Галактика Треугольник - Triangulum Galaxy

Координаты: Карта неба 01час 33м 50.9s, 30° 39′ 36″

Галактика Треугольник
VST делает очень подробный вид Triangulum Galaxy.jpg
Галактика Мессье 33 в треугольнике
Авторы и права: Обзорный телескоп VLT, пустыня Атакама, Чили.
Данные наблюдений (J2000 эпоха )
Произношение/траɪˈæŋɡjʊлəм/
СозвездиеТреугольник
Прямое восхождение01час 33м 50.02s[1]
Склонение+30° 39′ 36.7″[1]
Красное смещение-0.000607 ± 0.000010[1]
Лучевая скорость гелио-179 ± 3 км / с[2]
Галактоцентрическая скорость-44 ± 6 км / с[2]
Расстояние2.73 Млы (840 кпк )[3][4]
Видимая величина  (V)5.72[1]
Характеристики
ТипSA (s) cd[2]
Масса5 × 1010[5] M☉
Количество звезд40 миллиардов (4 × 1010)[6]
Размер~ 60 000 св. Лет (диаметр)[6]
Видимый размер  (V)70.8 × 41.7 моа[1]
Прочие обозначения
NGC 0598, MCG +05-04-069, UGC 1117, PGC 5818[2]

В Галактика Треугольник это спиральная галактика 2,73 миллиона световых лет (ly) с Земли в созвездие Треугольник. Он внесен в каталог как Мессье 33 или NGC 598. Галактика Треугольник - третий по величине член Местная группа галактик, за Млечный Путь и Галактика Андромеды. Это один из самых далеких постоянных объектов, который можно рассматривать с невооруженным глазом.

Галактика является самой маленькой спиральной галактикой в ​​Местной группе и считается спутником Галактики Андромеды или ее отскоком в последнюю из-за их взаимодействий, скоростей,[7] и близость друг к другу в ночном небе. Он также имеет H II ядро.[8]

Этимология

Галактика получила свое название от созвездия Треугольник, где его можно увидеть.

Некоторые любители астрономии иногда неофициально называют ее "Галактика Вертушка".[9] в некоторых компьютерных программах телескопов и на некоторых общественных сайтах.[10] Тем не менее Астрономическая база данных SIMBAD, профессиональная база данных, сопоставляет формальные обозначения астрономических объектов и указывает, что Галактика Вертушка относится к Messier 101,[11] которые несколько любительских астрономических ресурсов, включая общественные информационные веб-сайты, идентифицируют под этим именем, и это находится в пределах Большая Медведица.[12][13]

Видимость

При исключительно хороших условиях просмотра без световое загрязнение, галактику Треугольник можно увидеть с Видение 20/20 невооруженным глазом;[14] для этих зрителей это иногда будет самый дальний постоянный объект, видимый без увеличения.[15][16] Его свет рассеивается (распространяется) немного больше, чем булавочный укол неувеличенного неба, причиной чего является его широта - астрономы называют это рассеянным, а не компактным объектом.

Наблюдатели варьируются от обнаружения галактики, легко видимой прямым зрением в действительно темном (и подразумеваемом сухом, безоблачном) небе, до необходимости использования боковое зрение в сельской местности или пригороде с хорошими условиями просмотра.[14] Он был выбран в качестве одной из важнейших меток неба Чешуя Бортла Темного Неба,[17] подтверждено его относительной неизменностью, описанным разумным северным склонением и яркостью.

Галактика Треугольник (Мессье 33), снятая любительской аппаратурой.

История наблюдений

Галактика Треугольник, вероятно, была открыта итальянским астрономом. Джованни Баттиста Годиерна до 1654 г. В его творчестве De systemate orbis cometici; deque admirandis coeli caracteribus («О систематике орбиты кометы и о замечательных небесных объектах»), он перечислил ее как облачную туманность или затемненность и дал загадочное описание «около Треугольника». hinc inde". Это относится к созвездию Треугольника в виде пары треугольников. Величина объекта соответствует M33, так что это, скорее всего, отсылка к галактике Треугольник.[18]

Галактика была независимо открыта Шарль Мессье в ночь с 25 на 26 августа 1764 года. Каталог туманностей и звездных скоплений (1771) как объект № 33; отсюда и название M33. Когда Уильям Гершель составил свой обширный каталог туманностей, он старался не включать большинство объектов, идентифицированных Мессье.[19] Однако M33 был исключением, и 11 сентября 1784 года он внес этот объект в каталог как H V-17.[20]

Гершель также составил каталог самых ярких и крупнейших в Галактике Треугольника. H II область (размытый эмиссионная туманность содержащий ионизированный водород ) как H III.150 отдельно от самой галактики; туманность в конечном итоге получила NGC номер 604. Если смотреть с Земли, NGC 604 расположена к северо-востоку от центрального ядра галактики. Это один из крупнейших известных регионов H II, его диаметр составляет около 1500 мм. световых лет и спектр аналогично тому из Туманность Ориона. Гершель также отметил три других меньших участка H II (NGC 588, 592 и 595).

