Galaxie v Trojúhelníku: Porovnání verzí

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Interaktivně procházet historii
← Přejít na předchozí porovnáníPřejít na další porovnání →
Smazaný obsah Přidaný obsah
VizuálníWikitext
m odstavec
m odstavec
Řádek 304: Řádek 304:
| jazyk = anglicky
| jazyk = anglicky
| doi = 10.1051/0004-6361/200912138
| doi = 10.1051/0004-6361/200912138
}}</ref> Jedná se o izolovanou galaxii a nejsou u ní pozorovány žádné známky nedávného sloučení nebo interakce s jinými galaxiemi,<ref name="verley"/> a postrádá trpasličí průvodce nebo slapové ocasy spojené s naší Galaxií.<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008AcA....58...23Z
}}</ref> Jedná se o izolovanou galaxii a nejsou u ní pozorovány žádné známky nedávného sloučení nebo interakce s jinými galaxiemi,<ref name="verley"/> a postrádá trpasličí průvodce nebo slapové ocasy spojené s naší Galaxií.<ref name="zloczewski">{{Citace elektronické monografie | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008AcA....58...23Z
| příjmení = Zloczewski et al.
| příjmení = Zloczewski et al.
| jméno = K
| jméno = K
Řádek 432: Řádek 432:
| strany =
| strany =
| datum vydání =
| datum vydání =
| datum přístupu= 2011-01-01
| jazyk = anglicky
| doi =
}}</ref>

V galaxie bylo objeveno přibližně 54 [[kulová hvězdokupa|kulových hvězdokup]], jejich skutečný počet může být vyšší než 122 nebo více.<ref name="zloczewski"/> kulové hvězdokupy mohou být o několik miliard let mladší než kulové hvězdokupy v naší Mléčné dráze, a zdá se, že hvězdokupy vznikaly i v průběhu posledních 100 miliónů let. Tento nárůst souvisí s přílivem plynu do středu galaxie. [[Ultrafialové záření|Ultrafialové emise]] hmotných hvězd v této galaxii odpovídají úrovni zářené podobných hvězd ve [[Velké Magellanovo mračno|Velkém Magellanově mračnu]].<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ESASP.445...87G
| příjmení = Grebel
| jméno = E. K
| titul = The Star Formation History of the Local Group
| vydavatel = supernovae.net
| strany =
| datum vydání = listopad 1999
| datum přístupu= 2011-01-01
| jazyk = anglicky
| doi =
}}</ref>

V roce 2007 byla v galaxii objevena [[černá díra]] o 15,7 krát hmotnější než Slunce s použitím dat z [[Rentgenová observatoř Chandra|rentgenové observatoře Chandra]]. Černá díra, pojmenovaná M33 X-7, obíhá hvězdu s periodou 3,5 dne. Je největší známou hvězdnou černou dírou.<ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www.springerlink.com/content/v104235808x74535/
| příjmení = Abubekerov
| jméno = M. K
| titul = 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
| vydavatel = Astronomy Reports
| strany =
| datum vydání = březen 2009
| datum přístupu= 2011-01-01
| jazyk = anglicky
| doi = 10.1134/S1063772909030056
}}</ref><ref>{{Citace elektronické monografie | url=http://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/news/07-112.html
| příjmení = Morcone
| jméno = Jennifer
| titul = Heaviest Stellar Black Hole Discovered in Nearby Galaxy
| vydavatel = Chandra X-ray Observatory press release
| strany =
| datum vydání = říjen 2007
| datum přístupu= 2011-01-01
| datum přístupu= 2011-01-01
| jazyk = anglicky
| jazyk = anglicky
Řádek 449: Řádek 483:
* {{en}} [http://www.spacetelescope.org/images/?search=m33 M33 ESA a Hubble]
* {{en}} [http://www.spacetelescope.org/images/?search=m33 M33 ESA a Hubble]



{{Pahýl - astronomie}}
{{Messier}}
{{Messier}}


Verze z 1. 1. 2011, 14:30

Šablona:Infobox galaxie

Galaxie v Trojúhelníku je spirální galaxie typu Sc vzdálená přibližně 3 milióny světelných let od Země v souhvězdí Trojúhelníku. Je katalogizována dále jako Messier 33 nebo NGC 598, a dále používá název galaxie Větrník, tento název má společný s galaxií Messier 101. Galaxie v Trojúhelníku je třetí největší člen Místní skupiny galaxií, která zahrnuje Mléčnou dráhu, galaxii v Andromedě a přibližně 30 dalších menších galaxií. Je to jeden z nejvíce vzdálených objektů, který je za příznivých podmínek viditelný pouhým okem. Pozorovatel musí mít velice dobrý zrak a být mimo dosah jakéhokoliv osvětlení.

