Friday, September 17, 2021
HomeKhoa học vũ trụThiên hà Tam Giác là gì? Chi tiết về Thiên hà Tam...

Thiên hà Tam Giác là gì? Chi tiết về Thiên hà Tam Giác mới nhất 2021

Thiên hà Tam Giác

Thiên hà Tam Giác – Messier 33

Dữ liệu xem xét (Kỷ nguyên J2000)

Chòm sao
Tam Giác

Xích kinh
01h 33m 50.02s[1]

Xích vĩ
+30° 39′ 36.7″[1]

Chuyển dịch đỏ
-0,000607 ± 0,000010[1]

Tốc độ xuyên tâm Mặt Trời
-179 ± 3 km/s[2]

Tốc độ xuyên tâm thiên hà
-44 ± 6 km/s[2]

Khoảng cách
2.380 đến 3.070 kly[3]

Cấp sao biểu kiến (V)

5,72[1]

Đặc tính

Kiểu
SA(s)cd[2]

Khối lượng

5 × 1010

[4] ☉

Số lượng sao
40 tỉ (4×1010)[5]

Kích cỡ biểu kiến (V)

70,8 × 41,7 cung phút[1]

Cái tên khác

NGC 0598, MCG +05-04-069, 1ES 0131+303, RX J0133.8+3039, PGC 005818[2]

Thiên hà Tam Giác là một thiên hà xoắn ốc cách xấp xỉ Trái Đất 3 triệu năm ánh sáng (ly) trong chòm sao Tam Giác. Nó có danh lục là Messier 33 hay NGC 598, and thỉnh thoảng nó có cách gọi khác là Thiên hà Chong Chóng, do nó có hình dạng giống với thiên hà Messier 101. Thiên hà Tam Giác là một member trong nhóm Địa Phương, bao gồm Ngân Hà and Thiên hà Tiên Nữ and khoảng 30 thiên hà bé hơn khác.

Danh mục

  • 1

    Tầm nhìn and cái tên

  • 2

    Lịch sử xem xét

  • 3

    Đặc trưng

    • 3.1

      Địa điểm

    • 3.2

      Cấu tạo

    • 3.3

      Sự tạo dựng sao

    • 3.4

      Các dấu hiệu rời rạc

  • 4

    Tham khảo thêm

  • 5

    Đọc qua

  • 6

    Backlink ngoài

Tầm nhìn and cái tên

[

sửa

|

sửa mã nguồn

]

Nếu mức ô nhiễm ánh sáng là đủ thấp, thiên hà Tam Giác có vẻ chứng kiến được bằng mắt thường[6]. Do là một thiên thể khuếch tán, tầm nhìn đến nó bị tác động mạnh chỉ bởi một phần nhỏ ô nhiễm ánh sáng, từ có vẻ nhìn trực tiếp trong khung trời tối đến rất khó xem xét trên khung trời ở vùng đô thị hay thậm chí là nông thôn[6]. Với nguyên nhân này, thiên hà Tam Giác là một trong những điểm hạn chế trên khung trời của thang đo bầu trời-tối Bortle[7][8].

Thiên hà Tam Giác thỉnh thoảng được gọi một cách không chính thức là Thiên hà Chong Chóng bởi một số ebook thiên văn học nghiệp dư[9] and ở một số trang web công cộng[10]. Ngoài ra, DataBase thiên văn học SIMBAD, một DataBase thiên văn học chuyên nghiệp chứa các thông tin chính thức về các thiên thể, đặt cái tên “Thiên hà Chong Chóng” cho thiên thể Messier 101[11] and một vài nguồn thông tin thiên văn học nghiệp dư cũng như các trang web công cộng khác cũng gọi Messier 101 theo cái tên này[12][13].

Lịch sử xem xét

[

sửa

|

sửa mã nguồn

]

Thiên hà Tam Giác có thể được nhà thiên văn người Italia Giovanni Battista Hodierna tìm hiểu trước năm 1654. Trong tìm hiểu của ông (Về các hệ quỹ đạo của sao chổi, and về các thiên thể đáng Note trên khung trời) ông liệt kê nó như là một đám mây giống tinh vân hoặc một thiên thể mờ and kèm theo lời diễn tả khó hiểu, “gần Tam Giác “. Do ông tìm ra nó nằm trong chòm sao Tam Giác. Cũng chính vì như vậy mà thiên hà này được đặt tên theo chòm sao chứa nó[14].