Это был один из первых "спиральные туманности "определены как таковые Лорд Росс в 1850 г. В 1922–23 гг. Джон Чарльз Дункан и Макс Вольф открыл переменные звезды в туманностях. Эдвин Хаббл показал в 1926 г., что 35 из этих звезд были классические цефеиды, что позволяет ему оценить расстояние до них. Результаты соответствовали концепции спиральных туманностей как независимых галактических систем из газа и пыли, а не просто туманностей в Млечном Пути.[21]

  • NGC 604 в галактике Треугольник

  • Сложено около 54 различных точек наведения с помощью усовершенствованной камеры для исследований Хаббла.[22]

Характеристики

Еще одно изображение галактики Треугольник, сделанное любительским телескопом

Диаметром около 60 000 световых лет, галактика Треугольник - третий по величине член Местная группа галактик, примерно 60% размера Млечного Пути. Это может быть гравитационная привязка спутник Галактики Андромеды. Треугольник может быть домом для 40 миллиардов звезд, по сравнению с 400 миллиардами в Млечном Пути и 1 триллионом звезд в Галактике Андромеды.[6]

Диск Треугольника имеет предполагаемую массу (3–6) × 109 солнечные массы, а газовая составляющая около 3.2 × 109 солнечные массы. Таким образом, совокупная масса всех барионный материи в галактике может быть 1010 солнечные массы. Вклад темная материя компонент радиусом 55×10^3 ly (17 кпк) эквивалентно примерно 5 × 1010 солнечные массы.[5]

Место расположения

Треугольник (M33; внизу слева от центра) и Галактика Андромеды (M31; над центром)

Оценки расстояния до галактики Треугольник от 2380×10^3 до 3070×10^3 лы (730–940кпк ) (или от 2.38 до 3.07 Млы ), причем большинство оценок с 2000 г. находится в средней части этого диапазона,[3][4] что делает ее немного дальше, чем Галактика Андромеды (на 2540 000 световых лет ). Для измерения расстояний до M 33 использовались как минимум три метода. Цефеида переменная метод, оценка 2770×10^3 ± 130×10^3 ly (849 ± 40 кпк) было достигнуто в 2004 г.[23][24] В том же году верхушка ветви красного гиганта (TRGB) метод был использован для получения оценки расстояния 2590×10^3 ± 80×10^3 лы (794 ± 25 кпк).[25]

В 2006 году группа астрономов объявила об открытии затменная двойная звезда в галактике Треугольник. Изучая затмения звезд, астрономы смогли измерить их размеры. Зная размеры и температуру звезд, они смогли измерить абсолютная величина звезд. Когда визуальный и известны абсолютные звездные величины, расстояние до звезды можно измерить. Звезды лежат на расстоянии 3070×10^3 ± 240×10^3 лы (941 ± 74 кпк).[3] Среднее значение 102 оценок расстояния, опубликованных с 1987 г., дает модуль расстояния 24,69, или 0,883 Мпк (2 878 000 световых лет).[26]

Галактика Треугольника - источник ЧАС2О мазер эмиссия.[27] В 2005 г. по наблюдениям двух водных мазеров на противоположных сторонах Треугольника через VLBA исследователи впервые смогли оценить угловое вращение и собственное движение Треугольника. Скорость 190 ± 60 км / с относительно Млечного Пути, что означает, что Треугольник движется в сторону Галактика Андромеды и предполагая, что это может быть спутник более крупной галактики (в зависимости от их относительных расстояний и погрешности).[7] В 2004 году было объявлено о наличии комковатого потока газообразного водорода, соединяющего Галактику Андромеды с Треугольником, что свидетельствует о том, что в прошлом они могли приливно взаимодействовать. Это открытие было подтверждено в 2011 году.[28] Расстояние между ними менее 300 килопарсек подтверждает эту гипотезу.[29]

128 минут любительской астрофотографии, направленной на галактику Треугольник (RC10, ASI2400, EQ-6R)

