Галактика Трикутника

Галактика Трикутника (також M 33, NGC 598) — спіральна галактика типу Sc, одна з найближчих до Чумацького Шляху галактик, віддалена від нього на 850 кпк і розташована в сузір'ї Трикутника. У Місцевій групі ця галактика є третьою за розміром, масою і світністю після галактики Андромеди й Чумацького Шляху. З видимою зоряною величиною +5,7m вона є одним із найвіддаленіших об'єктів, які можна побачити неозброєним оком.

За своїми параметрами M 33 загалом подібна до інших галактик свого типу. Її діаметр — 18,8 кпк — удвічі менший, ніж у Чумацького Шляху. У ній міститься близько 40 млрд зір, тоді як у нашій Галактиці, за різними оцінками, їх налічується від 100 до 400 млрд. Основною складовою галактики є її диск. Спіральні рукави галактики фрагментовані та закручені не надто щільно. Також вона має слабко виражений балдж, а навколо неї спостерігається гало. Ядро яскраве й компактне, надмасивна чорна діра в ньому не виявлена.

Зоряні скупчення в галактиці Трикутника відрізняються від аналогічних об'єктів у Чумацькому Шляху — вони рівномірніше розподілені за світністю та віком, а між скупченнями різних типів немає чітких меж. M 33 багата на зони H II — у галактиці їх близько 3000. Найбільша, наймасивніша та найяскравіша з них — NGC 604. За розмірами та світністю в Місцевій групі вона поступається лише Туманності Тарантул у Великій Магеллановій Хмарі.

Загальна маса зір у галактиці становить 5,5  , середня металічність дорівнює −1 і зменшується від центра до краю галактики. Темп зореутворення вищий за середній для галактики з такою кількістю зір і становить 0,34—0,44 на рік, а більша частина зоряної маси сформувалася 3—6 мільярдів років тому. У центральній частині галактики процес зореутворення розпочався раніше, ніж на периферії, тому частка старих зір найбільша саме в центрі.

Галактику Трикутника відкрив Шарль Мессьє у 1764 році, хоча, можливо, її спостерігав ще Джованні Баттіста Одієрна до 1654 року. Значний внесок у вивчення галактики зробив Едвін Габбл: у 1926 році він опублікував докладну статтю, присвячену цьому об'єкту, у якій, зокрема, довів його позагалактичну природу.

Історія вивчення

Відкриття й перші каталоги Галактику Трикутника, імовірно, відкрив Джованні Баттіста Одієрна до 1654 року, однак його записи неоднозначні й можуть не стосуватися цього об'єкта. Незалежно від Одієрни туманність відкрив Шарль Мессьє 25 серпня 1764 року та вніс її до свого каталогу — вона отримала позначення M 33. 1785 року Вільям Гершель припустив, що M 33 є одним з об'єктів, подібних за розмірами до нашої Галактики, а в 1850 році лорд Росс виявив у ній спіральну структуру.

Також Гершель у 1784 році відкрив найбільшу й найяскравішу в галактиці зону H II, яка згодом увійшла до Нового загального каталогу як NGC 604. Крім неї, до Нового загального каталогу потрапили NGC 588, NGC 592 і NGC 595, які відкрив Генріх Луї д'Арре у 1864 році, а сама M 33 отримала в цьому каталозі позначення NGC 598. Ще 11 об'єктів галактики, відкритих Гійомом Бігурданом у 1889 році, увійшли до Індексного каталогу: IC 131, IC 132, IC 133, IC 134, IC 135, IC 136, IC 137, IC 139, IC 140, IC 142 і IC 143.

Початок фотографічних досліджень 1895 року зробив першу фотографію M 33. 1911 року дослідив два найяскравіші спіральні рукави галактики й виявив, що їхня форма відповідає логарифмічним спіралям із різними кутами закручування. У 1915 році Френсіс Піз виміряв променеву швидкість галактики за її спектром й отримав значення −278 км/с, а наступного року він також виявив різницю між швидкостями ядра й однієї з емісійних туманностей, що дало йому підстави зробити висновок про обертання галактики.