Viditelnost a pojmenování

Jestliže je velice nízká úroveň světelného znečištění, je možno vidět galaxii v Trojúhelníku pouhým okem.[1] Jedná se o jeden z nejvíce vzdálených objektů, který lze pozorovat bez pomoci dalekohledu.[2][3] Jedná se o objekt mlhovinového charakteru, a jeho viditelnost je již silně ovlivněna malým množstvím světelného znečištění. Je viditelný na tmavé obloze, kde není jakékoliv venkovské či příměstské osvětlení.[1] Galaxie v Trojúhelníku je jedním z referenčních objektů Bortleho stupnice světelného znečištění.[4]

Galaxie je někdy pojmenována jako galaxie Větrník, pojmenovávají ji tak některé populární astronomické publikace,[5] a je takto pojmenovaná na některých populárně vědeckých astronomických webových stránkách.[6] SIMBAD, profesionální astronomická databáze, která obsahuje formální označení pro astronomické objekty, naznačuje, že název galaxie Větrník se používá pro galaxii Messier 101,[7] několik dalších amatérských astronomických zdrojů také identifikuje galaxii Messier 101 pod tímto jménem.[8]

Historie pozorování

Galaxie v Trojúhelníku byla pravděpodobně objevena italským astronomem Giovannin Battistou Hodiernou již před rokem 1654. Ve svém díle De systemate Orbis cometici; deque admirandis coeli caracteribus (česky O systému oběžných drah komet a o obdivuhodných nebeských objektech) je objekt popsán mlhovina nebo temné místo podobné oblaku a poskytl tajemný popis "poblíž Trojúhelníka hinc inde". Toto je v odkaz na souhvězdí Trojúhelníka jako dvojici trojúhelníků. Magnitudě odpovídá objektu M33, takže je velmi pravděpodobné, že se jedná o galaxii v Trojúhelníku.[9]

Galaxie byla objevena nezávisle Charlesem Messierem z v noci 25. na 26. srpna 1764. Toto bylo publikováno v jeho katalogu mlhovin a hvězdokup v roce 1771, kde objekt dostal pořadové číslo 33, a od té doby má jméno M33. Když William Herschel sestavoval svůj rozsáhlý katalog mlhovin, byl opatrný nezařadit většinu objektů objevených Messierem.[10] M33 byla ale byla výjimkou a ve svém katalogu ji dne 11. září 1784 katalogizoval jako H 17-V.[11]

Oblast HII NGC 604 v galaxii v Trojúhleníku

Herschelem katalogizoval v galaxie v Trojúhelníku její nejjasnější a největší HII oblast. (difuzní emisní mlhoviny obsahující ionizovaný vodík) jako H III.150 odděleně od samotné galaxie, která nakonec získala pojmenování NGC 604. Viděno ze Země, NGC 604 se nachází severovýchodně od jádra galaxie. je to jedna z největších známých oblastí HII, má průměr 1500 světelných let a spektrum má podobné mlhovině v Orionu. Herschel objevil také tři menší oblasti HII (NGC 588, 592 a 595).

Poprvé byla spirální mlhovinou označena jako lordem Rossem roku 1850. V roce 1922 až 1923, John Charles Duncan a Max Wolf objevil proměnných hvězdy v mlhovinách. Edwin Hubble dokázal v roce 1926, že 35 z těchto hvězd jsou klasické cefeidy, což umožňuje odhadnout jejich vzdálenosti. Výsledky byly v souladu s koncepcí spirálních mlhovin jako nezávislých galaktických systémů plynu a prachu, spíše než pouze blízké mlhoviny v Mléčné dráze.[12]

Fyzikální vlastnosti

Průměr galaxie je přibližně 50 tisíc světelných let a je třetím největším členem Místní skupiny galaxií, kupy galaxií, která obsahuje také Mléčnou dráhu a galaxii v Andromedě, a galaxie může být gravitačně vázána s galaxií v Andromedě. Galaxie má přibližně 40 miliard hvězd, ve srovnání se 400 miliardami hvězd Mléčné dráhy a s biliónem hvězd galaxie v Andromedě.[13]