В Рыбы-гном (LGS 3), одна из малых галактик-членов Местной группы, находится в 2022×10^3 лы (620 кпк) от Солнца. Это 20 ° от Галактика Андромеды и 11 ° от Треугольника. Поскольку LGS 3 находится на расстоянии 913×10^3 ly (280 кпк) от обеих галактик, это могло быть спутниковая галактика либо Андромеды, либо Треугольника. LGS 3 имеет радиус ядра 483 св. Лет (148 шт.) И 2.6 × 107 солнечные массы.[30]

Структура

Инфракрасный изображение M33, сделанное с Космический телескоп Спитцера
Ультрафиолетовое изображение M33, сделанное GALEX обсерватория

У французского астронома Жерар де Вокулёр 'пересмотренная система Хаббл Сэндедж (VRHS) морфологическая классификация галактик, галактика Треугольник классифицируется как тип SA (s) cd. В S приставка указывает на то, что это галактика в форме диска с выступающими рукавами из газа и пыли, которые расходятся по спирали от ядра - то, что обычно называют спиральная галактика. В А назначается, когда ядро ​​галактики не имеет стержневой структуры, в отличие от SB класс спиральные галактики с перемычкой. Американский астроном Аллан Сэндидж Обозначение «(s)» используется, когда спиральные рукава выходят непосредственно из ядра или центральной перемычки, а не из внутреннего кольца, как в галактике (r) -типа. Наконец, CD суффикс представляет собой этап спиральной последовательности, описывающий открытость рукавов. Рейтинг CD указывает на относительно свободно намотанные руки.[31]

Эта галактика имеет наклон 54 ° к лучу зрения с Земли, что позволяет исследовать структуру без значительных препятствий со стороны газа и пыли.[32][33] Диск галактики Треугольник выглядит искривленным до радиуса около 8 кпк. Галактику может окружать гало, но в ядре нет выпуклости.[34] Это изолированная галактика, и нет никаких признаков недавних слияний или взаимодействий с другими галактиками.[33] и в нем отсутствуют карликовые сфероидалы или приливные хвосты связан с Млечным путем.[35]

Треугольник классифицируется как без перемычки, но анализ формы галактики показывает, что может быть слабой решетчатой ​​структурой вокруг ядра галактики. Радиальная протяженность этой структуры составляет около 0,8 кпк.[36] Ядром этой галактики является область H II,[27] и он содержит сверхлегкий источник рентгеновского излучения с выбросом 1.2 × 1039 эрг s−1, который является наиболее ярким источником рентгеновского излучения в Местная группа галактик. Этот источник модулируется на 20% в течение 106-дневного цикла.[37] Однако ядро, похоже, не содержит огромная черная дыра, поскольку верхний предел в 3000 солнечных масс устанавливается на массу центральной черной дыры, основанную на скорости звезд в области ядра.[38]

Внутренняя часть галактики имеет два светящихся спиральных рукава, а также несколько шпор, соединяющих внутренний и внешний спиральные элементы.[32][33] Главные ветви обозначены IN (север) и IS (юг).[39]

Звездообразование

NGC 604, область звездообразования в Галактике Треугольник, как показано на Космический телескоп Хаббла.

В центральной 4 'области этой галактики атомарный газ эффективно превращается в молекулярный газ, что приводит к сильному спектральное излучение из CO. Этот эффект проявляется как гигантский молекулярные облака конденсироваться из окружающего межзвездная среда. Аналогичный процесс происходит и за пределами центральной 4 ', но менее эффективным темпом. Около 10% газа в этой галактике находится в молекулярной форме.[32][33]

Звездообразование происходит со скоростью, которая сильно коррелирует с локальной плотностью газа, и скорость на единицу площади выше, чем в соседнем Галактика Андромеды. (Скорость звездообразования составляет около 3,4 млрд лет−1 ПК−2 в галактике Треугольник по сравнению с 0,74 в Андромеде.[40]) Суммарная интегральная скорость звездообразования в галактике Треугольник составляет около 0.45 ± 0.1 солнечные массы в год. Неясно, снижается ли эта чистая ставка в настоящее время или остается постоянной.[32][33]

На основе анализа химического состава этой галактики кажется, что она разделена на два отдельных компонента с разной историей. Внутренний диск в радиусе 30×10^3 ly (9 кпк) имеет типичный градиент состава, который линейно убывает от ядра. За пределами этого радиуса примерно до 82×10^3 ly (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 галактик «наизнанку».[34] Это происходит, когда газ накапливается на больших радиусах позже в жизненном пространстве галактики, в то время как газ в ядре истощается. Результат - уменьшение среднего возраста звезд с увеличением радиуса от ядра галактики.[41]

Дискретные особенности

Используя инфракрасные наблюдения с Космический телескоп Спитцера по состоянию на 2007 год в каталог было внесено 515 дискретных источников-кандидатов с излучением 24 мкм в галактике Треугольник. Самые яркие источники находятся в центральной области галактики и вдоль спиральных рукавов.

