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Galaxia del Triángulo

La galaxia del Triángulo es una galaxia espiral situada a 2,73 millones de años luz (al) de la Tierra en la constelación del Triángulo . Está catalogada como Messier 33 o NGC ( Nuevo Catálogo General) 598. Con un diámetro isofotal D 25 de 18,74 kiloparsecs (61.100 años luz ), la galaxia del Triángulo es el tercer miembro más grande del Grupo Local de galaxias, detrás de la Galaxia de Andrómeda y la Vía Láctea .

La galaxia es la segunda galaxia espiral más pequeña del Grupo Local después de la Gran Nube de Magallanes , que es una galaxia espiral de tipo magallánico . [7] Se cree que es un satélite de la Galaxia de Andrómeda o que está en su rebote hacia esta última debido a sus interacciones, velocidades, [8] y proximidad entre sí en el cielo nocturno. También tiene un núcleo H II . [9]

Etimología

La galaxia recibe su nombre de la constelación del Triángulo , donde puede verse.

Algunas referencias astronómicas a veces la denominan informalmente " Galaxia del Molinillo ", [10] en algunos programas informáticos de telescopios y en algunos sitios web de divulgación pública. [11] Sin embargo, la base de datos astronómica SIMBAD , una base de datos profesional, recopila designaciones formales para objetos astronómicos e indica que la Galaxia del Molinillo se refiere a Messier 101, [12] que varios recursos astronómicos amateur, incluidos sitios web de divulgación pública, identifican con ese nombre, y que se encuentra dentro de los límites de la Osa Mayor . [13]

Visibilidad

En condiciones de observación excepcionalmente buenas y sin contaminación lumínica , la Galaxia del Triángulo puede ser vista por algunas personas a simple vista , totalmente adaptada a la oscuridad ; [14] para esos observadores, es la entidad permanente más lejana visible sin aumento, estando aproximadamente a la mitad de distancia que Messier 31, la Galaxia de Andrómeda. [15] [16] Es un objeto difuso o extendido, más que un punto con forma de estrella, incluso sin aumento, debido a su extensión física.

Su observabilidad sin ayuda óptica varía desde ser visto con relativa facilidad por personas que usan visión directa en lugares rurales profundos bajo un cielo oscuro, claro y transparente, hasta requerir el uso de visión indirecta por observadores en lugares más allá de los suburbios en áreas rurales poco profundas bajo buenas condiciones de visualización. [14] Es uno de los objetos de referencia de la Escala de Cielo Oscuro de Bortle .

Crumey ha demostrado que, aunque la magnitud V aparente total de M33 es 5,72, tiene una magnitud visual efectiva de aproximadamente 6,6, lo que significa que una condición previa para la visibilidad es que el observador pueda ver estrellas al menos tan débiles como esa última cifra. [17] Esto es más débil de lo que muchas personas pueden ver, incluso en un sitio muy oscuro. [18]

Historial de observación

La Galaxia del Triángulo fue probablemente descubierta por el astrónomo italiano Giovanni Battista Hodierna antes de 1654. En su obra De systemate orbis cometici; deque admirandis coeli caracteribus ("Sobre la sistemática de la órbita de los cometas y sobre los objetos admirables del cielo"), la catalogó como una nebulosidad u oscurecimiento similar a una nube y dio la descripción críptica, "cerca del Triángulo hinc inde ". Esto se refiere a la constelación del Triángulo como un par de triángulos. La magnitud del objeto coincide con M33, por lo que es muy probable que sea una referencia a la Galaxia del Triángulo. [19]

La galaxia fue descubierta independientemente por Charles Messier en la noche del 25 al 26 de agosto de 1764. Fue publicada en su Catálogo de nebulosas y cúmulos estelares (1771) como objeto número 33; de ahí el nombre M33. [20] Cuando William Herschel compiló su extenso catálogo de nebulosas, tuvo cuidado de no incluir la mayoría de los objetos identificados por Messier. [21] Sin embargo, M33 fue una excepción, y catalogó este objeto el 11 de septiembre de 1784 como H V-17. [22]

Herschel también catalogó la región H II más grande y brillante de la Galaxia del Triángulo ( nebulosa de emisión difusa que contiene hidrógeno ionizado ) como H III.150 por separado de la propia galaxia; la nebulosa finalmente obtuvo el número NGC 604. Tal como se ve desde la Tierra, NGC 604 está ubicada al noreste del núcleo central de la galaxia. Es una de las regiones H II más grandes conocidas, con un diámetro de casi 1500 años luz y un espectro similar al de la Nebulosa de Orión . Herschel también observó otras tres regiones H II más pequeñas (NGC 588, 592 y 595).

