Gaan na inhoud

Driehoeksterrestelsel

Koördinate: Sky map 01h 33m 50.9s, 30° 39′ 36″
in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
Driehoeksterrestelsel
Messier 33, die Driehoeksterrestelsel.
Messier 33, die Driehoeksterrestelsel.
Soort stelsel Spiraalsterirestelsel
Sterrebeeld Driehoek
Messier-naam Messier 33
Tipe SA(s)cd[1]
Waarnemingsdata (Epog J2000)
Regte klimming 01h 33m 50,02s
Deklinasie +30º 39' 36,7"
Skynmagnitude 5,72
Besonderhede
Afstand (ligjaar) 2,38-3,07 miljoen
Skynbare grootte  70,8' × 41,7'
Aantal sterre 40 biljoen (4×1010)
Ander name NGC 0598, MCG +05-04-069, 1ES 0131+303, RX J0133.8+3039, PGC 005818
Portaal  Portaalicoon   Sterrekunde

Die Driehoeksterrestelsel (ook bekend as onder meer Messier 33 en NGC 0598) is ’n spiraalsterrestelsel sowat 3 miljoen ligjare van die Aarde af in die sterrebeeld Driehoek. Dit is die derde grootste sterrestelsel in die Plaaslike Groep, wat die Melkweg, Andromeda en sowat 30 ander, kleiner stelsels insluit.

Die sterrestelsel is die kleinste spiraalsterrestelsel in die Plaaslike Groep naas die Groot Magellaanse Wolk.[2] Dit is vermoedelik 'n satelliet van Andromeda of besig om weer in dié stelsel opgeneem te word as gekyk word na hulle wisselwerkings, snelhede[3] en nabyheid in die naghemel. Dit het ook 'n H II-kern.[4] Dit is een van die verste permanente voorwerpe wat met die blote oog gesien kan word.

Etimologie

[wysig | wysig bron]

Die sterrestelsel kry sy naam van die sterrebeeld Driehoek, waar dit gesien kan word.

Dit word soms informeel die "Vuurwielsterrestelsel" genoem,[5] maar volgens die sterrekundige databasis Simbad, wat formele name van sterrekundige voorwerpe vergelyk, verwys dié naam na Messier 101,[6] wat in die sterrebeeld Groot Hond voorkom.[7][8]

Sigbaarheid

[wysig | wysig bron]

Onder buitengewone goeie sigtoestande, sonder enige ligbesoedeling, kan die Driehoeksterrestelsel deur sommige mense gesien word met die blote oog wat by die donkerte aangepas het.[9] Vir dié kykers is dit die verste permanente voorwerp wat sonder vergroting sigbaar is; dit is verder as Andromeda.[10] Dit is 'n verstrooide voorwerp, eerder as 'n ligpunt, vanweë sy fisieke grootte.

Sy sigbaarheid sonder visuele hulp wissel van redelik maklik deur mense wat in verafgeleë plattelandse gebiede in 'n helder, donker nag direk daarna kyk tot mense wat weg van voorstede in goeie sigtoestande hulle blik effens afwend.[9] Dit is een van die verwysingsvoorwerpe van die Bortle-skaal.

Crumey het aangetoon dat hoewel die sterrestelsel se totale skynbare magnitude 5,72 is, is die effektiewe skynbare magnitude net sowat 6,6, wat beteken 'n waarnemer moet in dié toestande 'n ster van minstens daardie helderheid kan waarneem om die sterrestelsel te kan sien.[11] Dit is dowwer as wat die meeste mense kan sien, selfs in baie donker toestande.[12] (Hoe helderder die ster, hoe kleiner die sigbare magnitude.)

Waarnemingsgeskiedenis

[wysig | wysig bron]
NGC 604 in die Driehoeksterrestelsel.

