pidetään kaukaisimpana esineenä, joka voidaan nähdä paljaalla silmällä, ainakin useimmille ihmisille. Jotkut tarkkailijat, joilla on erittäin hyvä näkökyky, pystyvät kuitenkin tarkkailemaan paljaalla silmällä kauempana olevia galakseja M 81 ja M 83 [15] [83] .

Kiikarin läpi katsottuna galaksi näyttää edelleen utuiselta, mutta epäsymmetriseltä muodoltaan. Hyvissä havainto-olosuhteissa spiraalirakenne tulee selvästi näkyviin käytettäessä objektiivin halkaisijaltaan yli 75 mm:n kaukoputkea, mutta kohtalaisella valosaasteellakaan se ei näy edes suhteellisen suuren kaukoputken läpi [83] .

Teleskooppi, jonka linssin halkaisija on 120 mm, antaa sinun nähdä selkeämmin ainakin kaksi kierrevartta ja havaita joitakin eroja niiden välillä sekä nähdä NGC 604 , joka sijaitsee 13 minuutin kaaren päässä keskustasta. Teleskooppi, jossa on 350 mm:n aukko , mahdollistaa himmeämpien spiraalivarsien havainnoinnin ja suuren joukon yksityiskohtien erottamisen. Pallomaisten tähtien havainnointiin tarvitaan kaukoputki, jonka aukko on yli 400 mm, ja joidenkin kirkkaimpien tähdistä, kuten Romanon tähdestä , 500 mm [15] [84] .

Muistiinpanot

Kommentit

  1. ↑ Valoisuusluokka I tarkoittaa vastaavan tyypin kirkkaimpia galakseja, kirkkausluokka V tarkoittaa himmeimpiä [21] .
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Metallillisuus vastaa heliumia raskaampien alkuaineiden osuutta , joka on yhtä suuri kuin auringon [34] .

