stringtranslate.com

Галактика Треугольника

Галактика Треугольника — спиральная галактика в 2,73 миллионах световых лет (ly) от Земли в созвездии Треугольника . Она занесена в каталог как Мессье 33 или NGC ( Новый общий каталог) 598. С изофотным диаметром D 25 18,74 килопарсека (61 100 световых лет ) галактика Треугольника является третьим по величине членом Местной группы галактик после галактики Андромеды и Млечного Пути .

Галактика является второй по величине спиральной галактикой в ​​Местной группе после Большого Магелланова Облака , которое является спиральной галактикой Магелланового типа . [7] Считается, что она является спутником Галактики Андромеды или находится на пути к ней из-за их взаимодействий, скоростей [8] и близости друг к другу в ночном небе. Она также имеет ядро ​​H II . [9]

Этимология

Галактика получила свое название от созвездия Треугольника , где ее можно увидеть.

Иногда в некоторых астрономических справочниках, [10] в некоторых программах для компьютерных телескопов и на некоторых общедоступных веб-сайтах ее неофициально называют « Галактикой Вертушка ». [11] Однако, профессиональная база данных SIMBAD Astronomical Database собирает официальные обозначения астрономических объектов и указывает, что Галактика Вертушка относится к Мессье 101, [12] которую несколько любительских астрономических ресурсов, включая общедоступные веб-сайты, идентифицируют под этим именем, и которая находится в пределах Большой Медведицы . [13]

Видимость

При исключительно хороших условиях наблюдения без светового загрязнения галактику Треугольника могут увидеть некоторые люди с полностью адаптированным к темноте невооруженным глазом ; [14] для этих наблюдателей это самая далекая постоянная сущность, видимая без увеличения, находясь примерно в полтора раза дальше, чем Мессье 31, галактика Андромеды. [15] [16] Это скорее диффузный или протяженный объект, чем звездообразная точка, даже без увеличения из-за его физических размеров.

Его наблюдаемость без оптических средств варьируется от относительно легкой видимости для людей, использующих прямое зрение в отдаленных сельских районах под темным, ясным, прозрачным небом, до необходимости использования бокового зрения для наблюдателей в местах за пределами пригородов в неглубоких сельских районах при хороших условиях видимости. [14] Это один из эталонных объектов шкалы темного неба Бортла .

Крамей показал, что хотя общая видимая величина V M33 составляет 5,72, ее эффективная визуальная величина составляет приблизительно 6,6, а это означает, что предварительным условием видимости является то, что наблюдатель может видеть звезды, по крайней мере, такие же слабые, как эта последняя цифра. [17] Это слабее, чем многие люди способны видеть, даже в очень темном месте. [18]

История наблюдения

Галактика Треугольника, вероятно, была открыта итальянским астрономом Джованни Баттиста Годиерна до 1654 года. В своей работе De systemate orbis cometici; deque admirandis coeli caracteribus («О систематике кометной орбиты и о достойных восхищения объектах неба») он описал ее как облачную туманность или затенение и дал загадочное описание «около Треугольника hinc inde ». Это относится к созвездию Треугольника как паре треугольников. Величина объекта соответствует M33, поэтому, скорее всего, это ссылка на галактику Треугольника. [19]

Галактика была независимо открыта Шарлем Мессье в ночь с 25 на 26 августа 1764 года. Она была опубликована в его «Каталоге туманностей и звездных скоплений » (1771) как объект под номером 33; отсюда и название M33. [20] Когда Уильям Гершель составлял свой обширный каталог туманностей, он был осторожен, чтобы не включить в него большинство объектов, идентифицированных Мессье. [21] Однако M33 была исключением, и он каталогизировал этот объект 11 сентября 1784 года как H V-17. [22]

Гершель также каталогизировал самую яркую и крупную область H II Галактики Треугольника (диффузная эмиссионная туманность , содержащая ионизированный водород ) как H III.150 отдельно от самой галактики; туманность в конечном итоге получила номер NGC 604. Если смотреть с Земли, NGC 604 расположена к северо-востоку от центрального ядра галактики. Это одна из крупнейших известных областей H II, с диаметром почти 1500 световых лет и спектром , похожим на спектр туманности Ориона . Гершель также отметил три других меньших области H II (NGC 588, 592 и 595).

