さんかく座銀河

さんかく座銀河
さんかく座の銀河メシエ 33 (さんかく座銀河)
観測データ（J2000 エポック）
発音	/ t r aɪ ˈ æ ŋ ɡ j ʊ l ə m /
星座	三角形
赤経	01時間33分50.02秒[1]
偏角	+30° 39′ 36.7″ [1]
赤方偏移	-0.000607 ± 0.000010 [1]
太陽中心視線速度	-179 ± 3 km/s [2]
銀河中心の速度	-44 ± 6 km/s [2]
距離	970  kpc (3.2 百 万光年) [3]
見かけの等級 （V）	5.72 [1]
特徴
タイプ	SA(s)cd [2]
質量	5 × 10 10 [4] メートル☉
星の数	400億（4 × 10 10）[6]
サイズ	18.74  kpc (61,120 光年) (直径; 25.0 mag/arcsec 2 Bバンド等輝度線) [5] [6]
見かけの大きさ （V）	70.8 × 41.7分角[1]
その他の指定
IRAS 01310+3024、 NGC 598、 UGC 1117、 MCG +05-04-069、 PGC 5818、 CGCG 502-110 [2]

さんかく座銀河は、地球から273 万光年離れたさんかく座にある渦巻き銀河です。メシエ 33またはNGC 598としてカタログに登録されています。D ₂₅等光直径が 18.74キロパーセク(61,100光年) であるさんかく座銀河は、アンドロメダ銀河と天の川銀河に次いで、局部銀河群の中で 3 番目に大きい銀河です。

この銀河は、マゼラン型渦巻銀河である大マゼラン雲に次いで、局部銀河群の中で2番目に小さい渦巻銀河である。 ^{[7]相互作用、速度、 [8]}および夜空での互いの近さから、アンドロメダ銀河の衛星であるか、アンドロメダ銀河に跳ね返っている途中であると考えられている。また、HII核も持っている。^[9]

この銀河はさんかく座で見つけられること からその名前が付けられました。

一部の天文学文献^[10]、一部のコンピュータ化された望遠鏡ソフトウェア、および一部の公共アウトリーチウェブサイトでは、非公式に「風車銀河」と呼ばれることがあります。 ^[11]しかし、専門的なデータベースであるSIMBAD天文データベースは、天体の正式な名称を照合し、風車銀河はメシエ101を指していることを示しており、^{[12]公共アウトリーチウェブサイトを含むいくつかのアマチュア天文学リソースではその名前で識別されており、}おおぐま座の範囲内にあります。^[13]

光害のない非常に良好な観測条件下では、さんかく座銀河は、暗闇に完全に順応した肉眼で一部の人々に見ることができる。^[14]そのような観測者にとって、さんかく座銀河は拡大せずに見える最も遠い恒久的な天体であり、アンドロメダ銀河であるメシエ31の約2倍の距離である。^{[15] [16]}拡大しなくても、その物理的な広がりのため、さんかく座銀河は星のような点ではなく、拡散した、または広がった天体である。

光学補助なしでの観測可能性は、暗く澄んだ透明な空の下の田舎の奥地で直接視力を使う人が比較的容易に見える範囲から、良好な視界条件の下で郊外の浅い田舎の観測者が視線を逸らす必要がある範囲までである。 ^{[14]これは}、ボルトル暗黒天体スケールの基準天体の一つである。

クルーメイは、M33の全見かけのV等級は5.72であるが、実効視等級は約6.6であることを示しており、つまり、観測者が少なくとも後者の数値と同じくらい暗い星を見ることができることが可視性の前提条件である。^[17]これは、非常に暗い場所であっても、多くの人が見ることができるよりも暗い。^[18]