Lähteet

  1. ↑ 1 2 Skrutskie M. F., Cutri R. M., Stiening R., Weinberg M. D., Schneider S., Carpenter J. M., Beichman C., Capps R., Chester T., Elias J. et ai. The Two Micron All Sky Survey (2MASS  ) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2006. - Voi. 131, Iss. 2. - P. 1163-1183. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi: 10.1086/498708
  2. ↑ Paz A.G. , Boissier S. , Madore B.F. , Seibert M. , Joe Y.H., Morrissey P. , Wyder T.K., Boselli A. , Thilker D. , Soo-Chang Rey et ai. The GALEX Ultraviolet Atlas of Nearby Galaxies  (englanniksi) // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 2007. - Voi. 173, Iss. 2. - s. 185-255. — ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi:10.1086/516636 - arXiv:astro-ph/0606440
  3. ↑ Batcheldor D. , Axon D., Valluri M. , Mandalou J., Merritt D. STIS-atlas Ca II:n kolmoisabsorptiolinjan kinematiikasta galaktisissa ytimissä  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2013. - Voi. 146, Iss. 3. - s. 67. - ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1088/0004-6256/146/3/67 - arXiv:1308.1983
  4. ↑ 1 2 McConnachie A. W. Kääpiögalaksien havaitut ominaisuudet paikallisryhmässä ja sen ympäristössä  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2012. - Voi. 144, Iss. 1. - P. 4. - ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1088/0004-6256/144/1/4 - arXiv:1204.1562
  5. ↑ Crook A. C., Huchra J. P., Martimbeau N., Jarrett T., Macri L. M. Galaksiryhmät kahden mikronin taivaan punasiirtymätutkimus  // The Astrophysical Journal Letters - IOP Publishing , 2007. - Voi. 655, Iss. 2. - P. 790-813. — ISSN 2041-8205 ; 2041-8213 - doi:10.1086/510201 - arXiv:astro-ph/0610732
  6. ↑ Tully R. B., Shaya E. J., Karachentsev I. D., Courtois H. M., Kocevski D. D., Rizzi L., Peel A. Our Peculiar Motion Away from the Local Void  // The Astrophysical Journal Letters - IOP Publishing , 2008. - Vol. 676, Iss. 1. - s. 184-205. — ISSN 2041-8205 ; 2041-8213 - doi:10.1086/527428 - arXiv:0705.4139
  7. ↑ Tully R. B., Courtois H. M., Dolphin A. E., Fisher J. R., Héraudeau P., Jacobs B. A., Karachentsev I. D., Makarova L., Mitronova S., Rizzi L. et ai. Cosmicflows-2: tiedot  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2013. - Voi. 146, Iss. 4. - s. 86. - ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1088/0004-6256/146/4/86 - arXiv:1307.7213
  8. ↑ Tully R. B., Courtois H. M., Sorce J. G. Cosmicflows-3  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2016. - Voi. 152, Iss. 2. - s. 50. - ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.3847/0004-6256/152/2/50 - arXiv:1605.01765
  9. ↑ Vaucouleurs G. d. , De Vaucouleurs A., Corwin JR, Buta RJ, Paturel G., Fouque P. Third Reference Catalog of Bright Galaxies, versio 9  (englanniksi) - NYC : Springer Science + Business Media , 1991.
  10. ↑ M33: galaksi kolmiossa . Astronetti . Haettu 29. syyskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 29. syyskuuta 2021.
  11. ↑ Darling D. Triangulum Galaxy . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 29. syyskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 29. syyskuuta 2021.
  12. ↑ 1 2 3 4 Kam SZ, Carignan C., Chemin L., Foster T., Elson E. HI Kinematics and Mass Distribution of Messier 33  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2017. - 1. elokuuta ( nide 154 ). - s. 41 . — ISSN 0004-6256 . doi : 10.3847 /1538-3881/aa79f3 . Arkistoitu alkuperäisestä 28. lokakuuta 2021.
  13. ↑ 12 Hodge , 2012 , s. 1-3.
  14. ↑ Tulokset objektille MESSIER 033 (M 33) . ned.ipac.caltech.edu . Haettu: 16. elokuuta 2022.
  15. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Frommert H., Kronberg C. Messier Objekti 33 . Messier-objekti . Haettu 29. syyskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 22. lokakuuta 2018.
