Galaxia triangular | |
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Galaxia | |
Historia de la investigación | |
abrelatas | Carlos Messier |
fecha de apertura | 25 de agosto de 1764 |
Notación | M 33, NGC 598 |
Datos observacionales ( época J2000.0 ) |
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Constelación | Triángulo |
ascensión recta | 1 h 33 min 50,90 s [1] |
declinación | +30° 39′ 35.79″ [1] |
sonido visible magnitud | 5,72 ± 0,04 [2] |
Características | |
Tipo de | SA(s)cd [3] |
Incluido en | Grupo local [4] , [CHM2007] LDC 160 [5] , [TSK2008] 222 [6] [7] y Grupo M31 [d] [4] |
velocidad radial | −182 km / s [8] |
z | −0,000597 ± 1,0E−5 [9] |
Distancia | 850 kpc |
Radio | 9,4 kiloparsec |
Información en bases de datos | |
SIMBAD | M33 |
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La Galaxia del Triángulo ( M 33 , NGC 598 ) es una galaxia espiral de tipo Sc , una de las galaxias más cercanas a la Vía Láctea , a una distancia de 850 kiloparsecs de ella . Está en el Grupo Local y ocupa el tercer lugar en tamaño, masa y luminosidad después de la Galaxia de Andrómeda y la Vía Láctea.
En cuanto a sus parámetros, M 33 en su conjunto no destaca entre las galaxias de su tipo. El diámetro de M 33 es de 18,8 kiloparsecs , que es la mitad del de la Vía Láctea, contiene 40 mil millones de estrellas, mientras que en nuestra Galaxia, según diversas estimaciones, de 100 a 400 mil millones. El componente principal de una galaxia es su disco . Los brazos espirales de la galaxia están fragmentados y no demasiado retorcidos. Hay un ligero abultamiento y también se observa un halo . El núcleo es brillante y compacto y carece de un agujero negro supermasivo .
Los cúmulos de estrellas en la galaxia Triangulum difieren de los de la Vía Láctea: están distribuidos de manera más uniforme en luminosidad y edad que en nuestra galaxia, no hay límites claros entre los cúmulos de diferentes tipos. M 33 es rica en regiones H II : hay alrededor de 3000 de ellas en la galaxia, la más grande, masiva y brillante de ellas es NGC 604 . En tamaño y luminosidad en el Grupo Local, solo es superada por la Nebulosa Tarántula en la Gran Nube de Magallanes .
La masa total de estrellas en la galaxia es 5.5⋅10 9 M ⊙ , la metalicidad promedio es −1 y disminuye desde el centro hasta el borde de la galaxia. La tasa de formación de estrellas es más alta que el promedio para una galaxia con tal número de estrellas y asciende a 0,34–0,44 M ⊙ por año, y la mayor parte de la masa de estrellas se formó en el período de hace 3–6 mil millones de años. En la parte central de la galaxia, el proceso de formación estelar comenzó antes que en la periferia, por lo que la proporción de estrellas viejas es mayor en el centro.
En la galaxia se conocen un gran número de fuentes de rayos X y estrellas variables . La fuente permanente de rayos X más brillante de todo el Grupo Local, M33 X-8 , se encuentra en el núcleo de la galaxia Triangulum.
La Galaxia Triangulum fue descubierta por Charles Messier en 1764, aunque pudo haber sido observada por Giovanni Battista Hodierna antes de 1654. Edwin Hubble hizo una gran contribución al estudio de la galaxia : en 1926 publicó un artículo detallado sobre la galaxia, en el que, en particular, demostró la naturaleza extragaláctica del objeto.
M 33 se observa en la constelación Triangulum . Con una magnitud aparente de +5,7 m , esta galaxia es uno de los objetos más distantes que se pueden ver a simple vista .