1916 року Адріан ван Маанен помилково визначив швидке обертання M 33, порівнюючи положення зір на фотопластинках: за його даними 1923 року, галактика мала здійснювати повний оберт за 60—240 тисяч років. Така швидкість обертання виключала б можливість того, що M 33 розташована за межами нашої Галактики, адже в такому разі лінійна швидкість обертання мала б бути надзвичайно великою. Кнут Лундмарк, а пізніше Гебер Кертіс і Сергій Костинський вказали на помилковість вимірювань ван Маанена, але сам ван Маанен визнав свою помилку лише набагато пізніше — 1935 року.

Тим часом накопичувалися аргументи на користь того, що M 33, як і інші спіральні туманності, перебуває на дуже великій відстані, що суперечило результатам ван Маанена. Наприклад, у 1922 році відкрив у галактиці перші три змінні зорі, а в 1926 році Кнут Лундмарк дослідив розподіл зір за видимими величинами. Припустивши, що найяскравіші зорі M 33 подібні за світністю до найяскравіших відомих зір нашої галактики, Лундмарк отримав відстань до галактики близько 300 кпк, що значно перевищувало розміри Чумацького Шляху. Він також переглянув результати спостережень ван Маанена й дійшов висновку, що швидкість обертання не може бути настільки великою.

Габбл і доведення позагалактичної природи Великий внесок у вивчення M 33 зробив Едвін Габбл. 1926 року за результатами спостережень на 100-дюймовому телескопі Маунт-Вілсон він опублікував докладну статтю, присвячену цій галактиці.

Габбл дослідив 45 змінних зір у галактиці — криві блиску 35 з них однозначно вказували на те, що це цефеїди. Оскільки залежність період — світність для цефеїд уже була відома, Габбл визначив модуль відстані й отримав відстань до галактики 263 кпк. Хоча це значення помітно відрізняється від сучасного, розрахунок Габбла став доказом позагалактичної природи M 33.

Окрім цефеїд, Габбл досліджував в M 33 яскраві блакитні змінні та виявив дві нові зорі. Він побудував функцію світності для зір M 33 і з'ясував, що вона подібна до функції світності нашої Галактики, а найяскравіші зорі можна порівняти з найяскравішими зорями Чумацького Шляху. Габбл також побудував діаграму колір — світність для найяскравіших зір галактики та виявив, що більшість із них має блакитний колір.

Габбл дослідив дифузні туманності в M 33 і виявив їхню схожість із туманностями Чумацького Шляху. Крім того, він звернув увагу на ядро галактики та визначив, що воно є не зорею, а протяжним об'єктом. Також Габбл зміг визначити швидкість обертання галактики й на її основі обчислив масу — він отримав значення 1,5  . Цей результат виявився досить близьким до сучасного.

Подальші дослідження Після публікації статті Габбла вивчення M 33 тривало. Наприклад, у 1940 році галактика M 33 стала однією з перших, для яких за допомогою електронних приладів, а саме мікрофотометра, виміряли розподіл яскравості. 1959 року Жерар де Вокулер провів глибший фотометричний аналіз, за результатами якого визначив деякі параметри галактики, зокрема інтегральну світність, колір і профіль яскравості.

Крім того, відкривали різноманітні об'єкти всередині галактики: наприклад, починаючи з 1940-х років були відомі сотні зон H II, а до 1998 року кількість таких об'єктів зросла до 1030. У 1960 році опублікували перший каталог зоряних скупчень галактики, який містив 23 кандидати в скупчення, а надалі кількість відомих скупчень також зростала.

Деякі відкриття, пов'язані з галактикою Трикутника, зробили вже у XXI столітті. Наприклад, M33-EC1 — перше протяжне скупчення (), відкрили у 2008 році, а 2010 року виявили зорі на відстанях до 40 кілопарсеків від центра галактики. Космічні телескопи також забезпечили велику кількість даних про галактику: наприклад, за допомогою телескопа Габбл відкрили й дослідили багато зоряних скупчень, а Спітцер дав змогу детально вивчити структуру галактики та її міжзоряне середовище. За допомогою даних, отриманих у 2018 році космічним телескопом Gaia, дослідили динаміку самої галактики та великої кількості зір у ній.

