좌표:Sky map 01hm 33 50.9s, 30° 39° 36°

삼각 은하

Triangulum Galaxy
삼각 은하
VST snaps a very detailed view of the Triangulum Galaxy.jpg
갤럭시 메시에 33(삼각형
관찰 데이터(J2000 epoch)
발음/traɪŋʊjlm/
콘스텔레이션삼각망
적경01h 33m 50.02s[1]
적위+30° 39′ 36.7″[1]
레드시프트-0.000607 ± 0.000010[1]
헬리오 반지름 속도-180 ± 3 km/s[2]
갈락토심 속도-44 ± 6 km/s[2]
거리(결합)970 kpc (3.2 Mly)[3]
겉보기 등급 (V)5.72[1]
특성.
유형SA(s) CD[2]
덩어리5 × 1010[4] M☉
별의 수400억(4×1010)[6]
크기18.74 kpc(61,120 ly)
(지름, 25.0 mag/arcsec2 B 밴드 이소포트)[5][6]
겉보기 크기 (V)70.8 × 41.7 moa[1]
기타 명칭
NGC 0598, MCG+05-04-069, UGC 1117, PGC 5818[2]

삼각형자리 은하는 지구에서 273만 광년 떨어진 삼각형자리 나선은하입니다.메시에 33 또는 NGC(New General Catalogue) 598로 분류되어 있습니다.D25 이소포 직경이 18.74킬로파섹(61,100광년)인 삼각은하는 안드로메다 은하와 은하수에 이어 국부 은하군에서 세 번째로 큰 은하입니다.그것은 육안으로 [7]볼 수 있는 가장 먼 영구 물체 중 하나이다.

로컬 그룹(비록 작은 중소 대형 마젤란 은하가 나선형을 그리기 전에 만남과 은하수)에 그 은하는 가장 작은 나선형 은하, 안드로메다 은하 또는 그 회복에 후반에 그들의 상호 작용, velocities,[8]고 서로에게톤에 근접 때문에 위성은 되었다고 믿어진다.그밤하늘그것은 또한 HII [9]핵을 가지고 있다.

어원학

이 은하의 이름은 그것이 발견될 수 있는 삼각형자리로부터 유래되었다.

일부 천문학 참고 자료,[10] 일부 컴퓨터 망원경 소프트웨어 및 일부 공개 웹사이트에서는 [11]이 은하를 비공식적으로 "바람개비 은하"라고 부른다.그러나 전문 데이터베이스인 SIMBAD 천문학 데이터베이스는 천문학 물체에 대한 공식적인 명칭을 대조하여 핀휠 은하는 메시에 [12]101을 가리키고 있으며, 메시에 101이라는 이름으로 공공 봉사 웹사이트를 포함한 여러 아마추어 천문학 자원들이 이 이름으로 식별되고 있으며, 이는 [13][14]큰곰자리의 범위 내에 있다고 밝히고 있습니다.

가시성

빛 공해가 없는 매우 좋은 시야 조건 하에서, 삼각 은하는 [15]육안으로 20/20 시야로 볼 수 있습니다; 그러한 시청자들에게는 때때로 확대 [16][17]없이 볼 수 있는 가장 먼 영구적인 물체가 될 것입니다.그것의 빛은 검증되지 않은 하늘의 핀픽보다 약간 더 확산되는데, 그 원인은 그것의 넓이에 있다 – 이 천문학자들은 콤팩트하기 보다는 확산된 물체라고 부른다.

관측자는 정말로 어두운 하늘(그리고 암묵적으로 건조하고 구름이 없는)에서 직접 눈으로 쉽게 볼 수 있는 은하를 찾는 것에서부터 시야가 좋은 [15]시골이나 교외의 하늘에서 피할 수 있는 시야를 사용해야 하는 것까지 다양합니다.이것은 보르틀 다크 스카이 [18]스케일의 중요한 하늘 표시 중 하나로 선택되었으며, 상대적 불변성, 합리적인 북쪽 편광, 그리고 묘사된 밝기로 뒷받침된다.

관찰 이력

삼각형자리 은하는 아마도 1654년 이전에 이탈리아 천문학자 조반니 바티스타 호디에나에 의해 발견되었을 것이다.그의 작품 "De systemate orbis cometici; deque admirandis coelacteribus"에서 그는 그것을 구름과 같은 성운 또는 외설물로 나열하고 "Triangle hincinde 근처"라는 수수께끼 같은 묘사를 했다.이것은 삼각형을 한 쌍의 삼각형으로 나타낸 것입니다.이 천체의 크기는 M33과 일치하기 때문에 삼각형자리 [19]은하에 대한 언급일 가능성이 높습니다.