Fue una de las primeras " nebulosas espirales " identificadas como tales por Lord Rosse en 1850. En 1922-23, John Charles Duncan y Max Wolf descubrieron estrellas variables en las nebulosas. Edwin Hubble demostró en 1926 que 35 de estas estrellas eran cefeidas clásicas , lo que le permitió estimar sus distancias. Los resultados fueron consistentes con el concepto de que las nebulosas espirales son sistemas galácticos independientes de gas y polvo, en lugar de solo nebulosas en la Vía Láctea. [23]

Propiedades

La galaxia del Triángulo es el tercer miembro más grande del Grupo Local de galaxias. Su diámetro, medido a través del estándar D 25 (la isofota donde el brillo superficial de la galaxia alcanza 25 mag/arcsec 2 ) , es de aproximadamente 18,74 kiloparsecs (61.100 años luz), [5] lo que la convierte en aproximadamente el 70% del tamaño de la Vía Láctea. Puede ser una compañera gravitacionalmente ligada de la galaxia de Andrómeda. Es posible que el Triángulo albergue 40 mil millones de estrellas, en comparación con los 400 mil millones de la Vía Láctea y el billón de Andrómeda. [6]

El disco de Triangulum tiene una masa estimada de (3–6) × 10 9 masas solares , mientras que el componente de gas es de aproximadamente 3,2 × 10 9 masas solares. Por lo tanto, la masa combinada de toda la materia bariónica en la galaxia puede ser de 10 10 masas solares. La contribución del componente de materia oscura hasta un radio de 55 × 10 3  años luz (17 kpc) es equivalente a aproximadamente 5 × 10 10 masas solares. [4]^

Ubicación – distancia – movimiento

Triángulo (M33; abajo a la izquierda del centro) y galaxia de Andrómeda ( M31 ; arriba en el centro)

Las estimaciones de la distancia entre la Vía Láctea y la Galaxia del Triángulo varían de 2.380 × 10 3 a 3.070 × 10 3 años luz (730 a 940  kpc ) (o 2,38 a 3,07  millones de años luz ), y la mayoría de las estimaciones desde el año 2000 se encuentran en la parte media de este rango, [25] [26] lo que la hace ligeramente más distante que la Galaxia de Andrómeda ( a 2.540.000 años luz ). Se han utilizado al menos tres técnicas para medir distancias a M 33. Utilizando el método de la variable Cefeida ,  se logró una estimación de 2.770 × 10 3  ± 130 × 10 3 años luz (849 ± 40 kpc) en 2004. [27] [28] En el mismo año, se utilizó el método de la punta de la rama gigante roja (TRGB) para derivar una estimación de distancia de 2.590 × 10 3  ± 80 × 10 3 años  luz (794 ± 25 kpc). [29] La Galaxia del Triángulo está a unos 750.000 años luz de la Galaxia de Andrómeda. [30]^^ ^^^^

En 2006, un grupo de astrónomos anunció el descubrimiento de una estrella binaria eclipsante en la Galaxia del Triángulo. Al estudiar los eclipses de las estrellas, los astrónomos pudieron medir sus tamaños. Conociendo los tamaños y temperaturas de las estrellas, pudieron medir la magnitud absoluta de las mismas. Cuando se conocen las magnitudes visuales y absolutas, se puede medir la distancia a la estrella. Las estrellas se encuentran a una distancia de 3070 × 10 3  ± 240 × 10 3 años  luz (941 ± 74 kpc). [25] El promedio de 102 estimaciones de distancia publicadas desde 1987 da un módulo de distancia de 24,69, o 0,883 Mpc (2 878 000 años luz). [31]^^

La galaxia del Triángulo es una fuente de emisión de máseres de H 2 O. [32] En 2005, utilizando observaciones de dos máseres de agua en lados opuestos de Triángulo a través del VLBA , los investigadores pudieron estimar por primera vez la rotación angular y el movimiento propio de Triángulo. Se calculó una velocidad de 190 ± 60 km/s en relación con la Vía Láctea, lo que significa que Triángulo se está moviendo hacia la galaxia de Andrómeda y sugiere que puede ser un satélite de la galaxia más grande (dependiendo de sus distancias relativas y márgenes de error). [8]

En 2004 se anunció la existencia de una corriente de gas hidrógeno que une la galaxia de Andrómeda con la del Triángulo, lo que sugiere que ambas podrían haber interactuado en el pasado. Este descubrimiento se confirmó en 2011. [33] Una distancia de menos de 300 kiloparsecs entre ambas respalda esta hipótesis. [34]

La galaxia enana de Piscis (LGS 3), una de las pequeñas galaxias miembros del Grupo Local, se encuentra a 2022 × 10 3  años luz (620 kpc) del Sol. Está a 20° de la galaxia de Andrómeda y a 11° de Triángulo. Como LGS 3 se encuentra a una distancia de 913 × 10 3 años  luz (280 kpc) de ambas galaxias, podría ser una galaxia satélite de Andrómeda o de Triángulo. LGS 3 tiene un radio central de 483 años luz (148 pc) y 2,6 × 10 7 masas solares. [35]^^

Piscis VII/Triangulum (Tri) III puede ser otro satélite de Triangulum. [36]