Многие источники выбросов связаны с H II регионы звездообразования.[42] Обозначены четыре самых ярких региона HII. NGC 588, NGC 592, NGC 595, и NGC 604. Эти регионы связаны с молекулярные облака содержащий (1.2–4) × 105 солнечные массы. Самая яркая из этих областей, NGC 604, возможно, претерпела дискретную вспышку звездообразования около трех миллионов лет назад.[43] Эта туманность является второй по яркости областью HII в Местной группе галактик. (4.5 ± 1.5) × 107 раз светимость Солнца.[40] Другие известные области HII в Triangulum включают IC 132, IC 133 и IK 53.[39]

Северный главный спиральный рукав содержит четыре больших HII регионы, а в южном рукаве больше молодых горячих звезд.[39] Ориентировочная скорость сверхновая звезда взрывов в Галактике Треугольник 0,06 Тип Ia и 0,62 Тип Ib /Тип II в век. В среднем это эквивалентно взрыву сверхновой каждые 147 лет.[44] По состоянию на 2008 г. в общей сложности 100 остатки сверхновой были идентифицированы в галактике Треугольник,[45] большинство из которых находится в южной половине спиральной галактики. Аналогичная асимметрия существует для областей H I и H II, плюс очень светящиеся скопления массивных Звезды типа O. Центр распределения этих объектов смещен примерно на две угловые минуты к юго-западу.[39] M33 - местная галактика, Центральное бюро астрономических телеграмм (CBAT) треков новые в нем вместе с М31 и M81.[46]

Около 54 шаровые скопления были идентифицированы в этой галактике, но на самом деле их может быть 122 или больше.[35] Подтвержденные скопления могут быть на несколько миллиардов лет моложе шаровых скоплений в Млечном Пути, а формирование скоплений, похоже, увеличилось за последние 100 миллионов лет. Это увеличение коррелирует с притоком газа в центр галактики. В ультрафиолетовый излучение массивных звезд в этой галактике соответствует уровню аналогичных звезд в Большое Магелланово Облако.[47]

В 2007 г. черная дыра примерно в 15,7 раза больше масса Солнца была обнаружена в этой галактике по данным Рентгеновская обсерватория Чандра. Черная дыра, названная M33 X-7, вращается вокруг звезды-компаньона, которую он затмевает каждые 3,5 дня. Это самый большой черная дыра звездной массы известен.[48][49]

В отличие от галактик Млечный Путь и Андромеды, Галактика Треугольника, похоже, не имеет огромная черная дыра в его центре. Это может быть связано с тем, что масса центральной сверхмассивной черной дыры галактики коррелирует с размером галактики. центральная выпуклость, и в отличие от Млечного Пути и Андромеды, Галактика Треугольника представляет собой чистый дисковая галактика без выпуклости.[50]

Связь с галактикой Андромеды

Треугольник на путях столкновения Млечного Пути и Галактики Андромеды.

Как упоминалось выше, M33 связан с M31 несколькими потоками нейтральный водород[51] и звезды,[51] что предполагает, что в прошлом взаимодействие между этими двумя галактиками имело место от 2 до 8 миллиардов лет назад,[52][53] и более жестокая встреча произойдет через 2,5 миллиарда лет в будущем.[51]

Судьба M33 в 2009 году была непонятной, и ее нельзя было связать с его более крупным соседом M31. Предлагаемые сценарии включают в себя разрыв и поглощение большим товарищем, подпитывая последнего водород формировать новые звезды; в конечном итоге исчерпание всего газа и, следовательно, способность образовывать новые звезды;[54] или участие в столкновение между Млечным путем и M31, скорее всего, в конечном итоге окажутся на орбите продукта слияния и сольются с ним гораздо позже. Две другие возможности - это столкновение с Млечным путем до прибытия галактики Андромеды или выброс из Местной группы.[55] Астрометрические данные из Гайя похоже, исключает возможность того, что M33 и M31 находятся на орбите. Если верно, то M33 совершает свой первый вход в галактику Андромеды (M31).[56]

Планетарные туманности в M33

Планетарные туманности не только вносят важный вклад в химическое обогащение галактик, но и предоставляют ценную информацию об эволюции одиночных и двойных звезд. Кроме того, кажется, что эти объекты всегда создают одну и ту же самую яркую планетарную туманность в галактике, независимо от массы, возраста или металличности галактики. Эта функция очень полезна в качестве стандартной свечи для измерения расстояний, однако мы все еще не понимаем ее полностью.