Это была одна из первых « спиральных туманностей », идентифицированных как таковая лордом Россом в 1850 году. В 1922–23 годах Джон Чарльз Дункан и Макс Вольф обнаружили переменные звезды в туманностях. Эдвин Хаббл показал в 1926 году, что 35 из этих звезд были классическими цефеидами , что позволило ему оценить их расстояния. Результаты согласуются с концепцией спиральных туманностей, являющихся независимыми галактическими системами газа и пыли, а не просто туманностями в Млечном Пути. [23]

Характеристики

Галактика Треугольника является третьим по величине членом Местной группы галактик. Ее диаметр измеряется по стандарту D 25 — изофоте , где поверхностная яркость галактики достигает 25 зв. величин/сек2 дуги , что составляет около 18,74 килопарсеков (61 100 световых лет), [5] что делает ее примерно 70% размера Млечного Пути. Она может быть гравитационно связанным спутником Галактики Андромеды. Треугольник может быть домом для 40 миллиардов звезд, по сравнению с 400 миллиардами для Млечного Пути и 1 триллионом для Андромеды. [6]

Масса диска Треугольника оценивается в (3–6) × 10 9 солнечных масс , в то время как газовая составляющая составляет около 3,2 × 10 9 солнечных масс. Таким образом, общая масса всей барионной материи в галактике может составлять 10 10 солнечных масс. Вклад компонента темной материи в радиусе 55 × 10 3  световых лет (17 кпк) эквивалентен примерно 5 × 10 10 солнечных масс. [4]^

Местоположение – расстояние – движение

Треугольник (M33; внизу слева от центра) и галактика Андромеды ( M31 ; выше центра)

Оценки расстояния от Млечного Пути до Галактики Треугольника варьируются от 2380 × 10 3 до 3070 × 10 3 световых лет (от 730 до 940  килопарсеков ) (или от 2,38 до 3,07  миллионов световых лет ), при этом большинство оценок с 2000 года лежат в средней части этого диапазона [25] [26], что делает ее немного более удаленной, чем Галактика Андромеды ( на 2 540 000 световых лет ). Для измерения расстояний до M 33 использовались по крайней мере три метода. Используя метод переменных цефеид ,  в 2004 году была получена оценка 2770 × 10 3  ± 130 × 10 3 световых лет (849 ± 40 кпк). [27] [28] В том же году метод вершины ветви красных гигантов (TRGB) был использован для получения оценки расстояния 2590 × 10 3  ± 80 × 10 3  световых лет (794 ± 25 кпк). [29] Галактика Треугольника находится примерно в 750 000 световых лет от Галактики Андромеды. [30]^^ ^^^^

В 2006 году группа астрономов объявила об открытии затменной двойной звезды в галактике Треугольника. Изучая затмения звезд, астрономы смогли измерить их размеры. Зная размеры и температуру звезд, они смогли измерить абсолютную величину звезд. Когда визуальная и абсолютная величины известны, можно измерить расстояние до звезды. Звезды находятся на расстоянии 3070 × 10 3  ± 240 × 10 3  световых лет (941 ± 74 кпк). [25] Среднее значение 102 оценок расстояния, опубликованных с 1987 года, дает модуль расстояния 24,69 или 0,883 Мпк (2 878 000 световых лет). [31]^^

Галактика Треугольника является источником мазерного излучения H 2 O. [32] В 2005 году, используя наблюдения двух водяных мазеров на противоположных сторонах Треугольника с помощью VLBA , исследователи впервые смогли оценить угловое вращение и собственное движение Треугольника. Была вычислена скорость 190 ± 60 км/с относительно Млечного Пути, что означает, что Треугольник движется к галактике Андромеды , и предполагает, что он может быть спутником более крупной галактики (в зависимости от их относительных расстояний и пределов погрешности). [8]

В 2004 году было объявлено о наличии сгустков водорода, связывающих галактику Андромеды с Треугольником, что говорит о том, что в прошлом они могли приливно взаимодействовать. Это открытие было подтверждено в 2011 году. [33] Расстояние между ними менее 300 килопарсеков подтверждает эту гипотезу. [34]

Карликовая галактика в созвездии Рыб (LGS 3), одна из небольших галактик-членов Местной группы, расположена на расстоянии 2022 × 10 3  световых лет (620 кпк) от Солнца. Она находится в 20° от галактики Андромеды и в 11° от галактики Треугольника. Поскольку LGS 3 находится на расстоянии 913 × 10 3  световых лет (280 кпк) от обеих галактик, она может быть галактикой-спутником либо Андромеды, либо Треугольника. LGS 3 имеет радиус ядра 483 световых лет (148 пк) и 2,6 × 10 7 солнечных масс. [35]^^

Рыбы VII/Треугольник (Три) III могут быть еще одним спутником Треугольника. [36]