Властивості

Основні характеристики

Галактика Трикутника — спіральна галактика в Місцевій групі, одна з найближчих галактик до Чумацького Шляху — відстань до неї становить (). У Місцевій групі, що налічує близько 50 галактик, M 33 посідає третє місце за розміром, світністю та масою. За цими показниками вона поступається лише Чумацькому Шляху та галактиці Андромеди — спіральним галактикам, які домінують у групі. Ці три галактики — єдині спіральні галактики в Місцевій групі, якщо не враховувати однорукавні карликові магелланові спіралі (такі як Велика Магелланова Хмара, Мала Магелланова Хмара, NGC 3109).

За своїми параметрами M 33 загалом не вирізняється серед спіральних галактик пізніх типів. Її діаметр дещо перевищує середній: величина, виміряна за ізофотою 25m на квадратну секунду дуги у фотометричній смузі B, становить 18,8 кілопарсека. Це приблизно вдвічі менше, ніж у двох найбільших галактик групи. Абсолютна зоряна величина у смузі V дорівнює −18,9m. Загальна маса з урахуванням темної матерії, зосереджена в межах 23 кілопарсеків від центра галактики, становить 7,9  ; із цієї маси на зорі та газ припадає 11 %. У галактиці Трикутника налічується 40 мільярдів зір, що значно менше, ніж у Чумацькому Шляху, де, за різними оцінками, їхня кількість становить від 100 до 400 мільярдів.

Видима зоряна величина M 33 у смузі V становить +5,72m, показник кольору B−V дорівнює 0,6m. Площина диска галактики нахилена під кутом 56° до картинної площини, а велика вісь видимого диска розташована під позиційним кутом 23°. Північно-східна частина галактики перебуває ближче до Землі, ніж південно-західна.

Структура

Галактика Трикутника — спіральна галактика пізнього типу: її спіральні рукави широко розкриті й закручені не надто щільно, а балдж виражений слабко, тому в класифікації Габбла її відносять до типу Sc або навіть Scd. У галактиці Трикутника відсутній бар, а спіральні рукави починаються в самому центрі галактики, тому в класифікації де Вокулера вона позначається як SAc(s). M 33 має галактичний клас світності II—III.

Головною складовою M 33 є галактичний диск, який добре описується експоненціальним профілем із масштабною довжиною близько 2 кілопарсеків і простягається щонайменше на 8 кілопарсеків від центра. Галактика Трикутника має численні фрагментовані спіральні рукави, тому її відносять до флокулентних галактик.

Диск поділяється на тонкий диск із дисперсією швидкості 15 км/с, що складається з молодих зір і газу, та товстий диск із дисперсією 47 км/с. До цих компонентів належать відповідно 66 % і 30 % зір галактики.

До галактичного гало належить 4 % зір; окремі зорі спостерігають на відстанях до 40 кілопарсеків від центра. Існування балджа в галактиці тривалий час залишалося предметом дискусій: різні дослідження як підтверджували, так і заперечували його наявність. За даними космічного телескопа Спітцер, балдж усе ж існує, але він дуже малий: його радіус становить 0,4 кілопарсека, а світність — лише 4 % від загальної світності галактики.

Ядро галактики Трикутника яскраве та компактне. Його видима зоряна величина у смузі V становить 14,54m, а абсолютна зоряна величина — −10,2m; середній показник кольору B−V дорівнює 0,65m, тобто колір ядра блакитніший, ніж можна було б очікувати для типового кулястого зоряного скупчення. Колір неоднаковий у різних частинах ядра: ближче до центра воно стає ще блакитнішим. Радіус ядра становить 0,14 парсека, а його форма є еліптичною; сплющеність дорівнює 0,16. Дисперсія швидкостей у ядрі становить 21 км/с, а відношення маси до світності є невеликим — 0,4 /. У ядрі наявні дві відносно молоді зоряні популяції. Вік першої становить 1 мільярд років, а загальна маса — 8  ; друга популяція має вік 40 мільйонів років і масу 104 . Молодші зорі сильніше концентруються до центра, тому центральна частина ядра має блакитніший колір. У ядрі галактики також розташоване M33 X-8 — найпотужніше постійне джерело рентгенівського випромінювання в усій Місцевій групі. Надмасивна чорна діра в центрі M 33 не виявлена.

Зоряні скупчення