Thiên hà này cũng được Charles Messier độc lập tìm hiểu ra vào đêm 25-26 tháng 8 năm 1764. Nó được thông báo trong (1771) của ông với số thứ tự 33; từ đó thiên hà Tam Giác có cách gọi khác là M33. Khi William Herschel chỉnh sửa danh lục mở rộng của ông về các tinh vân, ông đã cẩn trọng không mang vào các thiên thể đã được Messier liệt kê[15]. Mặc dù vậy, M33 lại là một ngoại lệ and ông phân loại thiên hà này vào ngày 11/9/1784 với cái tên H V-17.[16].

NGC 604 trong thiên hà Tam Giác

Herschel cũng phân loại vùng H II sáng nhất and rộng nhất trong thiên hà Tam Giác là H III.150 biệt lập hoàn toàn từ thiên hà này, vùng tinh vân phát xạ khuếch tán chứa các ion hidro (hay vùng H II) này cũng chứa NGC 604. Nhìn từ Trái Đất NGC 604 nằm ở phía đông bắc của phần nhân trọng tâm thiên hà, and là một trong những vùng H II lớn nhất từng được biết với đường kính gần 1500 năm ánh sáng and có phổ điện từ giống với tinh vân Lạp Hộ. Herschel cũng Note tới 3 vùng H II bé hơn (NGC 588, 592 và 595).

Nó là một trong những “tinh vân xoắn ốc” được xem xét trước hết bởi Huân tước Rosse.

Đặc trưng

[

sửa

|

sửa mã nguồn

]

Với đường kính khoảng 50.000 năm ánh sáng, thiên hà Tam Giác là thiên hà lớn thứ ba trong nhóm Địa Phương, một nhóm các thiên hà cũng chứa Ngân Hà and thiên hà Tiên Nữ, dưới tác động cuốn hút của thiên hà Tiên Nữ. Thiên hà Tam Giác là ốc đảo của khoảng 30 đến 40 tỉ người nổi tiếng[5], đối với Ngân Hà có từ 200-400 tỉ người nổi tiếng[17], and Tiên Nữ có khoảng 1 nghìn tỉ người nổi tiếng[18].

Đĩa của thiên hà Tam Giác có khối lượng xấp xỉ khoảng (3-6) × 109 khối lượng Mặt Trời, trong khi thành phần khí có khối lượng khoảng 3,2 × 109 khối lượng Mặt Trời. Vì vậy tổng khối lượng của mọi vật chất baryon trong thiên hà có vẻ bằng 1010 khối lượng Mặt Trời. Phần vật chất tối đóng góp vào làm cho bán kính thiên mở rộng đến 55 kly (17 kpc) tương đương với 5 × 1010 khối lượng Mặt Trời[19].

Địa điểm

[

sửa

|

sửa mã nguồn

]

Địa điểm của thiên hà M31 and M33.

Khoảng cách đến thiên hà Tam Giác được ước lượng từ 2380 đến 3070 kly (730 đến 940 kpc), and đa số các ước tính từ năm 2003 nằm ở giữa dãy giá trị này.[3][20] Ít nhất có ba kĩ năng được sử dụng để đo khoảng cách đến M33. Sử dụng cách thức sao biến quang Cepheid, nhận được kết quả với ước lượng 2770 ± 130 kly (850 ± 40 kpc) vào năm 2004.[21][22] Trong cùng năm, sử dụng cách thức Công thức Nhánh Khổng Lồ Đỏ (TRBG) đã dẫn ra khoảng cách xấp xỉ là 2590 ± 80 kly (790 ± 25 kpc).[23]

Năm 2006, một nhóm các nhà thiên văn cảnh báo đã phát xuất hiện một cặp sao đôi che nhau trong thiên hà Tam Giác. Bằng cách tìm hiểu sự che khuất của cặp sao này, các nhà thiên văn có vẻ đo được kích cỡ của chúng. Biết kích cỡ and nhiệt độ của từng người nổi tiếng họ có vẻ đo được độ sáng tuyệt đối của chúng. Khi cấp sao biểu kiến and độ sáng tuyệt đối đã biết, thì có vẻ suy ra khoảng cách đến cặp sao này. Các người nổi tiếng nằm ở khoảng cách 3,070 ± 240 kly (940 ± 74 kpc).[3]