さんかく座銀河は、おそらく1654年以前にイタリアの天文学者ジョヴァンニ・バッティスタ・オディエルナによって発見された。彼は著書「彗星軌道の系統学と天空の素晴らしい天体について」の中で、この銀河を雲のような星雲または掩蔽物として挙げ、「三角形の陰影の近く」という謎めいた説明をした。これは、三角形の対であるさんかく座に言及したものである。この天体の等級はM33に一致するため、さんかく座銀河を指している可能性が高い。^[19]

この銀河は、1764年8月25日から26日の夜にシャルル・メシエによって独立して発見されました。メシエの『星雲・星団カタログ』（1771年）に33番として掲載されたため、M33と名付けられました。^[20]ウィリアム・ハーシェルが星雲の膨大なカタログを編纂したとき、彼はメシエが特定したほとんどの天体を含めないよう注意しました。^[21]しかし、M33は例外で、彼は1784年9月11日にこの天体をH V-17としてカタログに登録しました。^[22]

ハーシェルはまた、さんかく座銀河の最も明るく最大の H II 領域(イオン化した水素を含む拡散発光星雲) を銀河自体とは別に H III.150 としてカタログに登録し、この星雲は最終的に NGC 604 という番号が付けられた。地球から見ると、NGC 604 は銀河の中心核の北東に位置している。これは直径が約 1500光年で、オリオン星雲のスペクトルに似た、知られている最大の H II 領域の一つである。ハーシェルは、他に 3 つのより小さな H II 領域 (NGC 588、592、および 595) にも注目した。

これは1850年にローゼ卿によって「渦巻き星雲」として特定された最初のものの一つであった。 1922年から1923年にかけて、ジョン・チャールズ・ダンカンとマックス・ウルフは星雲の中に変光星を発見した。エドウィン・ハッブルは1926年にこれらの星のうち35個が古典的なセファイド星であることを示し、それによってそれらの距離を推定することができた。その結果は、渦巻き星雲が天の川銀河の単なる星雲ではなく、ガスと塵の独立した銀河系であるという概念と一致していた。^[23]

• 
  さんかく銀河のNGC 604
• 
  ハッブル宇宙望遠鏡の高性能カメラによる約54の異なる指向の合成画像^[24]

さんかく座銀河は、局部銀河群の中で3番目に大きい銀河です。その直径は、銀河の表面輝度が25等級/秒角^{2に達する等}輝度線である_D25基準で測定すると約18.74キロパーセク（61,100光年）で、^[5]天の川銀河の約70％の大きさになります。アンドロメダ銀河の重力で束縛されている伴銀河である可能性があります。さんかく座には400億個の恒星があると考えられていますが、天の川銀河の4000億個、アンドロメダ銀河の1兆個と比較すると、はるかに多いです。^[6]

さんかく座の円盤の質量は(3–6) × 10 ⁹ 太陽質量と推定され、ガス成分は約3.2 × 10 ⁹太陽質量である。したがって、銀河内のすべてのバリオン物質の合計質量は 10 ^{10太陽質量である可能性がある。半径 55} × 10 ³光年 (17 kpc)までの暗黒物質成分の寄与は、約5 × 10 ¹⁰太陽質量 に相当する。 ^[4]^

天の川銀河からさんかく座銀河までの距離は、2,380 × 10 ³～ 3,070 × 10 ³光年（730 ～ 940  kpc）（または2.38 ～ 3.07  Mly）と推定されていますが、2000年以降の推定値のほとんどはこの範囲の中央値に位置しており^{[25] [26]、アンドロメダ銀河（} 2,540,000光年）よりもわずかに遠いことになります。 M 33 までの距離を測定するために、少なくとも 3 つの手法が使用されてきた。セフェイド変光星法を使用して、2004 年に 2,770 × 10 ³  ± 130 × 10 ³ 光年 (849 ± 40 kpc) という推定値が得られた。 ^{[27] [28]}同年、赤色巨星枝の先端(TRGB) 法を使用して、2,590 × 10 ³  ± 80 × 10 ³光年 (794 ± 25 kpc)という距離推定値が得られた 。^[29]さんかく座銀河は、アンドロメダ銀河から約 75 万光年離れている。^[30]^^ ^^^^