Die Driehoeksterrestelsel is waarskynlik voor 1654 ontdek deur die Italiaanse sterrekundige Giovanni Battista Hodierna. Hy het dit beskryf as ’n newelagtige voorwerp "naby die Driehoek se hinc inde". Die sigbare helderheid stem ooreen met dié van M33 en dit is dus heel waarskynlik ’n verwysing na die Driehoeksterrestelsel.[13]

Charles Messier het dit op 25-26 Augustus 1764 onafhanklik ontdek en dit in sy katalogus van komeetagtige voorwerpe opgeneem as "Voorwerp 33", vandaar die naam Messier 33. Toe William Herschel sy uitgebreide katalogus van newels saamgestel het, was hy versigtig om nie die meeste voorwerpe wat deur Messier geïdentifiseer is, te noem nie.[14] M33 was egter ’n uitsondering en hy het dit op 11 September 1784 as H V-17 gekatalogiseer.[15]

Herschel het ook die grootste en helderste H II-gebied (verstrooide emissienewel met geïoniseerde waterstof) in die Driehoek afsonderlik in sy katalogus opgeneem as H III.150. Dit het eindelik die nommer NGC 604 gekry. Soos van die Aarde af gesien, is NGC 604 noordoos van die sterrestelsel se sentrale kern geleë. Dit is een van die grootste bekende H II-streke, met ’n deursnee van byna 1 500 ligjare en ’n elektromagnetiese spektrum soortgelyk aan dié van die Orion-newel. Herschel het ook drie ander, kleiner H II-gebiede waargeneem (NGC 588, 592 en 595).

Lord Rosse het die stelsel in 1850 as ’n "spiraalnewel" geklassifiseer. In 1922–'23 het John Charles Duncan en Max Wolf veranderlike sterre in die sterrestelsel ontdek. Edwin Hubble het in 1926 gevind dat 35 van hierdie sterre Cepheïede is, en dit het hom in staat gestel om hul afstand te bereken. Die resultaat het ooreengestem met die konsep dat spiraalnewels onafhanklike galaktiese stelsels van gas en stof is, eerder as newels in die Melkweg.[16]

Die Driehoekstelsel kan tot 40 miljard sterre bevat, in vergelyking met 400 miljard in die Melkweg en 'n biljoen in Andromeda.[17]

Eienskappe

[wysig | wysig bron]

Die Driehoeksterrestelsel is die derde grootste lid van die Plaaslike Groep sterrestelsels. Dit het 'n deursnee van rofweg 61 000 ligjare (18,74 kiloparsek),[18] wat beteken dit is omtrent 70% van die grootte van die Melkweg. Dit is dalk deur swaartekrag aan die Andromeda-sterrestelsel verbind en is dus moontlik 'n metgesel van Andromdeda. Die stelsel kan tot 40 miljard sterre hê, in vergelyking met 400 miljard in die Melkweg en 'n biljoen in Andromeda.[17]

Die skyf van die Driehoek het 'n geraamde massa van 3-6 × 109 sonmassas, en die gaskomponent sowat 3,2 × 109 sonmassas. Die gesamentlike barioniese massa kan dus 1010 sonmassas wees. Die donkermaterie kan sowat 5 × 1010 sonmassas bydra.[19]

Ligging, afstand en beweging

[wysig | wysig bron]
Die Driehoeksterrestelsel (M33; links onder die middel) en Andromeda (M31; bo die middel).

Ramings van die afstand tussen die Melkweg en die Driehoekstelsel wissel van 2,38 miljoen tot 3,07 miljoen ligjare (730 tot 940 kiloparsek), met die meeste ramings sedert die jaar 2000 in die middel daarvan.[20][21] Dit beteken dit lê verder as Andromdea (op 2,54 miljoen ligjare). Die stelsel lê omtrent 750 000 ligjare van Andromeda af.[22]

In 2006 het ’n groep sterrekundiges aangekondig dat hulle ’n verduisterende dubbelster in die Driehoeksterrestelsel ontdek het. Deur die verduisterings van die twee sterre te bestudeer, kon hulle die groottes daarvan meet. As die grootte en temperatuur van die sterre bekend is, kan hulle absolute magnitude bereken word, en wanneer die absolute magnitude bekend is, kan hulle afstand bereken word. Die groep het bereken die sterre lê 3 070 ± 240 kiloligjare (940 ± 74 kiloparsek) van hier.[20]

In 2005 het navorsers vir die eerste keer die hoekrotasie en eiebeweging van die Driehoeksterrestelsel bereken. 'n Snelheid van 190 ± 60 km/s relatief tot die Melkweg is aangeteken, wat beteken die Driehoek beweeg nader aan die Adromedasterrestelsel en dat dit dus 'n satelliet van Adromeda kan wees (afhangend van hulle relatiewe afstande en foutmarges).[3]

In 2004 is die ontdekking aangekondig dat 'n stroom waterstof die twee stelsels verbind, wat daarop dui dat daar in die verlede 'n getywisselwerking tussen hulle was. Die ontdekking is in 2011 bevestig.[23] 'n Afstand van minder as 300 kiloparsek tussen hulle steun die hipotese.[24]

