Driehoek-sterrestelsel - Wikipedia
(Aangestuur vanaf M33)
Messier 33, die Driehoek-sterrestelsel.
Messier-naam Messier 33
Regte klimming 01h 33m 50,02s
Deklinasie +30º 39' 36,7"
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
Die Driehoek-sterrestelsel (ook bekend as onder meer Messier 33 en NGC 0598) is ’n sterrestelsel sowat 3 miljoen ligjare van die Aarde af in die sterrebeeld Driehoek. Dit is die derde grootste sterrestelsel in die Lokale Groep, wat die Melkweg, Andromeda en sowat 30 ander, kleiner stelsels insluit. Dit is een van die verste permanente voorwerpe wat met die blote oog gesien kan word.
1 Geskiedenis en waarneming
1.3 Verhouding met Andromeda
Geskiedenis en waarneming[wysig | wysig bron]
NGC 604 in die Driehoek-sterrestelsel.
’n Infrarooi foto van M33 geneem deur die Spitzer-ruimteteleskoop.
’n Ultraviolet-foto van M33 deur die Galex-sterrewag.
Die Driehoek-sterrestelsel is waarskynlik voor 1654 ontdek deur die Italiaanse sterrekundige Giovanni Battista Hodierna. Hy het dit beskryf as ’n newelagtige voorwerp "naby die Driehoek". Die sigbare helderheid stem ooreen met dié van M33 en dit is dus heel waarskynlik ’n verwysing na die Driehoek-sterrestelsel.
Charles Messier het dit op 25–26 Augustus 1764 onafhanklik ontdek en dit in sy katalogus van komeetagtige voorwerpe opgeneem. 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. M33 was egter ’n uitsondering en hy het dit op 11 September 1784 as H V-17 gekatalogiseer.
Herschel het ook die grootste en helderste H II-gebied 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.
Met ’n deursnee van sowat 50 000 ligjare is die Driehoek die derde grootste sterrestelsel in die Lokale Groep, wat ook die Melkweg insluit, en dit kan deur swaartekrag verbind wees aan die Andromeda-sterrestelsel, ook in die Lokale Groep. Die Driehoek-stelsel kan tot 40 miljard sterre bevat, in vergelyking met 400 miljard in die Melkweg en 1 biljoen in Andromeda.
Ramings van die afstand van die Driehoek-sterrestelsel wissel van 2 380 tot 3 070 ligjare (730 tot 940 parsek), met die meeste ramings sedert die jaar 2000 in die middel daarvan. In 2006 het ’n groep sterrekundiges aangekondig dat hulle ’n verduisterende dubbelster in die Driehoek-sterrestelsel ontdek het. Deur die verduisterings van die twee sterre te bestudeer, kon hulle hul groottes meet. As die grootte en temperatuur van sterre bekend is, kan hul absolute magnitude bereken word, en wanneer die absolute magnitude bekend is, kan hul afstand bereken word. Hulle het bereken die sterre lê 3 070 ± 240 kilo-ligjare (940 ± 74 kilo-parsek) van hier.
In die Franse sterrekundige Gérard de Vaucouleurs se hersiene Hubble Sandage (VRHS)-stelsel van klassifikasie is die Driehoek-sterrestelsel tipe SA(s)cd. Die "S" dui aan dat dit ’n skyfvormige sterrestelsel is met prominente arms van gas en stof wat van die kern af uitspiraal – dit is algemeen bekend as ’n spiraalsterrestelsel. Die "A" dui aan die kern het nie ’n staafstruktuur in die middel soos by staafspiraalsterrestelsels nie. Die "(s)" beteken die arms kom direk uit die sentrale deel en die "cd" dui aan dat die spiraalarms nie baie dig is nie.
Dit is ’n geïsoleerde sterrestelsel en daar is geen aanduiding van onlangse samesmeltings of interaksies met ander stelsels nie. Hoewel die Driehoek geklassifiseer word as ’n staaflose stelsel, dui ondersoeke daarop dat daar wel ’n swak staaf-tipe struktuur in die kern kan wees. Die kern is ’n H II-gebied en dit bevat ’n ultrahelder X-straalbron met ’n emissie van 1,2 × 1039 erg s−1, wat die helderste bron van X-strale in die Lokale Groep van sterrestelsels is.
Stervorming[wysig | wysig bron]
’n Groter mate van stervorming vind in die Driehoek-stelsel plaas as in Andromeda: daar is ’n toename van sowat 0,45 ± 0,1 sonmassas per jaar. Dit is onseker of dié tempo toeneem of konstant bly.
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. Dit is die tweede helderste H II-gebied in die Lokale Groep.
Die geraamde tempo van supernova-ontploffings in die Driehoek-sterrestelsel 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. Sedert 2008 is altesaam 100 supernova-oorblyfsels in die sterrestelsel ontdek, 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.