Структура

В пересмотренной французским астрономом Жераром де Вокулером системе морфологической классификации галактик Хаббла Сэндиджа (VRHS) галактика Треугольника классифицируется как тип SA(s)cd. Префикс S указывает на то, что это дискообразная галактика с заметными рукавами газа и пыли, которые по спирали исходят из ядра — то, что обычно называют спиральной галактикой . A присваивается, когда ядро ​​галактики не имеет структуры в форме перемычки, в отличие от спиральных галактик с перемычкой класса SB . Обозначение "(s)" американского астронома Аллана Сэндиджа используется, когда спиральные рукава выходят непосредственно из ядра или центральной перемычки, а не из внутреннего кольца, как в галактике типа (r). Наконец, суффикс cd представляет собой стадию вдоль спиральной последовательности, которая описывает открытость рукавов. Рейтинг cd указывает на относительно слабо закрученные рукава. [37]

Эта галактика имеет наклон 54° к линии зрения с Земли, что позволяет исследовать структуру без значительных помех со стороны газа и пыли. [38] [39] Диск галактики Треугольника выглядит искривленным до радиуса около 8 кпк. Галактику может окружать гало, но у ядра нет выпуклости. [40] Это изолированная галактика, и нет никаких признаков недавних слияний или взаимодействий с другими галактиками, [39] и у нее отсутствуют карликовые сфероидальные или приливные хвосты, связанные с Млечным Путем. [41]

Треугольник классифицируется как не имеющий перемычки, но анализ формы галактики показывает, что вокруг ядра галактики может быть слабая перемычка. Радиальная протяженность этой структуры составляет около 0,8 кпк. [42]

Ядро этой галактики является областью H II [32] и содержит сверхъяркий рентгеновский источник с излучением 1,2 × 10 39 эрг с −1 , который является самым ярким источником рентгеновского излучения в Местной группе галактик. Этот источник модулируется на 20% в течение 106-дневного цикла. [43] Однако ядро, по-видимому, не содержит сверхмассивной черной дыры , поскольку на основе моделей и данных космического телескопа Хаббла (HST) установлено наилучшее значение нулевой массы и верхний предел 1500  M ☉ для массы центральной черной дыры . [44] Это значительно ниже массы, ожидаемой из дисперсии скоростей ядра, и намного ниже любой массы, предсказанной из кинематики диска. [44] Это может указывать на то, что сверхмассивные черные дыры связаны только с галактическими балджами, а не с их дисками. [44] Если предположить, что верхний предел центральной черной дыры верен, то это будет скорее черная дыра промежуточной массы .

Внутренняя часть галактики имеет два светящихся спиральных рукава, а также несколько отрогов, которые соединяют внутренние и внешние спиральные образования. [38] [39] Главные рукава обозначены как IN (север) и IS (юг). [45]

Звездообразование

NGC 604 , область звездообразования в галактике Треугольника, полученная с помощью космического телескопа «Хаббл»

В центральной области 4′ этой галактики атомарный газ эффективно преобразуется в молекулярный газ, что приводит к сильному спектральному излучению CO . Этот эффект возникает, когда гигантские молекулярные облака конденсируются из окружающей межзвездной среды . Похожий процесс происходит за пределами центральной области 4′, но с менее эффективной скоростью. Около 10% газового содержания в этой галактике находится в молекулярной форме. [38] [39]

Звездообразование происходит со скоростью, которая сильно коррелирует с локальной плотностью газа, и скорость на единицу площади выше, чем в соседней Галактике Андромеды . (Скорость звездообразования составляет около 3,4 солнечных масс Гр −1  пк −2 в Галактике Треугольника, по сравнению с 0,74 в Андромеде. [46] ) Общая интегрированная скорость звездообразования в Галактике Треугольника составляет около 0,45 ± 0,1 солнечных масс в год . Неясно, уменьшается ли эта чистая скорость в настоящее время или остается постоянной. [38] [39]

На основе анализа химического состава этой галактики, она, по-видимому, разделена на два отдельных компонента с разной историей. Внутренний диск в радиусе 30 × 10 3  световых лет (9 кпк) имеет типичный градиент состава, который линейно уменьшается от ядра. За пределами этого радиуса, примерно до 82 × 10 3  световых лет (25 кпк), градиент гораздо более плоский. Это предполагает различную историю звездообразования между внутренним диском и внешним диском и гало и может быть объяснено сценарием формирования галактики «изнутри-наружу». [40] Это происходит, когда газ накапливается на больших радиусах позже в жизненном пространстве галактики, в то время как газ в ядре истощается. Результатом является уменьшение среднего возраста звезд с увеличением радиуса от ядра галактики. [47]^^

Дискретные особенности

Используя инфракрасные наблюдения с помощью космического телескопа Spitzer , по состоянию на 2007 год было каталогизировано в общей сложности 515 отдельных потенциальных источников излучения 24 мкм в галактике Треугольника. Самые яркие источники находятся в центральной области галактики и вдоль спиральных рукавов.