Estructura

En el sistema revisado de clasificación morfológica de galaxias Hubble Sandage (VRHS) del astrónomo francés Gérard de Vaucouleurs , la Galaxia del Triángulo se clasifica como tipo SA(s)cd. El prefijo S indica que es una galaxia en forma de disco con brazos prominentes de gas y polvo que salen en espiral del núcleo, lo que comúnmente se conoce como una galaxia espiral . La A se asigna cuando el núcleo galáctico carece de una estructura en forma de barra, en contraste con las galaxias espirales barradas de clase SB . La notación "(s)" del astrónomo estadounidense Allan Sandage se utiliza cuando los brazos espirales emergen directamente del núcleo o la barra central, en lugar de desde un anillo interior como en una galaxia de tipo (r). Finalmente, el sufijo cd representa una etapa a lo largo de la secuencia espiral que describe la apertura de los brazos. Una calificación de cd indica brazos relativamente sueltos. [37]

Esta galaxia tiene una inclinación de 54° respecto a la línea de visión desde la Tierra, lo que permite examinar su estructura sin que haya obstrucciones significativas por parte del gas y el polvo. [38] [39] El disco de la Galaxia del Triángulo parece deformado hasta un radio de unos 8 kpc. Puede haber un halo rodeando la galaxia, pero no hay ningún abultamiento en el núcleo. [40] Se trata de una galaxia aislada y no hay indicios de fusiones o interacciones recientes con otras galaxias, [39] y carece de las esferoides enanas o las colas de marea asociadas con la Vía Láctea. [41]

El Triángulo está clasificado como no barrado, pero un análisis de la forma de la galaxia muestra lo que podría ser una estructura débil en forma de barra alrededor del núcleo galáctico. La extensión radial de esta estructura es de aproximadamente 0,8 kpc. [42]

El núcleo de esta galaxia es una región H II , [32] y contiene una fuente de rayos X ultraluminosa con una emisión de 1,2 × 10 39 erg s −1 , que es la fuente más luminosa de rayos X en el Grupo Local de galaxias. Esta fuente está modulada en un 20% durante un ciclo de 106 días. [43] Sin embargo, el núcleo no parece contener un agujero negro supermasivo , ya que se coloca un valor de mejor ajuste de masa cero y un límite superior de 1500  M ☉ en la masa de un agujero negro central basado en modelos y datos del Telescopio Espacial Hubble (HST). [44] Esto es significativamente menor que la masa esperada a partir de la dispersión de velocidad del núcleo y muy por debajo de cualquier masa predicha a partir de la cinemática del disco. [44] Esto puede sugerir que los agujeros negros supermasivos están asociados solo con bulbos de galaxias en lugar de con sus discos. [44] Suponiendo que el límite superior del agujero negro central es correcto, sería más bien un agujero negro de masa intermedia .

La parte interior de la galaxia tiene dos brazos espirales luminosos, junto con múltiples espolones que conectan las características espirales internas con las externas. [38] [39] Los brazos principales se designan IN (norte) e IS (sur). [45]

Formación de estrellas

NGC 604 , una región de formación estelar en la Galaxia del Triángulo, fotografiada por el telescopio espacial Hubble

En la región central 4′ de esta galaxia, el gas atómico se convierte de manera eficiente en gas molecular, lo que produce una fuerte emisión espectral de CO . Este efecto se produce a medida que nubes moleculares gigantes se condensan a partir del medio interestelar circundante . Un proceso similar se está produciendo fuera de la región central 4′, pero a un ritmo menos eficiente. Alrededor del 10% del contenido de gas en esta galaxia se encuentra en forma molecular. [38] [39]

La formación de estrellas se está produciendo a un ritmo que está fuertemente correlacionado con la densidad de gas local, y la tasa por unidad de área es más alta que en la vecina galaxia de Andrómeda . (La tasa de formación de estrellas es de aproximadamente 3,4 masas solares Gyr −1  pc −2 en la Galaxia del Triángulo, en comparación con 0,74 en Andrómeda. [46] ) La tasa total integrada de formación de estrellas en la Galaxia del Triángulo es de aproximadamente 0,45 ± 0,1 masas solares por año . No se sabe con certeza si esta tasa neta está disminuyendo actualmente o se mantiene constante. [38] [39]

Según el análisis de la composición química de esta galaxia, parece estar dividida en dos componentes distintos con historias diferentes. El disco interior, con un radio de 30 × 10 3  años luz (9 kpc), tiene un gradiente de composición típico que disminuye linealmente desde el núcleo. Más allá de este radio, hasta aproximadamente 82 × 10 3  años luz (25 kpc), el gradiente es mucho más plano. Esto sugiere una historia de formación estelar diferente entre el disco interior y el disco exterior y el halo, y puede explicarse por un escenario de formación de galaxias "de adentro hacia afuera". [40] Esto ocurre cuando el gas se acumula en radios grandes más adelante en el espacio vital de una galaxia, mientras que el gas en el núcleo se agota. El resultado es una disminución en la edad promedio de las estrellas a medida que aumenta el radio desde el núcleo de la galaxia. [47]^^

Características discretas

Utilizando observaciones infrarrojas del Telescopio Espacial Spitzer , hasta 2007 se han catalogado un total de 515 fuentes candidatas discretas de emisión de 24 μm dentro de la Galaxia del Triángulo. Las fuentes más brillantes se encuentran dentro de la región central de la galaxia y a lo largo de los brazos espirales.

