三角座星系

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天球赤道座标：星图 01h 33m 50.9s，30° 39′ 36″

三角座星系
观测资料（J2000 历元）
发音/traɪˈæŋɡjʊləm/
星座三角座
赤经01h 33m 50.02s[1]
赤纬+30° 39′ 36.7″[1]
红移-0.000607 ± 0.000010[1]
径向速度-179 ± 3 km/s[2]
距离2.38至3.07 Mly（730至940 kpc）[3][4]
视星等 (V)5.72[1]
特征
类型SA(s)cd[2]
质量5 × 1010[5] M☉
恒星数量40 billion (4×1010)[6]
大小~60,000 ly （直径）[6]
角直径 (V)70.8 × 41.7 moa[1]
其他名称
NGC 0598, MCG+05-04-069, UGC 1117, PGC 5818[2]
参见：星系、星系列表

三角座星系是位于三角座，距离地球300万光年的一个螺旋星系，它被编入梅西耶33，NGC 598，M33。三角座星系继仙女座星系和银河系之后，是本星系群第三大的星系，也是长久以来以肉眼可以看见的最遥远天体。这个星系是本星系群中最小的螺旋星系，并且因为与仙女座星系的有交互作用、速度[7]，与在夜空中互相靠近而被认为是仙女座星系的一个卫星星系[7]。

语源

这个星系的名称来自它所在的星座三角座，这是它被发现的所在地。

在一些业馀天文的参考资料[8]，和一些公共传播的网站上[9]，三角座星系有时被非正式的称为"风车星系"。然而，在 SIMBAD，一个专业的天文资料库，其中包含的天体资料明确的指出风车星系是梅西耶101[10]，并且在一些业馀天文资料库和其它对外公开的网站也标示这是M101的名称 [11][12]。

可见性

在没有光污染，非常好的观测条件下，可以用肉眼看见三角座星系[13]。长久以来，它都是不用望远镜辅助或瞄准，就可以看见的最遥远天体[14][15]。由于是一个弥漫性的天体，它的可见性受到光污染强烈的影响，范围从在黑暗的天空中可以轻易地直接看见到在农村或郊区的天空中以侧视都难以看见[13]。由于这个原因，三角座星系可以做为波特尔暗空分类法的重要指标天体[16]

使用业馀装备看见的三角座星系（M33）。

观测简史

三角座星系可能在1654年之前就已经被意大利天文学家乔瓦尼·巴蒂斯特·霍迪尔纳（英语：Giovanni Batista Hodierna）发现。在他的作品De systemate orbis cometici; deque admirandis coeli caracteribus（"关于彗星轨道的系统学，和天空中令人赞叹的天体"），他列出了一个像似星云或是朦胧的物件，并且给了隐晦（难解）的描述："在三角座附近的" hinc inde"。这是关于三角座有一对三角形的描述，物件的大小与M33相当，所以很像与三角座星系相关联[17]。

在1764年8月24-25日，梅西耶独立发现这个星系，并发表在他的星云和星团目录（1771年），编号为M33。当威廉·赫协尔编辑他非常庞大的星云目录时，他很小心地尽可能不收录梅西耶天体[18]。然而，M33是一个例外，他在1784年9月11日被收录到他的目录上，编号为HV-17[19]。

在三角座星系内的NGC 604。

赫歇尔也收录了三角座星系内最明亮和最大的电离氢区（包含电离氢的弥漫发射星云），将它与星系本身分开单独编入目录中，编号为H III.150；现在这个星云被编为NGC 604。从地球观察，NGC 604位于星系核心的东北部。它是已知最大的电离氢区之一，直径将近1,500光年，并且电磁波谱类似猎户座大星云。赫协尔也注意到其它三个电离氢区（NGC 588, 592和595）。

它也是被罗斯3世伯爵（罗斯勋爵）在1850年确认的第一批"螺旋星云"之一。在1922-23年，约翰·查理斯·邓肯（英语：John Charles Duncan）和马克斯·沃夫在星云中发现变星。爱德温·哈伯在1926年指出，这些变星中有35颗是经典造父变星，从而可以估计它们的距离。结果与螺旋星云的概念一致，是气体和尘埃的独立星系，而不是银河系内的星云。[20]

性质

VLT巡天望远镜拍摄的三角座星系[21]。

直径约6万光年的三角座星系，大小约为银河系的40%，是本星系群第三大的星系。它可能是受到仙女座星系引力约束的卫星星系（参见下文）。相较于银河系的4000亿和仙女座星系的1兆，三角座星系可能是400亿颗恒星的家园[6]。