Die Pisces-dwergsterrestelsel (LGS 3), 'n klein lid van die Plaaslike Groep, is 2 022 × 103 ligjare van die Son af geleë. Dit is 20° van Andromeda en 11° van die Driehoekstelsel af. As LGS 3 op 'n afstand van 913 × 103 ligjare van albei stelsels lê, kan dit 'n satelliet van óf Andromeda óf die Driehoek wees. Sy massa is 2,6 × 107 sonmassas.[25]

Pisces VII/Triangulum (Tri) III is dalk nog 'n satelliet van die Driehoek.[26]

Struktuur

[wysig | wysig bron]
’n Infrarooifoto van M33 geneem deur die Spitzer-ruimteteleskoop.
’n Ultravioletfoto deur die Galex-sterrewag.

In die Franse sterrekundige Gérard de Vaucouleurs se hersiene Hubble Sandage (VRHS)-stelsel van die morfologiese klassifikasie van sterrestelsels word die Driehoeksterrestelsel as tipe SA(s)cd geklassifiseer. Die "S" dui aan dit is 'n skyfvormige stelsel met prominente arms van gas en stof wat van die kern af uitsprei – dit is wat algemeen as 'n spiraalsterrestelsel bekend is. Die "A" beteken die kern het nie 'n staafvormige struktuur nie. Die Amerikaanse sterrekundige Allan Sandage se "(s)" word gebruik wanneer die spiraalarms regstreeks uit die kern of sentrale staaf kom, eerder as uit 'n binneste ring. Die "cd" beskryf die oopheid van die arms. 'n Klassifikasie van "cd" dui op arms wat relatief los is.[27]

Die sterrestelsel het 'n baanhelling van 54° ten opsigte van die waarnemingslyn van die Aarde af, en dit laat toe dat die struktuur waargeneem kan word sonder 'n groot obstruksie van gas en stof.[28][29] Daar kan 'n halo om die stelsel wees, maar daar is geen bol by die kern nie.[30] Dit is 'n geïsoleerde stelsel en daar is geen aanduiding van onlangse samesmeltings of wisselwerkings met ander sterrestelsels nie.[29]

Hoewel die Driehoek as 'n staaflose stelsel gaklassifiseer word, dui 'n ontleding van sy vorm dat daar 'n swak staafagtige struktuur om die kern kan wees. Die radius van dié struktuur is sowat 0,8 kiloparsek.[31]

Die stelsel se kern is 'n H II-gebied,[32] en dit bevat 'n ultrahelder X-straalbron met 'n emissie van 1,2 × 1039 erg s-1, wat die helderste omvang van X-strale in die Plaaslike Groep is. Die bron is veranderlik met 20% oor 'n siklus van 106 dae.[33] Dit lyk egter nie of die kern 'n supermassiewe swartkolk bevat nie.[34] Dit kan daarop dui dat supermassiewe swartkolke net verbind kan word met 'n galaktiese bol en nie die hele skyf nie.[34]

Die binneste deel van die sterrestelsel het twee helder spiraalarms en verskeie uitlopers wat die binnste en buitenste arm verbind.[28][29] Die hoofarms word IN (noord) en IS (suid) genoem.[35]

Stervorming

[wysig | wysig bron]
NGC 604, 'n stervormende gebied in die Driehoek, soos afgeneem deur die Hubble-ruimteteleskoop.

In die sentrale 4′ van die sterrestelsel word atomiese gas doeltreffend in molekulêre gas omgeskakel, en dit het 'n sterk spektrale emissie van CO tot gevolg. Dit gebeur terwyl reusagtige molekulêre wolke uit die omringende interstellêre medium kondenseer. 'n Soortgelyke proses vind buite die sentrale 4′ plaas, maar teen 'n minder doeltreffende tempo. Sowat 10% van die gasinhoud in die stelsel is in molekulêre vorm.[28][29]

Stervorming vind plaas teen 'n tempo wat in 'n groot mate afhang van die plaaslike gasdigtheid, en die tempo per eenheidsgebied is hoër as in Andromeda. (Die tempo van stervorming is sowat 3,4 sonmassas Gyr-1 pc-2 in die Driehoek, vergeleke met 0,74 in Andromeda.)[36] Die vier helderste H II-gebiede word NGC 588, 592, 595 en 604 genoem. Laasgenoemde is die helderste en kon sowat 3 miljoen jaar gelede ’n uitbarsting van stervorming ondergaan het.[37] Dit is die tweede helderste H II-gebied in die Plaaslike Groep.

