Просмотр кода страницы Галактика Треугольника

{{Другие значения|M33}}
{{Галактика
| Название = Галактика Треугольника
| Изображение = M33 - Triangulum Galaxy.jpg
| Описание = 
| Открыватель = [[Шарль Мессье]]
| Дата_открытия = [[25 августа]] [[1764]]
| Обозначения = M 33, NGC 598
| Расстояние = 850 [[килопарсек|кпк]]
| Радиус = 9,4 килопарсек
}}

'''Галактика Треугольника''' ('''M 33''', '''NGC 598''') — [[спиральная галактика]] типа [[Последовательность Хаббла|Sc]], одна из ближайших галактик к [[Млечный Путь|Млечному Пути]], удалённая от него на 850 [[килопарсек]]. Находится в [[Местная группа|Местной группе]] и занимает в ней третье место по размеру, массе и светимости после [[Галактика Андромеды|Галактики Андромеды]] и Млечного Пути.

По своим параметрам M 33 в целом не выделяется среди галактик её типа. Диаметр M 33 составляет 18,8 [[килопарсек]], что вдвое меньше, чем у Млечного Пути, в ней содержится 40 миллиардов звёзд, в то время как в нашей Галактике, по разным оценкам, от 100 до 400 миллиардов. Главной составляющей галактики является её [[Галактический диск|диск]]. [[Спиральные рукава]] галактики фрагментированы и не слишком туго закручены. Имеется слабовыраженный [[балдж]], также наблюдается [[Галактическое гало|гало]]. [[Ядро галактики|Ядро]] яркое и компактное, [[сверхмассивная чёрная дыра]] в нём отсутствует.

Звёздные скопления в галактике Треугольника отличаются от таковых в Млечном Пути — они более равномерно распределены по светимостям и возрастам, чем в нашей Галактике, между скоплениями различных типов нет чётких границ. M 33 богата [[Область H II|областями H II]] — в галактике их около 3000, самая крупная, массивная и яркая из них — [[NGC 604]]. По размеру и светимости в Местной группе она уступает лишь [[Туманность Тарантул|Туманности Тарантул]] в [[Большое Магелланово Облако|Большом Магеллановом Облаке]].

Общая масса звёзд в галактике составляет 5,5{{E|9}} {{Mo}}, средняя [[металличность]] равна −1 и понижается от центра к краю галактики. Темп звездообразования выше среднего для галактики с таким количеством звёзд и составляет 0,34—0,44 {{Mo}} в год, а бо́льшая доля массы звёзд сформировалась в период 3—6 миллиардов лет назад. В центральной части галактики процесс [[Звездообразование|звездообразования]] начался раньше, чем на периферии, из-за чего доля старых звёзд наиболее велика в центре.

В галактике известно большое количество [[Рентгеновское излучение|рентгеновских]] источников и [[Переменная звезда|переменных звёзд]]. Ярчайший из постоянных рентгеновских источников во всей Местной группе — [[M33 X-8]] — находится в ядре галактики Треугольника.

Галактику Треугольника открыл [[Шарль Мессье]] в 1764 году, хотя, возможно, её наблюдал ещё [[Джованни Баттиста Годиерна]] до 1654 года. Большой вклад в изучение галактики внёс [[Эдвин Хаббл]]: в 1926 году он опубликовал подробную статью, посвящённую галактике, в которой, в частности, доказал внегалактическую природу объекта.

M 33 наблюдается в [[Треугольник (созвездие)|созвездии Треугольника]]. С [[Видимая звёздная величина|видимой звёздной величиной]] +5,7<sup>m</sup> эта галактика — один из самых далёких объектов, которые возможно увидеть [[Невооружённый глаз|невооружённым глазом]].

== Свойства ==

=== Основные характеристики ===
[[Файл:M33.jpg|мини|M 33 в ультрафиолетовом диапазоне. Изображение получено телескопом [[GALEX]]|300x300пкс]]
[[Файл:Spitzer_m33.jpg|мини|M 33 в инфракрасном диапазоне. Изображение получено телескопом [[Спитцер (космический телескоп)|Спитцер]]|300x300пкс]]

Галактика Треугольника<ref>{{Cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1589189/|title=M33: галактика в Треугольнике|website=[[Астронет]]|access-date=2021-09-29|archive-date=2021-09-29|archive-url=https://web.archive.org/web/20210929213919/http://www.astronet.ru/db/msg/1589189/|deadlink=no}}</ref> ([[Каталог Мессье|M]] 33, [[Новый общий каталог|NGC]] 598) — [[спиральная галактика]], расположенная в [[Местная группа|Местной группе]], являющаяся одной из ближайших [[Галактика|галактик]] к [[Млечный Путь|Млечному Пути]] — расстояние до неё составляет 850 ± 20 [[килопарсек]]<ref name=":1">{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/T/Triangulum_Galaxy.html|title=Triangulum Galaxy|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2021-09-29|archive-date=2021-09-29|archive-url=https://web.archive.org/web/20210929213923/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/T/Triangulum_Galaxy.html|deadlink=no}}</ref>. В Местной группе, содержащей около 50 галактик, M 33 занимает третье место по размеру, светимости и массе<ref name=":2">{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017AJ....154...41K|автор=Kam S. Z., Carignan C., Chemin L., Foster T., Elson E.|заглавие=H I Kinematics and Mass Distribution of Messier 33|язык=en|год=2017|месяц=8|день=1|издание=[[The Astronomical Journal]]|том=154|страницы=41|issn=0004-6256|место=Bristol|издательство=[[IOP Publishing]]|doi=10.3847/1538-3881/aa79f3|archivedate=2021-10-28|archiveurl=https://web.archive.org/web/20211028164419/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017AJ....154...41K}}</ref>. По этим показателям она уступает лишь Млечному Пути и [[Галактика Андромеды|Галактике Андромеды]] ― спиральным галактикам, доминирующим в группе. Эти три галактики ― единственные спиральные в Местной группе{{Sfn|Hodge|2012|pp=1—3}}.