Disk galaxie má odhadovanou hmotnost (3-6)×109 hmotnosti Slunce, plyn v galaxii má hmotnost 3,2 × 109 hmotnosti Slunce. Tak součet hmotností veškeré baryonické hmoty v galaxii může být 1010 hmotnosti Slunce. Temná hmota do vzdálenosti 55 tisíc světelných let (17 kpc) má hmotnost přibližně 5 × 1010 hmotnosti Slunce.[14]

Poloha

M33 a souhvězdí Andromedy

Odhady vzdálenosti galaxie v Trojúhelníku se pohybují v rozmezí 2,38 až 3,07 miliónu světelných let (730 až 940 kpc), většina měření po roce 2000 leží okolo tohoto rozmezí.[15][16] Nejméně tři technické metody byly použity na měření vzdálenosti M 33. Bylo použito odhadu vzdálenosti pomocí měření jasnosti proměnných hvězd typu cefeida, odhad je 2,77±130 miliónu světelných let (850±40 kpc) v roce 2004.[17][18] Ve stejném roce byla podle jasnosti červených obrů v galaxii Tip Red Giant Branch (TRGB) odhadnuta její vzdálenost na 2,59±80 miliónu světelných let (790±25 kpc).[19]

V roce 2006 skupina astronomů oznámila objev zákrytové proměnné hvězdy v galaxii v Trojúhelníku. Studiem zákrytů hvězdy byli schopní změřit jejich velikost, a se znalostí velikosti a teploty jsou astronomové schopní určit jejich absolutní hvězdnou velikost. Když je známá vizuální a absolutní velikost hvězdy, je možno určit její vzdálenost. Hvězdy leží ve vzdálenosti 3,07±240 miliónů světelných let. (940 ± 74 kpc).[15]

Galaxie v Trojúhelníku zdrojem maserových emisí H2O.[20] V roce 2005 byly pozorovány dva vodní masery na opačných stranách galaxie v pomocí VLBA, a vědci zjistili úhlovou rychlost rotace a rychlost vlastního pohybu galaxie v Trojúhelníku. Rychlost pohybu galaxie je 190±60 km/s vzhledem k naší Mléčné dráze a galaxie se pohybuje směrem k galaxii v Andromedě.[21]

Trpasličí galaxie v souhvězdí Ryb, známá pod jménem LGS 3, je jeden z malých členů galaxií Místní skupiny galaxií, se nachází 2,022 miliónu světelných let (620 kpc) od Slunce. Na pozemské se nachází 20 stupňů od galaxie v Andromedě a 11 stupňů od galaxie v Trojúhelníku. LGS 3 se nachází ve vzdálenosti 0,913 Kly (280 kpc) od obou galaxií, a může být jak satelitní galaxie jak Andromedy, tak Trojúhelníku. LGS 3 má jádro o poloměru 483 světelných let (148 kp) a má 2,6×107 hmotnosti Slunce.[22]

Struktura

obrázek galaxie M33 pořízený Spitzerovým vesmírným dalekohledem

V revidované morfologické klasifikaci galaxií francouzského astronoma Gérarda de Vaucouleurse Hubble Sandage (VRHS) je galaxie v Trojúhelníku klasifikována jako typ SA(s)cd. Předpona S naznačuje, že se jedná o spirální galaxii s výraznými rameny z plynu a prachu, které vycházejí z jádra galaxie. A značí, že galaxie nemá příčky, na rozdíl od galaxií typu SB. V klasifikaci amerického astronoma Allana Sandageho "(s)" znamená, že spirální ramena vycházejí přímo z jádra galaxie nebo z centrální příčky, než z vnitřního prstence jako (r)-typu galaxie. Přípona cd přípona označuje otevřenost spirálních ramen galaxie. Ohodnocení cd značí relativně otevřená ramena galaxie.[23]