Die geraamde tempo van supernova-ontploffings in die Driehoeksterrestelsel is 0,06 tipe Ia- en 0,62 tipe Ib- en Ic-supernova per eeu. Dit kom neer op ’n gemiddeld van een supernova-ontploffing elke 147 jaar.[38] Sedert 2008 is altesaam 100 supernova-oorblyfsels in die sterrestelsel ontdek,[39] die meeste in die suidelike helfte. Dieselfde asimmetriese voorkoms geld vir H I- en H II-gebiede en vir helder streke met O-tipe hoofreekssterre.[40]

Sowat 54 bolvormige sterreswerms is in die sterrestelsel geïdentifiseer, maar daar is vermoedelik 122 of meer.[41] Die swerms wat geïdentifiseer is, kan ’n paar miljard jaar jonger wees as dié in die Melkweg, en dit lyk of swermvorming die afgelope 100 miljoen jaar toegeneem het. Dit word toegeskryf aan ’n invloei van gas na die middel van die sterrestelsel.

In 2007 is ’n swartkolk van sowat 15,7 sonmassas waargeneem. Die kolk, M33 X-7, wentel om ’n metgeselster en verduister dit elke 3,5 dae. Dit is die grootste bekende swartkolk wat veroorsaak is deur die inploffing van ’n massiewe ster.[42][43]

Die Driehoek op die botsingspad tussen die Melkweg en Andromeda.

Verhouding met Andromeda

[wysig | wysig bron]

Daar is vermoedelik ’n verbinding tussen die Driehoek- en die Andromeda-sterrestelsel. Dit dui op ’n interaksie tussen die twee stelsels tussen 2 en 8 miljard jaar gelede,[44][45] en ’n gewelddadiger botsing oor sowat 2,5 miljard jaar.

Die toekoms van die Driehoekstelsel is onbekend, maar dit lyk of dit beïnvloed sal word deur die groter Andromeda. Voorgestelde toekomstige scenario's wissel van ’n uiteenskeuring en opname deur Andromeda, waardeur hy baie waterstof van Andromeda sal kry om nuwe sterre te vorm of al sy gas (en dus sy vermoë om nuwe sterre te vorm) sal verloor,[46] tot ’n deelname aan die botsing tussen die Melkweg en Andromeda, waarna dit waarskynlik om die saamgesmelte stelsels sal wentel en later daarmee saamsmelt.

Twee ander moontlikhede is ’n botsing met die Melkweg voor laasgenoemde met Andromeda bots, of ’n uitwerping uit die Plaaslike Groep.[47]