Thiên hà Tam Giác là một nguồn bức xạ maser H2.[24] Năm 2005, sử dụng các xem xét của hai maser nước trên hai phía khác nhau của thiên hà này thông qua VLBA, các nhà tìm hiểu lần trước hết đã có vẻ ước lượng được tốc độ góc and chuyển động riêng của thiên hà Tam Giác. Kết quả cho thấy với tốc độ 190 ± 60 km/s đối với Ngân Hà, thiên hà Tam Giác đang lùi ra xa thiên hà Tiên Nữ.[25]

Thiên hà lùn Song Ngư (LGS 3), một thiên hà nhỏ trong nhóm thiên hà Địa Phương, nằm cách Mặt Trời 2022 kly (620 kpc). Nó nằm cách 20° đối với Tiên Nữ and 11° đối với thiên hà Tam Giác trên bầu tròi. LGS 3 nằm cách cả hai thiên hà này một khoảng 913 kly (280 kpc), thành ra nó có vẻ là thiên hà vệ tinh của Tiên Nữ hoặc Tam Giác. LGS 3 có bán kính nhân khoảng 483 ly (148 pc) and khối lượng vào khoảng 2.6 × 107 khối lượng Mặt Trời.[26]

Cấu tạo

[

sửa

|

sửa mã nguồn

]

Thiên hà Tam Giác trong bước sóng khả kiến.

Trong hiệu đính của nhà thiên văn người Pháp Gérard de Vaucouleurs về “Hệ thống phân loại hình thái thiên hà Hubble Sandage” (VRHS), thiên hà Tam Giác được phân loại thành kiểu SA(s)cd. Chữ đứng trước ám chỉ nó là một thiên hà dạng đĩa với các nhánh khí and bụi điển hình xoắn ốc từ trọng tâm thiên hà ra bên ngoài; hay có cách gọi khác là thiên hà xoắn ốc. Chữ được gắn vào khi nhân thiên hà thiếu cấu tạo dạng vạch kẻ, trái lại với lớp là lớp thiên hà xoắn ốc có vạch kẻ. Ký hiệu “(s)” của nhà thiên văn người Mỹ Allan Sandage được sử dụng khi các nhánh xoắn ốc hiện lên trực tiếp sắc nét từ nhân hay vạch kẻ trọng tâm của thiên hà, hơn là từ một vòng bên trong như thiên hà kiểu (r). Cuối cùng, chữ xếp sau đại diện cho tình trạng mở (hay tỏa rộng ra) của các nhánh. Chữ cũng ám chỉ các nhánh xếp đặt thưa trong thiên hà.[27]

Thiên hà M33 có độ nghiêng 54° đối với phương nhìn từ Trái Đất, cho phép chứng kiến được cấu tạo điển hình của thiên hà này mà không bị cản trở bởi bụi and khí của chính nó.[28][29] Đĩa thiên hà Tam Giác hiện ra nằm trong bán kính khoảng 8 kpc. Cũng có một hào quang chung quanh thiên hà, nhưng không có chỗ phình tại nhân thiên hà.[30] Đây là một thiên hà biệt lập and hiện tại không có sự trộn hay tương tác với các thiên hà khác,[29] and thiếu những dạng phỏng cầu lùn hay đuôi thủy triều gắn liền với Ngân Hà.[31]

Thiên hà Tam Giác được phân loại thành dạng không có vạch kẻ (unbarred), nhưng một nghiên cứu hình dạng thiên hà cho thấy có vẻ có một cấu tạo kiểu vạch kẻ nhỏ trong nhân thiên hà này. Độ dài xuyên tâm của cấu tạo này là khoảng 0.8 kpc.[32] Nhân của thiên hà này là một vùng H II,[24] and nó chứa một nguồn tia X siêu sáng với bức xạ có năng lượng khoảng 1.2 × 1039 erg s−1, and là nguồn tia X sáng nhất trong nhóm thiên hà Địa Phương. Nguồn này được điều biến khoảng 20% trong chu kỳ 106 ngày.[33] Nhưng mà, nhân thiên hà không thấy hiện ra một hố đen siêu lớn, với hạn chế trên của khối lượng là khoảng 3000 khối lượng Mặt Trời dựa trên các tổng hợp về tốc độ của các người nổi tiếng trong vùng nhân thiên hà.[34]