Большой систематический поиск по этой теме был проведен Ребека Галера-Росильо и соавторами в 2018 году.[57] В этой работе использовались телескопы INT и WHT, расположенные на острове Ла-Пальма. В результате этого исследования были открыты три новые планетарные туманности.

Недавно обнаруженная PNe (2018), Ребека назвала PNe в честь ближайших членов ее семьи.
GCM 1 (Овехисаурио),01:34:48.86+31:05:14.8
GCM 2, (Кучилла Анданте)01:33:45.20+30:21:22.0
GCM 3, (Севи)01:33:52.30+30:21:12.0

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б c d е «М 33 - Галактика». SIMBAD. Центр астрономии Донна в Страсбурге. Получено 2009-11-28.
  2. ^ а б c d "Результаты для NGC 598". Внегалактическая база данных NASA / IPAC. НАСА / IPAC / JPL. Получено 2006-12-01.
  3. ^ а б c Bonanos, A. Z .; Stanek, K. Z .; Кудрицки; Макри; и другие. (2006). «Первое ПРЯМОЕ расстояние до отдельной затменной двоичной системы в M33». Астрофизика и космическая наука. 304 (1–4): 207–209. Bibcode:2006Ap и SS.304..207B. Дои:10.1007 / s10509-006-9112-1. S2CID  123563673.
  4. ^ а б Магрини, Лаура; Стангеллини, Летиция; Вильявер, Ева (май 2009 г.). «Население планетарной туманности M33 и ее градиент металличности: взгляд в далекое прошлое галактики». Астрофизический журнал. 696 (1): 729–740. arXiv:0901.2273. Bibcode:2009ApJ ... 696..729M. Дои:10.1088 / 0004-637X / 696/1/729. S2CID  5502295.
  5. ^ а б Корбелли, Эдвиг (июнь 2003 г.). «Темная материя и видимые барионы в M33». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 342 (1): 199–207. arXiv:Astro-ph / 0302318. Bibcode:2003МНРАС.342..199С. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2003.06531.x. S2CID  119383732.
  6. ^ а б c Мишон, Джерард П. «Оценка Вселенной - звезды, песок и нуклоны». Получено 2010-01-07.
  7. ^ а б Брунталер, Андреас; Рид, Марк Дж .; Фальке, Хейно; Гринхилл, Линкольн Дж .; и другие. (2005). «Геометрическое расстояние и собственное движение галактики Треугольник (M33)». Наука. 307 (5714): 1440–1443. arXiv:Astro-ph / 0503058. Bibcode:2005Sci ... 307.1440B. Дои:10.1126 / science.1108342. PMID  15746420. S2CID  28172780.
  8. ^ Хо, Луис Ч .; Филиппенко, Алексей В .; Сарджент, Уоллес Л. У. (октябрь 1997 г.). «Поиски« карликовых »сейфертовских ядер. III. Спектроскопические параметры и свойства родительских галактик». Приложение к астрофизическому журналу. 112 (2): 315–390. arXiv:Astro-ph / 9704107. Bibcode:1997ApJS..112..315H. Дои:10.1086/313041. S2CID  17086638.
  9. ^ О'Мира, С. Дж. (1998). Объекты Мессье. Кембридж: Кембриджский университет. ISBN  978-0-521-55332-2.
  10. ^ «Телескоп NASA Spitzer открывает скрытые чудеса Галактики Вертушка». Получено 2007-04-07.
  11. ^ "Астрономическая база данных SIMBAD". Результаты для Messier 101. Получено 2007-04-07.
  12. ^ «Объект Мессье 101». Получено 2007-04-07.
  13. ^ "Лучшее из АОП: M101: Галактика Вертушка". Получено 2007-04-07.
  14. ^ а б Бортл, Джон Э. (февраль 2001 г.). "Чешуя Бортла темного неба". Получено 2010-01-07.
  15. ^ В следующем источнике он указан как самый далекий объект:
    Наей, Роберт (21 марта 2008 г.). "Звездный взрыв, который можно увидеть на Земле!". Центр космических полетов имени Годдарда НАСА. Получено 2010-04-13.
    Однако более далекая галактика Мессье 81 также был замечен невооруженным глазом:
    Кристенсен, Ларс Линдберг; Зезас, Андреас; Нолл, Кейт; Вильярд, Рэй (28 мая 2007 г.). "Хаббл фотографирует большую спиральную галактику Мессье 81". ЕКА. Получено 2010-06-15.