  16. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 74.
  17. ↑ 1 2 Hyperwall: Triangulum Galaxy  Mosaic . NASA (25. maaliskuuta 2019). Haettu 30. syyskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 30. syyskuuta 2021.
  18. ↑ Masetti M. Kuinka monta tähteä Linnunradalla?  (englanniksi)  ? . NASA (22. heinäkuuta 2015). Haettu 14. lokakuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 10. huhtikuuta 2019.
  19. ↑ M 33 . SIMBAD . Haettu 13. lokakuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 13. syyskuuta 2014.
  20. ↑ Hodge, 2012 , s. 1-3, 28.
  21. ↑ Van Den Berghin valoisuusluokka . Tähtitiede . Swinburnen teknillinen yliopisto . Käyttöönottopäivä: 30.9.2021.
  22. ↑ Hodge, 2012 , s. 27.
  23. ↑ 1 2 Kam ZS, Carignan C., Chemin L., Amram P., Epinat B. M33:n kinematiikka ja massamallinnus: Hα-havainnot  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2015. - 1. kesäkuuta ( nide 449 ). — s. 4048–4070 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stv517 . Arkistoitu alkuperäisestä 30.9.2021.
  24. ↑ Dobbs CL, Pettitt AR, Corbelli E., Pringle JE Flokkulenttispiraalin M33 simulaatiot: mikä ohjaa spiraalirakennetta?  (englanniksi)  // Kuukausitiedotteet Royal Astronomical Societysta . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2018. - 21. elokuuta ( nide 478 , painos 3 ). - P. 3793-3808 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/sty1231 .
  25. ↑ Hodge, 2012 , s. 27-47.
  26. ↑ Hodge, 2012 , s. 150-152.
  27. ↑ Hodge, 2012 , s. 27-47, 150-152.
  28. ↑ Banik I., Thies I., Famaey B., Candlish G., Kroupa P. The Global Stability of M33 in MOND  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2020. - 1. joulukuuta ( nide 905 ). - s. 135 . — ISSN 0004-637X . doi : 10.3847 /1538-4357/abc623 . Arkistoitu alkuperäisestä 30.9.2021.
  29. ↑ 1 2 3 4 Stoyan et al., 2008 , s. 155.
  30. ↑ Hodge, 2012 , s. 49-56.
  31. ↑ Williams TG, Gear WK, Smith MWL Tähtien muodostuslaki GMC:n mittakaavassa M33:ssa, Triangulum-galaksissa  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2018. - 1. syyskuuta ( nide 479 , painos 1 ). — s. 297–314 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/sty1476 .
  32. ↑ 1 2 3 Hodge, 2012 , s. 57-58.
  33. ↑ Chandar R., Bianchi L., Ford HC Star Clusters in M33. II. Global Properties  (englanniksi)  // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1999. - 1. kesäkuuta ( nide 517 ). — s. 668–681 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/307228 . Arkistoitu alkuperäisestä 28. lokakuuta 2021.
  34. ↑ Darling D. Metallicity . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 5. lokakuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 5. lokakuuta 2021.
  35. ↑ 1 2 Fan Z., de Grijs R. Tähtijoukot M33:ssa: Päivitetty UBVRI-fotometria, iät, metallisuudet ja massat  //  The Astrophysical Journal Supplement Series . - Bristol: IOP Publishing , 2014. - 1. huhtikuuta ( nide 211 ). - s. 22 . — ISSN 0067-0049 . - doi : 10.1088/0067-0049/211/2/22 . Arkistoitu alkuperäisestä 28. lokakuuta 2021.
  36. ↑ Hodge, 2012 , s. 58-64.
  37. ↑ Hodge, 2012 , s. 64-68.
  38. ↑ Hodge, 2012 , s. 68-71.
  39. ↑ Hodge, 2012 , s. 73, 91.
  40. ↑ Hodge, 2012 , s. 73-79, 84-88.
  41. ↑ Hodge, 2012 , s. 79-80.
  42. ↑ Hodge, 2012 , s. 80-84, 91.
  43. ↑ Hodge, 2012 , s. 88-91.
  44. ↑ Hodge, 2012 , s. 101-115.
  45. ↑ Elson EC, Kam SZ, Chemin L., Carignan C., Jarrett TH Moniasteinen tutkimus tähtien muodostumisesta Messier 33:ssa  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2019. - 1. helmikuuta ( nide 483 ). — s. 931–946 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/sty3091 . Arkistoitu alkuperäisestä 30.9.2021.