Muchas de las fuentes de emisión están asociadas con regiones H II de formación estelar. [48] Las cuatro regiones HII más brillantes se denominan NGC 588 , NGC 592 , NGC 595 y NGC 604. Estas regiones están asociadas con nubes moleculares que contienen (1,2–4) × 10 5 masas solares. La más brillante de estas regiones, NGC 604, puede haber experimentado un estallido discreto de formación estelar hace unos tres millones de años. [49] Esta nebulosa es la segunda región HII más luminosa dentro del Grupo Local de galaxias, con (4,5 ± 1,5) × 10 7 veces la luminosidad del Sol . [46] Otras regiones HII prominentes en Triangulum incluyen IC 132, IC 133 e IK 53. [45]

El brazo espiral principal del norte contiene cuatro grandes regiones HII , mientras que el brazo sur tiene mayores concentraciones de estrellas jóvenes y calientes. [45] La tasa estimada de explosiones de supernovas en la Galaxia del Triángulo es de 0,06 Tipo Ia y 0,62 Tipo Ib / Tipo II por siglo. Esto equivale a una explosión de supernova cada 147 años, en promedio. [50] A partir de 2008, se han identificado un total de 100 remanentes de supernova en la Galaxia del Triángulo, [51] la mayoría de los cuales se encuentran en la mitad sur de la galaxia espiral. Existen asimetrías similares para las regiones HI y H II, además de concentraciones altamente luminosas de estrellas masivas de tipo O. El centro de la distribución de estas características está desplazado unos dos minutos de arco hacia el suroeste. [45] M33 es una galaxia local, la Oficina Central de Telegramas Astronómicos (CBAT) rastrea novas en ella junto con M31 y M81 . [52]

Se han identificado alrededor de 54 cúmulos globulares en esta galaxia, pero el número real puede ser de 122 o más. [41] Los cúmulos confirmados pueden ser varios miles de millones de años más jóvenes que los cúmulos globulares de la Vía Láctea, y la formación de cúmulos parece haber aumentado durante los últimos 100 millones de años. Este aumento está correlacionado con una entrada de gas en el centro de la galaxia. La emisión ultravioleta de estrellas masivas en esta galaxia coincide con el nivel de estrellas similares en la Gran Nube de Magallanes . [53]

En 2007, se detectó en esta galaxia un agujero negro de aproximadamente 15,7 veces la masa del Sol utilizando datos del Observatorio de rayos X Chandra . El agujero negro, llamado M33 X-7 , orbita una estrella compañera a la que eclipsa cada 3,5 días. Es el agujero negro de mayor masa estelar conocido. [54] [55]

A diferencia de las galaxias Vía Láctea y Andrómeda, la Galaxia del Triángulo no parece tener un agujero negro supermasivo en su centro. [56] Esto puede deberse a que la masa del agujero negro supermasivo central de una galaxia se correlaciona con el tamaño del bulbo central de la galaxia , y a diferencia de la Vía Láctea y Andrómeda, la Galaxia del Triángulo es una galaxia de disco puro sin bulbo. [44]

Relación con la Galaxia de Andrómeda

Triángulo sobre las trayectorias de colisión de las galaxias Vía Láctea y Andrómeda

Como se mencionó anteriormente, M33 está vinculada a M31 por varias corrientes de hidrógeno neutro [57] y estrellas, [57] lo que sugiere que una interacción pasada entre estas dos galaxias tuvo lugar hace entre 2 y 8 mil millones de años, [58] [59] y un encuentro más violento ocurrirá 2.5 mil millones de años en el futuro. [57]

El destino de M33 era incierto en 2009 más allá de parecer vinculado a su vecino más grande, M31. Los escenarios sugeridos incluyen ser destrozado y absorbido por el compañero mayor, alimentando a este último con hidrógeno para formar nuevas estrellas; eventualmente agotando todo su gas, y por lo tanto la capacidad de formar nuevas estrellas; [60] o participar en la colisión entre la Vía Láctea y M31 , probablemente terminando orbitando el producto de la fusión y fusionándose con él mucho más tarde. Otras dos posibilidades son una colisión con la Vía Láctea antes de que llegue la Galaxia de Andrómeda o una eyección fuera del Grupo Local. [61] Los datos astrométricos de Gaia aparecen en 2019 para descartar la posibilidad de que M33 y M31 estén en órbita. Si es correcto, M33 está en su primera caída propiamente dicha hacia la Galaxia de Andrómeda (M31). [62]

