導入
| M33 / 三角銀河 | |
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| 観測データ – | |
| 赤経 | 01 : 33 : 50.9 |
| 赤緯 | +30度39分37秒 |
| 銀河座標 | ℓ =133.61、 b =-31.33 |
| 星座 | 三角形 |
| ラジアル速度 | -181.0±1.3km/s |
| 傾ける | 56° |
| 長軸の方向 | 23°±1° |
| 見かけの大きさ( V ) | 5.85 |
| カラーインデックス ( B – V ) | 0.65 |
| カラーインデックス ( U – B ) | 0.00 |
| 赤面（ B – V ） | 0.07 |
| 前景吸収( V ) | 0.22 |
| 親切 | Sc II – III |
| 絶対振幅( V ) | -18.87 |
| 距離モジュール | 24.5±0.2 |
| 距離 | 830±20kpc |
| ローカル グループの重心までの距離 | 380kpc |
| 角度サイズ | 53フィート×83フィート |
| 物理的なサイズ | 13×20kpc |
| 発見者 | シャルル・メシエ |
| 発見日 | 1764 年 (肉眼で見えるため、おそらくそれ以前) |
| その他の指定 | M33、NGC 598、UGC 1117、PGC 5818 |
| 質量 | (0.8～1.4)× 10 10M |
| 原子状水素の質量 (H) | 2.6×10 9M |
| 球状星団の数 | 25 |
| 惑星状星雲の数 | 少なくとも58 |
| 新星率 (年間) | 4.6±0.9 |
| 酸素存在量 ( 12 + log(O/H) ) | 8.4 |
M33としても知られるさんかく銀河は、さんかく座に位置するSc II – III型渦巻銀河です。それは、アンドロメダ銀河 (M31) と私たちの銀河に次いで 3 番目に大きな代表であるローカルグループの一部です。ただし、後者の 2 つよりもはるかに質量が小さく、その質量と大きさは大マゼラン雲に匹敵します。アンドロメダ銀河に比較的近い位置にありますが、アンドロメダ銀河と重力的に結びついているようには見えません。隣の M31 よりもかなり大きな傾斜で見られるこの銀河は、実際、渦巻銀河の研究には理想的な実験室です。
歴史的には、1764 年にシャルル メシエによって初めて目録化されましたが、（困難ではあったものの）肉眼で見ることができたので、多くの観察者によって明確に識別されることなく、おそらく以前から見られていたと考えられます。その天文学的研究は、第 3 代ロス伯爵ウィリアム・パーソンズが 1850 年にその構造が螺旋を持っていると示唆して以来、少なくとも19世紀半ばまで遡ります。
一般情報
発見
この銀河はおそらく 1654 年以前にガリレオの弟子であるホディエルナによって発見され、散開星団NGC 752とグループ化された可能性があります。 1764 年 8 月 25 日にシャルル メシエによって独立して再発見され、カタログ (有名なメシエ カタログ) に M33 という名前でカタログ化されました。また、1784 年 9 月 11 日にウィリアム ハーシェルによってH V.17 という名称で分類されました。
M33の現代研究の始まり
さんかく銀河の現代研究は 1920 年代初頭に始まり、その銀河的または銀河系外の性質を証明する試みが行われ、当時は「大論争」として知られる優先研究でした。 M33 で変光星を初めて検出し、M33 について最初に答えを出したのは、1922 年のジョン・チャールズ・ダンカンと翌年のマックス・ウルフでした。しかし、この銀河の変光星に関するデータを大量に収集し、大量の写真データを収集したのはエドウィン・ハッブルでした。こうして彼は、 35 個のセファイド星を含む45 個の変光星を発見することができ、M33 の銀河系外の性質を証明するために M33 の個々の星を特定することが極めて重要であることを強調しました。専門家らは、M33によって大論争が解決されたことに同意している。
現地グループ内の状況
M31 と比較して M33 の質量が低いことは、2 つの銀河間の近さに加えて、多くの矮小銀河がその近くに位置しているにもかかわらず、重力で結合しているように見えるものがないことを意味します。特に、M31 の約 2 倍近く M33 に位置するアンドロメダII は、魚座矮小銀河(またはLGS 3 ) と同様に、おそらく後者に関連していると思われます。
肉眼観察
この銀河は、優れた観測条件が整えば肉眼で見ることができます。ただし、例外的な条件下でははるかに遠い銀河 M81 が見えるため、肉眼で見える最も遠い天体ではありません。しかし、経験豊富な観測者の多くは M81 を肉眼で観測できたことがないため、M33 は平均的な観測者が肉眼で見える最も遠い天体であると考えられます。
適切な動き
最近、天文学者たちは、上空での M33 の固有運動を測定するという偉業を達成しましたが、この物体が遠いために達成するのは困難でした。これは、M33 に存在する 2 つの水蒸気メーザーの存在によって可能になり、干渉測定と組み合わせることで、M33 の接線速度を毎秒約185 キロメートルで決定することが可能になりました。この技術をアンドロメダ銀河 M31 に適用すると、ローカルグループのダイナミクスを再構築し、その将来の進化、特に天の川銀河と M31 が数十億年後に衝突するかどうかを決定することが可能になるはずです。
ハーシェルはまた、さんかく銀河の中で最大かつ最も明るい領域 HII (イオン化した水素を含む散光星雲) をH III.150として分類しました。最終的にはNGC 604 という番号を取得します。この領域は銀河の北東の隅に位置し、既知の最大のHII 領域の 1 つであり、直径は約1,500 光年で、スペクトルはオリオン大星雲のスペクトルに似ています。