Rovina galaxie má sklon 54 stupňů z pohledu od Země, což umožňuje dobře zkoumat její strukturu, jsou velice dobře pozorovatelná její ramena, a v pohledu na ně nebrání plyn a prach.[24][25] Disk galaxie v Trojúhelníku je vyboulený jen do vzdálenosti asi 8 kpc. Může se okolo něj vyskytovat galaktické halo, okolo jádra galaxie se nevyskytuje žádná výduť.[26] Jedná se o izolovanou galaxii a nejsou u ní pozorovány žádné známky nedávného sloučení nebo interakce s jinými galaxiemi,[25] a postrádá trpasličí průvodce nebo slapové ocasy spojené s naší Galaxií.[27]

Snímek galaxie pořízený v ultrafialové oblasti záření observatoří GALEX

Galaxie je klasifikována jako bez příčky, ale analýza tvaru galaxie ukazuje, že může mít nevýraznou příčku u jádra galaxie. Průměr této struktury je přibližně 0,8 kpc.[28] Okolo jádra galaxie se vyskytují oblasti HII,[20] a obsahuje mimořádně zářivý zdroj rentgenového záření se zdrojem emisí o 1,2 × 1039 erg s-1, nejjasnější zdroj rentgenového záření v Místní skupině galaxií. Zdroj je modulován o více než 20 procent v 106 denním cyklu.[29] Nicméně se zdá, že jádro neobsahuje supermasívní černou díru že obsahují supermasivní černé díry, její horní hranice je 3000 hmotností Slunce a na tuto hmotnost vychází oběžná rychlost hvězd v jádru galaxie.[30]

Ve vnitřní části galaxie se nachází dvě jasná spirální ramena, spolu s mnohonásobnými výběžky, které spojují vnitřní k vnější spirální ramena.[24][25] Hlavní ramena se značí IN (sever) a IS (jih).[31]

Vznik hvězd

NGC 604, oblast vzniku hvězd v galaxii v Trojúheníku

V centrální oblasti galaxie 4' od centra je atomový plyn účinně přeměňován na molekulární plyn, což způsobuje silné spektrální emise CO. Díky tomu se zde vyskytují obří molekulární mračna, která se kondenzují z okolního mezihvězdného prostředí. Podobný proces probíhá mimo i centrální 4', ale je méně efektivní. Asi 10 procent plynu v mezihvězdném prostředí v této galaxii se vyskytuje v molekulární formě.[24][25]

Vznik hvězd je závislý na místní hustotě, a je na jednotku plochy je vyšší v sousední galaxii v Andromedě. (rychlost vzniku je hvězd je asi 3,4 Gyr-1 pc-2 v galaxii v Trojúhelníku, v porovnání s 0,74 v galaxií Andromedě).[32] Celkové vznikají ročně v galaxii v Trojúhelníku je o 0,45±0,1 hmotností Slunce za rok. Není jisté, zda je v současné době rychlost vzniku hvězd konstantní či má klesající tendenci.[24][25]

Na základě analýzy chemického složení této galaxie, se zdá být rozdělena do dvou složek s rozdílnou hvězdnou historií. Vnitřním disku o průměru 30 tisíc světelných let (9 kpc) mají hvězdy typické chemické složení, kde se mění metalicita lineárně směrem od jádra. Mimo tuto oblast, asi do vzdálenosti 82 tisíc světelných let (25 kpc), je metalicita hvězd mnohem menší. Toto naznačuje jinou hvězdnou historii vnitřního a vnějšího disk a hala, a je zde možnost scénáře "uvnitř-vně" formování galaxií.[26] Toto se stane, když z plyn nahromaděný ve velké prostoru později vznikají hvězdy, zatímco plyn v jádru se vyčerpá. Výsledek je snížení průměrného stáří hvězd s rostoucím poloměrem od galaktického jádra.[33]

Jednotlivé objekty

Pomocí pozorování infračerveným Spitzerovým kosmickým dalekohledem bylo objeveno celkem 515 jednotlivých kandidátů na zdroje emisí 24μm v galaxii v Trojúhelníku. Zdroje byly katalogizovány v roce 2007. Nejjasnější zdroje záření leží v centrální oblasti galaxie a podél spirálních ramen.