  46. ↑ Javadi A., van Loon JT, Khosroshahi HG, Tabatabaei F., Golshan RH UK Infrared Telescope M 33 -seurantaprojekti - V.  Tähtien muodostumisen historia galaktisen kiekon yli  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2017. - 1. tammikuuta ( nide 464 ). — s. 2103–2119 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stw2463 . Arkistoitu alkuperäisestä 22. tammikuuta 2022.
  47. ↑ Hodge, 2012 , s. 105-115.
  48. ↑ Hodge, 2012 , s. 31-33, 115, 150.
  49. ↑ Hodge, 2012 , s. 117-119.
  50. ↑ Hodge, 2012 , s. 119.
  51. ↑ Hodge, 2012 , s. 119-124.
  52. ↑ Stoyan et ai., 2008 , s. 155-156.
  53. ↑ Hodge, 2012 , s. 124-125.
  54. ↑ Humphreys RM, Davidson K., Hahn D., Martin JC, Weis K. Valokuvat ja muuttuvat tähdet M31:ssä ja M33:ssa. V. Ylempi HR-kaavio  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2017. - 1. heinäkuuta ( nide 844 ). - s. 40 . — ISSN 0004-637X . doi : 10.3847 /1538-4357/aa7cef . Arkistoitu alkuperäisestä 15. helmikuuta 2022.
  55. ↑ Hodge, 2012 , s. 125-127.
  56. ↑ Hodge, 2012 , s. 127-129.
  57. ↑ Hodge, 2012 , s. 129-131.
  58. ↑ Hodge, 2012 , s. 133-135, 140.
  59. ↑ Hodge, 2012 , s. 135-136, 137-138.
  60. ↑ Hodge, 2012 , s. 136-137.
  61. ↑ Hodge, 2012 , s. 138-140.
  62. ↑ 1 2 Garner R. Messier 33 (The Triangulum Galaxy) . NASA (20. helmikuuta 2019). Haettu 29. syyskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 28. lokakuuta 2021.
  63. ↑ Darling D. Andromeda Galaxy (M31, NGC 224  ) . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 10. lokakuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 15. marraskuuta 2010.
  64. ↑ Hodge, 2012 , s. 146-150.
  65. ↑ 1 2 van der Marel RP, Fardal MA, Sohn ST, Patel E., Besla G. Andromeda-järjestelmän ensimmäinen Gaia-dynamiikka: DR2:n oikeat liikkeet, kiertoradat ja M31:n ja M33:n kierto  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2019. - 1. helmikuuta ( nide 872 ). - s. 24 . — ISSN 0004-637X . doi : 10.3847 /1538-4357/ab001b . Arkistoitu alkuperäisestä 4. joulukuuta 2021.
  66. ↑ Stoyan et ai., 2008 , s. 153.
  67. ↑ 12 Hodge , 2012 , s. 5-9.
  68. ↑ Seligman C. Uudet yleiset luetteloobjektit: NGC 550 - 599 . cseligman.com . Haettu 5. marraskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 29. kesäkuuta 2020.
  69. ↑ Seligman C. Hakemistoluetteloobjektit: IC 100-149 . cseligman.com . Haettu 5. marraskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 20. lokakuuta 2021.
  70. ↑ Hodge, 2012 , s. 9-11.
  71. ↑ Hodge, 2012 , s. 11-12.
  72. ↑ Hubble E. No. 310. Kierresumu tähtijärjestelmänä. Messier 33 // Avustuksia Mount Wilsonin observatoriosta / Carnegie Institution of  Washington . - Washington, 1926. - Voi. 310.—s. 1–39.
  73. ↑ Hodge, 2012 , s. viisitoista.
  74. ↑ Hodge, 2012 , s. 15-19.
  75. ↑ 12 Hodge , 2012 , s. 19-25.
  76. ↑ Hodge, 2012 , s. 27-28.
  77. ↑ Hodge, 2012 , s. 57, 73.
  78. ↑ Stonkutė R., Vansevičius V., Arimoto N., Hasegawa T., Narbutis D. Laajennettu tähtijoukko spiraaligalaksin M 33 ulkoreunalla  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2008. - 12. maaliskuuta ( nide 135 , painos 4 ). — P. 1482–1487 . — ISSN 1538-3881 0004-6256, 1538-3881 . - doi : 10.1088/0004-6256/135/4/1482 . Arkistoitu alkuperäisestä 9. marraskuuta 2021.
  79. ↑ Hodge, 2012 , s. 63, 114-115.
  80. ↑ McConnachie AW, Ferguson AMN, Irwin MJ, Dubinski J., Widrow LM The Photometric Properties of a Vat Stellar Substructure in the Outskirts of M33  // The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2010. - 1. marraskuuta ( osa 723 ). — S. 1038–1052 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/723/2/1038 . Arkistoitu alkuperäisestä 22. tammikuuta 2022.
  81. ↑ Hodge, 2012 , s. 39-40, 57-60, 73-74.
  82. ↑ Stoyan et ai., 2008 , s. 153, 156.
  83. ↑ 1 2 Stoyan et ai., 2008 , s. 156.
  84. ↑ Stoyan et ai., 2008 , s. 156-157.

Kirjallisuus

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
Bibliografisissa luetteloissa
 Messier - esineet ( lista )
 Uuden jaetun katalogin kohteet