Thiên hà có hai nhánh xoắn ốc sáng, and có rất nhiều nhánh nhỏ backlinks phần bên trong với các cấu tạo của nhánh bên ngoài.[28][29] Hai nhánh chính được gắn ký tự là IN (Bắc) and IS (Nam).[35]

Sự tạo dựng sao

[

sửa

|

sửa mã nguồn

]

Trong vùng trọng tâm 4′ của thiên hà này, khí nguyên tử trở nên dễ dàng thay đổi thành khí phân tử, với kết quả là vạch phổ bức xạ mạnh của cacbon monoxide (CO). Hiệu ứng này hiện ra khi các đám mây phân tử đồ sộ chăm chú đậm đặc ở môi trường liên sao. Một công cuộc tương tự cũng diễn ra ở bên ngoài vùng trọng tâm 4′, nhưng với vận tốc chậm and ít hiệu quả hơn. Khoảng 10% thành phần khí của thiên hà M33 có dạng khí phân tử.[28][29]

Sự tạo dựng sao trong M33 diễn ra theo một vận tốc liên quan chặt chẽ đến sự chăm chú mật độ khí trong nó, and vận tốc tạo dựng sao trên một nhà cung cấp diện tích cao hơn đối với thiên hà Tiên Nữ. (Vận tốc tạo dựng sao trong M33 là khoảng 3.4 Gyr−1 pc−2, đối với 0.74 trong thiên hà M31.[36]) Tích phân tổng vận tốc tạo dựng sao trong Tam Giác là khoảng 0.45 ± 0.1 khối lượng Mặt Trời trên 1 năm. Có một sự bất định về hiện giờ liệu tổng vận tốc này đang giảm đi hoặc nó là một hằng số hay không.[28][29]

Dựa trên nền tảng nghiên cứu thành phần hóa học của thiên hà này, cho thấy nó được chia ra hai thành phần độc đáo với những lịch sử khác nhau. Phần đĩa bên trong với bán kính 30 kly (9 kpc) có gradient thành phần giảm tuyến tính từ nhân thiên hà. Bên ngoài bán kính này, đến khoảng 82 kly (25 kpc), gradient trở nên phẳng hơn. Điều này gợi ra lịch sử tạo dựng sao khác nhau giữa đĩa bên trong, đĩa bên ngoài and vùng hào quang thiên hà, and có vẻ được giải thích bởi một kịch bản sự tạo dựng thiên hà “trong – ngoài”.[30] Điều này xảy ra khi khí and bụi tập hợp tại những bán kính lớn của thiên hà trong thời điểm muộn của đời sống của một thiên hà trong vũ trụ, trong khi đó khí tại nhân thiên hà đã trở nên hết sạch. Kết quả là sự giảm độ tuổi bình quân của các người nổi tiếng khi bán kính từ nhân thiên hà tăng dần.[37]

Các dấu hiệu rời rạc

[

sửa

|

sửa mã nguồn

]

Ảnh chụp M33 trong bước sóng tia X của đài xem xét không gian Chandra

Sử dụng các xem xét trong miền hồng ngoại từ kính viễn vọng không gian Spitzer, tổng cộng có khoảng 515 nguồn bức xạ 24μm trong thiên hà Tam Giác đã được mang ra and phân loại cho tới năm 2007. Các nguồn sáng nhất nằm trong vùng trọng tâm and tại các nhánh chính dài của thiên hà.