Многие из источников излучения связаны с областями звездообразования H II . [48] Четыре самые яркие области HII обозначены как NGC 588 , NGC 592 , NGC 595 и NGC 604. Эти области связаны с молекулярными облаками , содержащими (1,2–4) × 10 5 солнечных масс. Самая яркая из этих областей, NGC 604, могла претерпеть дискретную вспышку звездообразования около трех миллионов лет назад. [49] Эта туманность является второй по яркости областью HII в Местной группе галактик, в (4,5 ± 1,5) × 10 7 раз превышающей светимость Солнца . [46] Другие известные области HII в Треугольнике включают IC 132, IC 133 и IK 53. [45]

Северный главный спиральный рукав содержит четыре крупных региона HII , в то время как южный рукав имеет большую концентрацию молодых, горячих звезд. [45] Оценочная скорость взрывов сверхновых в Галактике Треугольника составляет 0,06 типа Ia и 0,62 типа Ib / типа II в столетие. Это эквивалентно взрыву сверхновой каждые 147 лет, в среднем. [50] По состоянию на 2008 год в Галактике Треугольника было идентифицировано в общей сложности 100 остатков сверхновых , [51] большинство из которых находятся в южной половине спиральной галактики. Аналогичные асимметрии существуют для регионов HI и H II, а также очень яркие концентрации массивных звезд типа O. Центр распределения этих особенностей смещен примерно на две угловые минуты к юго-западу. [45] M33 является местной галактикой, Центральное бюро астрономических телеграмм (CBAT) отслеживает новые в ней вместе с M31 и M81 . [52]

В этой галактике было идентифицировано около 54 шаровых скоплений , но фактическое число может быть 122 или больше. [41] Подтвержденные скопления могут быть на несколько миллиардов лет моложе шаровых скоплений в Млечном Пути, и образование скоплений, по-видимому, увеличилось за последние 100 миллионов лет. Это увеличение коррелирует с притоком газа в центр галактики. Ультрафиолетовое излучение массивных звезд в этой галактике соответствует уровню подобных звезд в Большом Магеллановом Облаке . [53]

В 2007 году в этой галактике с использованием данных рентгеновской обсерватории Чандра была обнаружена черная дыра, масса которой составляет около 15,7 массы Солнца . Черная дыра, названная M33 X-7 , вращается вокруг звезды-компаньона, которую она затмевает каждые 3,5 дня. Это самая большая известная черная дыра звездной массы . [54] [55]

В отличие от галактик Млечный Путь и Андромеда, Галактика Треугольника, по-видимому, не имеет сверхмассивной черной дыры в своем центре. [56] Это может быть связано с тем, что масса центральной сверхмассивной черной дыры галактики коррелирует с размером центрального балджа галактики , и в отличие от Млечного Пути и Андромеды, Галактика Треугольника является чисто дисковой галактикой без балджа. [44]

Связь с галактикой Андромеды

Треугольник на траекториях столкновения галактик Млечный Путь и Андромеда

Как упоминалось выше, M33 связана с M31 несколькими потоками нейтрального водорода [57] и звездами [57] , что предполагает, что в прошлом взаимодействие между этими двумя галактиками имело место от 2 до 8 миллиардов лет назад [58] [59] , и более интенсивное столкновение произойдет через 2,5 миллиарда лет в будущем. [57]