Mnoho zdrojů emisí je spojeno s oblastmi HII, kde vznikají nové hvězdy.[34] Čtyři nejjasnější oblasti HII oblasti jsou označeny NGC 588, NGC 592, NGC 595 a NGC 604. Tyto regiony jsou spojeny s molekulárními mračny o hmotnosti (1,2-4)×105 Slunce. V nejjasnější z těchto oblastí, NGC 604, proběhla tvorba hvězd asi před třemi milióny let. [38] Tato mlhovina je druhou nejjasnější oblastí HII region v rámci Místní skupiny galaxií, je (4,5±1,5)×107 jasnější než Slunce.[14] Dalšími jasnými oblastmi HII v galaxii v Trojúhelníku jsou IC 132, IC 133 a IK 53.[31]

Severní hlavní spirální rameno se skládá ze čtyř velkých oblastí HII oblasti, zatímco jižní rameno má větší koncentracie mladých, horkých hvězd.[31] Odhadovaná četnost explozí supernov v Galaxie v Trojúhelníku je 0,06 u typu Ia a 0,62 u typu Ib/typu II za století. To odpovídá výbuchu supernovy v průměru každých 147 let.[35] Od roku 2008 bylo v galaxie v Trojúhelníku zjištěno 100 pozůstatků po výbuších supernov,[36] a většina zbytků leží v jižní polovině spirální galaxie. Podobné asymetrie existuje pro oblasti HI a H II , a navíc pro koncentrace vysoce svítivých masivních, hvězd typu O. Střed asymetrie je dvě obloukové minuty na jihozápad od středu galaxie.[31] Protože se jedná o galaxii místní skupiny, Central Bureau for Astronomical Telegrams (CBAT, Centrála pro astronomické telegramy) vydává zprávy o novy v M33, M31 a M81.[37]

V galaxie bylo objeveno přibližně 54 kulových hvězdokup, jejich skutečný počet může být vyšší než 122 nebo více.[27] kulové hvězdokupy mohou být o několik miliard let mladší než kulové hvězdokupy v naší Mléčné dráze, a zdá se, že hvězdokupy vznikaly i v průběhu posledních 100 miliónů let. Tento nárůst souvisí s přílivem plynu do středu galaxie. Ultrafialové emise hmotných hvězd v této galaxii odpovídají úrovni zářené podobných hvězd ve Velkém Magellanově mračnu.[38]

V roce 2007 byla v galaxii objevena černá díra o 15,7 krát hmotnější než Slunce s použitím dat z rentgenové observatoře Chandra. Černá díra, pojmenovaná M33 X-7, obíhá hvězdu s periodou 3,5 dne. Je největší známou hvězdnou černou dírou.[39][40]