Rất nhiều nguồn bức xạ liên quan mật thiết đến vùng tạo dựng sao H II.[38] Bốn vùng H II sáng đặc biệt là NGC 588, NGC 592, NGC 595 and NGC 604. Những vùng này phối hợp với các đám mây phân tử với khối lượng khoảng (1.2–4) x 105 khối lượng Mặt Trời. Vùng sáng nhất trong bốn vùng này, NGC 604, có thể đang tiếp tục những hoạt động bùng phát rời rạc của sự tạo dựng sao từ 3 triệu năm kia.[39] Tinh vân này là vùng H II sáng nhất thứ hai trong nhóm thiên hà Địa Phương, với tổng độ sáng bằng (4.5 ± 1.5) × 107 đối với Mặt Trời.[36] Những vùng H II điển hình khác trong Tam Giác bao gồm IC 132, IC 133 and IK 53.[35]

Nhánh chính xoắn ốc phía bắc của thiên hà chứa bốn vùng H II lớn, trong khi nhánh chính phía nam có một sự chăm chú lớn các người nổi tiếng trẻ, nóng. Có 35 thiên thể trong M33 là ứng cử viên của tàn tích siêu tân tinh, and hai phần ba trong số chúng nằm ở nửa phía nam của thiên hà xoắn ốc này. Sự không đối xứng tương tự cũng xảy ra so với các vùng H I and H II, thêm vào sự chăm chú lớn của các người nổi tiếng loại O. Tâm của những vùng này phân bố cách đều nhau một khoảng 2 cung phút về phía đông nam.[35]

Có khoảng 54 cụm sao cầu đã được xác nhận trong thiên hà này, nhưng số lượng thực tiễn có vẻ là 122 hay nhiều hơn.[31] Những cụm sao đã được công nhận có vẻ trẻ hơn vài tỉ năm đối với các cụm sao trong Ngân Hà, and sự tạo dựng cụm sao hình như tăng trưởng trong suốt 100 triệu năm về trước. Sự tăng trưởng tương quan với dòng khí đi vào tâm của thiên hà. Bức xạ tia cực tím của những người nổi tiếng lớn trong thiên hà M33 có mức giống với các người nổi tiếng trong Đám mây Magellan lớn.[40] Năm 2007, một hố đen khoảng 15.7 lần khối lượng Mặt Trời được phát hiện nhờ các dữ liệu từ đài xem xét tia X Chandra. Hố đen tên là M33 X-7, quay quanh nó là một người nổi tiếng gắn bó với chu kỳ che khuất là khoảng 3.5 ngày. Nó là hố đen khối lượng sao lớn nhất từng được nghe đến.[41]
[42]

Tham khảo thêm

[

sửa

|

sửa mã nguồn

]

  • Thiên hà
  • Phân loại hình thái của thiên hà
  • Thiên hà Tam Giác trên WikiSky: DSS2, SDSS, IRAS, Hydrogen α, X-Ray, Astrophoto, Sky Map, Nội dung and hình ảnh

Đọc qua

[

sửa

|

sửa mã nguồn

]

  1. ^

    “M 33 — Galaxy”. . Centre de Données astronomiques de Strasbourg .

  2. ^

    “Results for NGC 598”. . NASA/IPAC/JPL .

  3. ^

    Bonanos, A. Z.; Kudritzki; Macri; Sasselov; Kaluzny; Bersier; Bresolin; Matheson; Mochejska; Przybilla; Szentgyorgyi; Tonry; Torres; and cộng sự (2006). “The First DIRECT Distance to a Detached Eclipsing Binary in M33”. . 304 (1–4): 207. Bibcode:2006Apandamp;SS.304..207B. doi:10.1007/s10509-006-9112-1.

  4. ^

    Corbelli, Edvige (tháng 6 năm 2003). “Dark matter and visible baryons in M33”. . 342 (1): 199–207. arXiv:

    astro-ph/0302318

    . Bibcode:2003MNRAS.342..199C. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06531.x.

  5. ^

    Michon, Gerard P. “Sizing up the Universe – Stars, Sand and Nucleons” .

  6. ^

    Bortle, John E. (tháng 2 năm 2001). “The Bortle Dark-Sky Scale”. Bản gốc lưu trữ ngày 23 tháng 3 năm 2009 .

  7. ^

    Skiff, Brian (ngày 10 tháng 1 năm 1997). “Messier 81 naked-eye”. .

  8. ^

    Wilson Barbara; Mitchell Larry. “The Revised AINTNO 100”. Astronomy-Mall .

  9. ^

    O’Meara, S. J. (1998). . Cambridge: Đại học Cambridge. ISBN 0-521-55332-6.

  10. ^

    “NASA Spitzer Telescope Reveals Pinwheel Galaxy’s Hidden Wonders” .