La Galaxia del Triángulo [10] ( M 33, NGC 598) es una galaxia espiral ubicada en el Grupo Local , que es una de las galaxias más cercanas a la Vía Láctea ; la distancia a ella es de 850 ± 20 kiloparsecs [11] . En el Grupo Local, que contiene unas 50 galaxias, M 33 ocupa el tercer lugar en tamaño, luminosidad y masa [12] . Según estos indicadores, solo es superada por la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda , las galaxias espirales que dominan el grupo. Estas tres galaxias son las únicas galaxias espirales del Grupo Local [13] .
En cuanto a sus parámetros, M 33 en su conjunto no se destaca entre las galaxias espirales de tipo tardío. El diámetro de la galaxia es ligeramente mayor que el promedio: su magnitud, medida a partir de la isófota de 25 m por segundo cuadrado de arco en la banda fotométrica B , es de 18,8 kiloparsecs [14] [15] . Este valor es aproximadamente la mitad del de las dos galaxias más grandes del grupo. La magnitud absoluta en la banda V es −18,9 m [16] . La masa total, teniendo en cuenta la materia oscura , contenida dentro de los 23 kiloparsecs del centro de la galaxia, es 7.9⋅10 10 M ⊙ , de esta masa, las estrellas y el gas representan el 11% [12] [13] . Hay 40 mil millones de estrellas en la galaxia Triangulum, que es mucho menos que en la Vía Láctea; según varias estimaciones, de 100 a 400 mil millones [17] [18] .
La magnitud aparente de M 33 en la banda V es +5,72 m [19] , el índice de color B−V es 0,6 m . El plano del disco de la galaxia está inclinado en un ángulo de 56° con respecto al plano del cielo , el eje mayor del disco visible de la galaxia está en un ángulo de posición de 23°. La parte noreste de la galaxia se encuentra más cerca de la Tierra que el suroeste [20] .
La Galaxia del Triángulo es una galaxia espiral de tipo tardío : sus brazos espirales están abiertos y no demasiado retorcidos, y el abultamiento se expresa débilmente, por lo tanto, en la clasificación de Hubble , pertenece al tipo Sc o incluso Scd [15] . No hay barra en la galaxia Triangulum , y los brazos espirales comienzan en el mismo centro de la galaxia, y en la clasificación de Vaucouleur se designa como SAc(s). M 33 tiene una clase de luminosidad galáctica II-III [comm. 1] [22] .
El componente principal de M 33 es el disco galáctico , que está bien descrito por un perfil exponencial con una escala de unos 2 kiloparsecs, que se extiende al menos 8 kiloparsecs a lo largo del radio [23] . La Galaxia del Triángulo tiene numerosos brazos espirales fragmentados, por lo que se la conoce como floculante [24] [25] .
El disco se divide en un disco delgado con una dispersión de velocidad de 15 km/s, que consta de estrellas jóvenes y gas, y un disco grueso con una dispersión de 47 km/s; estos componentes incluyen, respectivamente, el 66 % y el 30 % de las estrellas de la galaxia [26] .
El 4% de las estrellas pertenecen al halo galáctico , las estrellas individuales se observan a distancias de hasta 40 kiloparsecs del centro. La presencia de una protuberancia en la galaxia estuvo en duda durante mucho tiempo: varios estudios la confirmaron y la refutaron [27] . Según los datos obtenidos del Telescopio Espacial Spitzer , el bulto está presente, pero es muy pequeño: su radio es de 0,4 kiloparsec y su luminosidad es el 4% de la luminosidad total de la galaxia [23] [28] .
El núcleo de la galaxia Triangulum es brillante y compacto. Su magnitud aparente en la banda V es de 14,54 m , por lo tanto, el valor absoluto es −10,2 m , y el índice de color B−V es de 0,65 m en promedio , un color más azul que el que se podría observar en un cúmulo globular típico . El color no es el mismo en todo el núcleo: hacia el centro, el núcleo se vuelve más azul. El radio del núcleo es de 0,14 parsec y tiene forma elíptica: el achatamiento es de 0,16. La velocidad de dispersión en el núcleo es de 21 km/s, y la relación entre la masa y la luminosidad es pequeña y asciende a 0,4 M ⊙ / L ⊙ . Hay dos poblaciones estelares relativamente jóvenes en el núcleo . La edad del primero es de mil millones de años, y la masa total es 8⋅10 5 M ⊙ , la segunda población tiene 40 millones de años y tiene una masa de 10 4 M ⊙ . Las estrellas más jóvenes están más concentradas hacia el centro, por lo que el color del núcleo en el centro es más azul. El núcleo de la galaxia también alberga M33 X-8 , la fuente permanente de rayos X más poderosa de todo el Grupo Local (ver a continuación ). No hay un agujero negro supermasivo en el centro de M 33 [29] [30] [31] .