По своим параметрам M 33 в целом не выделяется среди спиральных галактик поздних типов. Диаметр галактики немного больше среднего: его величина, измеренная по [[Изофота|изофоте]] 25<sup>m</sup> на [[Квадратная секунда|квадратную секунду дуги]] в [[Фотометрическая система UBV|фотометрической полосе B]], составляет 18,8 килопарсек<ref>{{Cite web|url=http://ned.ipac.caltech.edu/byname?objname=M+33&hconst=67.8&omegam=0.308&omegav=0.692&wmap=4&corr_z=1|title=Results for object MESSIER 033 (M 33)|website=ned.ipac.caltech.edu|access-date=2022-08-16|archive-date=2022-08-16|archive-url=https://web.archive.org/web/20220816093458/http://ned.ipac.caltech.edu/byname?objname=M+33&hconst=67.8&omegam=0.308&omegav=0.692&wmap=4&corr_z=1|deadlink=no}}</ref><ref name="Frommert">{{Cite web|url=http://www.messier.seds.org/m/m033.html|title=Messier Object 33|author=Frommert H., Kronberg С.|website=[[Каталог Мессье|Messier object]]|access-date=2021-09-29|archive-date=2018-10-22|archive-url=https://web.archive.org/web/20181022190623/http://www.messier.seds.org/m/m033.html|deadlink=no}}</ref>. Эта величина приблизительно вдвое меньше, чем у двух крупнейших галактик группы. [[Абсолютная звёздная величина]] в [[Фотометрическая система UBV|полосе V]] равна −18,9<sup>m</sup>{{Sfn|van den Bergh|2000|p=74}}. Общая масса с учётом [[Тёмная материя|тёмной материи]], заключённая в пределах 23 килопарсек от центра галактики, составляет 7,9{{E|10}} {{Mo}}, из этой массы на звёзды и газ приходится 11 %<ref name=":2" />{{Sfn|Hodge|2012|pp=1—3}}. В галактике Треугольника 40 миллиардов звёзд, что значительно меньше, чем в Млечном Пути ― где, по разным оценкам, их количество составляет от 100 до 400 миллиардов<ref name=":5">{{Cite web|lang=en|url=https://svs.gsfc.nasa.gov/31027|title=Hyperwall: Triangulum Galaxy Mosaic|author=|publisher=[[NASA]]|date=2019-03-25|access-date=2021-09-30|archive-date=2021-09-30|archive-url=https://web.archive.org/web/20210930192155/https://svs.gsfc.nasa.gov/31027|deadlink=no}}</ref><ref>{{Cite web|lang=en-US|url=https://asd.gsfc.nasa.gov/blueshift/index.php/2015/07/22/how-many-stars-in-the-milky-way/|title=How Many Stars in the Milky Way?|author=Masetti M.|website=[[NASA]]|date=2015-07-22|access-date=2021-10-14|archive-date=2019-04-10|archive-url=https://web.archive.org/web/20190410085724/https://asd.gsfc.nasa.gov/blueshift/index.php/2015/07/22/how-many-stars-in-the-milky-way/|deadlink=no}}</ref>.

[[Видимая звёздная величина]] M 33 в полосе V составляет +5,72<sup>m</sup><ref>{{Cite web|url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=M33|title=M 33|website=[[SIMBAD]]|access-date=2021-10-13|archive-date=2014-09-13|archive-url=https://web.archive.org/web/20140913102508/http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=M33|deadlink=no}}</ref>, [[показатель цвета B−V]] равен 0,6<sup>m</sup>. Плоскость диска галактики наклонена под углом 56° к [[Картинная плоскость|картинной плоскости]], [[Большая полуось|большая ось]] видимого диска галактики находится под [[Позиционный угол|позиционным углом]] 23°. Северо-восточная часть галактики расположена ближе к Земле, чем юго-западная{{Sfn|Hodge|2012|pp=1—3, 28}}.

=== Структура ===
[[Файл:M_33_surface_brightness_profile.svg|мини|310x310пкс|Профиль [[Поверхностная яркость|поверхностной яркости]] галактики Треугольника. Указан вклад экспоненциального диска (синяя пунктирная линия) и сфероидальной компоненты (красная пунктирно-точечная линия).]]
Галактика Треугольника — [[спиральная галактика]] позднего типа: её [[Спиральный рукав|спиральные рукава]] раскрыты и не слишком туго закручены, а [[балдж]] выражен слабо, поэтому в [[Классификация Хаббла|классификации Хаббла]] она относится к типу Sc или даже Scd<ref name="Frommert" />. В галактике Треугольника [[Спиральная галактика без перемычки|отсутствует бар]], а спиральные рукава начинаются в самом центре галактики, и в [[Морфологическая классификация галактик#Система де Вокулёра|классификации де Вокулёра]] она обозначается как SAc(s). M 33 имеет [[галактический класс светимости]] II—III{{ref+|Класс светимости I означает самые яркие галактики соответствующего типа, класс светимости V — наиболее тусклые<ref>{{Cite web|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/V/van+den+Bergh+luminosity+class|title=Van Den Bergh Luminosity Class|website=Astronomy|publisher=[[Swinburne University of Technology]]|access-date=2021-09-30}}</ref>.|комм.}}{{Sfn|Hodge|2012|p=27}}.