  16. ^ Скифф, Брайан (10 января 1997 г.). "Мессье 81 невооруженным глазом". sci.astro.amateur. Получено 2010-02-11.
  17. ^ Уилсон, Барбара; Митчелл, Ларри. «Пересмотренный AINTNO 100». Астрономия-Молл. Получено 2010-02-11.
  18. ^ Fodera-Serio, G .; Indorato, L .; Настаси, П. (февраль 1985 г.). "Наблюдения туманностей Годиерной и его космология". Журнал истории астрономии. 16 (1): 1–36. Bibcode:1985JHA .... 16 .... 1F. Дои:10.1177/002182868501600101. S2CID  118328541.
  19. ^ Джонс, Кеннет Глин (1991). Туманности Мессье и звездные скопления. Серия справочников по практической астрономии (2-е изд.). Издательство Кембриджского университета. п. 366. ISBN  978-0-521-37079-0.
  20. ^ Маллэйни, Джеймс (2007). Объекты Гершеля и как их наблюдать. Руководства астрономов по наблюдениям. Springer. С. 16–17. Bibcode:2007hoho.book ..... M. ISBN  978-0-387-68124-5.
  21. ^ Ван ден Берг, Сидней (2000). Галактики Местной группы. Кембриджская серия по астрофизике. 35. Издательство Кембриджского университета. п. 72. ISBN  978-0-521-65181-3.
  22. ^ «Хаббл сделал гигантский снимок галактики Треугольник». www.spacetelescope.org. Получено 8 января 2019.
  23. ^ Караченцев И.Д .; Караченцева В.Е .; Hutchmeier, W. K .; Макаров, Д. И. (2004). «Каталог соседних галактик». Астрономический журнал. 127 (4): 2031–2068. Bibcode:2004AJ .... 127.2031K. Дои:10.1086/382905.
  24. ^ Караченцев И.Д .; Кашибадзе, О. Г. (2006). «Массы локальной группы и группы M81, оцененные по искажениям в местном поле скорости». Астрофизика. 49 (1): 3–18. Bibcode:2006ап ..... 49 .... 3K. Дои:10.1007 / s10511-006-0002-6. S2CID  120973010.
  25. ^ McConnachie, A.W .; Ирвин, М. Дж .; Фергюсон, А. М. Н .; Ibata, R.A .; и другие. (Май 2004 г.). «Определение местоположения верхушки ветви красных гигантов в старых звездных популяциях: M33, Андромеда I и II». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 350 (1): 250. arXiv:astro-ph / 0401453. Bibcode:2004МНРАС.350..243М. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2004.07637.x. S2CID  18742035.
  26. ^ "Результаты поиска NED".
  27. ^ а б Zhang, J. S .; Henkel, C .; Guo, Q .; Wang, H.G .; и другие. (2010). "О ядерном затемнении H2О Мазерная Галактика ". Астрофизический журнал. 708 (2): 1528–1536. arXiv:0912.2159. Bibcode:2010ApJ ... 708.1528Z. Дои:10.1088 / 0004-637X / 708/2/1528. S2CID  118467266.
  28. ^ Финли, Дэйв (11 июня 2012 г.). "Соседние галактики, возможно, соприкоснулись, считают астрономы". Национальная радиоастрономическая обсерватория. Получено 2012-06-13.
  29. ^ Pawlowski, Marcel S .; Крупа, Павел; Jerjen, Хельмут (2013). «Карликовые плоскости галактик: открытие симметричных структур в Местной группе». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 435 (3): 1928–1957. arXiv:1307.6210. Bibcode:2013МНРАС.435.1928П. Дои:10.1093 / mnras / stt1384. S2CID  53991672.
  30. ^ Миллер, Брайан В .; Дельфин, Эндрю Э .; Ли, Мён Гён; Ким, Санг Чхуль; и другие. (Декабрь 2001 г.). «История звездообразования LGS 3». Астрофизический журнал. 562 (2): 713–726. arXiv:astro-ph / 0108408. Bibcode:2001ApJ ... 562..713M. Дои:10.1086/323853. S2CID  119089499.
  31. ^ Бута, Рональд Джеймс; Корвин, Гарольд Дж .; Одеван, Стивен С. (2007). Атлас галактик де Вокулера. Издательство Кембриджского университета. С. 1–16, 88. ISBN  978-0-521-82048-6.