Hay al menos 264 cúmulos estelares confirmados en la Galaxia del Triángulo . En el catálogo CFHT de objetos extendidos en M 33, 3554 objetos son candidatos a cúmulos estelares. Un análisis detallado de 60 candidatos mostró que solo 21 objetos son cúmulos; el resto resultó ser asterismos , nebulosas y galaxias distantes. Por lo tanto, si la proporción de conglomerados entre los candidatos en todo el catálogo es la misma, entonces alrededor de 1400 objetos del catálogo deberían ser conglomerados [32] .
Los cúmulos de la galaxia M 33 son diferentes de los de la Vía Láctea. Hay dos tipos de cúmulos en nuestra galaxia: cúmulos globulares y cúmulos abiertos . Los primeros son cúmulos viejos con una gran cantidad de estrellas que habitan el bulbo y el halo, y los segundos son cúmulos jóvenes con menos estrellas ubicados en el disco de la galaxia . En la Vía Láctea, se puede trazar un límite claro entre objetos de estos dos tipos, y prácticamente no se observan cúmulos de edad intermedia [33] . En la galaxia Triangulum, el límite entre los cúmulos de diferentes tipos es más borroso y los cúmulos están distribuidos más uniformemente en luminosidad y edad; se observa una imagen similar en las Nubes de Magallanes [32] .
Básicamente, las magnitudes absolutas de los cúmulos M 33 se encuentran en el rango de −4 m a −9 m , las masas son de 10 3 a 10 5 M ⊙ y las edades son de 10 7 a 10 9 años. La masa promedio del cúmulo en M 33 es 1.78⋅10 4 M ⊙ — menor que en la Galaxia de Andrómeda (2.69⋅10 5 M ⊙ ), pero mayor que en la Vía Láctea (5.24⋅10 2 M ⊙ ) , y es cercano al de la Gran Nube de Magallanes (1.51⋅10 4 M ⊙ ). La metalicidad promedio de las estrellas en los cúmulos M 33 es −1.01, que es menor que en la Vía Láctea (−0.19) y en la Galaxia de Andrómeda (−0.43) [comm. 2] . Las edades de los cúmulos son relativamente pequeñas en promedio: en M 33, solo el 31% de los cúmulos tienen más de 2 mil millones de años, mientras que en la Galaxia de Andrómeda la proporción de dichos cúmulos es del 56% [32] [35] .
Los cúmulos de estrellas globulares en la galaxia Triangulum se identifican por el tipo de sus órbitas, lo que indica su pertenencia a un halo , a veces por una gran distancia desde el plano del disco, o por su diagrama de color-luminosidad . Algunos cúmulos globulares tienen hasta 12 mil millones de años, como en la Vía Láctea, pero muchos cúmulos globulares son mucho más jóvenes y pueden tener hasta 7 mil millones de años. Los cúmulos globulares más jóvenes son tan pobres en elementos pesados como los más antiguos, con metalicidades típicas que van desde −1,64 a −0,65 [comm. 2] . Esto significa que en la galaxia Triangulum, la formación de cúmulos masivos pobres en metales continuó durante varios miles de millones de años después del estallido inicial de formación estelar . Además de los cúmulos globulares ordinarios, M 33 tiene al menos un "cúmulo extendido" ( eng. cúmulo extendido ) llamado M33-EC1 , un cúmulo de gran tamaño y baja densidad, por lo demás similar a los cúmulos globulares. Se han observado objetos similares en la galaxia de Andrómeda y se cree que son los restos de galaxias enanas que han perdido la mayoría de sus estrellas debido a las interacciones de las mareas [36] .