Главная составляющая M 33 — [[галактический диск]], хорошо описываемый [[Экспоненциальное распределение|экспоненциальным профилем]] с масштабом около 2 килопарсек, который простирается не менее чем на 8 килопарсек по радиусу<ref name=":3">{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015MNRAS.449.4048K|автор=Kam Z. S., Carignan C., Chemin L., Amram P., Epinat B.|заглавие=Kinematics and mass modelling of M33: Hα observations|язык=en|год=2015|месяц=6|день=1|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|том=449|страницы=4048–4070|issn=0035-8711|место=Oxf.|издательство=[[Wiley-Blackwell]]|doi=10.1093/mnras/stv517|archivedate=2021-09-30|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210930231405/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015MNRAS.449.4048K}}</ref>. Галактика Треугольника обладает многочисленными фрагментированными спиральными рукавами, поэтому её относят к [[Флоккулентная спиральная галактика|флоккулентным]]<ref>{{Статья|ссылка=https://doi.org/10.1093/mnras/sty1231|автор=Dobbs C. L., Pettitt A. R., Corbelli E., Pringle J. E.|заглавие=Simulations of the flocculent spiral M33: what drives the spiral structure?|год=2018|месяц=8|день=21|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|язык=en|том=478|выпуск=3|страницы=3793–3808|issn=0035-8711|место=Oxf.|издательство=[[Wiley-Blackwell]]|doi=10.1093/mnras/sty1231}}</ref>{{Sfn|Hodge|2012|pp=27—47}}.

Диск делится на [[тонкий диск]] с [[Дисперсия скоростей|дисперсией скоростей]] в 15 км/с, состоящий из молодых звёзд и газа, и [[толстый диск]] с дисперсией, равной 47 км/c — к этим компонентам относится, соответственно, 66 % и 30 % звёзд галактики{{Sfn|Hodge|2012|pp=150—152}}.

К [[Галактическое гало|галактическому гало]] относится 4 % звёзд, отдельные [[Звезда|звёзды]] наблюдаются на расстояниях до 40 килопарсек от центра. Наличие балджа в галактике долгое время было под вопросом — разные исследования и подтверждали, и опровергали его{{Sfn|Hodge|2012|pp=27—47, 150—152}}. По данным, полученным с космического телескопа [[Спитцер (космический телескоп)|Спитцер]], балдж присутствует, но очень мал — его радиус равняется 0,4 килопарсека, а светимость — 4 % от общей светимости галактики<ref name=":3" /><ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020ApJ...905..135B|автор=Banik I., Thies I., Famaey B., Candlish G., Kroupa P.|заглавие=The Global Stability of M33 in MOND|год=2020|месяц=12|день=1|язык=en|издание=[[The Astrophysical Journal]]|том=905|страницы=135|issn=0004-637X|место=Bristol|издательство=[[IOP Publishing]]|doi=10.3847/1538-4357/abc623|archivedate=2021-09-30|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210930230839/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020ApJ...905..135B}}</ref>.

[[Ядро галактики]] Треугольника яркое и компактное. Его [[видимая звёздная величина]] в [[Фотометрическая система UBV|полосе V]] составляет 14,54<sup>m</sup>, следовательно, [[Абсолютная звёздная величина|абсолютная]] равна −10,2<sup>m</sup>, а [[показатель цвета B−V]] равен в среднем 0,65<sup>m</sup> ― цвет более голубой, чем мог бы наблюдаться у типичного [[Шаровое звёздное скопление|шарового скопления]]. Цвет не одинаков во всём ядре: к центру ядро становится более голубым. Радиус ядра составляет 0,14 парсека и оно имеет эллиптическую форму: [[сплюснутость]] составляет 0,16. Дисперсия скоростей в ядре составляет 21 км/с, а отношение массы к светимости невелико и составляет 0,4 {{Mo}}/{{Lo}}. В ядре присутствуют два относительно молодых [[Звёздное население|звёздных населения]]. Возраст первого составляет 1 миллиард лет, а общая масса ― 8{{E|5}} {{Mo}}, второе население имеет возраст в 40 миллионов лет и массу {{E|4|0}} {{Mo}}. Более молодые звёзды сильнее сосредоточены к центру, поэтому цвет ядра в центре более голубой. В ядре галактики также находится [[M33 X-8]] ― самый мощный из постоянных источников [[Рентгеновское излучение|рентгеновского излучения]] во всей Местной группе (см. ниже{{Переход|Рентгеновские источники}}). [[Сверхмассивная чёрная дыра]] в центре M 33 отсутствует{{Sfn|Stoyan et al.|2008|p=155}}{{Sfn|Hodge|2012|pp=49—56}}<ref>{{Статья|ссылка=https://doi.org/10.1093/mnras/sty1476|автор=Williams T. G., Gear W. K., Smith M. W. L.|заглавие=The star formation law at GMC scales in M33, the Triangulum galaxy|язык=en|год=2018|месяц=9|день=1|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|том=479|выпуск=1|страницы=297–314|issn=0035-8711|место=Oxf.|издательство=[[Wiley-Blackwell]]|doi=10.1093/mnras/sty1476}}</ref>.

=== Звёздные скопления ===
В галактике Треугольника известно не менее 264 подтверждённых [[Звёздное скопление|звёздных скоплений]]. В каталоге протяжённых объектов в M 33, составленном с помощью [[Телескоп CFHT|телескопа CFHT]], 3554 объектов являются кандидатами в звёздные скопления. Детальный анализ 60 кандидатов показал, что только 21 объект является скоплением ― остальные оказались [[Астеризм (астрономия)|астеризмами]], туманностями и удалёнными галактиками. Следовательно, если во всём каталоге доля скоплений среди кандидатов такая же, то около 1400 объектов каталога должны являться скоплениями{{Sfn|Hodge|2012|pp=57—58}}.