估计三角座星系盘面的质量是(3–6) × 109 太阳质量，气体的成分大约是3.2 × 109太阳质量。因此该星系的总重子质量大约是1010太阳质量。估计在半径55×10^3 ly（17 kpc）内的暗物质大约相当于5 × 1010太阳质量[5]。

位置与距离

三角座星系（M33在中间左下）和仙女座星系（M31中心上方）。

估计三角座星系的距离从2,380×10^3至3,070×10^3 ly（730至940 kpc）（或238 至307万光年）。从2000年之后的估计值都落在这个范围的中间部分[3][4]，这使它的距离比仙女座星系稍远一些（254万光年）。测量M33的距离至少使用了三种技术：在2004年，使用造父变星估计的距离是2,770×10^3 ± 130×10^3 ly（849 ± 40 kpc）[22][23]；同一年，使用红巨星分支技术（TRGB，Tip of the red-giant branch）得到的估计距离是2,590×10^3 ± 80×10^3 ly（794 ± 25 kpc）[24]。

在2006年，一组天文学家宣称在三角座星系发现了一颗食变星。通过对星食的研究，天文学家可以测量它们的大小。知道恒星的大小和温度，他们可以测量恒星的绝对星等。当视星等和绝对星等都知道时，就可以测量出恒星的距离。这颗恒星的距离是3,070×10^3 ± 240×10^3 ly（941 ± 74 kpc）[3]。自1987年以来公布的102个估计的距离，给出了距离模数的平均值是24.69，或是88.3万秒差距（287.8万光年）[25]。

三角座星系是H2O迈射的发射源[26]。在2005年，使用超长基线阵列观察位于三角座星系两侧的两个水迈射，研究人员首次得以估计出三角座星系的角旋转和自行。计算出三角座星系相对于银河系的速度是190 ± 60 km/s，这意味著三角座星系是朝向仙女座星系移动，并暗示它可能是仙女座星系的卫星星系（取决于它们的相对距离和大小上的误差）[7]。在2004年，宣称有证据显示有多丛氢气体联系著仙女座星系和三角座星系，这表示两者可能在过去有著潮汐的互动。这个发现在2011年得到证实[27]。这两个星系之间的距离少于30万秒差距支持这个假说[28]。

双鱼座矮星系（LGS 3）是本星系群的一个小星系成员，它距离太阳系2,022×10^3 ly（620 kpc）。它距离仙女座星系 20°，而距离三角座星系11°；与这两个星系的距离都大约是913×10^3 ly（280 kpc），所以它可能是仙女座星系的卫星星系，也可能是三角座星系的卫星星系。LGS 3 的核半径是483 ly（148 pc），质量是2.6 × 107 太阳质量[29]。

结构

史匹哲太空望远镜拍摄的M33 红外线影像。
星系演化探测器（GALEX）拍摄的M33紫外线影像。

在法国天文学家热拉尔·佛科留斯修订的哈伯-桑德奇（VRHS）系统的星系型态分类，三角座星系被归类为SA (s) cd。首字S表示它是有著明显的气体和尘埃从核球螺旋向外的圆盘状，也就是俗称的螺旋星系。A指出星系核缺乏棒状构造，以与"SB"（有棒状构造的螺旋星系）对比。使用美国天文学家艾伦·桑德奇的"(s)"符号，表示螺旋臂是直接从核球或棒伸展，而不是从有内环"(r)"的环类型的星系。最后，cd表示了一个阶段，显示沿著螺旋臂的开放性；"cd"的等级显示是相对地宽松和有创伤的螺旋臂[30]。

这个星系相对于地球的视线方向有著54°的倾斜，使得结构明显的被气体和尘埃阻碍[31][32]。三角座星系的盘面在半径约8,000秒差距呈现扭曲，星系被晕包围著，但是核心没有隆起的核球[33]。 这是一个独立的星系，没有迹象显示最近曾于其他的星系合并或产生交互作用[32]，它没有与银河系有关联的矮椭球或潮汐尾 [34]。

三角座星系被归类为无棒，但对星系形状的分析显示星系核有微弱的条状结构；该结构的径向范围约为800秒差距[35]。这个星系的核心是电离氢区[26]，它包含一个辐射量为1.2 × 1039 尔格/秒的超亮X射线源（英语：Ultraluminous X-ray source）；这是本星系群最明亮的X射线源。这个射线源在160天的周期中有20%的调变[36]。然而，核心没有出现超大质量黑洞，因为根据核心区域的恒星速度，在质心位置的黑洞质量上限仅有3,000太阳质量[37]。

星系内部有两条明亮的螺旋臂，以及有多个短枝连接内部和外部的螺旋臂[31][32]。 The main arms are designated IN (north) and IS (south). [38]。