Otro tipo de cúmulos estelares, que prácticamente no tiene análogo en la Vía Láctea, son los “ cúmulos populosos jóvenes ” . Sus magnitudes absolutas son comparables a las de los cúmulos globulares — de −4 m a −9 m , pero tienen masas más pequeñas — de 5⋅10 3 a 10 5 M ⊙ y metalicidades más altas, son mucho más jóvenes — de 100 millones de años a 10 mil millones - y se refieren al disco galáctico [37] .
Los cúmulos estelares muy jóvenes, cuya edad oscila entre 4 y 100 millones de años, también están presentes en la galaxia Triangulum. Las masas de los cúmulos en este rango de edad oscilan entre 6⋅10 2 y 2⋅10 4 M ⊙ , algunos cúmulos jóvenes de pequeña masa son cúmulos abiertos [35] . M 33 es rico en asociaciones OB que delinean los brazos espirales de la galaxia, lo cual es típico de las galaxias espirales de tipo tardío [38] .
El medio interestelar de la galaxia Triangulum consta de los mismos componentes que en la Vía Láctea. Se trata de polvo interestelar que absorbe radiación y la vuelve a emitir en el rango infrarrojo , y gas de varias temperaturas: desde gas molecular frío hasta muy caliente, que emite rayos X. Las diferencias entre el medio interestelar M 33 y nuestra Galaxia incluyen el contenido de elementos pesados: en la galaxia Triangulum, la metalicidad es menor y asciende a −1,0. Como en la Vía Láctea, este parámetro disminuye con la distancia desde el centro de la galaxia: el gradiente de metalicidad es −0.01 kpc −1 [comm. 2] [39] . La masa total de hidrógeno atómico neutro en la galaxia es 1.95⋅10 9 M ⊙ [12] .
M 33 es rica en regiones H II donde ocurre la formación de estrellas : hay alrededor de 3000 de ellas en la galaxia y están concentradas hacia los brazos galácticos . Las luminosidades de la mayoría de ellos son 10 35 -10 38 erg /s, y los tamaños de algunos superan los 100 parsecs. Además de las regiones H II, la galaxia contiene una gran cantidad de otros tipos de nebulosas, en particular, se conocen 152 nebulosas planetarias , 100 remanentes de supernova y 11 nebulosas Wolf-Rayet [29] [40] .
La más brillante, más masiva y más grande de las regiones H II de la galaxia es NGC 604 : entre las regiones H II del Grupo Local, solo es superada por la Nebulosa de la Tarántula en la Gran Nube de Magallanes en tamaño y luminosidad . El diámetro de NGC 604 es de 1500 años luz (460 parsecs ), contiene más de 200 estrellas masivas con masas de 15-120 M⊙ , incluidas 14 estrellas Wolf-Rayet . La nebulosa es una fuente de radiación de rayos X con una potencia de 9⋅10 35 erg /s [29] [41] .
El hidrógeno molecular en la galaxia Triangulum se representa en forma de nubes moleculares gigantes . Se conocen al menos 158 de estos objetos, la masa total de gas molecular en la galaxia es 3⋅10 8 M ⊙ . En diferentes partes de la galaxia, la proporción de hidrógeno en las nubes moleculares de la cantidad total difiere: en el centro es alrededor del 60 %, mientras que a una distancia de 4 kpc del centro es del 20 %. También se han descubierto máseres de agua en la galaxia [42] .
El polvo en la galaxia Triangulum se divide condicionalmente en frío y cálido. El polvo frío se distribuye por todo el disco de la galaxia, se calienta por la radiación del medio interestelar y crea una radiación infrarroja difusa. El polvo cálido es calentado por las regiones H II y los cúmulos sumergidos , por lo que las regiones de polvo cálido irradian como fuentes puntuales y se concentran hacia el centro de la galaxia y los brazos espirales [43] .