이 은하는 1764년 8월 25-26일 밤 샤를 메시에에 의해 독립적으로 발견되었다.이것은 그의 성운 및 성단 카탈로그(1771)에 M33이라는 이름으로 출판되었습니다. 윌리엄 [20]허셜은 메시에에에 [21]의해 확인된 대부분의 성운 카탈로그를 작성했습니다.그러나 M33은 예외였고 그는 1784년 9월 11일 이 물체를 H V-17로 [22]분류했다.

허셜은 또한 삼각형자리 은하에서 가장 밝고 큰 H II 영역(이온화된 수소를 포함하는 확산 방출 성운)을 은하 자체와 별도로 H III.150으로 분류했고, 결국 이 성운은 NGC 번호 604를 얻었습니다.지구에서 볼 때 NGC 604는 은하 중심핵의 북동쪽에 위치해 있습니다.지름이 거의 1500광년이고 스펙트럼이 오리온 성운과 비슷한 것으로 알려진 가장 큰 H II 영역 중 하나입니다.허셜은 또한 세 개의 작은 H II 영역(NGC 588, 592, 595)에 대해서도 언급했다.

그것은 1850년 로제 경에 의해 확인된 최초의 "나선형 성운" 중 하나였다.1922-23년 존 찰스 던컨과 맥스 울프는 성운에서 변광성을 발견했다.에드윈 허블은 1926년에 이 별들 중 35개가 전형적인 세페이드 별이라는 것을 보여주었고, 따라서 그는 그 별들의 거리를 추정할 수 있었다.그 결과는 나선은하 성운의 개념이 우리은하의 [23]성운뿐만 아니라 가스와 먼지로 이루어진 독립된 은하계라는 개념과 일치했습니다.

  • NGC 604 in the Triangulum Galaxy

    삼각형자리 은하에 있는 NGC 604

  • Composite of about 54 different pointings with Hubble's Advanced Camera for Surveys.[24]

    허블의 Advanced Camera for [24]Surveys를 통해 약 54개의 다른 점들을 합성했습니다.

특성.

삼각형자리 은하는 국부 은하군에서 세 번째로 큰 은하입니다.이 은하의 표면 밝기가 약 18.74 킬로파섹2(61,100광년)[5]으로, D 기준을 통해25 측정된 직경을 가지고 있습니다. 이것은 은하의 표면 밝기가 약 25 mag/arcsec에 이르는 이소호트입니다.안드로메다 은하의 중력 결합 동반자일 수 있습니다.우리 은하가 4천억 개, 안드로메다 [6]은하가 1조 개에 달하는 것에 비해 삼각형자리에는 400억 개의 별이 있을 수 있습니다.

삼각형의 원반은 (3-6) × 10 태양9 질량의 추정 질량을 가지며, 기체 성분은 약 3.2 × 109 태양 질량을 가진다.따라서 은하에 있는 모든 중입자 물질의 총 질량은 1010 태양 질량이 될 수 있습니다.반지름 55×10^3ly(17kpc)에서 암흑 물질 성분의 기여는 약 5×1010 태양 [4]질량과 같다.

위치 – 거리 – 움직임

삼각형자리(M33, 중심 왼쪽 아래)와 안드로메다 은하(M31, 중심 위)

은하에서 삼각형자리 은하까지의 거리는 2,380×10^3 ~ 3,070×10^3 리(730~940 kpc)로 추정되며,[25][26] 2000년 이후 대부분의 추정치는 안드로메다 은하(2,540,000 광년)보다 약간 더 멀리 떨어져 있습니다.M33까지의 거리를 측정하기 위해 적어도 3가지 기술이 사용되었습니다.세페이드 가변 방법을 사용하여 2004년에 2,[27][28]770×10^3 ± 130×10^3 ly(849±40kpc)의 추정치를 달성했다.같은 해, 적색거성가지(TRGB) 방법의 팁을 사용하여 2,590×10^3 ± 80×10^3 ly(794 ± 25kpc)[29]의 거리 추정치를 도출했다.삼각형자리 은하는 안드로메다 [30]은하로부터 약 75만 광년 떨어져 있습니다.

2006년, 한 무리의 천문학자들이 삼각 은하에서 식쌍성 발견을 발표했다.별들의 일식을 연구함으로써 천문학자들은 별들의 크기를 측정할 수 있었다.별들의 크기와 온도를 알았기 때문에, 그들은 별들의 절대적인 크기를 측정할 수 있었다.시각과 절대등급을 알면 별까지의 거리를 측정할 수 있습니다.이 별들은 3,070×310^ ± 240×10^3 ly (941 ± 74 kpc)[25] 거리에 있다.1987년 이후 발표된 102개의 거리 추정치의 평균은 거리 계수 24.69 또는 .883 Mpc(2878,000 광년)[31]를 나타낸다.