Související články

Odkazy

Reference

  1. ↑ a b BORTLE, John E. The Bortle Dark-Sky Scale [online]. SkyandTelescope, únor 2001 [cit. 2010-12-26]. Dostupné online. (anglicky) 
  2. ↑ NAEYE, Robert. A Stellar Explosion You Could See on Earth! [online]. NASA's Goddard Space Flight Center, březen 2008 [cit. 2010-12-26]. Dostupné online. (anglicky) 
  3. ↑ SKIFF, Brian. Messier 81 naked-eye [online]. sci.astro.amateur, leden 2007 [cit. 2010-12-26]. Dostupné online. (anglicky) 
  4. ↑ BAREŠ, Michal. Bortleho stupnice světelného znečištění [online]. Instantní astronomické noviny, listopad 2008 [cit. 2010-12-26]. Dostupné online. (anglicky) 
  5. ↑ O'MEARA, S.J. The Messier Objects. 1. vyd. Cambridge: Cambridge University, 1998. ISBN 0521553326. 
  6. ↑ NASA Spitzer Telescope Reveals Pinwheel Galaxy's Hidden Wonders [online]. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 2004 [cit. 2010-12-26]. Dostupné online. (anglicky) 
  7. ↑ M 101 -- Interacting Galaxies [online]. Simbad [cit. 2010-12-26]. Dostupné online. (anglicky) 
  8. ↑ Messier 101, Pinwheel Galaxy [online]. [cit. 2010-12-26]. Dostupné online. (anglicky) 
  9. ↑ FODERA-SERIO, G. Hodierna's Observations of Nebulae and his Cosmology [online]. Journal of the History of Astronomy 1, 1985 [cit. 2010-12-26]. Dostupné online. (anglicky) 
  10. ↑ JONES, Kenneth Glyn. Messier's nebulae and star clusters (2nd ed.).. 1. vyd. Cambridge: Cambridge University Press, 1991. ISBN 0521370795. S. 336. 
  11. ↑ MULLANEY, James. The Herschel objects and how to observe them.. 1. vyd. [s.l.]: Springer, 2007. ISBN 0387681248. S. 19 až 17. 
  12. ↑ VAN DEN BERGH, Sidney. The galaxies of the Local Group.. 1. vyd. [s.l.]: Springer, 2000. ISBN 0521651816. S. 72. 
  13. ↑ MICHON, Gerard P. Sizing up the Universe - Stars, Sand and Nucleons [online]. [cit. 2010-12-26]. Dostupné online. (anglicky) 
  14. ↑ a b CORBELLI, Edvige. Dark matter and visible baryons in M33 [online]. Monthly Notice of the Royal Astronomical Society [cit. 2010-12-26]. Dostupné online. DOI 10.1046/j.1365-8711.2003.06531.x. (anglicky) 
  15. ↑ a b BONANOS ET AL., A.Z. The First DIRECT Distance to a Detached Eclipsing Binary in M33 [online]. Astrophysics and Space Science [cit. 2010-12-27]. Dostupné online. DOI 10.1007/s10509-006-9112-1. (anglicky) 
  16. ↑ MAGRINI ET AL., Laura. The Planetary Nebula Population of M33 and its Metallicity Gradient: A Look Into the Galaxy's Distant Past [online]. The Astrophysical Journal, květen 2009 [cit. 2010-12-27]. S. 729 až 740. Dostupné online. DOI 10.1046/j.1365-8711.2003.06531.x. (anglicky) 
  17. ↑ KARACHENTSEV, I.D. A Catalog of Neighboring Galaxies [online]. Astronomical Journal, 2004 [cit. 2010-12-27]. S. 2031 až 2068. Dostupné online. DOI 10.1086/382905. (anglicky) 
  18. ↑ KARACHENTSEV, I.D. Masses of the local group and of the M81 group estimated from distortions in the local velocity field [online]. Astrophysics, 2006 [cit. 2010-12-27]. S. 3 až 18. Dostupné online. DOI 10.1007/s10511-006-0002-6. (anglicky) 
  19. ↑ MCCONNACHIE ET AL. Determining the location of the tip of the red giant branch in old stellar populations: M33, Andromeda I and II [online]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, květen 2004 [cit. 2010-12-27]. S. 250. Dostupné online. DOI 10.1111/j.1365-2966.2004.07637.x. (anglicky) 
  20. ↑ a b ZHANG ET AL., J.S. On the Nuclear Obscuration of H2O Maser Galaxy [online]. Astrophysical Journal, 2010 [cit. 2010-12-27]. S. 1528 až 1536. Dostupné online. DOI 10.1088/0004-637X/708/2/1528. (anglicky) 
  21. ↑ BRUNTHALER ET AL., Andreas. The Geometric Distance and Proper Motion of the Triangulum Galaxy (M33) [online]. Science, 2005 [cit. 2010-12-27]. S. 1440 až 1443. Dostupné online. DOI 10.1126/science.1108342. (anglicky) 
  22. ↑ MILLER ET AL., Bryan W. The Star Formation History of LGS 3 [online]. The Astrophysical Journal, prosinec 2001 [cit. 2010-12-27]. S. 713 až 726. Dostupné online. DOI 10.1086/323853. (anglicky) 