En la galaxia Triangulum, como en la Vía Láctea , hay dos poblaciones estelares principales : la población vieja del halo y la población más joven del disco de la galaxia . La masa total de estrellas en la galaxia es 5.5⋅10 9 M ⊙ [12] . La metalicidad promedio de las estrellas es −1, su gradiente es −0.1 kpc −1 . En las regiones más externas del disco, el valor de metalicidad cae a -1.6 [comm. 2] [44] .
Hace 10 mil millones de años, M 33 formó un gran número de estrellas con una metalicidad baja de −2. Estas estrellas han enriquecido el medio interestelar: las estrellas que se formaron más tarde tienen una metalicidad de aproximadamente −1, mientras que las estrellas que se forman actualmente tienen una metalicidad de −0,7 [comm. 2] . La tasa de formación de estrellas es actualmente de 0,34 a 0,44 M ⊙ por año, que está por encima del promedio para una galaxia con tantas estrellas [17] . La tasa más alta de formación de estrellas ocurrió en el período de hace 3 a 6 mil millones de años; ahora, la masa de estrellas formadas en ese período es el 71% de la masa total de estrellas. En la parte central de la galaxia, el proceso de formación estelar comenzó antes que en la periferia, por lo que la proporción de estrellas viejas es mayor en el centro [45] [46] [47] .
En el bulbo se observan estrellas de dos edades: 0,5 y 2 mil millones de años, su metalicidad es relativamente alta y asciende a −0,26. La metalicidad promedio del halo es −1.5 [comm. 2] : el halo contiene principalmente estrellas viejas y pobres en metales, pero también contiene estrellas más jóvenes con una mayor abundancia de elementos pesados. Esto hace que el halo de M 33 sea más similar en características al halo de la galaxia de Andrómeda que al halo de la Vía Láctea [48] .
Se conocen estrellas variables de varios tipos en la galaxia M 33 ; por ejemplo, en la región del cielo alrededor de la galaxia, el catálogo SDSS contiene alrededor de 36 mil estrellas variables hasta aproximadamente la magnitud 24 . La mayoría son variables de largo plazo , de las cuales hay 20 mil en este rubro; además, hay 2 mil Cefeidas [49] .
Se conocen cientos de variables eclipsantes en la galaxia , la más notable de las cuales es la fuente de rayos X M33 X-7 : este es un raro ejemplo de una estrella binaria , uno de cuyos componentes es un púlsar (ver más abajo ) [50] .
Las cefeidas son el tipo de estrella variable más estudiado en M 33, ya que su dependencia periodo-luminosidad permite determinar la distancia a las galaxias. Los períodos de cambio en el brillo de la mayoría de las Cefeidas M 33 están en el rango de 3.2 a 46 días, la magnitud promedio en la banda B es de 20.0 ma 21.4 m , y el exceso de color B−V causado por el enrojecimiento interestelar está en media 0,1 m [ 51 ] .
Otro tipo de variable en M33 son las variables de color azul brillante , una de las estrellas más brillantes de la galaxia. En total, en la galaxia Triangulum se conocen al menos una decena de estrellas confirmadas de este tipo y candidatas a ellas. Las magnitudes aparentes de estas estrellas alcanzan los 14,5 m , la más famosa de ellas es la estrella Romano , cuya magnitud aparente varía de 16,5 ma 17,8 m [52] [53] [54] .
Las variables de período largo también tienen una dependencia período-luminosidad, lo que permite determinar la distancia a ellas. Evolutivamente, estas estrellas pueden ser supergigantes o estrellas más débiles de la rama gigante asintótica , y su distribución de luminosidad tiene dos picos. En la galaxia Triangulum, solo una pequeña parte de las variables de período largo conocidas pertenecen a un pico más tenue, es decir, está en la rama gigante asintótica, mucho más pequeña que, por ejemplo, en la Gran Nube de Magallanes [55] .
Aproximadamente 2,5 nuevas estrellas al año entran en erupción en M 33, un valor típico para una galaxia de este tipo [56] . No se han registrado explosiones de supernova en la galaxia en la historia de las observaciones, pero se conocen restos de supernova (ver arriba ) [15] .