Судьба M33 была неопределенной в 2009 году, за исключением, по-видимому, связанной с его более крупным соседом M31. Предлагаемые сценарии включают разрыв на части и поглощение более крупным компаньоном, подпитку последнего водородом для образования новых звезд; в конечном итоге истощение всего его газа и, таким образом, способность образовывать новые звезды; [60] или участие в столкновении между Млечным Путем и M31 , вероятно, в конечном итоге вращение на орбите продукта слияния и слияние с ним гораздо позже. Две другие возможности - столкновение с Млечным Путем до прибытия галактики Андромеды или выброс из Местной группы. [61] Астрометрические данные Gaia появляются в 2019 году, чтобы исключить возможность того, что M33 и M31 находятся на орбите. Если они верны, M33 находится на своем первом падении непосредственно в галактику Андромеды (M31). [62]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ abcde "М 33 - Галактика". СИМБАД . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 28 ноября 2009 г.
  2. ^ abcd «Результаты для NGC 598». Внегалактическая база данных НАСА/IPAC . НАСА/IPAC/Лаборатория реактивного движения . Проверено 1 декабря 2006 г.
  3. ^ У, Вивиан; Урбанеха, Мигель А.; Кудрицкий, Рольф-Петер; Джейкобс, Брэдли А.; Бресолин, Фабио; Пшибилла, Норберт (2009). «Новое расстояние до M33 с использованием голубых сверхгигантов и метода FGLR». Астрофизический журнал . 704 (2): 1120–1134. arXiv : 0909.0032 . Бибкод : 2009ApJ...704.1120U. дои : 10.1088/0004-637X/704/2/1120. S2CID  14893769.
  4. ^ abc Corbelli, Edvige (июнь 2003 г.). «Темная материя и видимые барионы в M33». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 342 (1): 199–207. arXiv : astro-ph/0302318 . Bibcode : 2003MNRAS.342..199C. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06531.x . S2CID  119383732.
  5. ^ аб Де Вокулёр, Жерар; Де Вокулёр, Антуанетта; Корвин, Герольд Г.; Бута, Рональд Дж.; Патюрель, Жорж; Фуке, Паскаль (1991). Третий справочный каталог ярких галактик. Бибкод : 1991rc3..книга.....Д.
  6. ^ abc Мишон, Жерар П. "Измерение Вселенной - Звезды, Песок и Нуклоны" . Получено 07.01.2010 .
  7. ^ Райден, Барбара ; Петерсон, Брэдли М. (2009). Основы астрофизики . Нью-Йорк: Pearson Addison-Wesley . стр. 471. ISBN  9780321595584.
  8. ^ ab Брунталер, Андреас; Рид, Марк Дж.; Фальке, Хейно; Гринхилл, Линкольн Дж.; и др. (2005). «Геометрическое расстояние и собственное движение галактики Треугольника (M33)». Science . 307 (5714): 1440–1443. arXiv : astro-ph/0503058 . Bibcode :2005Sci...307.1440B. doi :10.1126/science.1108342. PMID  15746420. S2CID  28172780.
  9. ^ Хо, Луис К.; Филиппенко, Алексей В.; Сарджент, Уоллес Л. В. (октябрь 1997 г.). «Поиск «карликовых» сейфертовских ядер. III. Спектроскопические параметры и свойства галактик-хозяев». Приложение к Astrophysical Journal . 112 (2): 315–390. arXiv : astro-ph/9704107 . Bibcode : 1997ApJS..112..315H. doi : 10.1086/313041. S2CID  17086638.
  10. ^ O'Meara, SJ (1998). Объекты Мессье . Кембридж: Кембриджский университет. ISBN 978-0-521-55332-2.
  11. ^ "NASA Spitzer Telescope Reveals Pinwheel Galaxy's Hidden Wonders". 2 июня 2004 г. Получено 07.04.2007 г.[ постоянная мертвая ссылка ]
  12. ^ "База данных астрономических данных SIMBAD". Результаты для Messier 101. Получено 2007-04-07 .
  13. ^ "Лучшее из AOP: M101: Pinwheel Galaxy" . Получено 2007-04-07 .
  14. ^ ab Bortle, John E. (февраль 2001 г.). "Шкала темного неба Бортла" . Получено 07.01.2010 .
  15. ^ Следующий источник указывает его как самый отдаленный объект:
    Naeye, Robert (21 марта 2008 г.). «Звездный взрыв, который можно было увидеть на Земле!». Центр космических полетов имени Годдарда НАСА. Архивировано из оригинала 2012-03-03 . Получено 2010-04-13 .
    Однако более далекая галактика Мессье 81 также была замечена невооруженным глазом:
    Кристенсен, Ларс Линдберг; Зезас, Андреас; Нолл, Кейт; Виллар, Рэй (28 мая 2007 г.). "Hubble фотографирует большую спиральную галактику Мессье 81". ESA . ​​Получено 15 июня 2010 г.
  16. ↑ Скифф, Брайан (10 января 1997 г.). «Мессье 81 невооруженным глазом». sci.astro.amateur . Архивировано из оригинала 2021-03-01 . Получено 2010-02-11 .
  17. ^ Crumey, Andrew (2014). «Порог контрастности человека и астрономическая видимость». MNRAS . 442 (3): 2600–2619. arXiv : 1405.4209 . Bibcode :2014MNRAS.442.2600C. doi : 10.1093/mnras/stu992 . Получено 24 июля 2023 г. .
  18. ^ Уивер, Гарольд (1947). «Видимость звезд без оптической помощи». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 59 (350): 232. Bibcode : 1947PASP...59..232W. doi : 10.1086/125956. S2CID  51963530. Получено 24 июля 2023 г.
  19. ^ Фодера-Серио, Г.; Индорато, Л.; Настаси, П. (февраль 1985 г.). «Наблюдения Годиерны за туманностями и его космология». Журнал истории астрономии . 16 (1): 1–36. Бибкод : 1985JHA....16....1F. дои : 10.1177/002182868501600101. S2CID  118328541.
  20. ^ "Галактика Треугольника, снятая VST". www.eso.org . Получено 16.05.2021 .
  21. ^ Джонс, Кеннет Глин (1991). Туманности и звездные скопления Мессье . Серия практических астрономических справочников (2-е изд.). Cambridge University Press. стр. 366. ISBN 978-0-521-37079-0.
  22. ^ Маллейни, Джеймс (2007). Объекты Гершеля и как их наблюдать . Astronomers' Observing Guides. Springer. стр. 16–17. Bibcode :2007hoho.book.....M. ISBN 978-0-387-68124-5.
  23. ^ Ван ден Берг, Сидней (2000). Галактики Местной Группы . Серия Кембриджских астрофизических изданий. Т. 35. Издательство Кембриджского университета. С. 72. ISBN 978-0-521-65181-3.
  24. ^ "Хаббл делает гигантский снимок галактики Треугольника". www.spacetelescope.org . Получено 8 января 2019 г. .
  25. ^ ab Bonanos, AZ; Stanek, KZ; Kudritzki; Macri; et al. (2006). "Первое ПРЯМОЕ расстояние до разделенной затменной двойной звезды в M33". Астрофизика и космическая наука . 304 (1–4): 207–209. Bibcode : 2006Ap&SS.304..207B. doi : 10.1007/s10509-006-9112-1. S2CID  123563673.
  26. ^ Magrini, Laura; Stanghellini, Letizia; Villaver, Eva (май 2009). «Население планетарной туманности M33 и ее градиент металличности: взгляд в далекое прошлое Галактики». The Astrophysical Journal . 696 (1): 729–740. arXiv : 0901.2273 . Bibcode :2009ApJ...696..729M. doi :10.1088/0004-637X/696/1/729. S2CID  5502295.
  27. ^ Караченцев, ИД; Караченцева, ВЕ; Хатчмайер, ВК; Макаров, ДИ (2004). «Каталог соседних галактик». Astronomical Journal . 127 (4): 2031–2068. Bibcode : 2004AJ....127.2031K. doi : 10.1086/382905 .
  28. ^ Караченцев, ИД; Кашибадзе, ОГ (2006). «Массы местной группы и группы M81, оцененные по искажениям в локальном поле скоростей». Астрофизика . 49 (1): 3–18. Bibcode :2006Ap.....49....3K. doi :10.1007/s10511-006-0002-6. S2CID  120973010.
  29. ^ МакКонначи, AW; Ирвин, MJ; Фергюсон, АНМ; Ибата, РА; и др. (май 2004 г.). «Определение местоположения кончика ветви красных гигантов в старых звездных популяциях: M33, Андромеда I и II». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 350 (1): 250. arXiv : astro-ph/0401453 . Бибкод : 2004MNRAS.350..243M. дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.07637.x . S2CID  18742035.
  30. ^ "Мессье 33". Каталог Мессье SEDS . Получено 22 июля 2024 г.
  31. ^ «Результаты вашего поиска NED».
  32. ^ ab Zhang, JS; Henkel, C.; Guo, Q.; Wang, HG; et al. (2010). «О ядерном затенении галактики H 2 O Maser». Astrophysical Journal . 708 (2): 1528–1536. arXiv : 0912.2159 . Bibcode :2010ApJ...708.1528Z. doi :10.1088/0004-637X/708/2/1528. S2CID  118467266.
  33. ^ Финли, Дэйв (11 июня 2012 г.). «Соседние галактики могли близко соприкоснуться, обнаружили астрономы». Национальная радиоастрономическая обсерватория . Получено 13 июня 2012 г.