  11. ^

    “SIMBAD Astronomical Database”. .

  12. ^

    “Messier Object 101” .

  13. ^

    “Best of AOP: M101: Pinwheel Galaxy” .

  14. ^

    Fodera-Serio G.; Indorato L.; Nastasi P. (1985). “Hodierna’s Observations of Nebulae and his Cosmology”. . 16 (1): 1–36. Bibcode:1985JHA….16….1F.

  15. ^

    Jones, Kenneth Glyn (1991). . . Nhà in Đại học Cambridge. tr. 366. ISBN 0521370795.

  16. ^

    Mullaney, James (2007). . . Springer. tr. 16–17. ISBN 0387681248.

  17. ^

    Frommert H.; Kronberg C. (ngày 25 tháng 8 năm 2005). “The Milky Way Galaxy”. SEDS .

  18. ^

    Young, Kelly (ngày 6 tháng 6 năm 2006). “Andromeda galaxy hosts a trillion stars”. NewScientist .

  19. ^

    Corbelli, Edvige (2003). “Dark matter and visible baryons in M33”. . 342 (1): 199–207. Bibcode:2003MNRAS.342..199C. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06531.x.

  20. ^

    Lỗi ghi chú: Thẻ <refandgt; sai; không có bài viết trong thẻ ref có tên apj696

  21. ^

    Karachentsev, I. D.; Karachentseva, V. E.; Hutchmeier, W. K.; Makarov, D. I. (2004). “A Catalog of Neighboring Galaxies”. . 127: 2031–2068. doi:10.1086/382905.

  22. ^

    Karachentsev, I. D.; Kashibadze, O. G. (2006). “Masses of the local group and of the M81 group estimated from distortions in the local velocity field”. . 49 (1): 3–18. doi:10.1007/s10511-006-0002-6.

  23. ^

    McConnachie, A. W.; Irwin, M. J.; Ferguson, A. M. N.; Ibata, R. A.; Lewis, G. F.; Tanvir, N. (2004). “Determining the location of the tip of the red giant branch in old stellar populations: M33, Andromeda I and II”. . 350 (1): 250. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07637.x.

  24. ^

    Zhang, J. S.; Henkel, C.; Guo, Q.; Wang, H. G.; Fan, J. H. (2010). “On the Nuclear Obscuration of H2O Maser Galaxy”. . 708: 1528–1536. doi:10.1088/0004-637X/708/2/1528.

  25. ^

    Brunthaler, Andreas; Reid, Mark J.; Falcke, Heino; Greenhill, Lincoln J.; Henkel, Christian (2005). “The Geometric Distance and Proper Motion of the Triangulum Galaxy (M33)”. . 307 (5714): 1440–1443. doi:10.1126/science.1108342. PMID 15746420.

  26. ^

    Miller, Bryan W.; Dolphin, Andrew E.; Lee, Myung Gyoon; Kim, Sang Chul; Hodge, Paul (2001). “The Star Formation History of LGS 3”. . 562 (2): 713–726. Bibcode:2001ApJ…562..713M. doi:10.1086/323853.

  27. ^

    Buta, Ronald James; Corwin, Harold G.; Odewahn, Stephen C. (2007). . Cambridge University Press. tr. 1–16, 88. ISBN 0521820480.

  28. ^

    Heyer, Mark H.; Corbelli, Edvige; Schneider, Stephen E.; Young, Judith S. (2004). “The Molecular Gas Distribution and Schmidt Law in M33”. . 602 (2): 723–729. Bibcode:2004ApJ…602..723H. doi:10.1086/381196.

  29. ^

    Verley, S.; Corbelli, E.; Giovanardi, C.; Hunt, L. K. (tháng 1 năm 2009). “Star formation in M 33: multiwavelength signatures across the disk”. . 493 (2): 453–466. arXiv:

    0810.0473

    . Bibcode:2009Aandamp;A…493..453V. doi:10.1051/0004-6361:200810566.

  30. ^

    Cioni, Maria-Rosa L. (tháng 11 năm 2009). “The metallicity gradient as a tracer of history and structure: the Magellanic Clouds and M33 galaxies”. . 506 (3): 1137–1146. arXiv:

    0904.3136

    . Bibcode:2009Aandamp;A…506.1137C. doi:10.1051/0004-6361/200912138.