  32. ^ а б c d Хейер, Марк Х .; Корбелли, Эдвиге; Шнайдер, Стивен Э .; Янг, Джудит С. (февраль 2004 г.). «Молекулярное распределение газа и закон Шмидта в M33». Астрофизический журнал. 602 (2): 723–729. arXiv:Astro-ph / 0311226. Bibcode:2004ApJ ... 602..723H. Дои:10.1086/381196. S2CID  119431862.
  33. ^ а б c d е Verley, S .; Corbelli, E .; Giovanardi, C .; Хант, Л. К. (январь 2009 г.). «Звездообразование в M 33: многоволновые сигнатуры на диске». Астрономия и астрофизика. 493 (2): 453–466. arXiv:0810.0473. Bibcode:2009A&A ... 493..453В. Дои:10.1051/0004-6361:200810566. S2CID  14166884.
  34. ^ а б Чиони, Мария-Роза Л. (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. Дои:10.1051/0004-6361/200912138. S2CID  15459246.
  35. ^ а б Zloczewski, K .; Kaluzny, J .; Хартман, Дж. (Март 2008 г.). «Фотометрический обзор звездных скоплений во внешней части M33». Acta Astronomica. 58: 23–39. arXiv:0805.4230. Bibcode:2008AcA .... 58 ... 23Z.
  36. ^ Эрнандес-Лопес, И .; Athanassoula, E .; Mújica, R .; Босма, А. (ноябрь 2009 г.). «M33: Существование бара». Долгая прогулка по астрономии: празднование 60-летия Луиса Карраско, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica (Serie de Conferencias). 37. С. 160–162. Bibcode:2009RMxAC..37..160H.
  37. ^ Дубус, Г .; Чарльз, П. А .; Лонг, К. С. (октябрь 2004 г.). "Рентгеновское изображение ядра М 33 с высоким разрешением". Астрономия и астрофизика. 425 (1): 95–98. arXiv:Astro-ph / 0406310. Bibcode:2004A & A ... 425 ... 95D. Дои:10.1051/0004-6361:20041253. S2CID  15999734.
  38. ^ Мерритт, Дэвид; Феррарезе, Лаура; Джозеф, Чарльз Л. (10 августа 2001 г.). «Никакой сверхмассивной черной дыры в M33?». Наука. 293 (5532): 1116–1118. arXiv:astro-ph / 0107359. Bibcode:2001Научный ... 293.1116М. Дои:10.1126 / science.1063896. PMID  11463879. S2CID  6777801.
  39. ^ а б c d Бучиловски, У. Р. (октябрь 1988 г.). «Многочастотный радиоконтинуальный обзор M33. II - Тепловое и нетепловое излучение». Астрономия и астрофизика. 205 (1–2): 29–40. Bibcode:1988A & A ... 205 ... 29B.
  40. ^ а б Corbelli, E .; Verley, S .; Elmegreen, B.G .; Джованарди, К. (февраль 2009 г.). «Линия рождения кластера в М 33». Астрономия и астрофизика. 495 (2): 479–490. arXiv:0901.1530. Bibcode:2009A & A ... 495..479C. Дои:10.1051/0004-6361:200811086. S2CID  16880013.
  41. ^ Уильямс, Бенджамин Ф .; Dalcanton, Julianne J .; Дельфин, Эндрю Э .; Хольцман, Джон; и другие. (Апрель 2009 г.). «Обнаружение роста диска наизнанку в M33». Письма в астрофизический журнал. 695 (1): L15 – L19. arXiv:0902.3460. Bibcode:2009ApJ ... 695L..15W. Дои:10.1088 / 0004-637X / 695/1 / L15. S2CID  18357615.
  42. ^ Verley, S .; Хант, Л. К .; Corbelli, E .; Джованарди, К. (декабрь 2007 г.). «Звездообразование в M 33: Спитцеровская фотометрия дискретных источников». Астрономия и астрофизика. 476 (3): 1161–1178. arXiv:0709.2601. Bibcode:2007 A&A ... 476,1161V. Дои:10.1051/0004-6361:20078179. S2CID  2909792.
  43. ^ Кил, Уильям С .; Holberg, Jay B .; Тройтхардт, Патрик М. (июль 2004 г.). "Спектроскопия в дальнем ультрафиолетовом диапазоне областей звездообразования в близких галактиках: звездное население и индикаторы численности". Астрономический журнал. 128 (1): 211–223. arXiv:astro-ph / 0403499. Bibcode:2004AJ .... 128..211K. Дои:10.1086/421367. S2CID  18914205.
  44. ^ Тамманн, Г. А .; Loeffler, W .; Шредер, А. (июнь 1994 г.). «Галактическая скорость сверхновых». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 92 (2): 487–493. Bibcode:1994ApJS ... 92..487T. Дои:10.1086/192002.