  34. ^ Pawlowski, Marcel S.; Kroupa, Pavel; Jerjen, Helmut (2013). «Плоскости карликовых галактик: открытие симметричных структур в Местной группе». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 435 (3): 1928–1957. arXiv : 1307.6210 . Bibcode : 2013MNRAS.435.1928P. doi : 10.1093/mnras/stt1384 . S2CID  53991672.
  35. ^ Миллер, Брайан В.; Дельфин, Эндрю Э.; Ли, Мён Гюн; Ким, Сан Чул; и др. (декабрь 2001 г.). «История звездообразования LGS 3». The Astrophysical Journal . 562 (2): 713–726. arXiv : astro-ph/0108408 . Bibcode : 2001ApJ...562..713M. doi : 10.1086/323853. S2CID  119089499.
  36. ^ Энрико де Лазаро: Астроном-любитель открыл новую карликовую галактику, on: sci-news, 18 ноября 2021 г.
  37. ^ Бута, Рональд Джеймс; Корвин, Гарольд Г.; Одеван, Стивен К. (2007). Атлас галактик де Вокулёра . Издательство Кембриджского университета. стр. 1–16, 88. ISBN. 978-0-521-82048-6.
  38. ^ abcd Хейер, Марк Х.; Корбелли, Эдвиге; Шнайдер, Стивен Э.; Янг, Джудит С. (февраль 2004 г.). «Распределение молекулярного газа и закон Шмидта в M33». The Astrophysical Journal . 602 (2): 723–729. arXiv : astro-ph/0311226 . Bibcode :2004ApJ...602..723H. doi :10.1086/381196. S2CID  119431862.
  39. ^ abcde Verley, S.; Corbelli, E.; Giovanardi, C.; Hunt, LK (январь 2009 г.). «Звездообразование в M 33: многоволновые сигнатуры по всему диску». Astronomy and Astrophysics . 493 (2): 453–466. arXiv : 0810.0473 . Bibcode :2009A&A...493..453V. doi :10.1051/0004-6361:200810566. S2CID  14166884.
  40. ^ ab Cioni, Maria-Rosa L. (ноябрь 2009 г.). «Градиент металличности как индикатор истории и структуры: Магеллановы Облака и галактики M33». Астрономия и астрофизика . 506 (3): 1137–1146. arXiv : 0904.3136 . Bibcode : 2009A&A...506.1137C. doi : 10.1051/0004-6361/200912138. S2CID  15459246.
  41. ^ ab Zloczewski, K.; Kaluzny, J.; Hartman, J. (март 2008 г.). «Фотометрическое обследование звездных скоплений во внешней части M33». Acta Astronomica . 58 : 23–39. arXiv : 0805.4230 . Bibcode : 2008AcA....58...23Z.
  42. ^ Эрнандес-Лопес, И.; Атанасула, Э .; Мухика, Р.; Босма, А. (ноябрь 2009 г.). «М33: Существование бара». Долгая прогулка по астрономии: празднование 60-летия Луиса Карраско, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias . Том. 37. С. 160–162. Бибкод : 2009RMxAC..37..160H.
  43. ^ Дубус, Г.; Чарльз, ПА; Лонг, КС (октябрь 2004 г.). "Рентгеновские изображения ядра M 33 с помощью телескопа Чандра высокого разрешения". Астрономия и астрофизика . 425 (1): 95–98. arXiv : astro-ph/0406310 . Bibcode : 2004A&A...425...95D. doi : 10.1051/0004-6361:20041253. S2CID  15999734.
  44. ^ abcd Гебхардт, Карл; Лауэр, Тод Р.; Крменди, Джон; Пинкни, Джейсон; Бауэр, Гэри А.; Грин, Ричард; Гулл, Теодор; Хатчингс, Дж. Б.; Кайзер, М. Э.; Нельсон, Чарльз Х. (ноябрь 2001 г.). "M33: Галактика без сверхмассивной черной дыры". Astronomical Journal . 122 (5): 2469–2476. arXiv : astro-ph/0107135 . Bibcode :2001AJ....122.2469G. doi :10.1086/323481. S2CID  118864132 . Получено 18 ноября 2020 г. .
  45. ^ abcd Buczilowski, UR (октябрь 1988 г.). «Многочастотное радиоконтинуальное исследование M33. II – Тепловое и нетепловое излучение». Астрономия и астрофизика . 205 (1–2): 29–40. Bibcode : 1988A&A...205...29B.
  46. ^ ab Corbelli, E.; Verley, S.; Elmegreen, BG; Giovanardi, C. (февраль 2009 г.). "Линия рождения скопления в M 33". Astronomy and Astrophysics . 495 (2): 479–490. arXiv : 0901.1530 . Bibcode :2009A&A...495..479C. doi :10.1051/0004-6361:200811086. S2CID  16880013.
  47. ^ Уильямс, Бенджамин Ф.; Далкантон, Джулианна Дж.; Долфин, Эндрю Э.; Хольцман, Джон; и др. (апрель 2009 г.). «Обнаружение роста диска изнутри наружу в M33». The Astrophysical Journal Letters . 695 (1): L15–L19. arXiv : 0902.3460 . Bibcode : 2009ApJ...695L..15W. doi : 10.1088/0004-637X/695/1/L15. S2CID  18357615.
  48. ^ Verley, S.; Hunt, LK; Corbelli, E.; Giovanardi, C. (декабрь 2007 г.). «Звездообразование в M 33: фотометрия дискретных источников с помощью Spitzer». Astronomy and Astrophysics . 476 (3): 1161–1178. arXiv : 0709.2601 . Bibcode :2007A&A...476.1161V. doi :10.1051/0004-6361:20078179. S2CID  2909792.