삼각 은하계는 HO 메서 [32]방출의 원천이다2.2005년, VLBA를 통해 삼각형의 반대편에 있는 두 개의 워터메이저를 관측함으로써, 연구자들은 처음으로 삼각형의 각 회전과 고유 운동을 추정할 수 있었다.은하에 대한 속도가 190 ± 60km/s로 계산되었는데, 이는 삼각형이 안드로메다 은하 쪽으로 이동하고 있다는 것을 의미하며, 이 은하는 상대적인 [8]거리와 오차 한계에 따라 더 큰 은하의 위성일 수 있음을 시사합니다.

2004년, 안드로메다 은하와 삼각형을 연결하는 수소 가스의 덩어리가 있다는 증거가 발표되었는데, 이는 이 두 개가 과거에 조석적으로 상호 작용했을 수도 있다는 것을 암시한다.이 발견은 [33]2011년에 확인되었다.둘 사이의 거리가 300킬로파섹 미만이라는 것이 이 [34]가설을 뒷받침한다.

작은 국부 은하 중 하나인 물고기자리 왜소은하(LGS 3)는 태양에서 2,022×10^3 ly(620 kpc) 떨어져 있습니다.안드로메다 은하에서 20°, 삼각 은하에서 11° 떨어져 있습니다.LGS 3은 두 은하 모두로부터 913×310^ly(280kpc) 거리에 있기 때문에 안드로메다 또는 삼각 은하일 수 있다.LGS 3의 중심 반지름은 483ly(148pc), 태양 [35]질량은 2.6×10이다7.

물고기자리 VII/삼각형자리(Tri) III는 삼각형의 [36]또 다른 위성일 수 있다.

구조.

스피처 우주망원경으로 촬영한 M33의 적외선 영상
GALEX 천문대의 M33 자외선 영상

프랑스 천문학자 제라르 드 보클레르가 수정한 허블상디지(VRHS) 은하 형태학적 분류 체계에서 삼각은하는 SA(s)cd 유형으로 분류됩니다.S 접두사는 가스와 먼지로 이루어진 돌출된 팔을 가진 원반 모양의 은하로, 일반적으로 나선 은하로 알려져 있습니다.A는 SB 등급 막대나선은하와 대조적으로 은하핵에 막대 모양의 구조가 없을 때 지정됩니다.미국 천문학자 앨런 샌디지의 "(s)" 표기법은 나선팔이 (r)형 은하처럼 안쪽 고리에서 나오는 것이 아니라 핵이나 중심 막대에서 직접 나올 때 사용됩니다.마지막으로 cd 접미사는 암의 개방성을 설명하는 나선형 시퀀스를 따라 단계를 나타냅니다.cd의 등급은 비교적 느슨하게 감긴 [37]팔을 나타냅니다.

이 은하는 지구에서 볼 때 54° 기울어져 있어 가스와 [38][39]먼지에 의해 큰 방해 없이 구조를 조사할 수 있습니다.삼각형자리 은하의 원반은 반지름이 약 8kpc로 뒤틀려 있는 것으로 보입니다.은하를 둘러싼 후광이 있을 수 있지만,[40] 핵에는 부풀어 오른 부분이 없습니다.이 은하는 고립된 은하로 최근 다른 [39]은하와의 합병이나 상호작용의 징후는 없으며,[41] 은하수와 관련된 왜소구형이나 조석 꼬리가 없습니다.

삼각형은 막힘이 없는 것으로 분류되지만, 은하의 형태에 대한 분석은 은하핵에 대한 약한 막대와 같은 구조가 무엇인지를 보여준다.이 구조의 반경 범위는 약 0.8kpc입니다.[42]

이 은하의 핵은 H II [32]영역이며, 국부 은하군에서 가장 밝은 X선 소스인 1.2 × 1039 erg−1 s의 방출을 가진 초광속 X선 소스를 포함하고 있습니다.이 소스는 106일 [43]주기로 20% 변조됩니다.그러나 핵은 중심 블랙홀의 질량에 3,000 태양 질량의 상한이 중심 영역의 [44]별들의 속도에 기초하기 때문에 초대질량 블랙홀을 포함하지 않는 것으로 보인다.

은하의 내부는 두 개의 빛나는 나선팔과 내측과 [38][39]외측 나선팔을 연결하는 여러 개의 스퍼로 구성되어 있습니다.주 암은 IN(북쪽) 및 IS([45]남쪽)로 지정됩니다.

별의 형성

허블 우주 망원경으로 촬영한 것처럼 삼각형자리 은하에서 별을 형성하는 NGC 604입니다.