Sowat 54 bolvormige sterreswerms is in die sterrestel geïdentifiseer, maar daar is vermoedelik 122 of meer. 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 metgesel-ster en verduister dit elke 3,5 dae. Dit is die grootste bekende swartkolk wat veroorsaak is deur die inploffing van ’n massiewe ster.
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, en ’n gewelddadiger botsing oor sowat 2,5 miljard jaar.
Die toekoms van die Driehoek-stelsel 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, 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 Lokale Groep.
↑ "Results for NGC 598". NASA/IPAC Extragalactic Database. NASA/IPAC/JPL. Besoek op 2006-12-01.
↑ 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.
↑ Jones, Kenneth Glyn (1991). Messier's nebulae and star clusters. The Practical astronomy handbook series (2nd uitg.). Cambridge University Press. p. 366. ISBN 0-521-37079-5.
↑ Mullaney, James (2007). The Herschel objects and how to observe them. Astronomers' Observing Guides. Springer. pp. 16–17. ISBN 0-387-68124-8.
↑ Van den Bergh, Sidney (2000). The galaxies of the Local Group. Cambridge astrophysics series. 35. Cambridge University Press. p. 72. ISBN 0-521-65181-6.
↑ Michon, Gerard P. "Sizing up the Universe – Stars, Sand and Nucleons". Besoek op 2010-01-07.
↑ 7,0 7,1 Bonanos, A. Z.; et al. (2006). “The First DIRECT Distance to a Detached Eclipsing Binary in M33”. Astrophysics and Space Science 304 (1-4): 207. doi:10.1007/s10509-006-9112-1.
↑ 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. doi:10.1088/0004-637X/696/1/729.
↑ 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. AS1-onderhoud: meer as een naam: authors list (link)
↑ 10,0 10,1 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. doi:10.1051/0004-6361:200810566.
↑ 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. doi:10.1088/0004-637X/708/2/1528.
↑ 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. doi:10.1051/0004-6361:20041253.
↑ Corbelli, E.; Verley, S.; Elmegreen, B. G.; Giovanardi, C. (Februarie 2009). “The cluster birthline in M 33”. Astronomy and Astrophysics 495 (2): 479–490. doi:10.1051/0004-6361:200811086.
↑ 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. doi:10.1086/381196.
↑ 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. doi:10.1086/421367.
↑ Tammann, G. A.; Loeffler, W.; Schroeder, A. (Junie 1994). “The Galactic supernova rate”. The Astrophysical Journal Supplement Series 92 (2): 487–493. doi:10.1086/192002.
↑ Plucinsky, Paul P.; et al. (Februarie 2008). “Chandra ACIS Survey of M33 (ChASeM33): A First Look”. The Astrophysical Journal Supplement Series 174 (2): 366–378. doi:10.1086/522942.
↑ David Bishop. "Extragalactic Novae". supernovae.net (International Supernovae Network). Besoek op 2010-09-11.
↑ Zloczewski, K.; Kaluzny, J.; Hartman, J. (Maart 2008). “Photometric Survey for Stellar Clusters in the Outer Part of M33”. Acta Astronomica 58: 23–39.
↑ 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. doi:10.1134/S1063772909030056.
↑ Morcone, Jennifer (Oktober 17, 2007). "Heaviest Stellar Black Hole Discovered in Nearby Galaxy". Chandra X-ray Observatory press release. Besoek op 2010-02-13.
↑ (2012) “The Recent Stellar Archeology of M31—The Nearest Red Disk Galaxy”. The Astrophysical Journal 751 (1). doi:10.1088/0004-637X/751/1/74.
↑ 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. doi:10.1111/j.1745-3933.2008.00528.x.
↑ (Oktober 2009) “The Disruption and Fueling of M33”. The Astrophysical Journal 703 (2): 1486–1501. doi:10.1088/0004-637X/703/2/1486.
↑ (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). doi:10.1088/0004-637X/753/1/9.
SEDS: Messier 33
M33 by ESA/Hubble
Pointing to the Universe – M33
Driehoek-sterrestelsel op WikiSky: DSS2, SDSS, GALEX, IRAS, Hydrogen α, X-Ray, Astrophoto, Sky Map, Artikels en foto's
Wikimedia Commons het meer media in die kategorie Driehoek-sterrestelsel.
Koördinate: 01h 33m 50.9s, 30° 39′ 36″
WorldCat Identities (via VIAF): 243527874
Ontsluit van "https://af.wikipedia.org/w/index.php?title=Driehoek-sterrestelsel&oldid=1890931"
AS1-onderhoud: meer as een naam: authors list
Die bladsy is laas op 17 Januarie 2019 om 17:26 bygewerk.