Véase también

Referencias

  1. ^ abcde "M 33 - Galaxia". SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 28 de noviembre de 2009 .
  2. ^ abcd "Resultados para NGC 598". Base de datos extragaláctica de la NASA/IPAC . NASA/IPAC/JPL . Consultado el 1 de diciembre de 2006 .
  3. ^ U, Vivian; Urbaneja, Miguel A.; Kudritzki, Rolf-Peter; Jacobs, Bradley A.; Bresolin, Fabio; Przybilla, Norbert (2009). "Una nueva distancia a M33 usando supergigantes azules y el método FGLR". The Astrophysical Journal . 704 (2): 1120–1134. arXiv : 0909.0032 . Código Bibliográfico :2009ApJ...704.1120U. doi :10.1088/0004-637X/704/2/1120. S2CID  14893769.
  4. ^ abc Corbelli, Edvige (junio de 2003). "Materia oscura y bariones visibles en M33". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 342 (1): 199–207. arXiv : astro-ph/0302318 . Código Bibliográfico :2003MNRAS.342..199C. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06531.x . S2CID  119383732.
  5. ^ ab De Vaucouleurs, Gerard; De Vaucouleurs, Antonieta; Corwin, Herold G.; Buta, Ronald J.; Paturel, Georges; Fouque, Pascal (1991). Tercer catálogo de referencia de galaxias brillantes. Código Bib : 1991rc3..libro.....D.
  6. ^ abc Michon, Gerard P. "Evaluando el Universo: estrellas, arena y nucleones" . Consultado el 7 de enero de 2010 .
  7. ^ Ryden, Barbara ; Peterson, Bradley M. (2009). Fundamentos de la astrofísica . Nueva York: Pearson Addison-Wesley . p. 471. ISBN  9780321595584.
  8. ^ ab Brunthaler, Andreas; Reid, Mark J.; Falcke, Heino; Greenhill, Lincoln J.; et al. (2005). "La distancia geométrica y el movimiento propio de la galaxia del Triángulo (M33)". Science . 307 (5714): 1440–1443. arXiv : astro-ph/0503058 . Bibcode :2005Sci...307.1440B. doi :10.1126/science.1108342. PMID  15746420. S2CID  28172780.
  9. ^ Ho, Luis C.; Filippenko, Alexei V.; Sargent, Wallace LW (octubre de 1997). "Una búsqueda de núcleos Seyfert "enanos". III. Parámetros espectroscópicos y propiedades de las galaxias anfitrionas". Suplemento de la revista Astrophysical Journal . 112 (2): 315–390. arXiv : astro-ph/9704107 . Código Bibliográfico :1997ApJS..112..315H. doi :10.1086/313041. S2CID  17086638.
  10. ^ O'Meara, SJ (1998). Los objetos Messier . Cambridge: Universidad de Cambridge. ISBN 978-0-521-55332-2.
  11. ^ "El telescopio Spitzer de la NASA revela las maravillas ocultas de la galaxia Pinwheel". 2 de junio de 2004. Consultado el 7 de abril de 2007 .[ enlace muerto permanente ]
  12. ^ "Base de datos astronómica SIMBAD". Resultados para Messier 101. Consultado el 7 de abril de 2007 .
  13. ^ "Lo mejor de AOP: M101: Pinwheel Galaxy" . Consultado el 7 de abril de 2007 .
  14. ^ ab Bortle, John E. (febrero de 2001). "La escala de cielo oscuro de Bortle" . Consultado el 7 de enero de 2010 .
  15. ^ La siguiente fuente lo enumera como el objeto más distante:
    Naeye, Robert (21 de marzo de 2008). "Una explosión estelar que se puede ver en la Tierra". Centro de vuelo espacial Goddard de la NASA. Archivado desde el original el 3 de marzo de 2012. Consultado el 13 de abril de 2010 .
    Sin embargo, la galaxia más distante Messier 81 también ha sido avistada a simple vista:
    Christensen, Lars Lindberg; Zezas, Andreas; Noll, Keith; Villard, Ray (28 de mayo de 2007). "Hubble fotografía la gran galaxia espiral Messier 81". ESA . ​​Consultado el 15 de junio de 2010 .
  16. ^ Skiff, Brian (10 de enero de 1997). «Messier 81 a simple vista». sci.astro.amateur . Archivado desde el original el 2021-03-01 . Consultado el 2010-02-11 .
  17. ^ Crumey, Andrew (2014). "Umbral de contraste humano y visibilidad astronómica". MNRAS . 442 (3): 2600–2619. arXiv : 1405.4209 . Código Bibliográfico :2014MNRAS.442.2600C. doi : 10.1093/mnras/stu992 . Consultado el 24 de julio de 2023 .
  18. ^ Weaver, Harold (1947). "La visibilidad de las estrellas sin ayuda óptica". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 59 (350): 232. Bibcode :1947PASP...59..232W. doi :10.1086/125956. S2CID  51963530. Consultado el 24 de julio de 2023 .