이 은하의 중앙 4µ 영역에서 원자 가스는 분자 가스로 효율적으로 전환되어 강한 CO 스펙트럼 방출을 일으킨다.이 효과는 거대한 분자 구름이 주변 성간 매질로부터 응축되면서 발생합니다.중앙 4인치 밖에서도 비슷한 프로세스가 진행되지만 효율은 떨어집니다.이 은하에 포함된 가스 중 약 10%가 분자 형태입니다.[38][39]

별의 형성은 국지적인 가스 밀도와 밀접한 관련이 있으며 단위 면적당 속도는 이웃 안드로메다 은하보다 높습니다.(안드로메다 은하의 0.74에 비해 삼각형자리 은하는 약 3.4−1 Gyrpc입니다−2.)[46]삼각형자리 은하에서 별의 총 통합 생성 속도는 연간 약 0.45 ± 0.1 태양질량입니다.이 순금리가 현재 감소하고 있는지 또는 [38][39]일정하게 유지되고 있는지는 불확실하다.

이 은하의 화학적 조성에 대한 분석에 따르면, 이 은하는 서로 다른 역사를 가진 두 개의 서로 다른 구성 요소로 나뉘어져 있는 것으로 보입니다.반경 30×10^3ly(9kpc) 내의 내부 디스크는 코어에서 선형으로 감소하는 전형적인 구성 구배를 가진다.이 반지름을 넘어 약 82×10^3ly(25kpc)까지 구배는 훨씬 평평하다.이는 내부 원반과 외부 원반과 후광 사이의 다른 별 형성 역사를 나타내며, "내부" 은하 [40]형성의 시나리오로 설명될 수 있습니다.이것은 은하수명공간에서 나중에 큰 반경으로 가스가 축적되는 반면 중심부의 가스가 고갈될 때 발생합니다.그 결과 은하 [47]중심에서 반지름이 커지는 별의 평균 나이가 감소합니다.

개별 기능

스피처 우주 망원경의 적외선 관측을 이용하여, 2007년 현재 삼각 은하 내에서 총 515개의 24 μm 방출 후보 선원이 목록화되었습니다.가장 밝은 근원은 은하의 중심 영역과 나선팔을 따라 있습니다.

방출원들 중 많은 것들이 [48]별 형성의 HII 영역과 연관되어 있습니다.가장 밝은 네 개의 HII 영역은 NGC 588, NGC 592, NGC 595 및 NGC 604로 지정됩니다.이러한 영역은 (1.2–4) × 105 태양 질량을 포함하는 분자 구름과 관련이 있다.이 지역들 중 가장 밝은 NGC 604는 약 300만년 전에 [49]별 형성의 개별적인 폭발을 겪었을 것입니다.이 성운은 국부은하군에서 두 번째로 밝은 HII 영역으로,[46] (4.5 ± 1.5) × 태양의7 10배입니다.Triangulum의 다른 주요 HII 영역에는 IC 132, IC 133 및 IK [45]53이 있습니다.

북쪽 주 나선팔은 4개의 큰 HII 영역을 포함하고 있으며, 남쪽 팔은 젊고 뜨거운 [45]별들의 농도가 더 높습니다.삼각형자리 은하에서 초신성 폭발의 추정 속도는 세기당 0.06형 Ia와 0.62형 Ib/II입니다.이것은 평균적으로 [50]147년마다 일어나는 초신성 폭발과 맞먹는다.2008년 현재, 총 100개의 초신성 잔해가 삼각형자리 [51]은하에서 확인되었으며, 대부분은 나선은하의 남반부에 있다.H I와 H II 영역에도 비슷한 비대칭이 존재하며, 질량이 큰 O형 별의 고휘도 농도도 존재합니다.이러한 피쳐 분포의 중심은 [45]남서쪽으로 약 2분 정도 떨어져 있습니다.국부은하인 M33은 중앙천문전보국(CBAT)이 M31, [52]M81과 함께 그 안에 있는 새로운 은하를 추적하고 있습니다.

이 은하에서 약 54개의 구상 성단이 확인되었지만, 실제 숫자는 122개 [41]이상일 수도 있습니다.확인된 성단은 우리 은하계의 구상성단보다 몇 십억 년 젊을 수 있으며, 지난 1억 년 동안 성단의 형성이 증가한 것으로 보입니다.이러한 증가는 은하의 중심부로 가스가 유입되는 것과 관련이 있습니다.이 은하에 있는 거대한 별들의 자외선 방출은 대마젤란 구름에 [53]있는 비슷한 별들의 수준과 일치합니다.

2007년 찬드라 X선 관측소의 데이터를 사용하여 이 은하에서 태양 질량의 약 15.7배에 달하는 블랙홀이 발견되었습니다.M33 X-7로 명명된 이 블랙홀은 동반성 주위를 3.5일 주기로 돌고 있다.이것은 지금까지 알려진 [54][55]것 중 가장 큰 항성질량 블랙홀이다.