Скопления в галактике M 33 отличаются от таковых в Млечном Пути. В нашей Галактике наблюдаются скопления двух видов: [[Шаровое звёздное скопление|шаровые скопления]] и [[Рассеянное звёздное скопление|рассеянные]]. Первые — старые скопления с большим количеством звёзд, населяющие [[балдж]] и гало, а вторые — молодые скопления с меньшим количеством звёзд, находящиеся в [[Галактический диск|диске галактики]]. В Млечном Пути между объектами этих двух типов прослеживается чёткая граница, а скоплений промежуточного возраста практически не наблюдается<ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...517..668C|автор=Chandar R., Bianchi L., Ford H. C.|заглавие=Star Clusters in M33. II. Global Properties|язык=en|год=1999|месяц=6|день=1|издание=[[The Astrophysical Journal]]|том=517|страницы=668–681|issn=0004-637X|место=Bristol|издательство=[[IOP Publishing]]|doi=10.1086/307228|archivedate=2021-10-28|archiveurl=https://web.archive.org/web/20211028164102/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...517..668C}}</ref>. В галактике Треугольника граница между скоплениями различных видов более размыта и скопления более равномерно распределены по светимостям и возрастам — похожая картина наблюдается в [[Магеллановы Облака|Магеллановых Облаках]]{{Sfn|Hodge|2012|pp=57—58}}.

В основном, [[Абсолютная звёздная величина|абсолютные звёздные величины]] скоплений M 33 лежат в диапазоне от −4<sup>m</sup> до −9<sup>m</sup>, массы ― от {{E|3|0}} до {{E|5|0}} {{Mo}}, возрасты ― от {{E|7|0}} до {{E|9|0}} лет. Средняя масса скопления в M 33 составляет 1,78{{E|4}} {{Mo}} — ниже, чем в [[Галактика Андромеды|Галактике Андромеды]] (2,69{{E|5}} {{Mo}}), но выше, чем в [[Млечный Путь|Млечном Пути]] (5,24{{E|2}} {{Mo}}), и близка к таковой в [[Большое Магелланово Облако|Большом Магеллановом Облаке]] (1,51{{E|4}} {{Mo}}). Средняя [[металличность]] звёзд в скоплениях M 33 — −1,01, что ниже, чем в Млечном Пути (−0,19) и в Галактике Андромеды (−0,43) {{ref+|Металличность <chem>[Fe/H]</chem> соответствует доле элементов тяжелее [[Гелий|гелия]], равной <chem>Z = 10^{[Fe/H]}</chem> солнечной<ref>{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/metallicity.html|title=Metallicity|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2021-10-05|archive-date=2021-10-05|archive-url=https://web.archive.org/web/20211005150223/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/metallicity.html|deadlink=no}}</ref>.|комм.|M}}. Возрасты скоплений в среднем сравнительно невелики: в M 33 только 31 % скоплений старше 2 миллиардов лет, в то время как в Галактике Андромеды доля таких скоплений составляет 56 %{{Sfn|Hodge|2012|pp=57—58}}<ref name=":4">{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014ApJS..211...22F|автор=Fan Z., de Grijs R.|заглавие=Star Clusters in M33: Updated UBVRI Photometry, Ages, Metallicities, and Masses|язык=en|год=2014|месяц=4|день=1|издание=[[The Astrophysical Journal|The Astrophysical Journal Supplement Series]]|том=211|страницы=22|issn=0067-0049|место=Bristol|издательство=[[IOP Publishing]]|doi=10.1088/0067-0049/211/2/22|archivedate=2021-10-28|archiveurl=https://web.archive.org/web/20211028164339/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014ApJS..211...22F}}</ref>.

[[Шаровое звёздное скопление|Шаровые звёздные скопления]] в галактике Треугольника определяются по виду их орбит, указывающих на их принадлежность к [[Галактическое гало|гало]], иногда ― по большому удалению от плоскости диска, либо по их [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме цвет ― светимость]]. Возрасты некоторых шаровых скоплений достигают 12 миллиардов лет, как и в Млечном Пути, но многие шаровые скопления значительно моложе и могут иметь возраст около 7 миллиардов лет. Более молодые шаровые скопления настолько же бедны тяжёлыми элементами, как и более старые, их типичные значения металличности ― от −1,64 до −0,65{{ref+||комм.|M}}. Это означает, что в галактике Треугольника формирование массивных, бедных металлами скоплений продолжалось ещё несколько миллиардов лет после начальной [[Вспышка звездообразования|вспышки звездообразования]]. Кроме обычных шаровых скоплений, в M 33 есть как минимум одно «протяжённое скопление» ({{Lang-en|extended cluster}}) под названием [[M33-EC1]] — скопление с большим размером и невысокой плотностью, в остальном сходное с шаровыми скоплениями. Подобные объекты наблюдаются в Галактике Андромеды, и считается, что они являются остатками [[Карликовая галактика|карликовых галактик]], которые лишились большинства звёзд из-за [[Приливные взаимодействия|приливных взаимодействий]]{{Sfn|Hodge|2012|pp=58—64}}.

Ещё один тип звёздных скоплений, практически не имеющий аналога в Млечном Пути — это «молодые населённые скопления» ({{Lang-en|young populous clusters}}). Их абсолютные звёздные величины сопоставимы с таковыми у шаровых скоплений — от −4<sup>m</sup> до −9<sup>m</sup>, но у них меньшие массы — от 5{{E|3}} до {{E|5|0}} {{Mo}} и бо́льшие металличности, они значительно моложе — возрастом от 100 миллионов лет до 10 миллиардов — и относятся к галактическому диску{{Sfn|Hodge|2012|pp=64—68}}.

Очень молодые звёздные скопления, с возрастами от 4 до 100 миллионов лет, в галактике Треугольника также присутствуют. Массы скоплений в этом диапазоне возрастов составляют от 6{{E|2}} до 2{{E|4}} {{Mo}}, некоторые молодые скопления небольшой массы являются рассеянными скоплениями<ref name=":4" />. M 33 богата [[Звёздные ассоциации|OB-ассоциациями]], которые очерчивают [[спиральные рукава]] галактики — это типично для спиральных галактик поздних типов{{Sfn|Hodge|2012|pp=68—71}}.