  19. ^ Fodera-Serio, G.; Indorato, L.; Nastasi, P. (febrero de 1985). "Las observaciones de nebulosas de Hodierna y su cosmología". Revista de Historia de la Astronomía . 16 (1): 1–36. Bibcode :1985JHA....16....1F. doi :10.1177/002182868501600101. S2CID  118328541.
  20. ^ "Galaxia del Triángulo captada por VST". www.eso.org . Consultado el 16 de mayo de 2021 .
  21. ^ Jones, Kenneth Glyn (1991). Nebulosas y cúmulos estelares de Messier (2.ª ed.). Cambridge University Press. pág. 366. ISBN 978-0-521-37079-0. {{cite book}}: |work=ignorado ( ayuda )
  22. ^ Mullaney, James (2007). Los objetos Herschel y cómo observarlos . Springer. pp. 16-17. Bibcode :2007hoho.book.....M. ISBN 978-0-387-68124-5. {{cite book}}: |work=ignorado ( ayuda )
  23. ^ Van den Bergh, Sidney (2000). Las galaxias del grupo local . Serie de astrofísica de Cambridge. Vol. 35. Cambridge University Press. pág. 72. ISBN 978-0-521-65181-3.
  24. ^ "El Hubble toma una imagen gigantesca de la Galaxia del Triángulo". www.spacetelescope.org . Consultado el 8 de enero de 2019 .
  25. ^ ab Bonanos, AZ; Stanek, KZ; Kudritzki; Macri; et al. (2006). "La primera distancia DIRECTA a un sistema binario eclipsante separado en M33". Astrofísica y ciencia espacial . 304 (1–4): 207–209. Código Bibliográfico :2006Ap&SS.304..207B. doi :10.1007/s10509-006-9112-1. S2CID  123563673.
  26. ^ Magrini, Laura; Stanghellini, Letizia; Villaver, Eva (mayo de 2009). "La población de nebulosas planetarias de M33 y su gradiente de metalicidad: una mirada al pasado distante de la galaxia". The Astrophysical Journal . 696 (1): 729–740. arXiv : 0901.2273 . Código Bibliográfico :2009ApJ...696..729M. doi :10.1088/0004-637X/696/1/729. S2CID  5502295.
  27. ^ Karachentsev, ID; Karachentseva, VE; Hutchmeier, WK; Makarov, DI (2004). "Un catálogo de galaxias vecinas". Astronomical Journal . 127 (4): 2031–2068. Bibcode :2004AJ....127.2031K. doi : 10.1086/382905 .
  28. ^ Karachentsev, ID; Kashibadze, OG (2006). "Masas del grupo local y del grupo M81 estimadas a partir de distorsiones en el campo de velocidad local". Astrofísica . 49 (1): 3–18. Bibcode :2006Ap.....49....3K. doi :10.1007/s10511-006-0002-6. S2CID  120973010.
  29. ^ McConnachie, AW; Irwin, MJ; Ferguson, AMN; Ibata, RA; et al. (mayo de 2004). "Determinación de la ubicación de la punta de la rama de gigantes rojas en poblaciones estelares antiguas: M33, Andrómeda I y II". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 350 (1): 250. arXiv : astro-ph/0401453 . Bibcode :2004MNRAS.350..243M. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07637.x . S2CID  18742035.
  30. ^ "Messier 33". Catálogo Messier de SEDS . Consultado el 22 de julio de 2024 .
  31. ^ "Sus resultados de búsqueda de NED".
  32. ^ ab Zhang, JS; Henkel, C.; Guo, Q.; Wang, HG; et al. (2010). "Sobre la oscurecimiento nuclear de la galaxia máser H 2 O". Astrophysical Journal . 708 (2): 1528–1536. arXiv : 0912.2159 . Bibcode :2010ApJ...708.1528Z. doi :10.1088/0004-637X/708/2/1528. S2CID  118467266.
  33. ^ Finley, Dave (11 de junio de 2012). "Los astrónomos descubren que las galaxias vecinas pueden haberse rozado de cerca". Observatorio Nacional de Radioastronomía . Consultado el 13 de junio de 2012 .
  34. ^ Pawlowski, Marcel S.; Kroupa, Pavel; Jerjen, Helmut (2013). "Planos de galaxias enanas: el descubrimiento de estructuras simétricas en el Grupo Local". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 435 (3): 1928–1957. arXiv : 1307.6210 . Código Bibliográfico :2013MNRAS.435.1928P. doi : 10.1093/mnras/stt1384 . S2CID  53991672.
  35. ^ Miller, Bryan W.; Dolphin, Andrew E.; Lee, Myung Gyoon; Kim, Sang Chul; et al. (diciembre de 2001). "La historia de la formación estelar de LGS 3". The Astrophysical Journal . 562 (2): 713–726. arXiv : astro-ph/0108408 . Código Bibliográfico :2001ApJ...562..713M. doi :10.1086/323853. S2CID  119089499.