우리 은하와 안드로메다 은하와 달리, 삼각 은하 중심에는 초거대 블랙홀이 없는 것으로 보입니다.이는 은하의 중심 초대질량 블랙홀의 질량이 은하 중심 팽대부의 크기와 상관관계가 있기 때문일 수 있으며, 우리 은하나 안드로메다 은하와 달리 삼각 은하는 [56]팽대부가 없는 순수한 원반 은하입니다.

안드로메다 은하와의 관계

우리 은하와 안드로메다 은하의 충돌 경로에 있는 삼각형입니다.

위에서 언급했듯이, M33은 여러 개의 중성[57] 수소와 [57]별의 흐름에 의해 M31과 연결되어 있으며, 이는 이 두 은하 사이의 과거 상호작용이 20억 년에서 80억 년 [58][59]전에 일어났으며,[57] 앞으로 더 격렬한 만남이 25억 년 전에 일어날 것임을 시사합니다.

The fate of M33 was uncertain in 2009 beyond seeming to be linked to its larger neighbor M31. Suggested scenarios include being torn apart and absorbed by the greater companion, fueling the latter with hydrogen to form new stars; eventually exhausting all of its gas, and thus the ability to form new stars;[60] or participating in the collision between 은하수와 M31은 결국 합병 제품의 궤도를 돌고 훨씬 후에 그것들과 융합하게 될 것이다.다른 두 가지 가능성은 안드로메다 은하가 도착하기 전에 은하와 충돌하거나 국부 [61]은하단에서 방출되는 것입니다.2019년 Gaia의 측성 데이터는 M33과 M31이 궤도에 있을 가능성을 배제하기 위해 나타난다.만약 맞다면, M33은 안드로메다 은하([62]M31)에 처음으로 진입한 것입니다.

행성상 성운

행성상 성운은 은하의 화학적 농축에 중요한 역할을 할 뿐만 아니라 단일 및 쌍성 진화에 대한 귀중한 정보를 제공합니다.게다가, 이러한 천체들은 은하의 질량, 나이 또는 금속성에 상관없이 항상 일정한 광도를 가진 매우 밝은 행성상 성운을 만들어 내는 것으로 보입니다.이 기능은 거리 측정의 표준 초로 매우 유용합니다.

이 주제에 대한 대규모 체계적인 연구는 2018년에 [63]Rebeca Galera-Rosillo와 공동 저자들에 의해 이루어졌다.이 작업은 La Palma 섬에 위치한 INT와 WHT 망원경을 사용한 덕을 보았다.이 연구의 결과, 세 개의 새로운 행성상 성운이 발견되었다.

새롭게 발견된 PNe(2018년)는 가장 가까운 가족의 이름을 따서 PNe라고 명명했다.
GCM 1(Ovejisaurio), 01:34:48.86 +31:05:14.8
GCM 2, (쿠칠라 안단테) 01:33:45.20 +30:21:22.0
GCM 3, (Sewi) 01:33:52.30 +30:21:12.0