=== Межзвёздная среда ===
[[Файл:Nursery_of_New_Stars_-_GPN-2000-000972.jpg|мини|[[NGC 604]] — область звездообразования в галактике M 33. Изображение получено телескопом [[Хаббл (телескоп)|Хаббл]]|320x320пкс]]
[[Файл:M33_solved_big_(18670190030).jpg|мини|409x409пкс|[[Область H II|Области H II]] и другие объекты в галактике M 33]]
[[Межзвёздная среда]] галактики Треугольника состоит из тех же компонентов, что и в Млечном Пути. Это — [[межзвёздная пыль]], поглощающая излучение и переизлучающая его в [[Инфракрасное излучение|инфракрасном диапазоне]], и газ различной температуры: от холодного молекулярного газа до очень горячего, испускающего [[рентгеновское излучение]]. К отличиям межзвёздной среды M 33 и нашей Галактики можно отнести содержание тяжёлых элементов: в галактике Треугольника [[металличность]] ниже и составляет −1,0. Как и в Млечном Пути, этот параметр уменьшается с удалением от центра галактики: [[градиент]] металличности составляет −0,01 [[Килопарсек|кпк]]<sup>−1</sup>{{ref+||комм.|M}}{{Sfn|Hodge|2012|pp=73, 91}}. Общая масса нейтрального [[Атомарный водород|атомарного водорода]] в галактике составляет 1,95{{E|9}} {{Mo}}<ref name=":2" />.

M 33 богата [[Область H II|областями H II]], где происходит [[звездообразование]]: всего их в галактике около 3000 и они концентрируются к [[Галактический рукав|галактическим рукавам]]. Светимости большинства из них составляют {{E|35|0}}—{{E|38|0}} [[эрг]]/с, размеры некоторых превышают 100 парсек. Кроме областей H II, в галактике содержится большое количество туманностей других типов, в частности, известно 152 [[Планетарная туманность|планетарных туманности]], 100 [[Остаток сверхновой|остатков сверхновых]] и 11 [[Туманность Вольфа — Райе|туманностей Вольфа — Райе]]{{Sfn|Stoyan et al.|2008|p=155}}{{Sfn|Hodge|2012|pp=73—79, 84—88}}.

Самая яркая, массивная и крупная из областей H II в галактике — [[NGC 604]]: среди областей H II в Местной группе по размеру и светимости она уступает лишь [[Туманность Тарантул|Туманности Тарантул]] в [[Большое Магелланово Облако|Большом Магеллановом Облаке]]. Диаметр NGC 604 составляет 1500 световых лет (460 [[парсек]]), в ней находится более 200 массивных звёзд с массами 15—120 {{Mo}}, в том числе 14 [[Звезда Вольфа — Райе|звёзд Вольфа — Райе]]. Туманность является источником рентгеновского излучения с мощностью 9{{E|35}} [[эрг]]/с{{Sfn|Stoyan et al.|2008|p=155}}{{Sfn|Hodge|2012|pp=79—80}}.

[[Молекулярный водород]] в галактике Треугольника представлен в форме [[Гигантское молекулярное облако|гигантских молекулярных облаков]]. Известно как минимум 158 таких объектов, общая масса молекулярного газа в галактике составляет 3{{E|8}} {{Mo}}. В разных частях галактики доля водорода в молекулярных облаках от общего количества различается: в центре это около 60 %, в то время как на расстоянии 4 [[Килопарсек|кпк]] от центра — 20 %. Также в галактике обнаружены [[Космический мазер|водные мазеры]]{{Sfn|Hodge|2012|pp=80—84, 91}}.

[[Космическая пыль|Пыль]] в галактике Треугольника условно делится на холодную и тёплую. Холодная пыль распределена по всему диску галактики, нагревается излучением межзвёздной среды и создаёт диффузное инфракрасное излучение. Тёплая пыль нагревается областями H II и [[Погружённое скопление|погружёнными скоплениями]], поэтому области тёплой пыли излучают как точечные источники и сосредоточены к центру галактики и к [[Спиральный рукав|спиральным рукавам]]{{Sfn|Hodge|2012|pp=88—91}}.

=== Звёздное население и история звездообразования ===
В галактике Треугольника, как и в [[Млечный Путь|Млечном Пути]], присутствуют два основных [[Звёздное население|звёздных населения]]: старое население [[Галактическое гало|гало]] и более молодое население [[Галактический диск|диска галактики]]. Общая масса звёзд в галактике составляет 5,5{{E|9}} {{Mo}}<ref name=":2" />. Средняя [[металличность]] звёзд равна −1, её [[градиент]] составляет −0,1 [[Килопарсек|кпк]]<sup>−1</sup>. В самых далёких областях диска значение металличности понижается до −1,6{{ref+||комм.|M}}{{Sfn|Hodge|2012|pp=101—115}}.

10 миллиардов лет назад в M 33 сформировалось большое количество звёзд с низким значением металличности −2. Эти звёзды обогатили межзвёздную среду — звёзды, образовавшиеся позднее, имеют металличность около −1, а металличность звёзд, которые формируются в настоящее время, составляет −0,7{{ref+||комм.|M}}. Темп звездообразования в настоящее время составляет 0,34—0,44 {{Mo}} в год, что выше среднего для галактики с таким количеством звёзд<ref name=":5" />. Наибольший темп звездообразования пришёлся на период 3—6 миллиардов лет назад — сейчас масса звёзд, сформированных в тот период, составляет 71 % от общей массы звёзд. В центральной части галактики процесс [[Звездообразование|звездообразования]] начался раньше, чем на периферии, из-за чего доля старых звёзд наиболее велика в центре<ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019MNRAS.483..931E|автор=Elson E. C., Kam S. Z., Chemin L., Carignan C., Jarrett T. H.|заглавие=A multiscale study of star formation in Messier 33|язык=en|год=2019|месяц=2|день=1|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|том=483|страницы=931–946|issn=0035-8711|место=Oxf.|издательство=[[Wiley-Blackwell]]|doi=10.1093/mnras/sty3091|archivedate=2021-09-30|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210930192153/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019MNRAS.483..931E}}</ref><ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017MNRAS.464.2103J|автор=Javadi A., van Loon J. T., Khosroshahi H. G., Tabatabaei F., Golshan R. H.|заглавие=The UK Infrared Telescope M 33 monitoring project — V. The star formation history across the galactic disc|язык=en|год=2017|месяц=1|день=1|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|том=464|страницы=2103–2119|issn=0035-8711|место=Oxf.|издательство=[[Wiley-Blackwell]]|doi=10.1093/mnras/stw2463|archivedate=2022-01-22|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220122142338/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017MNRAS.464.2103J}}</ref>{{Sfn|Hodge|2012|pp=105—115}}.