  45. ^ Плуцинский, Пол П .; Уильямс, Бенджамин; Длинная; Гаец; и другие. (Февраль 2008 г.). "Обзор M33 (ChASeM33), проведенный Chandra ACIS: первый взгляд". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 174 (2): 366–378. arXiv:0709.4211. Bibcode:2008ApJS..174..366P. Дои:10.1086/522942. S2CID  18857065.
  46. ^ Дэвид Бишоп. "Внегалактические новые". supernovae.net (Международная сеть сверхновых звезд ). Архивировано из оригинал на 2010-04-08. Получено 2010-09-11.
  47. ^ Гребель Э. К. (2–5 ноября 1999 г.). «История звездообразования местной группы». У Ф. Фавата; А. Каас; А. Уилсон (ред.). Материалы 33-го симпозиума ESLAB по звездообразованию от малого до большого масштаба. Нордвейк, Нидерланды. arXiv:astro-ph / 0005296. Bibcode:2000ESASP.445 ... 87G.
  48. ^ Абубекеров, М.К .; Антохина, Э. А .; Богомазов, А. И .; Черепащук, А. М. (март 2009 г.). «Масса черной дыры в рентгеновской двойной M33 X-7 и эволюционный статус M33 X-7 и IC 10 X-1». Астрономические отчеты. 53 (3): 232–242. arXiv:0906.3429. Bibcode:2009ARep ... 53..232A. Дои:10.1134 / S1063772909030056. S2CID  15487309.
  49. ^ Морконе, Дженнифер (17 октября 2007 г.). "Самая тяжелая звездная черная дыра, обнаруженная в соседней галактике". Рентгеновская обсерватория Чандра пресс-релиз. Получено 2010-02-13.
  50. ^ Гебхардт, Карл; Lauer, Tod R .; Крменди, Джон; Пинкни, Джейсон; Бауэр, Гэри А .; Грин, Ричард; Чайка, Теодор; Hutchings, J.B .; Kaiser, M.E .; Нельсон, Чарльз Х. (ноябрь 2001 г.). "M33: Галактика без сверхмассивной черной дыры". Астрономический журнал. 122 (5): 2469–2476. Получено 18 ноября 2020.
  51. ^ а б c «Двойник Млечного Пути пойман на расчленении соседа». Новый ученый. Новый ученый. Получено 2012-07-31.
  52. ^ Davidge, T. J .; McConnachie, A.W .; Fardal, M. A .; Fliri, J .; и другие. (2012). "Недавняя звездная археология M31 - ближайшей галактики Красный диск". Астрофизический журнал. 751 (1): 74. arXiv:1203.6081. Bibcode:2012ApJ ... 751 ... 74D. Дои:10.1088 / 0004-637X / 751/1/74. S2CID  59933737.
  53. ^ Бекки К. (октябрь 2008 г.). «Формирование гигантского моста HI между M31 и M33 в результате их приливного взаимодействия». Ежемесячные уведомления о письмах Королевского астрономического общества. 390 (1): L24 – L28. arXiv:0807.1161. Bibcode:2008МНРАС.390Л..24Б. Дои:10.1111 / j.1745-3933.2008.00528.x. S2CID  119090934.
  54. ^ Putman, M. E .; и другие. (Октябрь 2009 г.). «Разрушение и заправка M33». Астрофизический журнал. 703 (2): 1486–1501. arXiv:0812.3093. Bibcode:2009ApJ ... 703.1486P. Дои:10.1088 / 0004-637X / 703/2/1486. S2CID  119310259.
  55. ^ van der Marel, Roeland P .; и другие. (Июль 2012 г.). "Вектор скорости M31. III. Будущее Млечный Путь - Орбитальная эволюция M31-M33, слияние и судьба Солнца". Астрофизический журнал. 753 (1): 9. arXiv:1205.6865. Bibcode:2012ApJ ... 753 .... 9В. Дои:10.1088 / 0004-637X / 753/1/9. S2CID  53071454.
  56. ^ van der Marel, Roeland P .; и другие. (7 февраля 2019 г.). "Первая динамика Gaia системы Андромеды: собственные движения DR2, орбиты и вращение M31 и M33". Астрофизический журнал. 872 (1): 24. arXiv:1805.04079. Bibcode:2019ApJ ... 872 ... 24 В. Дои:10.3847 / 1538-4357 / ab001b. S2CID  119011033.
  57. ^ Галера-Россилло, Ребека; и другие. (2018). «Глубокий узкополосный обзор планетарных туманностей на окраинах M 33». Астрономия и астрофизика. 612 (A35): 11. arXiv:1712.07595. Bibcode:2018A & A ... 612A..35G. Дои:10.1051/0004-6361/201731383. S2CID  73632191.

дальнейшее чтение

внешняя ссылка