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ a b c d e "M 33 – Galaxy". SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2009-11-28.
  2. ^ a b c d "Results for NGC 598". NASA/IPAC Extragalactic Database. NASA/IPAC/JPL. Retrieved 2006-12-01.
  3. ^ U, Vivian; Urbaneja, Miguel A.; Kudritzki, Rolf-Peter; Jacobs, Bradley A.; Bresolin, Fabio; Przybilla, Norbert (2009). "A New Distance to M33 Using Blue Supergiants and the FGLR Method". The Astrophysical Journal. 704 (2): 1120–1134. arXiv:0909.0032. Bibcode:2009ApJ...704.1120U. doi:10.1088/0004-637X/704/2/1120. S2CID 14893769.
  4. ^ a b Corbelli, Edvige (June 2003). "Dark matter and visible baryons in 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. ^ a b De Vaucouleurs, Gerard; De Vaucouleurs, Antoinette; Corwin, Herold G.; Buta, Ronald J.; Paturel, Georges; Fouque, Pascal (1991). Third Reference Catalogue of Bright Galaxies. Bibcode:1991rc3..book.....D.
  6. ^ a b c Michon, Gerard P. "Sizing up the Universe - Stars, Sand and Nucleons". Retrieved 2010-01-07.
  7. ^ Garner, Rob (2019-02-20). "Messier 33 (The Triangulum Galaxy)". NASA. Retrieved 2021-05-16.
  8. ^ a b Brunthaler, Andreas; Reid, Mark J.; Falcke, Heino; Greenhill, Lincoln J.; et al. (2005). "The Geometric Distance and Proper Motion of the Triangulum Galaxy (M33)". Science. 307 (5714): 1440–1443. arXiv:astro-ph/0503058. Bibcode:2005Sci...307.1440B. doi:10.1126/science.1108342. PMID 15746420. S2CID 28172780.
  9. ^ Ho, Luis C.; Filippenko, Alexei V.; Sargent, Wallace L. W. (October 1997). "A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. III. Spectroscopic Parameters and Properties of the Host Galaxies". Astrophysical Journal Supplement. 112 (2): 315–390. arXiv:astro-ph/9704107. Bibcode:1997ApJS..112..315H. doi:10.1086/313041. S2CID 17086638.
  10. ^ O'Meara, S. J. (1998). The Messier Objects. Cambridge: Cambridge University. ISBN 978-0-521-55332-2.
  11. ^ "NASA Spitzer Telescope Reveals Pinwheel Galaxy's Hidden Wonders". Retrieved 2007-04-07.
  12. ^ "SIMBAD Astronomical Database". Results for Messier 101. Retrieved 2007-04-07.
  13. ^ "Messier Object 101". Retrieved 2007-04-07.
  14. ^ "Best of AOP: M101: Pinwheel Galaxy". Retrieved 2007-04-07.
  15. ^ a b Bortle, John E. (February 2001). "The Bortle Dark-Sky Scale". Retrieved 2010-01-07.
  16. ^ 다음 소스에서는 가장 먼 개체로 나열됩니다.
    Naeye, Robert (March 21, 2008). "A Stellar Explosion You Could See on Earth!". NASA's Goddard Space Flight Center. Retrieved 2010-04-13.
    하지만 더 멀리 있는 은하 메시에 81도 육안으로 관측되었습니다.
    Christensen, Lars Lindberg; Zezas, Andreas; Noll, Keith; Villard, Ray (May 28, 2007). "Hubble photographs grand spiral galaxy Messier 81". ESA. Retrieved 2010-06-15.
  17. ^ Skiff, Brian (January 10, 1997). "Messier 81 naked-eye". sci.astro.amateur. Retrieved 2010-02-11.
  18. ^ Wilson, Barbara; Mitchell, Larry. "The Revised AINTNO 100". Astronomy-Mall. Retrieved 2010-02-11.
  19. ^ Fodera-Serio, G.; Indorato, L.; Nastasi, P. (February 1985). "Hodierna's Observations of Nebulae and his Cosmology". Journal for the History of Astronomy. 16 (1): 1–36. Bibcode:1985JHA....16....1F. doi:10.1177/002182868501600101. S2CID 118328541.
  20. ^ "Triangulum Galaxy Snapped by VST". www.eso.org. Retrieved 2021-05-16.
  21. ^ Jones, Kenneth Glyn (1991). Messier's nebulae and star clusters. The Practical astronomy handbook series (2nd ed.). Cambridge University Press. p. 366. ISBN 978-0-521-37079-0.
  22. ^ Mullaney, James (2007). The Herschel objects and how to observe them. Astronomers' Observing Guides. Springer. pp. 16–17. Bibcode:2007hoho.book.....M. ISBN 978-0-387-68124-5.
  23. ^ Van den Bergh, Sidney (2000). The galaxies of the Local Group. Cambridge astrophysics series. Vol. 35. Cambridge University Press. p. 72. ISBN 978-0-521-65181-3.
  24. ^ "Hubble takes gigantic image of the Triangulum Galaxy". www.spacetelescope.org. Retrieved 8 January 2019.
  25. ^ a b Bonanos, A. Z.; Stanek, K. Z.; Kudritzki; Macri; et al. (2006). "The First DIRECT Distance to a Detached Eclipsing Binary in M33". Astrophysics and Space Science. 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 (May 2009). "The Planetary Nebula Population of M33 and its Metallicity Gradient: A Look Into the Galaxy's Distant Past". 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. ^ Karachentsev, I. D.; Karachentseva, V. E.; Hutchmeier, W. K.; Makarov, D. I. (2004). "A Catalog of Neighboring Galaxies". Astronomical Journal. 127 (4): 2031–2068. Bibcode:2004AJ....127.2031K. doi:10.1086/382905.
