三角座銀河

天の川からさんかく座銀河までの距離の推定値は、測定方法によって異なります。1987年以降に発表された102の距離推定値の平均は、距離係数が24.69、つまり0.883 Mpc (2.878 Mly)となります。^{[ 26 ]}一般的に、測定値は2.380 × 10 ^ ⁶から3.070 × 10 ^ ⁶ ly (730から941 kpc ) (または2.38から3.07 Mly )の範囲にあり、2000年以降の推定値のほとんどはこの範囲の中央付近にあります。^{[ 27 ] [ 28 ]}これにより、さんかく座銀河はアンドロメダ銀河 ( 2.54 Mly )よりわずかに遠くなります。さんかく座銀河はアンドロメダ銀河から約0.75 Mly離れています。^{[ 29 ]}   

ケフェイド変光星法を用いて、2004年に2.770 × 10 ^ ⁶ ± 0.130 × 10 ^ ⁶ ly (849 ± 40 kpc)という推定値が得られた。 ^{[ 30 ] [ 31 ]}同年、赤色巨星分枝先端(TRGB) 法を用いて、2.590 × 10 ^ ⁶ ± 0.080 × 10 ^ ⁶ ly (794 ± 25 kpc)という距離推定値が得られた。^{[ 32 ]} 2006年、天文学者グループがさんかく座銀河で食連星を発見したと発表した。天文学者は星の食を研究することで、その大きさを測定することができた。星の大きさと温度がわかったので、星の絶対等級を測定することができた。視等級と絶対等級が分かれば、星までの距離を測定できます。これらの星は 3.070 × 10 ^ 6 ± 0.240 × 10 ^ 6 ly (941 ± 74 kpc) の距離にあります。[ 27 ] 2009^年の青色超巨星の^測定では、940 kpc ^{( 3.2 Mly} )の距離が示されました。 ^{[ 33 ]} 2023 年に、ケフェイド変光星の測光を使用して、M33 までの距離が 840 ± 11 kpc と測定されました。^{[ 34 ]}                       

さんかく座銀河はH ₂ O メーザー放射源です。^{[ 35 ]} 2005 年、VLBAを介してさんかく座の反対側にある 2 つの水メーザーの観測を使用して、研究者は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ました。天の川銀河に対する速度は190 ± 60  km/sと計算され、これはさんかく座銀河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ます (相対距離と誤差の範囲によります)。^{[ 9 ]}

2004年に、アンドロメダ銀河とさんかく座を結ぶ塊状の水素ガスの流れの証拠が発表され、両者が過去に潮汐相互作用を起こした可能性が示唆された。この発見は2011年に確認された。^{[ 36 ]} 両者間の距離が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る。^{[ 37 ]}

局所銀河群の小さなメンバー銀河の1つであるうお座矮小銀河（LGS 3）は、太陽から2,022 × 10 ^ 3 ly（620 kpc）離れた位置にあります。アンドロメダ銀河から20°、さんかく座から11°離れています。LGS 3は両方^の銀河から913 × 10 ^ 3 ^ly （280 kpc）離れているため、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の中心半径は483 ly（148 pc）、質量は2600万太陽質量です。^{[ 38 ]}      

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。^{[ 39 ]}

スピッツァー宇宙望遠鏡で撮影されたM33の赤外線画像

GALEX天文台によるM33の紫外線画像

フランスの天文学者ジェラール・ド・ヴォークルールによるハッブル・サンデージ（VRHS）銀河形態分類の改訂システムでは、さんかく座銀河はSA(s)cd型に分類される。S接頭辞は、中心核から渦巻き状に伸びる目立つガスと塵の腕を持つ円盤状銀河であることを示し、これは一般的に渦巻銀河として知られている。Aは、SB型棒渦巻銀河とは対照的に、銀河中心核に棒状構造がない場合に割り当てられる。アメリカの天文学者アラン・サンデージの「(s)」表記は、渦巻き腕が(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、cd接尾辞は、渦巻きの段階を表し、腕の開き具合を示す。cdの評価は、腕が比較的緩く巻かれていることを示す。^{[ 40 ]}

この銀河は地球からの視線に対して54°の傾斜角を持ち、ガスや塵による大きな障害を受けることなく構造を調べることができる。^{[ 41 ] [ 42 ]}さんかく座銀河の円盤は半径約8 kpcまで歪んでいるように見える。銀河の周囲にはハローが存在する可能性があるが、核にはバルジはない。^{[ 43 ]}これは孤立した銀河であり、最近の合体や他の銀河との相互作用の兆候はなく、^{[ 42 ]}天の川銀河に見られる矮小楕円体や潮汐尾も欠如している。 ^{[ 44 ]}

さんかく座銀河は棒状構造を持たない銀河に分類されるが、銀河の形状を分析すると、銀河核の周囲に弱い棒状構造が存在する可能性があることがわかる。この構造の半径方向の広がりは約0.8 キロパーセクである。^{[ 45 ]}

この銀河の核はH II 領域であり、^{[ 35 ]} 1.2 × 10 ³⁹ erg s ⁻¹の放射を持つ超高輝度 X 線源を含んでおり、これは局所銀河群の中で最も明るい X 線源です。この源は 106 日周期で 20% 変動します。^{[ 46 ]}しかし、核には超大質量ブラックホールは含まれていないようです。モデルとハッブル宇宙望遠鏡(HST) データに基づくと、中心ブラックホールの質量にはゼロ質量の最適値と1,500 M _{☉の上限値が設定されます。} ^{[ 47 ]}これは核の速度分散から予想される質量よりもかなり低く、円盤運動学から予測される質量よりもはるかに低い値です。^{[ 47 ]}これは、超大質量ブラックホールが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。^{[ 47 ]}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であるだろう。 