  36. ^ Enrico de Lazaro: Un astrónomo aficionado descubre una nueva galaxia enana, en: sci-news, 18 de noviembre de 2021
  37. ^ Buta, Ronald James; Corwin, Harold G.; Odewahn, Stephen C. (2007). El atlas de galaxias de De Vaucouleurs . Cambridge University Press. págs. 1–16, 88. ISBN 978-0-521-82048-6.
  38. ^ abcd Heyer, Mark H.; Corbelli, Edvige; Schneider, Stephen E.; Young, Judith S. (febrero de 2004). "La distribución molecular de los gases y la ley de Schmidt en M33". The Astrophysical Journal . 602 (2): 723–729. arXiv : astro-ph/0311226 . Código Bibliográfico :2004ApJ...602..723H. doi :10.1086/381196. S2CID  119431862.
  39. ^ abcde Verley, S.; Corbelli, E.; Giovanardi, C.; Hunt, LK (enero de 2009). "Formación estelar en M 33: firmas de múltiples longitudes de onda a lo largo del disco". Astronomía y Astrofísica . 493 (2): 453–466. arXiv : 0810.0473 . Bibcode :2009A&A...493..453V. doi :10.1051/0004-6361:200810566. S2CID  14166884.
  40. ^ ab Cioni, Maria-Rosa L. (noviembre de 2009). "El gradiente de metalicidad como trazador de historia y estructura: las Nubes de Magallanes y las galaxias M33". Astronomía y Astrofísica . 506 (3): 1137–1146. arXiv : 0904.3136 . Código Bibliográfico :2009A&A...506.1137C. doi :10.1051/0004-6361/200912138. S2CID  15459246.
  41. ^ ab Zloczewski, K.; Kaluzny, J.; Hartman, J. (marzo de 2008). "Estudio fotométrico de cúmulos estelares en la parte exterior de M33". Acta Astronomica . 58 : 23–39. arXiv : 0805.4230 . Código Bibliográfico :2008AcA....58...23Z.
  42. ^ Hernández-López, I.; Athanassoula, E .; Mujica, R.; Bosma, A. (noviembre de 2009). "M33: La existencia de un bar". Un largo paseo por la astronomía: Celebración del 60 cumpleaños de Luis Carrasco, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias . vol. 37. págs. 160-162. Código Bib : 2009RMxAC..37..160H.
  43. ^ Dubus, G.; Charles, PA; Long, KS (octubre de 2004). "Imágenes de rayos X de alta resolución del núcleo de M 33 obtenidas con Chandra". Astronomía y astrofísica . 425 (1): 95–98. arXiv : astro-ph/0406310 . Bibcode :2004A&A...425...95D. doi :10.1051/0004-6361:20041253. S2CID  15999734.
  44. ^ abcd Gebhardt, Karl; Lauer, Tod R.; Krmendy, John; Pinkney, Jason; Bower, Gary A.; Green, Richard; Gull, Theodore; Hutchings, JB; Kaiser, ME; Nelson, Charles H. (noviembre de 2001). "M33: una galaxia sin agujero negro supermasivo". Astronomical Journal . 122 (5): 2469–2476. arXiv : astro-ph/0107135 . Código Bibliográfico :2001AJ....122.2469G. doi :10.1086/323481. S2CID  118864132 . Consultado el 18 de noviembre de 2020 .
  45. ^ abcd Buczilowski, UR (octubre de 1988). "Un estudio de radio continuo multifrecuencia de M33. II – Emisión térmica y no térmica". Astronomía y Astrofísica . 205 (1–2): 29–40. Bibcode :1988A&A...205...29B.
  46. ^ ab Corbelli, E.; Verley, S.; Elmegreen, BG; Giovanardi, C. (febrero de 2009). "La línea de nacimiento del cúmulo en M 33". Astronomía y Astrofísica . 495 (2): 479–490. arXiv : 0901.1530 . Bibcode :2009A&A...495..479C. doi :10.1051/0004-6361:200811086. S2CID  16880013.
  47. ^ Williams, Benjamin F.; Dalcanton, Julianne J.; Dolphin, Andrew E.; Holtzman, Jon; et al. (abril de 2009). "La detección del crecimiento del disco de adentro hacia afuera en M33". The Astrophysical Journal Letters . 695 (1): L15–L19. arXiv : 0902.3460 . Código Bibliográfico :2009ApJ...695L..15W. doi :10.1088/0004-637X/695/1/L15. S2CID  18357615.
  48. ^ Verley, S.; Hunt, LK; Corbelli, E.; Giovanardi, C. (diciembre de 2007). "Formación estelar en M 33: fotometría de Spitzer de fuentes discretas". Astronomía y Astrofísica . 476 (3): 1161–1178. arXiv : 0709.2601 . Bibcode :2007A&A...476.1161V. doi :10.1051/0004-6361:20078179. S2CID  2909792.