Verwysings

[wysig | wysig bron]
  1. ↑ "Results for NGC 598". NASA/IPAC Extragalactic Database (in Engels). NASA/IPAC/JPL. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 2 Augustus 2002. Besoek op 1 Desember 2006.
  2. ↑ Ryden, Barbara; Peterson, Bradley M. (2009). Foundations of Astrophysics. New York: Pearson Addison-Wesley. p. 471. ISBN 9780321595584.
  3. ↑ 3,0 3,1 Brunthaler, Andreas; Reid, Mark J.; Falcke, Heino; Greenhill, Lincoln J.; et al. (2005). "The Geometric Distance and Proper Motion of the Triangulum Galaxy (M33)". Science. 307 (5714): 1440–1443. arXiv:astro-ph/0503058. Bibcode:2005Sci...307.1440B. doi:10.1126/science.1108342. PMID 15746420. S2CID 28172780.
  4. ↑ Ho, Luis C.; Filippenko, Alexei V.; Sargent, Wallace L. W. (Oktober 1997). "A Search for "Dwarf" Seyfert Nuclei. III. Spectroscopic Parameters and Properties of the Host Galaxies". Astrophysical Journal Supplement. 112 (2): 315–390. arXiv:astro-ph/9704107. Bibcode:1997ApJS..112..315H. doi:10.1086/313041. S2CID 17086638.
  5. ↑ O'Meara, S. J. (1998). The Messier Objects. Cambridge: Cambridge University. ISBN 978-0-521-55332-2.
  6. ↑ "SIMBAD Astronomical Database". Results for Messier 101. Besoek op 7 April 2007.
  7. ↑ "Messier Object 101". Besoek op 7 April 2007.
  8. ↑ "Best of AOP: M101: Pinwheel Galaxy". Besoek op 7 April 2007.
  9. ↑ 9,0 9,1 Bortle, John E. (Februarie 2001). "The Bortle Dark-Sky Scale". Besoek op 7 Januarie 2010.
  10. ↑ Skiff, Brian (10 Januarie 1997). "Messier 81 naked-eye". sci.astro.amateur. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 1 Maart 2021. Besoek op 11 Februarie 2010.
  11. ↑ Crumey, Andrew (2014). "Human contrast threshold and astronomical visibility". MNRAS. 442 (3): 2600–2619. arXiv:1405.4209. Bibcode:2014MNRAS.442.2600C. doi:10.1093/mnras/stu992. Besoek op 24 Julie 2023.
  12. ↑ Weaver, Harold (1947). "The Visibility of Stars Without Optical Aid". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 59 (350): 232. Bibcode:1947PASP...59..232W. doi:10.1086/125956. S2CID 51963530. Besoek op 24 Julie 2023.
  13. ↑ Fodera-Serio, G.; Indorato, L.; Nastasi, P. (Februarie 1985). "Hodierna's Observations of Nebulae and his Cosmology". Journal of the History of Astronomy. 16 (1): 1–36. Bibcode:1985JHA....16....1F.{{cite journal}}: AS1-onderhoud: meer as een naam (link)
  14. ↑ Jones, Kenneth Glyn (1991). Messier's nebulae and star clusters. p. 366. ISBN 0-521-37079-5. {{cite book}}: |work= ignored (hulp)
  15. ↑ Mullaney, James (2007). The Herschel objects and how to observe them. pp. 16–17. ISBN 0-387-68124-8. {{cite book}}: |work= ignored (hulp)
  16. ↑ Van den Bergh, Sidney (2000). The galaxies of the Local Group. Cambridge astrophysics series. Vol. 35. Cambridge University Press. p. 72. ISBN 0-521-65181-6.
  17. ↑ 17,0 17,1 Michon, Gerard P. "Sizing up the Universe – Stars, Sand and Nucleons" (in Japannees). Geargiveer vanaf die oorspronklike op 11 April 2020. Besoek op 7 Januarie 2010.
  18. ↑ De Vaucouleurs, Gerard; De Vaucouleurs, Antoinette; Corwin, Herold G.; Buta, Ronald J.; Paturel, Georges; Fouque, Pascal (1991). Third Reference Catalogue of Bright Galaxies. Bibcode:1991rc3..book.....D.
  19. ↑ Corbelli, Edvige (Junie 2003). "Dark matter and visible baryons in M33". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 342 (1): 199–207. arXiv:astro-ph/0302318. Bibcode:2003MNRAS.342..199C. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06531.x. S2CID 119383732.
  20. ↑ 20,0 20,1 Bonanos, A. Z. (2006). "The First DIRECT Distance to a Detached Eclipsing Binary in M33". Astrophysics and Space Science. 304 (1–4): 207. Bibcode:2006Ap&SS.304..207B. doi:10.1007/s10509-006-9112-1.