  28. ^ Karachentsev, I. D.; Kashibadze, O. G. (2006). "Masses of the local group and of the M81 group estimated from distortions in the local velocity field". Astrophysics. 49 (1): 3–18. Bibcode:2006Ap.....49....3K. doi:10.1007/s10511-006-0002-6. S2CID 120973010.
  29. ^ McConnachie, A. W.; Irwin, M. J.; Ferguson, A. M. N.; Ibata, R. A.; et al. (May 2004). "Determining the location of the tip of the red giant branch in old stellar populations: M33, Andromeda I and II". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 350 (1): 250. arXiv:astro-ph/0401453. Bibcode:2004MNRAS.350..243M. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07637.x. S2CID 18742035.
  30. ^ "Messier Object 33". www.messier.seds.org. Retrieved 2021-05-21.
  31. ^ "Your NED Search Results".
  32. ^ a b Zhang, J. S.; Henkel, C.; Guo, Q.; Wang, H. G.; et al. (2010). "On the Nuclear Obscuration of H2O Maser Galaxy". Astrophysical Journal. 708 (2): 1528–1536. arXiv:0912.2159. Bibcode:2010ApJ...708.1528Z. doi:10.1088/0004-637X/708/2/1528. S2CID 118467266.
  33. ^ Finley, Dave (June 11, 2012). "Neighbor galaxies may have brushed closely, astronomers find". National Radio Astronomy Observatory. Retrieved 2012-06-13.
  34. ^ Pawlowski, Marcel S.; Kroupa, Pavel; Jerjen, Helmut (2013). "Dwarf galaxy planes: the discovery of symmetric structures in the Local Group". 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. ^ Miller, Bryan W.; Dolphin, Andrew E.; Lee, Myung Gyoon; Kim, Sang Chul; et al. (December 2001). "The Star Formation History of LGS 3". The Astrophysical Journal. 562 (2): 713–726. arXiv:astro-ph/0108408. Bibcode:2001ApJ...562..713M. doi:10.1086/323853. S2CID 119089499.
  36. ^ 엔리코 데 라자로:아마추어 천문학자가 새로운 왜소은하를 발견하다, sci-news, 2021년 11월 18일
  37. ^ Buta, Ronald James; Corwin, Harold G.; Odewahn, Stephen C. (2007). The de Vaucouleurs atlas of galaxies. Cambridge University Press. pp. 1–16, 88. ISBN 978-0-521-82048-6.
  38. ^ a b c d Heyer, Mark H.; Corbelli, Edvige; Schneider, Stephen E.; Young, Judith S. (February 2004). "The Molecular Gas Distribution and Schmidt Law in M33". The Astrophysical Journal. 602 (2): 723–729. arXiv:astro-ph/0311226. Bibcode:2004ApJ...602..723H. doi:10.1086/381196. S2CID 119431862.
  39. ^ a b c d e Verley, S.; Corbelli, E.; Giovanardi, C.; Hunt, L. K. (January 2009). "Star formation in M 33: multiwavelength signatures across the disk". Astronomy and Astrophysics. 493 (2): 453–466. arXiv:0810.0473. Bibcode:2009A&A...493..453V. doi:10.1051/0004-6361:200810566. S2CID 14166884.
  40. ^ a b Cioni, Maria-Rosa L. (November 2009). "The metallicity gradient as a tracer of history and structure: the Magellanic Clouds and M33 galaxies". Astronomy and Astrophysics. 506 (3): 1137–1146. arXiv:0904.3136. Bibcode:2009A&A...506.1137C. doi:10.1051/0004-6361/200912138. S2CID 15459246.
  41. ^ a b Zloczewski, K.; Kaluzny, J.; Hartman, J. (March 2008). "Photometric Survey for Stellar Clusters in the Outer Part of M33". Acta Astronomica. 58: 23–39. arXiv:0805.4230. Bibcode:2008AcA....58...23Z.
  42. ^ Hernández-López, I.; Athanassoula, E.; Mújica, R.; Bosma, A. (November 2009). "M33: The existence of a bar". A Long Walk Through Astronomy: A Celebration of Luis Carrasco's 60th Birthday, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias. Vol. 37. pp. 160–162. Bibcode:2009RMxAC..37..160H.
  43. ^ Dubus, G.; Charles, P. A.; Long, K. S. (October 2004). "High resolution Chandra X-ray imaging of the nucleus of M 33". Astronomy and Astrophysics. 425 (1): 95–98. arXiv:astro-ph/0406310. Bibcode:2004A&A...425...95D. doi:10.1051/0004-6361:20041253. S2CID 15999734.
  44. ^ Merritt, David; Ferrarese, Laura; Joseph, Charles L. (August 10, 2001). "No Supermassive Black Hole in M33?". Science. 293 (5532): 1116–1118. arXiv:astro-ph/0107359. Bibcode:2001Sci...293.1116M. doi:10.1126/science.1063896. PMID 11463879. S2CID 6777801.