  31. ^

    Zloczewski, K.; Kaluzny, J.; Hartman, J. (2008). “Photometric Survey for Stellar Clusters in the Outer Part of M33”. . 58: 23–39. Bibcode:2008AcA….58…23Z.

  32. ^

    Hernández-López, I.; Athanassoula, E.; Mújica, R.; Bosma, A. (2009). “M33: The existence of a bar”. . 37. tr. 160–162. Bibcode:2009RMxAC..37..160H.

  33. ^

    Dubus, G.; Charles, P. A.; Long, K. S. (2004). “High resolution Chandra X-ray imaging of the nucleus of M 33”. . 425: 95–98. Bibcode:2004Aandamp;A…425…95D. doi:10.1051/0004-6361:20041253.

  34. ^

    Merritt, David; Ferrarese, Laura; Joseph, Charles L. (ngày 10 tháng 8 năm 2001). “No Supermassive Black Hole in M33?”. . 293 (5532): 1116–1118. doi:10.1126/science.1063896.

  35. ^

    Buczilowski, U. R. (1988). “A multifrequency radio continuum survey of M33. II – Thermal and non-thermal emission”. . 205 (1–2): 29–40. Bibcode:1988Aandamp;A…205…29B.

  36. ^

    Corbelli, E.; Verley, S.; Elmegreen, B. G.; Giovanardi, C. (tháng 2 năm 2009). “The cluster birthline in M 33”. . 495 (2): 479–490. arXiv:

    0901.1530

    . Bibcode:2009Aandamp;A…495..479C. doi:10.1051/0004-6361:200811086.

  37. ^

    Williams, Benjamin F.; Dalcanton, Julianne J.; Dolphin, Andrew E.; Holtzman, Jon; Sarajedini, Ata (2009). “The Detection of Inside-Out Disk Growth in M33”. . 695 (1): L15–L19. Bibcode:2009ApJ…695L..15W. doi:10.1088/0004-637X/695/1/L15.

  38. ^

    Verley, S.; Hunt, L. K.; Corbelli, E.; Giovanardi, C. (2007). “Star formation in M 33: Spitzer photometry of discrete sources”. . 476 (3): 1161–1178. Bibcode:2007Aandamp;A…476.1161V. doi:10.1051/0004-6361:20078179.

  39. ^

    Keel, William C.; Holberg, Jay B.; Treuthardt, Patrick M. (2004). “Far-Ultraviolet Spectroscopy of Star-forming Regions in Nearby Galaxies: Stellar Populations and Abundance Indicators”. . 128 (1): 211–223. Bibcode:2004AJ….128..211K. doi:10.1086/421367.

  40. ^

    Grebel, E. K. (November 2–5, 1999). “The Star Formation History of the Local Group”. . Noordwijk, The Netherlands. Bibcode:2000ESASP.445…87G.

  41. ^

    Abubekerov, M. K.; Antokhina, E. A.; Bogomazov, A. I.; Cherepashchuk, A. M. (2009). “The mass of the black hole in the X-ray binary M33 X-7 and the evolutionary status of M33 X-7 and IC 10 X-1”. . 53 (3): 232–242. Bibcode:2009ARep…53..232A. doi:10.1134/S1063772909030056.

  42. ^

    Morcone, Jennifer (ngày 17 tháng 10 năm 2007). “Heaviest Stellar Black Hole Discovered in Nearby Galaxy”. .

Backlink ngoài

[

sửa

|

sửa mã nguồn

]

  • Messier 33, SEDS Messier pages
  • M33 at ESA/Hubble Lưu trữ 2007-09-30 tại Wayback Machine
  • Triangulum Galaxy High In Northern Skies
  • Dark Atmospheres Photography – M33 (dust lane enhancement)
  • Pointing to the Universe – M33
  • [1] (Zoom auf Messier 33)

Xem thêm bài viết thuộc chuyên mục: Khoa học vũ trụ
XEM THÊM  Bí ẩn: Vũ trụ có bao nhiêu hành tinh? Rộng bao nhiêu?
RELATED ARTICLES

Most Popular

Recent Comments

XEM THÊM  Kính thiên văn tổ hợp là gì? Có nên mua Kính thiên văn tổ hợp?