  21. ↑ Magrini, Laura; Stanghellini, Letizia; Villaver, Eva (Mei 2009). "The Planetary Nebula Population of M33 and its Metallicity Gradient: A Look Into the Galaxy's Distant Past". The Astrophysical Journal. 696 (1): 729–740. arXiv:0901.2273. Bibcode:2009ApJ...696..729M. doi:10.1088/0004-637X/696/1/729.{{cite journal}}: AS1-onderhoud: meer as een naam (link)
  22. ↑ "Messier Object 33". www.messier.seds.org. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 29 Junie 2023. Besoek op 21 Mei 2021.
  23. ↑ Finley, Dave (11 Junie 2012). "Neighbor galaxies may have brushed closely, astronomers find". National Radio Astronomy Observatory. Besoek op 13 Junie 2012.
  24. ↑ Pawlowski, Marcel S.; Kroupa, Pavel; Jerjen, Helmut (2013). "Dwarf galaxy planes: the discovery of symmetric structures in the Local Group". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 435 (3): 1928–1957. arXiv:1307.6210. Bibcode:2013MNRAS.435.1928P. doi:10.1093/mnras/stt1384. S2CID 53991672.
  25. ↑ Miller, Bryan W.; Dolphin, Andrew E.; Lee, Myung Gyoon; Kim, Sang Chul; et al. (Desember 2001). "The Star Formation History of LGS 3". The Astrophysical Journal. 562 (2): 713–726. arXiv:astro-ph/0108408. Bibcode:2001ApJ...562..713M. doi:10.1086/323853. S2CID 119089499.
  26. ↑ Enrico de Lazaro: Amateur Astronomer Discovers New Dwarf Galaxy, on: sci-news, Nov 18, 2021
  27. ↑ Buta, Ronald James; Corwin, Harold G.; Odewahn, Stephen C. (2007). The de Vaucouleurs atlas of galaxies. Cambridge University Press. pp. 1–16, 88. ISBN 0-521-82048-0.{{cite book}}: AS1-onderhoud: meer as een naam (link)
  28. ↑ 28,0 28,1 28,2 Heyer, Mark H.; Corbelli, Edvige; Schneider, Stephen E.; Young, Judith S. (Februarie 2004). "The Molecular Gas Distribution and Schmidt Law in M33". The Astrophysical Journal. 602 (2): 723–729. arXiv:astro-ph/0311226. Bibcode:2004ApJ...602..723H. doi:10.1086/381196.{{cite journal}}: AS1-onderhoud: meer as een naam (link)
  29. ↑ 29,0 29,1 29,2 29,3 Verley, S.; Corbelli, E.; Giovanardi, C.; Hunt, L. K. (Januarie 2009). "Star formation in M 33: multiwavelength signatures across the disk". Astronomy and Astrophysics. 493 (2): 453–466. arXiv:0810.0473. Bibcode:2009A&A...493..453V. doi:10.1051/0004-6361:200810566.{{cite journal}}: AS1-onderhoud: meer as een naam (link)
  30. ↑ Cioni, Maria-Rosa L. (November 2009). "The metallicity gradient as a tracer of history and structure: the Magellanic Clouds and M33 galaxies". Astronomy and Astrophysics. 506 (3): 1137–1146. arXiv:0904.3136. Bibcode:2009A&A...506.1137C. doi:10.1051/0004-6361/200912138. S2CID 15459246.
  31. ↑ Hernández-López, I. (November 2009). "M33: The existence of a bar". 37: 160–162. 
  32. ↑ Zhang, J. S.; Henkel, C.; Guo, Q.; Wang, H. G.; Fan, J. H. (2010). "On the Nuclear Obscuration of H2O Maser Galaxy". Astrophysical Journal. 708 (2): 1528–1536. arXiv:0912.2159. Bibcode:2010ApJ...708.1528Z. doi:10.1088/0004-637X/708/2/1528.{{cite journal}}: AS1-onderhoud: meer as een naam (link)
  33. ↑ Dubus, G.; Charles, P. A.; Long, K. S. (Oktober 2004). "High resolution Chandra X-ray imaging of the nucleus of M 33". Astronomy and Astrophysics. 425 (1): 95–98. arXiv:astro-ph/0406310. Bibcode:2004A&A...425...95D. doi:10.1051/0004-6361:20041253.{{cite journal}}: AS1-onderhoud: meer as een naam (link)
  34. ↑ 34,0 34,1 Gebhardt, Karl; Lauer, Tod R.; Krmendy, John; Pinkney, Jason; Bower, Gary A.; Green, Richard; Gull, Theodore; Hutchings, J.B.; Kaiser, M.E.; Nelson, Charles H. (November 2001). "M33: A Galaxy with No Supermassive Black Hole". Astronomical Journal. 122 (5): 2469–2476. arXiv:astro-ph/0107135. Bibcode:2001AJ....122.2469G. doi:10.1086/323481. S2CID 118864132. Besoek op 18 November 2020.