恒星形成

NGC 604是三角座星系中的恒星形成区。这幅影像是哈伯太空望远镜所拍摄。

在这个星系中心4'的区域，原子气体被有效的转化为分子气体，导致CO的发射谱线增强。这种效应发生在被星际物质环绕的巨型分子云凝聚作用下。类似的过程也发生在4'之外的区域，但是效率较低。在这个星系中大约10%的气体含量是分子的形式[31][32]。

恒星形成发生的速率与当地的气体密度密切相关，在单位体积内的速率高于邻近的仙女座星系（在三角座星系的恒星形成速率大约是3.4 Gyr−1 pc−2，相较之下仙女座星系只有0.74。）。三角座星系的总积分率约为每年0.45 ± 0.1 太阳质量。尚不确定这一净效率目前是否稳定或是正在下降[31][32]。

根据对这个星系化学成分的分析，它似乎被分成不同组成，有著不同历史的两个部分。在半径30×10^3 ly（9 kpc）的内部星系盘面，具有典型的渐变：从核心线性递减。在这个半径之外，到大约82×10^3 ly（25 kpc），梯度变得更平坦。这表明在内部盘面和外部盘面与星系晕有不同的恒星形成历史，并可能解释星系"由内而外"形成的剧情[33]。这发生星系在空间中生存期间的后期，累积的气体散布在大半径范围，而核心的气体已经被耗尽。其结果是恒星的平均年龄随著与星系核心距离的增加而降低[39]。

离散特征

截至2007年，使用史匹哲太空望远镜的红外线观测，在三角座星系中总共有515个独立的24μm发射源被登录。最明亮的发射源在星系的核心区域和沿著螺旋臂分布。

许多发射源和恒星形成的电离氢区有关[40]。最明亮的4个电离氢区被标示为NGC 588、NGC 592、NGC 595和NGC 604。这些区域与分子云相关联，约拥有 (1.2–4) x 105太阳质量。这些区域中最亮的NGC 604可能在大约300万年前经历了一个不连续的恒星形成爆发[41]。这个星云是本星系群第二明亮的电离氢区，其亮度是太阳光度的(4.5 ± 1.5) × 107倍[42]。在三角座内明显的电离氢区还有IC 132、IC 133和IK 53[38]。

北侧的主螺旋臂包含4个大的电离氢区，而南侧的螺旋臂有个更大的年轻、炙热恒星聚集的区域[38]。估计三角座星系的超新星爆炸率是每世纪0.06颗Ia型和0.62颗Ib和Ic型/II型；相当于平均每147年有一次超新星爆炸[43]。截至2008年，在三角座星系总共发现了100颗超新星残骸 [44]，其中大部分位于螺旋星系的南半部。电离氢区和氢原子的区域，加上大量的高亮度和集中的O型星，也存在类似的不对称。这些特征的分布从中心向西南方偏移了大约2弧分[38]。 M33是本星系群的成员，天文电报中央局追踪M31、M81与连同包它括在内的新星[45]。

在这个星系中已经发现54个球状星团，但实际的数量应该更多，估计有122个或更多[34]。确认的星团可能比银河系中的球状星团年轻数十亿年，并且在过去的一亿年中，形成的星团似乎有所增加。这种增加与气体流入星系中心有关。星系中心大质量恒星的紫外线辐射与大麦哲伦星系中类似恒星的水准相匹配[46]。

在2007年，利用钱卓X射线天文台的数据，在这个星系检测到一个质量约15.7太阳质量的黑洞。这个黑洞被命名为M33 X-7，绕著它的一颗伴星每3.5天就会掩蔽它一次。它是目前已知质量最大的恒星质量黑洞[47][48]。

与仙女座星系的关系

将会在银河系和仙女座星系碰撞路径上的三角座星系。

如上所述，M33通过多个中性氢流和星流与M31相连[49][49]，这表明这两个星系在过去的20至80亿年前曾发生过交互作用[50][51]， 而它们之间猛烈的碰撞预计将在20亿年之后再次发生[49]。

在2009年，粗略地得知M33的命运似乎与其庞大的邻居M31脱不了关系。建议的设想包括被撕裂和吸收，为其庞大的伙伴提供氢原料形成新的恒星。最终耗尽所有的气体，做为形成新恒星的能力[52]；或参与仙女座星系-银河系的碰撞，可能会先绕著碰撞后的星系运行，并在之后与它合并。另外两种可能是在仙女座星系之前先与银河系碰撞，或者被抛出本星系群[53]。来自盖亚任务的天体测量数据似乎排除了M33在M31的轨道上的可能性。如果这是正确的，M33将是第一次坠落到仙女座星系（M31）[54]。

科幻作品

相关条目

参考资料

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