  49. ^ Keel, William C.; Holberg, Jay B.; Treuthardt, Patrick M. (julio de 2004). "Espectroscopia ultravioleta lejana de regiones de formación estelar en galaxias cercanas: poblaciones estelares e indicadores de abundancia". The Astronomical Journal . 128 (1): 211–223. arXiv : astro-ph/0403499 . Código Bibliográfico :2004AJ....128..211K. doi :10.1086/421367. S2CID  18914205.
  50. ^ Tammann, GA; Loeffler, W.; Schroeder, A. (junio de 1994). "La tasa de supernovas galácticas". The Astrophysical Journal Supplement Series . 92 (2): 487–493. Bibcode :1994ApJS...92..487T. doi : 10.1086/192002 .
  51. ^ Plucinsky, Paul P.; Williams, Benjamin; Long; Gaetz; et al. (febrero de 2008). "Encuesta Chandra ACIS de M33 (ChASeM33): un primer vistazo". The Astrophysical Journal Supplement Series . 174 (2): 366–378. arXiv : 0709.4211 . Código Bibliográfico : 2008ApJS..174..366P. doi : 10.1086/522942. S2CID  : 18857065.
  52. ^ David Bishop. "Novas extragalácticas". supernovae.net (Red internacional de supernovas). Archivado desde el original el 8 de abril de 2010. Consultado el 11 de septiembre de 2010 .
  53. ^ Grebel, EK (2–5 de noviembre de 1999). "La historia de la formación estelar del grupo local". En F. Favata; A. Kaas; A. Wilson (eds.). Actas del 33.º simposio ESLAB sobre formación estelar desde la pequeña a la gran escala . Noordwijk, Países Bajos. arXiv : astro-ph/0005296 . Código Bibliográfico :2000ESASP.445...87G.
  54. ^ Abubekerov, MK; Antokhina, EA; Bogomazov, AI; Cherepashchuk, AM (marzo de 2009). "La masa del agujero negro en el sistema binario de rayos X M33 X-7 y el estado evolutivo de M33 X-7 e IC 10 X-1". Astronomy Reports . 53 (3): 232–242. arXiv : 0906.3429 . Código Bibliográfico :2009ARep...53..232A. doi :10.1134/S1063772909030056. S2CID  15487309.
  55. ^ Morcone, Jennifer (17 de octubre de 2007). "Heaviest Stellar Black Hole Discovered in Nearby Galaxy" (Descubierto el agujero negro estelar más pesado en una galaxia cercana). Nota de prensa del Observatorio de rayos X Chandra . Consultado el 13 de febrero de 2010 .
  56. ^ Merritt, David ; Ferrarese, Laura; Joseph, Charles L. (10 de agosto de 2001). "¿No hay un agujero negro supermasivo en M33?". Science . 293 (5532): 1116–1118. arXiv : astro-ph/0107359 . Bibcode :2001Sci...293.1116M. doi :10.1126/science.1063896. PMID  11463879. S2CID  6777801.
  57. ^ abc "Captan a una gemela de la Vía Láctea desmembrando a su vecina". New Scientist . Consultado el 31 de julio de 2012 .
  58. ^ Davidge, TJ; McConnachie, AW; Fardal, MA; Fliri, J.; et al. (2012). "La reciente arqueología estelar de M31, la galaxia de disco rojo más cercana". The Astrophysical Journal . 751 (1): 74. arXiv : 1203.6081 . Bibcode :2012ApJ...751...74D. doi :10.1088/0004-637X/751/1/74. S2CID  59933737.
  59. ^ Bekki K. (octubre de 2008). "Formación de un puente HI gigante entre M31 y M33 a partir de su interacción de marea". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters . 390 (1): L24–L28. arXiv : 0807.1161 . Código Bibliográfico :2008MNRAS.390L..24B. doi : 10.1111/j.1745-3933.2008.00528.x . S2CID  119090934.
  60. ^ Putman, ME; et al. (octubre de 2009). "La disrupción y el abastecimiento de combustible de M33". The Astrophysical Journal . 703 (2): 1486–1501. arXiv : 0812.3093 . Código Bibliográfico :2009ApJ...703.1486P. doi :10.1088/0004-637X/703/2/1486. ​​S2CID  119310259.
  61. ^ van der Marel, Roeland P.; et al. (julio de 2012). "El vector de velocidad de M31. III. Futura evolución orbital de la Vía Láctea-M31-M33, fusión y destino del Sol". The Astrophysical Journal . 753 (1): 9. arXiv : 1205.6865 . Bibcode :2012ApJ...753....9V. doi :10.1088/0004-637X/753/1/9. S2CID  53071454.
  62. ^ van der Marel, Roeland P.; et al. (7 de febrero de 2019). "Primera dinámica de Gaia del sistema de Andrómeda: movimientos propios de DR2, órbitas y rotación de M31 y M33". The Astrophysical Journal . 872 (1): 24. arXiv : 1805.04079 . Bibcode :2019ApJ...872...24V. doi : 10.3847/1538-4357/ab001b . S2CID  119011033.

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