  35. ↑ Buczilowski, U. R. (Oktober 1988). "A multifrequency radio continuum survey of M33. II – Thermal and non-thermal emission". Astronomy and Astrophysics. 205 (1–2): 29–40. Bibcode:1988A&A...205...29B.
  36. ↑ Corbelli, E.; Verley, S.; Elmegreen, B. G.; Giovanardi, C. (Februarie 2009). "The cluster birthline in M 33". Astronomy and Astrophysics. 495 (2): 479–490. arXiv:0901.1530. Bibcode:2009A&A...495..479C. doi:10.1051/0004-6361:200811086.{{cite journal}}: AS1-onderhoud: meer as een naam (link)
  37. ↑ Keel, William C.; Holberg, Jay B.; Treuthardt, Patrick M. (Julie 2004). "Far-Ultraviolet Spectroscopy of Star-forming Regions in Nearby Galaxies: Stellar Populations and Abundance Indicators". The Astronomical Journal. 128 (1): 211–223. arXiv:astro-ph/0403499. Bibcode:2004AJ....128..211K. doi:10.1086/421367.{{cite journal}}: AS1-onderhoud: meer as een naam (link)
  38. ↑ Tammann, G. A.; Loeffler, W.; Schroeder, A. (Junie 1994). "The Galactic supernova rate". The Astrophysical Journal Supplement Series. 92 (2): 487–493. Bibcode:1994ApJS...92..487T. doi:10.1086/192002.{{cite journal}}: AS1-onderhoud: meer as een naam (link)
  39. ↑ Plucinsky, Paul P. (Februarie 2008). "Chandra ACIS Survey of M33 (ChASeM33): A First Look". The Astrophysical Journal Supplement Series. 174 (2): 366–378. arXiv:0709.4211. Bibcode:2008ApJS..174..366P. doi:10.1086/522942.
  40. ↑ David Bishop. "Extragalactic Novae" (in Engels). supernovae.net (International Supernovae Network). Geargiveer vanaf die oorspronklike op 30 Oktober 2012. Besoek op 11 September 2010.
  41. ↑ Zloczewski, K.; Kaluzny, J.; Hartman, J. (Maart 2008). "Photometric Survey for Stellar Clusters in the Outer Part of M33". Acta Astronomica. 58: 23–39. arXiv:0805.4230. Bibcode:2008AcA....58...23Z.{{cite journal}}: AS1-onderhoud: meer as een naam (link)
  42. ↑ Abubekerov, M. K.; Antokhina, E. A.; Bogomazov, A. I.; Cherepashchuk, A. M. (Maart 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". Astronomy Reports. 53 (3): 232–242. arXiv:0906.3429. Bibcode:2009ARep...53..232A. doi:10.1134/S1063772909030056.{{cite journal}}: AS1-onderhoud: meer as een naam (link)
  43. ↑ Morcone, Jennifer (17 Oktober 2007). "Heaviest Stellar Black Hole Discovered in Nearby Galaxy". Chandra X-ray Observatory press release (in Engels). Geargiveer vanaf die oorspronklike op 3 Augustus 2019. Besoek op 13 Februarie 2010.
  44. ↑ Davidge, T.J.; Connachie, A.W.; Fardal, M.A.; Fliri, J.; Valls-Gabaud, D.; Chapman, S.C.; Lewis, G.F.; Rich, R.M. (2012). "The Recent Stellar Archeology of M31—The Nearest Red Disk Galaxy". The Astrophysical Journal. 751 (1). arXiv:1203.6081. Bibcode:2012ApJ...751...74D. doi:10.1088/0004-637X/751/1/74.
  45. ↑ Bekki K. (Oktober 2008). "Formation of a giant HI bridge between M31 and M33 from their tidal interaction". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (Letters). 390 (1): L24–L28. arXiv:0807.1161. Bibcode:2008MNRAS.390L..24B. doi:10.1111/j.1745-3933.2008.00528.x.
  46. ↑ Putman, M. E.; Peek, J. E. G.; Muratov, A.; Gnedin, O. Y.; Hsu, W.; Douglas, K. A.; Heiles, C.; Stanimirovic, S.; Korpela, E. J.; Gibson, S. J. (Oktober 2009). "The Disruption and Fueling of M33". The Astrophysical Journal. 703 (2): 1486–1501. arXiv:0812.3093. Bibcode:2009ApJ...703.1486P. doi:10.1088/0004-637X/703/2/1486.
  47. ↑ van der Marel, Roeland P.; Besla, Gurtina; Cox, T. J.; Sohn, Sangmo Tony; Anderson, Jay (Julie 2012). "The M31 Velocity Vector. III. Future Milky Way-M31-M33 Orbital Evolution, Merging, and Fate of the Sun". The Astrophysical Journal. 753 (1). arXiv:1205.6865. Bibcode:2012ApJ...753....9V. doi:10.1088/0004-637X/753/1/9.

Eksterne skakels

[wysig | wysig bron]


Ontsluit van "https://af.wikipedia.org/w/index.php?title=Driehoeksterrestelsel&oldid=2686794"