В [[балдж]]е наблюдаются звёзды двух возрастов: 0,5 и 2 миллиардов лет, их металличность сравнительно велика и составляет −0,26. Средняя металличность гало составляет −1,5{{ref+||комм.|M}}: гало содержит в основном старые, бедные металлами звёзды, но в нём также присутствуют и более молодые звёзды с более высоким содержанием тяжёлых элементов. Это делает гало M 33 более сходным по характеристикам с гало [[Галактика Андромеды|Галактики Андромеды]], чем с гало Млечного Пути{{Sfn|Hodge|2012|pp=31—33, 115, 150}}.

=== Переменные звёзды ===
В галактике M 33 известны [[переменные звёзды]] различных типов — например, в области неба вокруг галактики каталог [[SDSS]] содержит около 36 тысяч переменных звёзд приблизительно до 24-й [[Звёздная величина|звёздной величины]]. Большинство из них — [[долгопериодические переменные]], которых в этой области 20 тысяч; кроме того, там же находится 2 тысячи [[Цефеиды|цефеид]]{{Sfn|Hodge|2012|pp=117—119}}.

В галактике известны сотни [[Затменные звёзды|затменных переменных]], наиболее примечательная из которых ― рентгеновский источник [[M33 X-7]]: это редкий пример [[Двойная звезда|двойной звезды]], одна из компонент которой ― [[пульсар]] (см. ниже{{Переход|Рентгеновские источники}}){{Sfn|Hodge|2012|p=119}}.

[[Цефеиды]] ― наиболее изученный тип переменных звёзд в M 33, поскольку наличие у них [[Зависимость период — светимость|зависимости период ― светимость]] позволяет определять расстояние до галактик. Периоды изменения блеска большинства цефеид M 33 находятся в диапазоне от 3,2 до 46 суток, средняя звёздная величина в [[Фотометрическая система UBV|полосе B]] ― от 20,0<sup>m</sup> до 21,4<sup>m</sup>, а избыток цвета [[B−V]], вызванный [[Межзвёздное покраснение|межзвёздным покраснением]], ― в среднем 0,1<sup>m</sup>{{Sfn|Hodge|2012|pp=119—124}}.

Ещё один тип переменных в M 33 ― [[яркие голубые переменные]], одни из ярчайших звёзд галактики. Всего в галактике Треугольника известно не менее десятка подтверждённых звёзд такого типа и кандидатов в них. Видимые величины этих звёзд достигают 14,5<sup>m</sup>, самая известная из них ― [[звезда Романо]], видимая величина которой меняется от 16,5<sup>m</sup> до 17,8<sup>m</sup>{{Sfn|Stoyan et al.|2008|pp=155—156}}{{Sfn|Hodge|2012|pp=124—125}}<ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017ApJ...844...40H|автор=Humphreys R. M., Davidson K., Hahn D., Martin J. C., Weis K.|заглавие=Luminous and Variable Stars in M31 and M33. V. The Upper HR Diagram|язык=en|год=2017|месяц=7|день=1|издание=[[The Astrophysical Journal]]|том=844|страницы=40|issn=0004-637X|место=Bristol|издательство=[[IOP Publishing]]|doi=10.3847/1538-4357/aa7cef|archivedate=2022-02-15|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220215023528/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017ApJ...844...40H}}</ref>.

[[Долгопериодические переменные]] также имеют зависимость период ― светимость, которая позволяет определять расстояние до них. Эволюционно эти звёзды могут быть [[сверхгигант]]ами или же более тусклыми звёздами [[Асимптотическая ветвь гигантов|асимптотической ветви гигантов]], и их распределение по светимостям имеет два пика. В галактике Треугольника лишь небольшая часть известных долгопериодических переменных относится к более тусклому пику, то есть, находится на асимптотической ветви гигантов ― гораздо меньшая, чем, например, в [[Большое Магелланово Облако|Большом Магеллановом Облаке]]{{Sfn|Hodge|2012|pp=125—127}}.

В M 33 вспыхивает приблизительно 2,5 [[Новая звезда|новых звезды]] в год ― типичное значение для такой галактики{{Sfn|Hodge|2012|pp=127—129}}. Вспышек [[Сверхновая звезда|сверхновых]] за историю наблюдений в галактике зарегистрировано не было, но известны [[Остаток сверхновой|остатки сверхновых]] (см. выше{{Переход|Межзвёздная среда}})<ref name="Frommert" />.

[[Переменные типа RR Лиры]] также позволяют определять расстояние до них из соотношения между светимостью и [[металличность]]ю. В распределении этих звёзд по металличностям в галактике M 33 можно выделить два пика: на значениях около −1,3 и −0,7{{ref+||комм.|M}}{{Sfn|Hodge|2012|pp=129—131}}.

=== Рентгеновские источники ===
По данным, полученным с космического телескопа [[Чандра (телескоп)|Чандра]], в области на небе вокруг M 33 находится 394 источника [[Рентгеновское излучение|рентгеновского излучения]], но не менее половины из них не относятся к галактике, а только наблюдаются в том же направлении — несколько из них отождествлено со звёздами нашей Галактики. Самый яркий источник, [[M33 X-8]], расположен в центре галактики (см. выше{{Переход|Ядро}}). Вплоть до расстояний в 10 [[Минута дуги|минут дуги]] от центра наблюдается диффузное рентгеновское излучение{{Sfn|Hodge|2012|pp=133—135, 140}}.