Variables como RR Lyrae también permiten determinar la distancia a ellas a partir de la relación entre luminosidad y metalicidad . En la distribución de estas estrellas por metalicidades en la galaxia M 33 se pueden distinguir dos picos: en valores en torno a −1,3 y −0,7 [comm. 2] [57] .
Según datos obtenidos del telescopio espacial Chandra , existen 394 fuentes de rayos X en el cielo alrededor de M 33 , pero al menos la mitad de ellas no pertenecen a la galaxia, sino que solo se observan en la misma dirección -varias de ellas son identificado con las estrellas de nuestra Galaxia. La fuente más brillante, M33 X-8 , está ubicada en el centro de la galaxia (ver arriba ). Hasta distancias de 10 minutos de arco desde el centro, se observa emisión difusa de rayos X [58] .
De los 100 remanentes de supernova conocidos en la galaxia, 31 se observan en el rango de rayos X; estos objetos emiten principalmente rayos X suaves. Un objeto notable de este tipo es SNR21 : este remanente de supernova está inmerso en la región H II de NGC 592 . En el brazo espiral sur de la galaxia, donde ocurre la formación estelar activa, se encuentra el mayor número de remanentes de supernova: 26, de los cuales 10 se observan en el rango de rayos X [59] .
NGC 604 es una región H II brillante (ver arriba ) que emite rayos X. Su radiación contiene tanto una componente difusa como una fuente puntual, pero esta última es demasiado débil para determinar su naturaleza [60] .
Los binarios de rayos X también están presentes en la galaxia, de los cuales los más notables son M33 X-8 y M33 X-7 . La primera de ellas es la fuente de rayos X permanente más brillante de todo el Grupo Local : su luminosidad de rayos X es de 10 39 erg /s, que es el 70% de la luminosidad de toda la galaxia en el rango de rayos X. Este objeto es un sistema binario con un agujero negro de masa 10 M ⊙ , exhibe variabilidad con un período de 106 días y es similar en características al microquasar GR 1915+105 en la Vía Láctea . El segundo objeto, M33 X-7, es un sistema binario eclipsante , uno de cuyos componentes es una estrella de neutrones , que es un púlsar con un período de 0,31 segundos, y el segundo es una supergigante azul [61] .
La Galaxia del Triángulo se acerca al Sistema Solar a una velocidad de 179 km/s, y teniendo en cuenta el movimiento del Sistema Solar en nuestra Galaxia, la velocidad de aproximación de M 33 y la Vía Láctea es de 24 km/s [15] . La Galaxia del Triángulo participará en la colisión de la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda , que ocurrirá dentro de 4 mil millones de años; existe una pequeña posibilidad de que M 33 colisione con nuestra Galaxia antes que la Galaxia de Andrómeda [62] [63] .
La galaxia Triangulum hace una revolución alrededor de su eje en aproximadamente 200 millones de años, desde el punto de vista de un observador en la Tierra, esta rotación ocurre en el sentido de las agujas del reloj [29] . La curva de rotación de la galaxia M 33 alcanza valores de más de 130 km/s y aumenta hasta 18 kiloparsecs desde el centro debido a la gran masa de materia oscura en ella —la materia oscura comienza a dominar en cuanto a su contribución a la la velocidad de rotación, a partir de una distancia de 3 kiloparsecs del centro [64 ] .
La Galaxia del Triángulo es posiblemente un satélite lejano de la Galaxia de Andrómeda : dependiendo de la masa de esta última, M 33 podría haber dado ya una revolución alrededor de la Galaxia de Andrómeda, o el primer acercamiento de estas dos galaxias aún no se ha producido [65] . La compañera de M 33 es posiblemente la pequeña galaxia LGS 3 [15] .