2006年、天文学者のグループがさんかく座銀河に食連星を発見したと発表した。食を研究することで、天文学者は星の大きさを測定できた。星の大きさと温度がわかれば、星の絶対等級も測定できる。視等級と絶対等級がわかれば、星までの距離を測定できる。星は3,070 × 10 ³  ± 240 × 10 ³ 光年（941 ± 74 kpc）の距離にある。 ^[25] 1987年以降に発表された102の距離推定値の平均は、距離係数24.69、つまり0.883 Mpc（2,878,000光年）である。^[31]^^

さんかく座銀河はH ₂ Oメーザー放射源である。 ^[32] 2005年、研究者らはVLBAを介してさんかく座の反対側にある2つの水メーザーを観測し、初めてさんかく座の角回転と固有運動を推定することができた。天の川銀河に対する速度は190 ± 60 km/sと計算され、これはさんかく座がアンドロメダ銀河に向かって移動していることを意味し、より大きな銀河の衛星である可能性を示唆している（相対距離と誤差の範囲による）。^[8]

2004年、アンドロメダ銀河とさんかく座を結ぶ水素ガスの塊の流れの証拠が発表され、この2つが過去に潮汐力によって相互作用していた可能性があることが示唆されました。この発見は2011年に確認されました。^[33] 2つの銀河間の距離が300キロパーセク未満であることもこの仮説を裏付けています。^[34]

うお座矮小銀河（LGS 3）は、局部銀河群の小さな銀河の1つで、 太陽から2,022 × 10 ^{3光年（620 kpc）の距離にあります。}アンドロメダ銀河からは20°、さんかく座からは11°です。LGS 3は両方の銀河から913 × 10 ³光年（280 kpc）の距離にあるため、アンドロメダ銀河またはさんかく座の衛星銀河 である可能性があります。LGS 3の中心核の半径は483 光年（148 pc）、質量は2.6 × 10 ⁷太陽質量です。^[35]^^

魚座 VII/さんかく座 (Tri) III は、さんかく座の別の衛星である可能性があります。^[36]

フランスの天文学者ジェラール・ド・ヴォークルールの改訂ハッブル・サンデージ（VRHS）銀河形態分類システムでは、さんかく座銀河はSA(s)cd型に分類されている。接頭辞Sは、円盤状の銀河で、中心核から渦巻状に伸びるガスと塵の顕著な腕を持つことを示す。これは一般に渦巻銀河として知られている。SB型の棒渦巻銀河とは対照的に、銀河中心核に棒状の構造がない場合にAが付けられる。アメリカの天文学者アラン・サンデージの「(s)」表記は、渦巻腕が（r）型銀河のように内側のリングからではなく、中心核または中心棒から直接伸びている場合に使用される。最後に、接尾辞cdは、腕の開き具合を表す渦巻の段階を表す。cdの評価は、比較的緩く巻かれた腕を示す。^[37]

この銀河は地球からの視線に対して54°の傾斜角を持っているため、ガスや塵による大きな遮蔽なしに構造を観察することができる。^{[38] [39]}さんかく座銀河の円盤は半径約8kpcまで歪んでいるように見える。銀河の周囲にハローがあるかもしれないが、核には膨らみはない。^[40]これは孤立した銀河であり、最近他の銀河と合体したり相互作用したりした形跡はなく、^[39]天の川銀河に見られるような矮小楕円体や潮汐尾はない。 ^[41]

さんかく座は棒状構造ではないと分類されているが、銀河の形状を分析すると、銀河核の周りに弱い棒状構造がある可能性が示される。この構造の半径は約0.8kpcである。^[42]