  49. ^ Keel, William C.; Holberg, Jay B.; Treuthardt, Patrick M. (июль 2004 г.). «Дальнеультрафиолетовая спектроскопия областей звездообразования в соседних галактиках: звездное население и показатели численности». The Astronomical Journal . 128 (1): 211–223. arXiv : astro-ph/0403499 . Bibcode :2004AJ....128..211K. doi :10.1086/421367. S2CID  18914205.
  50. ^ Тамманн, GA; Лёффлер, W.; Шрёдер, A. (июнь 1994 г.). "The Galactic supernova rate". Серия приложений к Astrophysical Journal . 92 (2): 487–493. Bibcode :1994ApJS...92..487T. doi : 10.1086/192002 .
  51. ^ Plucinsky, Paul P.; Williams, Benjamin; Long; Gaetz; et al. (февраль 2008 г.). «Chandra ACIS Survey of M33 (ChASeM33): A First Look». Серия приложений к Astrophysical Journal . 174 (2): 366–378. arXiv : 0709.4211 . Bibcode : 2008ApJS..174..366P. doi : 10.1086/522942. S2CID  18857065.
  52. ^ Дэвид Бишоп. "Внегалактические новые". supernovae.net (Международная сеть сверхновых). Архивировано из оригинала 2010-04-08 . Получено 2010-09-11 .
  53. ^ Grebel, EK (2–5 ноября 1999 г.). «История звездообразования местной группы». В F. Favata; A. Kaas; A. Wilson (ред.). Труды 33-го симпозиума ESLAB по звездообразованию от малого до большого масштаба . Нордвейк, Нидерланды. arXiv : astro-ph/0005296 . Bibcode : 2000ESASP.445...87G.
  54. ^ Абубекеров, МК; Антохина, ЕА; Богомазов, АИ; Черепащук, АМ (март 2009). "Масса черной дыры в рентгеновской двойной системе M33 X-7 и эволюционный статус M33 X-7 и IC 10 X-1". Astronomy Reports . 53 (3): 232–242. arXiv : 0906.3429 . Bibcode :2009ARep...53..232A. doi :10.1134/S1063772909030056. S2CID  15487309.
  55. ^ Морконе, Дженнифер (17 октября 2007 г.). «В близлежащей галактике обнаружена самая тяжелая звездная черная дыра». Пресс-релиз рентгеновской обсерватории Чандра . Получено 13 февраля 2010 г.
  56. ^ Мерритт, Дэвид ; Феррарезе, Лора; Джозеф, Чарльз Л. (10 августа 2001 г.). «Нет сверхмассивной черной дыры в M33?». Science . 293 (5532): 1116–1118. arXiv : astro-ph/0107359 . Bibcode : 2001Sci...293.1116M. doi : 10.1126/science.1063896. PMID  11463879. S2CID  6777801.
  57. ^ abc "Близнец Млечного Пути застукан за расчленением соседа". New Scientist . Получено 2012-07-31 .
  58. ^ Дэвидж, Т. Дж.; Макконначи, А. В.; Фардал, МА; Флирри, Дж.; и др. (2012). «Недавняя звездная археология M31 – ближайшая красная дисковая галактика». The Astrophysical Journal . 751 (1): 74. arXiv : 1203.6081 . Bibcode :2012ApJ...751...74D. doi :10.1088/0004-637X/751/1/74. S2CID  59933737.
  59. ^ Бекки К. (октябрь 2008 г.). «Образование гигантского моста HI между M31 и M33 в результате их приливного взаимодействия». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters . 390 (1): L24–L28. arXiv : 0807.1161 . Bibcode : 2008MNRAS.390L..24B. doi : 10.1111/j.1745-3933.2008.00528.x . S2CID  119090934.
  60. ^ Путман, ME; и др. (октябрь 2009 г.). «Разрушение и подпитка M33». The Astrophysical Journal . 703 (2): 1486–1501. arXiv : 0812.3093 . Bibcode : 2009ApJ...703.1486P. doi : 10.1088/0004-637X/703/2/1486. ​​S2CID  119310259.
  61. ^ ван дер Марель, Роланд П.; и др. (июль 2012 г.). «Вектор скорости M31. III. Будущая эволюция орбиты Млечного Пути-M31-M33, слияние и судьба Солнца». Астрофизический журнал . 753 (1): 9. arXiv : 1205,6865 . Бибкод : 2012ApJ...753....9В. дои : 10.1088/0004-637X/753/1/9. S2CID  53071454.
  62. ^ van der Marel, Roeland P.; et al. (7 февраля 2019 г.). "First Gaia Dynamics of the Andromeda System: DR2 Proper Motions, Orbits, and Rotation of M31 and M33". The Astrophysical Journal . 872 (1): 24. arXiv : 1805.04079 . Bibcode :2019ApJ...872...24V. doi : 10.3847/1538-4357/ab001b . S2CID  119011033.

Дальнейшее чтение

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме Мессье 33.