La galaxia Triangulum puede haber sido descubierta por Giovanni Battista Hodierna antes de 1654, pero sus registros son ambiguos y es posible que no se refieran a este objeto. Independientemente de Hodierne, la nebulosa fue descubierta por Charles Messier el 25 de agosto de 1764 e incluida en su catálogo ; recibió la designación M 33 [15] [66] . En 1785, William Herschel sugirió que M 33 es uno de los objetos comparables a nuestra Galaxia, y en 1850 Lord Ross descubrió en ella una estructura espiral . En 1895 Isaac Robertstomó la primera fotografía de M 33 [67] .
Herschel también descubrió la región más grande y brillante de la galaxia, H II , en 1784, que luego se incluyó en el Nuevo Catálogo General como NGC 604 . Además, NGC 588 , 592 y 595 , que fueron descubiertos por Heinrich Louis D'Arre en 1864, entraron en el Nuevo Catálogo General , y M 33 recibió la designación NGC 598 en este catálogo [68] . Otros 11 objetos galácticos descubiertos por Guillaume Bigourdan en 1889 se incluyeron en el catálogo del índice : IC 131 , 132 , 133 , 134 , 135 , 136 , 137 , 139 , 140 , 142 y 143 [15] [69] .
En 1911, Emmanuel Pahlen examinó los dos brazos espirales más brillantes de la galaxia y descubrió que su forma está descrita por espirales logarítmicas con diferentes ángulos de giro. En 1915, Francis Pease midió la velocidad radial de una galaxia a partir de su espectro y obtuvo un valor de −278 km/s, y al año siguiente también descubrió una diferencia en la velocidad del núcleo y una de las nebulosas de emisión , gracias a que concluyó que la galaxia estaba rotando [67] .
En 1916, Adrian van Maanen descubrió por error la rápida rotación de M 33 al comparar las posiciones de las estrellas en placas fotográficas ; según sus datos de 1923, la galaxia debería haber girado en 60-240 mil años. Tal tasa de rotación descartaría la posibilidad de que M 33 esté fuera de nuestra galaxia; de lo contrario, con tal período, la tasa de rotación de la galaxia debería haber sido muy alta [70] .
Al mismo tiempo, se acumulaban pruebas de que M 33, como otras nebulosas espirales, estaba muy lejos, lo que contradecía los resultados de van Maanen. Por ejemplo, en 1922 John Duncandescubrió las tres primeras estrellas variables de la galaxia, y en 1926 Knut Lundmark observó la distribución de estrellas en magnitudes aparentes. Suponiendo que las estrellas más brillantes son comparables en brillo a las estrellas más brillantes conocidas, Lundmark obtuvo una distancia a la galaxia de 300 kiloparsecs , que es significativamente mayor que el tamaño de la Vía Láctea . También revisó los resultados de las observaciones de van Maanen y descubrió que la velocidad de rotación no podía ser tan alta como creía este último [71] .
Edwin Hubble hizo una gran contribución al estudio de M 33 . En 1926, basándose en los resultados de las observaciones con el telescopio Mount Wilson de 100 pulgadas , publicó un artículo detallado sobre esta galaxia [72] [73] .
Hubble estudió 45 estrellas variables en la galaxia; las curvas de luz de 35 de ellas indicaban claramente que eran cefeidas . Como ya se conocía el período de dependencia - la luminosidad de las Cefeidas, Hubble determinó el módulo de distancia y obtuvo la distancia a la galaxia en 263 kiloparsecs. A pesar de que este valor difiere notablemente del valor moderno, el cálculo de Hubble sirvió como prueba de la naturaleza extragaláctica de M 33 [74] .
Además de las Cefeidas, Hubble examinó las variables azules brillantes en M 33 y descubrió dos novas . Desarrolló una función de luminosidad para las estrellas de M 33 y descubrió que es similar a la de nuestra galaxia, y que las estrellas más brillantes son comparables a las estrellas más brillantes de la Vía Láctea. Hubble trazó un diagrama de color-luminosidad para las estrellas más brillantes de la galaxia y descubrió que en su mayoría son azules [75] .