この銀河の核はH II 領域であり、^[32] 1.2 × 10 ³⁹ erg s ⁻¹の超高輝度 X 線源を含んでおり、これは局部銀河群の中で最も明るい X 線源である。この源は 106 日周期で 20% 変調されている。^[43]しかし、モデルとハッブル宇宙望遠鏡 ( HST) のデータに基づくと、中心ブラックホールの質量として最も適合する値は 0 で上限は 1,500  M _{☉であるため、核には}超大質量ブラックホールは存在しないと思われる。 ^{[44]これは、核の速度分散から予想される質量よりも大幅に低く、ディスクの}運動学から予測される質量をはるかに下回っている。^[44]これは、超大質量ブラックホールは銀河の円盤ではなくバルジにのみ関連していることを示唆している可能性がある。^[44]中心ブラックホールの上限が正しいと仮定すると、それはむしろ中間質量ブラックホールになるだろう。

銀河の内側部分には2つの明るい渦巻き腕があり、内側の渦巻き腕と外側の渦巻き腕をつなぐ複数の突起があります。^{[38] [39]}主な腕はIN（北）とIS（南）で指定されています。^[45]

この銀河の中心4′領域では、原子ガスが効率的に分子ガスに変換され、COの強いスペクトル放射が生じている。この効果は、巨大分子雲が周囲の星間物質から凝縮するときに発生する。同様のプロセスが中心4′の外側でも起こっているが、効率は低い。この銀河のガス含有量の約10％は分子の形態である。^{[38] [39]}

星形成は局所的なガス密度と強く相関する速度で起こっており、単位面積あたりの速度は近隣のアンドロメダ銀河よりも速い。（さんかく座銀河の星形成速度は太陽質量¹ 億年あたり約3.4^{億であるのに対し、アンドロメダ銀河では0.74である。 [46]}）さんかく座銀河の星形成の全積分速度は年間約0.45±0.1太陽質量である。この正味速度が現在減少しているのか、それとも一定のままなのかは不明である。^{[38] [39]}

この銀河の化学組成の分析に基づくと、異なる歴史を持つ 2 つの明確な構成要素に分かれているようです。半径 30 × 10 ³ 光年 (9 kpc) 以内の内側のディスクは、コアから直線的に減少する典型的な組成勾配を持っています。この半径を超えて、約 82 × 10 ³ 光年 (25 kpc) まで、勾配ははるかに平坦です。これは、内側のディスクと外側のディスクおよびハローの間で異なる星形成の歴史があることを示唆しており、「内側から外側へ」の銀河形成のシナリオで説明できるかもしれません。^[40]これは、銀河の寿命空間の後半で大きな半径にガスが蓄積され、コアのガスが枯渇したときに発生します。その結果、銀河コアからの半径が大きくなるにつれて、星の平均年齢が減少します。^[47]^^

スピッツァー宇宙望遠鏡による赤外線観測により、2007 年現在、さんかく座銀河内の 24 μm 放射の個別の候補源が合計 515 個カタログ化されています。最も明るい源は銀河の中心領域内と渦巻き腕に沿って存在します。

放射源の多くは、星形成のH II 領域に関連しています。 ^[48]最も明るい 4 つの HII 領域は、NGC 588、NGC 592、NGC 595、およびNGC 604と指定されています。これらの領域は、(1.2–4) × 10 ⁵太陽質量を含む分子雲に関連しています。これらの領域の中で最も明るい NGC 604 は、約 300 万年前に星形成の断続的な爆発を経験した可能性があります。^{[49]この星雲は、}太陽の明るさの(4.5 ± 1.5) × 10 ⁷倍で、局部銀河群内で 2 番目に明るい HII 領域です。 [46]さんかく座の他の顕著な HII 領域には、IC 132、IC 133、および IK 53 があります。 [ ^{45 ]}