銀河の内側には、2本の明るい渦状腕と、内側の渦状構造と外側の渦状構造をつなぐ複数の突起がある。^{[ 41 ] [ 42 ]}主な腕はIN（北）とIS（南）と指定されている。^{[ 48 ]}

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、その結果、COの強いスペクトル放射が生じています。この効果は、巨大な分子雲が周囲の星間物質から凝縮することによって発生します。同様のプロセスは中心 4′ の外側でも発生していますが、効率は低くなっています。この銀河のガス含有量の約 10% は分子形態です。^{[ 41 ] [ 42 ]}

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高い。（さんかく座銀河の星形成速度は約 3.4 太陽質量 Gyr ⁻¹  pc ⁻²であるのに対し、アンドロメダ銀河では 0.74 である。^{[ 49 ]}）さんかく座銀河の星形成の総積分速度は約0.45 ± 0.1太陽質量/年である。この正味の速度が現在減少しているか一定のままであるかは不明である。^{[ 41 ] [ 42 ]}

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に見える。半径30 × 10 ^ ³ ly (9 kpc)以内の内側の円盤は、中心部から直線的に減少する典型的な組成勾配を持つ。この半径を超えて、約82 × 10 ^ ³ ly (25 kpc)まででは、勾配ははるかに緩やかである。これは、内側の円盤と外側の円盤およびハローの間で星形成の歴史が異な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可能性がある。^{[ 43 ]}これは、銀河の寿命空間の後期にガスが大きな半径に蓄積される一方で、中心部のガスが枯渇するときに起こる。その結果、銀河中心部からの半径が増加するにつれて星の平均年齢が減少する。^{[ 50 ]}    

スピッツァー宇宙望遠鏡による赤外線観測を用いて、2007年時点でさんかく座銀河内には合計515個の24μm 放射源候補がカタログ化されている。最も明るい放射源は、銀河の中心領域と渦状腕に沿って分布している。

多くの放射源は星形成のH II 領域と関連している。^{[ 51 ]}最も明るい 4 つの HII 領域は、NGC 588、NGC 592、NGC 595、NGC 604と命名されている。これらの領域は、 12 万から 40 万太陽質量の分子雲と関連している。これらの領域の中で最も明るい NGC 604 は、約 300 万年前に星形成の爆発的な増加を経験した可能性がある。^{[ 52 ]}この星雲は、局所銀河群内で 2 番目に明るい HII 領域であり、太陽の 45 ± 15 百万倍の光度を持つ。^{[ 49 ]}さんかく座の他の目立つ HII 領域には、IC  132、IC  133、IK  53がある。 ^{[ 48 ]}

北側の主渦状腕には 4 つの大きなHII 領域があり、南側の腕には若い高温の星がより集中している。^{[ 48 ]}さんかく座銀河における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こることに相当する。^{[ 53 ]} 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、^{[ 54 ]}その大部分は渦状銀河の南半分に位置している。同様の非対称性は HI 領域と H II 領域、さらに大質量のO 型星の高輝度集中にも存在する。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。^{[ 48 ]} M33はローカル銀河であるため、中央天文電報局（CBAT）はM31やM81とともにM33内の新星を追跡している。^{[ 55 ]}

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個以上ある可能性がある。^{[ 44 ]}確認されている星団は、天の川銀河の球状星団よりも数十億年若い可能性があり、星団の形成は過去1億 年の間に増加したようだ。この増加は、銀河の中心へのガスの流入と相関している。この銀河の質量のある星の紫外線放射は、大マゼラン雲の同様の星のレベルに一致する。^{[ 56 ]}

2007年、チャンドラX線観測衛星のデータを用いて、この銀河に太陽の約15.7倍の質量を持つブラックホールが発見された。M33 X-7と名付けられたこのブラックホールは、伴星の周りを3.5日ごとに食を起こしながら公転している。これは既知の恒星質量ブラックホールの中で最大である。^{[ 57 ] [ 58 ]}

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は存在しないようです。 ^{[ 59 ]} これは、銀河の中心にある超大質量ブラックホールの質量が銀河の中心バルジの大きさと相関関係にあるためであり、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あるためと考えられます。^{[ 47 ]}

前述のように、M33は中性水素^{[ 60 ]}と星^{[ 60 ]} のいくつかのストリームによってM31と結びついており、これは20億年から80億年前にこれら2つの銀河間の過去の相互作用が起こったことを示唆しており^{[ 61 ] [ 62 ]}、25億年後にはより激しい遭遇が起こるだろう^{[ 60 ]} 。

2009年当時、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見えること以外は不確かだった。提案されたシナリオには、より大きな伴銀河に引き裂かれて吸収され、後者に水素を供給して新しい星を形成する。最終的にガスをすべて使い果たし、新しい星を形成する能力を失う。^{[ 63 ]}または、天の川とM31の衝突に参加し、おそらく合体生成物の周りを公転し、ずっと後にそれと融合する。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と衝突するか、局所銀河群から放出される。^{[ 64 ]} 2019年、ガイアの天体位置測定データは、M33とM31が公転している可能性を排除しているように見える。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。^{[ 65 ]}