Из 100 известных [[Остаток сверхновой|остатков сверхновых]] в галактике 31 наблюдается в рентгеновском диапазоне — эти объекты излучают в основном мягкое рентгеновское излучение. Примечательный объект такого типа — [[SNR21]]: этот остаток сверхновой погружён в область H II [[NGC 592]]. В южном [[Спиральный рукав|спиральном рукаве]] галактики, где происходит активное звездообразование, находится наибольшее количество остатков сверхновых — 26, из которых 10 наблюдаются в рентгеновском диапазоне{{Sfn|Hodge|2012|pp=135—136, 137—138}}.

[[NGC 604]] — яркая область H II (см. выше{{Переход|Межзвёздная среда}}), которая излучает в рентгеновском диапазоне. В её излучении есть как диффузная компонента, так и точечный источник, но последний слишком слаб, чтобы определить его природу{{Sfn|Hodge|2012|pp=136—137}}.

Рентгеновские двойные в галактике также присутствуют, из них наиболее примечательные — [[M33 X-8]] и [[M33 X-7]]. Первый из них — ярчайший постоянный рентгеновский источник во всей [[Местная группа|Местной группе]]: его рентгеновская светимость равна {{E|39|0}} [[эрг]]/с, что составляет 70 % от светимости всей галактики в рентгеновском диапазоне. Этот объект представляет собой [[Двойная система|двойную систему]] с [[Чёрная дыра|чёрной дырой]] массой 10 {{Mo}}, проявляет переменность с периодом 106 дней и по характеристикам похож на [[микроквазар]] [[GRS 1915+105|GR 1915+105]] в [[Млечный Путь|Млечном Пути]]. Второй объект, M33 X-7 — [[Затменная двойная|затменная двойная система]], одна из компонент которой ― [[нейтронная звезда]], являющаяся [[пульсар]]ом с периодом 0,31 секунды, а вторая — [[голубой сверхгигант]]{{Sfn|Hodge|2012|pp=138—140}}.

=== Движение и спутники ===
[[Файл:M_33_rotation_curve.svg|мини|300x300пкс|[[Кривая вращения галактики]] Треугольника. Указан вклад [[Гало тёмной материи|тёмного гало]] (красная пунктирная линия), звёзд (синяя пунктирно-точечная линия) и газа (зелёная точечная линия)]]
Галактика Треугольника приближается к [[Солнечная система|Солнечной системе]] со скоростью 179 км/с, а с учётом движения Солнечной системы в нашей Галактике, скорость сближения M 33 и [[Млечный Путь|Млечного Пути]] составляет 24 км/с<ref name="Frommert" />. Галактика Треугольника примет участие в [[Столкновение Млечного Пути и галактики Андромеды|столкновении Млечного Пути и Галактики Андромеды]], которое произойдёт через 4 миллиарда лет — есть небольшая вероятность, что M 33 столкнётся с нашей Галактикой раньше, чем Галактика Андромеды<ref name=":6">{{Cite web|url=http://www.nasa.gov/feature/goddard/2019/messier-33-the-triangulum-galaxy|title=Messier 33 (The Triangulum Galaxy)|author=Garner R.|publisher=[[NASA]]|date=2019-02-20|access-date=2021-09-29|archive-date=2021-10-28|archive-url=https://web.archive.org/web/20211028022353/https://www.nasa.gov/feature/goddard/2019/messier-33-the-triangulum-galaxy/|deadlink=no}}</ref><ref name=":42">{{Cite web|lang=en|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/Andromeda.html|title=Andromeda Galaxy (M31, NGC 224)|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|accessdate=2021-10-10|archive-date=2010-11-15|archive-url=https://web.archive.org/web/20101115160115/http://daviddarling.info/encyclopedia/A/Andromeda.html|deadlink=no}}</ref>.

Один оборот вокруг своей оси галактика Треугольника делает за срок около 200 миллионов лет, с точки зрения наблюдателя на Земле это вращение происходит по часовой стрелке{{Sfn|Stoyan et al.|2008|p=155}}. [[Кривая вращения галактики]] M 33 достигает значений более 130 км/с и возрастает вплоть до 18 килопарсек от центра из-за большой массы [[Тёмная материя|тёмной материи]] в ней — по вкладу в скорость вращения тёмная материя начинает доминировать, начиная с расстояния в 3 килопарсека от центра{{Sfn|Hodge|2012|pp=146—150}}.

Галактика Треугольника, возможно, является удалённым спутником [[Галактика Андромеды|Галактики Андромеды]]: в зависимости от массы последней, M 33 могла уже сделать один оборот вокруг Галактики Андромеды, либо первое сближение этих двух галактик только предстоит<ref name="автоссылка1">{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ApJ...872...24V|автор=van der Marel R. P., Fardal M. A., Sohn S. T., Patel E., Besla G.|заглавие=First Gaia Dynamics of the Andromeda System: DR2 Proper Motions, Orbits, and Rotation of M31 and M33|язык=en|год=2019|месяц=2|день=1|издание=[[The Astrophysical Journal]]|том=872|страницы=24|issn=0004-637X|место=Bristol|издательство=[[IOP Publishing]]|doi=10.3847/1538-4357/ab001b|archivedate=2021-12-04|archiveurl=https://web.archive.org/web/20211204035241/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ApJ...872...24V}}</ref>. Спутником M 33, возможно, является небольшая галактика [[LGS 3]]<ref name="Frommert" />.