北側の主渦巻き腕には4つの大きなHII領域があり、南側の腕には若くて高温の恒星がより多く集中している。^[45]さんかく座銀河の超新星爆発の推定発生率は、1世紀あたりIa型が0.06個、Ib型/ II型が0.62個である。これは平均して147年ごとに超新星爆発が起きていることになる。 ^[50] 2008年現在、さんかく座銀河では合計100個の超新星残骸が確認されており、 ^[51]その大半は渦巻き銀河の南半分に位置している。HI領域とHII領域にも同様の非対称性があり、さらに大質量のO型恒星が極めて明るく集中している。これらの特徴の分布の中心は、南西に約2分角ずれている。^[45] M33は局部銀河であるため、中央天文電報局（CBAT）はM31やM81とともにM33の新星を追跡している。^[52]

この銀河では約54個の球状星団が確認されているが、実際の数は122個以上かもしれない。^[41]確認された星団は天の川銀河の球状星団よりも数十億年新しい可能性があり、過去1億年間に星団の形成が増加したようだ。この増加は銀河中心へのガスの流入と相関している。この銀河の大質量星の紫外線放射は、大マゼラン雲の同様の星のレベルに匹敵する。^[53]

2007年、チャンドラX線観測衛星のデータにより、この銀河で太陽の約15.7倍の質量を持つブラックホールが検出されました。M33 X-7と名付けられたこのブラックホールは、3.5日ごとに伴星を覆い隠す軌道を周回しています。これは、知られている中で最大の恒星質量ブラックホールです。^{[54] [55]}

天の川銀河やアンドロメダ銀河とは異なり、さんかく座銀河の中心には超大質量ブラックホールがないよう です。 ^{[56]これは、銀河中心の超大質量ブラックホールの質量が銀河}中心のバルジの大きさと相関関係にあるためと考えられますが、天の川銀河やアンドロメダ銀河とは異なり、さんかく座銀河はバルジのない純粋な円盤銀河です。 ^[44]

前述のように、M33はいくつかの中性水素の流れ^[57]と星^[57]によってM31とつながっており、これはこれら2つの銀河の過去の相互作用が20億年から80億年前に起こったことを示唆しており、^{[58] [59]}さらに激しい衝突が25億年後に起こると予想されている^{[57] 。}

2009年時点では、M33の運命は、より大きな隣の銀河M31と関連しているように思われる以外は不確かだった。提案されたシナリオとしては、より大きな伴銀河に引き裂かれ吸収され、伴銀河に水素を供給して新しい星を形成し、最終的に伴銀河のガスをすべて使い果たして新しい星を形成する能力を失う、^{[60]または、}天の川銀河とM31の衝突に参加し、おそらく合体銀河の周りを周回し、かなり後に融合する、などが挙げられる。他の2つの可能性は、アンドロメダ銀河が到着する前に天の川銀河と衝突するか、局部銀河群から放出される。^[61] Gaiaからの天体測定データは、2019年にM33とM31が軌道上にある可能性を排除するものとして現れた。これが正しければ、M33はアンドロメダ銀河（M31）への最初の本格的な落下中である。^[62]

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• ホッジ、ポール(2012)。渦巻き銀河 M33。天体物理学および宇宙科学図書館。第 379 巻。Springer Science+Business Media。doi : 10.1007 / 978-94-007-2025-1。ISBN 978-94-007-2024-4. OCLC  757338008.

ウィキメディア・コモンズにはメシエ33に関連するメディアがあります。

• WikiSkyのさんかく座銀河: DSS2、SDSS、GALEX、IRAS、水素α、X 線、天体写真、天空図、記事と画像
• メシエ 33、SEDS メシエ ページ
• ESA/ハッブルのM33
• 北の空高くに輝く三角座銀河
• 暗い大気の写真 – M33 (ダストレーンの強調)
• 宇宙を指し示す – M33
• Balcells, Marc; Szymanek, Nik ; Merrifield, Michael. 「M33 – さんかく座銀河」。Deep Sky Videos。Brady Haran。
• NASA/IPAC 銀河系外データベースのメシエ 33 のエントリ
• 星座ガイドのさんかく座銀河（M33）
• さんかく座銀河 – ズーム可能な UltraHighRez (ハッブル; 2019 年 1 月 11 日)