  23. ↑ BUTA, Ronald James; CORWIN, Harold G.; ODEWAHN, Stephen C. The de Vaucouleurs atlas of galaxies. 1. vyd. Cambridge: Cambridge University Press, 2007. ISBN 0521820480. 
  24. ↑ a b c d HEYER ET AL., Mark H. The Molecular Gas Distribution and Schmidt Law in M33 [online]. The Astrophysical Journal, únor 2004 [cit. 2010-12-29]. S. 723 až 729. Dostupné online. DOI 10.1086/381196. (anglicky) 
  25. ↑ a b c d e VERLEY ET AL., S. Star formation in M 33: multiwavelength signatures across the disk [online]. Astronomy and Astrophysics, leden 2009 [cit. 2010-12-29]. S. 453 až 466. Dostupné online. DOI 10.1051/0004-6361:200810566. (anglicky) 
  26. ↑ a b CIONI ET AL., Maria-Rosa L. The metallicity gradient as a tracer of history and structure: the Magellanic Clouds and M33 galaxies [online]. Astronomy and Astrophysics, listopad 2009 [cit. 2010-12-29]. S. 1137 až 1146. Dostupné online. DOI 10.1051/0004-6361/200912138. (anglicky) 
  27. ↑ a b ZLOCZEWSKI ET AL., K. Photometric Survey for Stellar Clusters in the Outer Part of M33 [online]. Acta Astronomica, březen 2008 [cit. 2010-12-29]. S. 1137 až 1146. Dostupné online. (anglicky) 
  28. ↑ HERNÁNDEZ-LÓPEZ, I. M33: The existence of a bar [online]. A Long Walk Through Astronomy: A Celebration of Luis Carrasco's 60th Birthday, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica (Serie de Conferencias), listopad 2009 [cit. 2010-12-29]. S. 160 až 162. Dostupné online. (anglicky) 
  29. ↑ DUBUS, G. High resolution Chandra X-ray imaging of the nucleus of M 33 [online]. Astronomy and Astrophysics, říjen 2004 [cit. 2010-12-29]. S. 95 až 98. Dostupné online. DOI 10.1051/0004-6361:20041253. (anglicky) 
  30. ↑ MERRITT, David. No Supermassive Black Hole in M33? [online]. Science, srpen 2001 [cit. 2010-12-29]. S. 1116 až 1118. Dostupné online. DOI 10.1126/science.1063896. (anglicky) 
  31. ↑ a b c d BUCZILOWSKI, U. R. A multifrequency radio continuum survey of M33. II - Thermal and non-thermal emission [online]. Astronomy and Astrophysics, říjen 1988 [cit. 2010-12-29]. S. 29 až 40. Dostupné online. DOI 10.1126/science.1063896. (anglicky) 
  32. ↑ CORBELLI, E. The cluster birthline in M 33 [online]. Astronomy and Astrophysics, únor 2009 [cit. 2010-12-29]. S. 179 až 490. Dostupné online. DOI 10.1051/0004-6361:200811086. (anglicky) 
  33. ↑ WILLIAMS, Benjamin F. The Detection of Inside-Out Disk Growth in M33 [online]. The Astrophysical Journal Letters, duben 2009 [cit. 2011-01-01]. S. L15 až L19. Dostupné online. DOI 10.1088/0004-637X/695/1/L15. (anglicky) 
  34. ↑ VERLEY, S. Star formation in M 33: Spitzer photometry of discrete sources [online]. Astronomy and Astrophysics, prosinec 2007 [cit. 2011-01-01]. S. 1161 až 1178. Dostupné online. DOI 10.1051/0004-6361:20078179. (anglicky) 
  35. ↑ TAMMANN, G.A. The Galactic supernova rate [online]. The Astrophysical Journal Supplement Series, červen 2004 [cit. 2011-01-01]. S. 487 až 493. Dostupné online. DOI 10.1086/192002. (anglicky) 
  36. ↑ PLUCINSKY, Paul P. Chandra ACIS Survey of M33 (ChASeM33): A First Look [online]. The Astrophysical Journal Supplement Series, červen 2004 [cit. 2011-01-01]. S. 366 až 378. Dostupné online. DOI 10.1086/52294. (anglicky) 
  37. ↑ BISHOP, David. Extragalactic Novae [online]. supernovae.net [cit. 2011-01-01]. Dostupné online. (anglicky) 
  38. ↑ GREBEL, E. K. The Star Formation History of the Local Group [online]. supernovae.net, listopad 1999 [cit. 2011-01-01]. Dostupné online. (anglicky) 
  39. ↑ ABUBEKEROV, M. K. 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 [online]. Astronomy Reports, březen 2009 [cit. 2011-01-01]. Dostupné online. DOI 10.1134/S1063772909030056. (anglicky) 
  40. ↑ MORCONE, Jennifer. Heaviest Stellar Black Hole Discovered in Nearby Galaxy [online]. Chandra X-ray Observatory press release, říjen 2007 [cit. 2011-01-01]. Dostupné online. (anglicky) 

Externí odkazy

Logo Wikimedia Commons Obrázky, zvuky či videa k tématu Galaxie v Trojúhelníku na Wikimedia Commons

Objekty v Messierově katalogu

Citováno z „https://cs.wikipedia.org/w/index.php?title=Galaxie_v_Trojúhelníku&oldid=6272879“