Hubble estudió nebulosas difusas en M 33 y encontró algunas similitudes con nebulosas en la Vía Láctea. Además, llamó la atención sobre el núcleo de la galaxia y determinó que no se trata de una estrella, sino de un objeto extendido. Hubble también pudo determinar la velocidad de rotación de la galaxia, sobre la base de la cual calculó la masa: obtuvo el valor 1.5⋅10 10 M ⊙ . Teniendo en cuenta las imprecisiones y el error en la distancia a la galaxia, el resultado del Hubble se acerca bastante al moderno [75] .
Después de la publicación del artículo de Hubble, continuó el estudio de M 33. Por ejemplo, en 1940, la galaxia M 33 se convirtió en una de las primeras en las que, utilizando instrumentos eléctricos, a saber, un microfotómetro , se midió la distribución del brillo en la galaxia. En 1959, Gerard de Vaucouleurs realizó un análisis fotométrico más profundo, a partir del cual determinó algunos parámetros, como la luminosidad integrada , el color de la galaxia y su perfil de brillo [76] .
Además, se descubrieron varios objetos dentro de la galaxia: por ejemplo, a partir de la década de 1940, se conocían cientos de regiones H II, y para 1998 el número de estos objetos aumentó a 1030. En 1960, el primer catálogo de cúmulos estelares de la galaxy fue publicado, que contiene 23 candidatos en cúmulos, y posteriormente el número de cúmulos conocidos también aumentó [77] .
Algunos descubrimientos relacionados con la galaxia Triangulum se realizaron en el siglo XXI. Por ejemplo, M33-EC1, el primer cúmulo extendido (ver arriba ), fue descubierto en 2008 [78] , y en 2010, se descubrieron estrellas a distancias de hasta 40 kiloparsecs del centro de la galaxia [79] [ 80] . Los telescopios espaciales también han proporcionado una gran cantidad de datos sobre la galaxia: por ejemplo, los resultados del trabajo del telescopio Hubble han descubierto y estudiado una gran cantidad de cúmulos de estrellas, y Spitzer ha permitido estudiar en detalle la estructura de la galaxia y su medio interestelar [81] . Utilizando los datos obtenidos en 2018 con el telescopio espacial Gaia , se estudió la dinámica de la propia galaxia y un gran número de estrellas en ella [65] .
La Galaxia del Triángulo se observa en la constelación del mismo nombre . Tiene una magnitud aparente de +5,7m , haciéndolo visible a simple vista en buenas condiciones en cielos muy oscuros. Con tales observaciones, la extensión de las partes visibles de la galaxia es de 20-30 minutos de arco , y las dimensiones angulares de la galaxia con sus partes más oscuras son de 71 × 42 minutos de arco, de modo que el área de M 33 en el cielo excede el área de la Luna en aproximadamente 4 veces. El brillo de la superficie de la mayor parte del disco es comparable al brillo de la superficie del cielo nocturno, lo que complica las observaciones [15] [82] . El mejor mes para observar la galaxia es octubre [62] .
Por lo tanto, M 33 se considera el objeto más distante que se puede ver a simple vista, al menos para la mayoría de las personas. Sin embargo, algunos observadores con muy buena visión pueden observar a simple vista las galaxias más distantes M 81 y M 83 [15] [83] .
Cuando se ve a través de binoculares, la galaxia todavía se ve como un parche brumoso, pero con una forma asimétrica. En buenas condiciones de observación, la estructura en espiral se vuelve claramente visible cuando se usa un telescopio con un diámetro de objetivo de más de 75 mm, pero incluso con una contaminación lumínica moderada, no se puede ver incluso cuando se observa a través de un telescopio relativamente grande [83] .
Un telescopio con un diámetro de lente de 120 mm permite ver con mayor claridad al menos dos brazos espirales y detectar algunas diferencias entre ellos, así como ver NGC 604 , ubicada a 13 minutos de arco del centro. Un telescopio con una apertura de 350 mm permite observar brazos espirales más débiles y distinguir una gran cantidad de detalles. Para observar cúmulos globulares se requiere un telescopio con una apertura de más de 400 mm, y para algunas de las estrellas más brillantes, como la estrella Romano , 500 mm [15] [84] .
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