  45. ^ a b c d Buczilowski, U. R. (October 1988). "A multifrequency radio continuum survey of M33. II – Thermal and non-thermal emission". Astronomy and Astrophysics. 205 (1–2): 29–40. Bibcode:1988A&A...205...29B.
  46. ^ a b Corbelli, E.; Verley, S.; Elmegreen, B. G.; Giovanardi, C. (February 2009). "The cluster birthline in 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. ^ Williams, Benjamin F.; Dalcanton, Julianne J.; Dolphin, Andrew E.; Holtzman, Jon; et al. (April 2009). "The Detection of Inside-Out Disk Growth in 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, L. K.; Corbelli, E.; Giovanardi, C. (December 2007). "Star formation in M 33: Spitzer photometry of discrete sources". 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. (July 2004). "Far-Ultraviolet Spectroscopy of Star-forming Regions in Nearby Galaxies: Stellar Populations and Abundance Indicators". The Astronomical Journal. 128 (1): 211–223. arXiv:astro-ph/0403499. Bibcode:2004AJ....128..211K. doi:10.1086/421367. S2CID 18914205.
  50. ^ Tammann, G. A.; Loeffler, W.; Schroeder, A. (June 1994). "The Galactic supernova rate". The Astrophysical Journal Supplement Series. 92 (2): 487–493. Bibcode:1994ApJS...92..487T. doi:10.1086/192002.
  51. ^ Plucinsky, Paul P.; Williams, Benjamin; Long; Gaetz; et al. (February 2008). "Chandra ACIS Survey of M33 (ChASeM33): A First Look". The Astrophysical Journal Supplement Series. 174 (2): 366–378. arXiv:0709.4211. Bibcode:2008ApJS..174..366P. doi:10.1086/522942. S2CID 18857065.
  52. ^ David Bishop. "Extragalactic Novae". supernovae.net (International Supernovae Network). Archived from the original on 2010-04-08. Retrieved 2010-09-11.
  53. ^ Grebel, E. K. (November 2–5, 1999). "The Star Formation History of the Local Group". In F. Favata; A. Kaas; A. Wilson (eds.). Proceedings of the 33rd ESLAB symposium on star formation from the small to the large scale. Noordwijk, The Netherlands. arXiv:astro-ph/0005296. Bibcode:2000ESASP.445...87G.
  54. ^ Abubekerov, M. K.; Antokhina, E. A.; Bogomazov, A. I.; Cherepashchuk, A. M. (March 2009). "The mass of the black hole in the X-ray binary M33 X-7 and the evolutionary status of M33 X-7 and IC 10 X-1". Astronomy Reports. 53 (3): 232–242. arXiv:0906.3429. Bibcode:2009ARep...53..232A. doi:10.1134/S1063772909030056. S2CID 15487309.
  55. ^ Morcone, Jennifer (October 17, 2007). "Heaviest Stellar Black Hole Discovered in Nearby Galaxy". Chandra X-ray Observatory press release. Retrieved 2010-02-13.
  56. ^ Gebhardt, Karl; Lauer, Tod R.; Krmendy, John; Pinkney, Jason; Bower, Gary A.; Green, Richard; Gull, Theodore; Hutchings, J.B.; Kaiser, M.E.; Nelson, Charles H. (November 2001). "M33: A Galaxy with No Supermassive Black Hole". Astronomical Journal. 122 (5): 2469–2476. arXiv:astro-ph/0107135. Bibcode:2001AJ....122.2469G. doi:10.1086/323481. S2CID 118864132. Retrieved 18 November 2020.
  57. ^ a b c "Milky Way's twin caught dismembering neighbour". New Scientist. New Scientist. Retrieved 2012-07-31.
  58. ^ Davidge, T. J.; McConnachie, A. W.; Fardal, M. A.; Fliri, J.; et al. (2012). "The Recent Stellar Archeology of M31 – The Nearest Red Disk Galaxy". The Astrophysical Journal. 751 (1): 74. arXiv:1203.6081. Bibcode:2012ApJ...751...74D. doi:10.1088/0004-637X/751/1/74. S2CID 59933737.
  59. ^ Bekki K. (October 2008). "Formation of a giant HI bridge between M31 and M33 from their tidal interaction". 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. ^ Putman, M. E.; et al. (October 2009). "The Disruption and Fueling of 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. ^ van der Marel, Roeland P.; et al. (July 2012). "The M31 Velocity Vector. III. Future Milky Way-M31-M33 Orbital Evolution, Merging, and Fate of the Sun". The Astrophysical Journal. 753 (1): 9. arXiv:1205.6865. Bibcode:2012ApJ...753....9V. doi:10.1088/0004-637X/753/1/9. S2CID 53071454.
  62. ^ van der Marel, Roeland P.; et al. (7 February 2019). "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.
  63. ^ Galera-Rossillo, Rebeca; et al. (2018). "A deep narrowband survey for planetary nebulae at the outskirts of M 33". Astronomy and Astrophysics. 612 (A35): 11. arXiv:1712.07595. Bibcode:2018A&A...612A..35G. doi:10.1051/0004-6361/201731383. S2CID 73632191.

추가 정보

외부 링크

Wikimedia Commons에는 Messier 33과 관련된 미디어가 있습니다.