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⋅10 ⁹ 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 — — 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

Основные характеристики

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

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 . Эта величина приблизительно вдвое меньше, чем у двух крупнейших галактик группы. Абсолютная звёздная величина в полосе V равна −18,9 ^m . Общая масса с учётом тёмной материи , заключённая в пределах 23 килопарсек от центра галактики, составляет 7,9⋅10 ¹⁰ M _⊙ , из этой массы на звёзды и газ приходится 11 % . В галактике Треугольника 40 миллиардов звёзд, что значительно меньше, чем в Млечном Пути ― по разным оценкам, от 100 до 400 миллиардов .

Видимая звёздная величина M 33 в полосе V составляет +5,72 ^m , 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 .

Структура

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 . 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 II—III .

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 . Галактика Треугольника обладает многочисленными фрагментированными спиральными рукавами, поэтому её относят к флоккулентным .

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 .

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 . 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 .

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⋅10 ⁵ M _⊙ , второе население имеет возраст в 40 миллионов лет и массу 10 ⁴ M _⊙ . Более молодые звёзды сильнее сосредоточены к центру, поэтому цвет ядра в центре более голубой. В ядре галактики также находится ― самый мощный из постоянных источников рентгеновского излучения во всей Местной группе (см. ниже ). Сверхмассивная чёрная дыра в центре M 33 отсутствует .

Звёздные скопления

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

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 . 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 .

В основном, абсолютные звёздные величины скоплений M 33 лежат в диапазоне от −4 ^m до −9 ^m , массы ― от 10 ³ до 10 ⁵ M _⊙ , возрасты ― от 10 ⁷ до 10 ⁹ лет. Средняя масса скопления в M 33 составляет 1,78⋅10 ⁴ M _⊙ — ниже, чем в Галактике Андромеды (2,69⋅10 ⁵ M _⊙ ), но выше, чем в Млечном Пути (5,24⋅10 ² M _⊙ ), и близка к таковой в Большом Магеллановом Облаке (1,51⋅10 ⁴ M _⊙ ). Средняя металличность звёзд в скоплениях M 33 — −1,01, что ниже, чем в Млечном Пути (−0,19) и в Галактике Андромеды (−0,43) . 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 % .

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 . 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 — 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 .

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⋅10 ³ до 10 ⁵ M _⊙ и бо́льшие металличности, они значительно моложе — возрастом от 100 миллионов лет до 10 миллиардов — и относятся к галактическому диску .

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⋅10 ² до 2⋅10 ⁴ M _⊙ , некоторые молодые скопления небольшой массы являются рассеянными скоплениями . M 33 богата OB-ассоциациями , которые очерчивают спиральные рукава галактики — это типично для спиральных галактик поздних типов .

Межзвёздная среда

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 . Общая масса нейтрального атомарного водорода в галактике составляет 1,95⋅10 ⁹ M _⊙ .

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 10 ³⁵ —10 ³⁸ 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 .

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⋅10 ³⁵ эрг /с .

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⋅10 ⁸ 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 .

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 .

Звёздное население и история звездообразования

В галактике Треугольника, как и в Млечном Пути , присутствуют два основных звёздных населения : старое население гало и более молодое население диска галактики . Общая масса звёзд в галактике составляет 5,5⋅10 ⁹ M _⊙ . Средняя металличность звёзд равна −1, её градиент составляет −0,1 кпк ⁻¹ . В самых далёких областях диска значение металличности понижается до −1,6 .

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 . Темп звездообразования в настоящее время составляет 0,34—0,44 M _⊙ в год, что выше среднего для галактики с таким количеством звёзд . 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 .

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 : 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 .

Переменные звёзды

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

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 ) .

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 .

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 .

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 .

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

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 .

Рентгеновские источники

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

Из 100 известных остатков сверхновых в галактике 31 наблюдается в рентгеновском диапазоне — эти объекты излучают в основном мягкое рентгеновское излучение. Примечательный объект такого типа — : 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 .

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 .

Рентгеновские двойные в галактике также присутствуют, из них наиболее примечательные — и M33 X-7 . Первый из них — ярчайший постоянный рентгеновский источник во всей Местной группе : его рентгеновская светимость равна 10 ³⁹ 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 .

Движение и спутники

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 . 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 .

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 . 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 .

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 . Спутником M 33, возможно, является небольшая галактика .

История изучения

До XX века

Галактику Треугольника, возможно, открыл Джованни Баттиста Годиерна ранее 1654 года, однако его записи неоднозначны и могут не относиться к этому объекту. Независимо от Годиерны туманность открыл Шарль Мессье 25 августа 1764 года и внёс в свой каталог — она получила обозначение M 33 . 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 (англ.) ( сделал первую фотографию M 33 .

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 . Ещё 11 объектов галактики, которые открыл Гийом Бигурдан в 1889 году, попали в Индекс-каталог : , , , , , , , , , и .

XX век

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

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 .

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 (англ.) ( 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 .

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 .

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 .

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 .

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⋅10 ¹⁰ M _⊙ . С учётом допущенных неточностей и ошибки в расстоянии до галактики, результат Хаббла достаточно близок к современному .

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 , 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 .

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 .

XXI век

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

Наблюдения

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 . Лучший месяц для наблюдения галактики — октябрь .

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 .

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 .

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 .

Примечания

Комментарии

Источники

Литература

• van den Bergh S. . — Cambr. : Cambridge University Press, 2000. — 348 p. — (Cambridge astrophysics series, vol. 35). — ISBN 978-1-139-42965-8 .
• Hodge P. . — 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 : .
• Stoyan R., Binnewies S., Friedrich S., Schroeder K. . — N. Y. : Cambridge University Press , 2008. — 370 p. — ISBN 978-0-511-42329-1 .

Ссылки

• и из оригинального « Нового общего каталога »
• (англ.) из Пересмотренного «Нового общего каталога»
• (англ.)
• (англ.)