== История изучения ==
[[Файл:M33rosse.jpg|мини|Зарисовка M 33, сделанная [[Парсонс, Уильям, 3-й граф Росс|лордом Россом]]|465x465px]]
[[Файл:Pic_iroberts2.jpg|мини|Фотография M 33, сделанная {{Не переведено 3|Робертс, Исаак|Исааком Робертсом|4=Isaac Roberts}} в 1895 году|300x300пкс]]

=== До XX века ===
Галактику Треугольника, возможно, открыл [[Джованни Баттиста Годиерна]] ранее 1654 года, однако его записи неоднозначны и могут не относиться к этому объекту. Независимо от Годиерны туманность открыл [[Шарль Мессье]] 25 августа 1764 года и внёс в [[Каталог Мессье|свой каталог]] — она получила обозначение M 33<ref name="Frommert" />{{Sfn|Stoyan et al.|2008|p=153}}. В 1785 году [[Уильям Гершель]] предположил, что M 33 — один из объектов, сравнимых с нашей Галактикой, а в 1850 году [[Парсонс, Уильям, 3-й граф Росс|лорд Росс]] обнаружил в ней [[Спиральная галактика|спиральную структуру]]. В 1895 году {{Не переведено 3|Робертс, Исаак|Исаак Робертс|4=Isaac Roberts}} сделал первую фотографию M 33{{Sfn|Hodge|2012|pp=5—9}}.

Также Гершель в 1784 году открыл крупнейшую и самую яркую в галактике [[область H II]], которая позже вошла в [[Новый общий каталог]] как [[NGC 604]]. Кроме неё в Новый общий каталог попали [[NGC 588]], [[NGC 592|592]] и [[NGC 595|595]], которые открыл [[Генрих Луи Д'Арре]] в 1864 году, а сама M 33 получила в этом каталоге обозначение NGC 598<ref>{{Cite web|url=https://cseligman.com/text/atlas/ngc5a.htm|title=New General Catalog Objects: NGC 550 - 599|author=Seligman C.|website=cseligman.com|access-date=2021-11-05|archive-date=2020-06-29|archive-url=https://web.archive.org/web/20200629155802/http://cseligman.com/text/atlas/ngc5a.htm|deadlink=no}}</ref>. Ещё 11 объектов галактики, которые открыл [[Гийом Бигурдан]] в 1889 году, попали в [[Индекс-каталог]]: [[IC 131]], [[IC 132|132]], [[IC 133|133]], [[IC 134|134]], [[IC 135|135]], [[IC 136|136]], [[IC 137|137]], [[IC 139|139]], [[IC 140|140]], [[IC 142|142]] и [[IC 143|143]]<ref name="Frommert" /><ref>{{Cite web|url=https://cseligman.com/text/atlas/ic1.htm|title=Index Catalog Objects: IC 100 - 149|author=Seligman C.|website=cseligman.com|access-date=2021-11-05|archive-date=2021-10-20|archive-url=https://web.archive.org/web/20211020000213/http://cseligman.com/text/atlas/ic1.htm|deadlink=no}}</ref>.

=== XX век ===
В 1911 году [[Пален, Эммануил Анатольевич|Эммануил Пален]] исследовал два самых ярких спиральных рукава галактики и обнаружил, что их форма описывается [[Логарифмическая спираль|логарифмическими спиралями]] с разными углами закрутки. В 1915 году [[Пиз, Фрэнсис Глэдхейм|Фрэнсис Пиз]] измерил [[Лучевая скорость|лучевую скорость]] галактики по её спектру и получил значение в −278 км/с, а в следующем году он же обнаружил различие в скорости ядра и одной из [[Эмиссионная туманность|эмиссионных туманностей]], благодаря чему сделал вывод о вращении галактики{{Sfn|Hodge|2012|pp=5—9}}.

В 1916 году [[Адриан ван Маанен]] ошибочно обнаружил быстрое вращение M 33, сравнивая положения звёзд на [[фотопластинка]]х — по его данным 1923 года, галактика должна была делать оборот за 60—240 тысяч лет. Подобная скорость вращения исключала бы возможность того, что M 33 находится вне нашей Галактики — в противном случае при таком периоде скорость вращения галактики должна была быть очень большой{{Sfn|Hodge|2012|pp=9—11}}.

В то же время накапливались и свидетельства в пользу того, что M 33, как и другие спиральные туманности, находятся очень далеко, что входило в противоречие с результатами ван Маанена. Например, в 1922 году {{Не переведено 3|Дункан, Джон Чарльз|Джон Дункан|4=John Charles Duncan}} открыл первые три [[переменные звезды]] в галактике, а в 1926 году [[Лундмарк, Кнут Эмиль|Кнут Лундмарк]] наблюдал распределение звёзд по видимым величинам. Предполагая, что самые яркие звёзды сравнимы по яркости с ярчайшими известными звёздами, Лундмарк получил расстояние до галактики в 300 [[килопарсек]], что существенно больше размеров [[Млечный Путь|Млечного Пути]]. Он также пересмотрел результаты наблюдений ван Маанена и обнаружил, что скорость вращения не может быть так велика, как считал последний{{Sfn|Hodge|2012|pp=11—12}}.

Большой вклад в изучение M 33 внёс [[Эдвин Хаббл]]. В 1926 году, по результатам наблюдений на 100-дюймовом телескопе [[Маунт-Вилсон]], он опубликовал подробную статью, посвящённую этой галактике<ref>{{Книга|ссылка часть=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1926CMWCI.310....1H|автор=[[Хаббл, Эдвин|Hubble E.]]|часть=No. 310. A spiral nebula as a stellar system. Messier 33|год=1926|заглавие=Contributions from the Mount Wilson Observatory / Carnegie Institution of Washington|том=310|страницы=1–39|язык=en|место=Washington|issn=0898-1892}}</ref>{{Sfn|Hodge|2012|p=15}}.

Хаббл изучил 45 переменных звёзд в галактике — [[Кривая блеска|кривые блеска]] 35 из них чётко указывали на то, что это [[цефеиды]]. Поскольку [[зависимость период — светимость]] для цефеид уже была известна, Хаббл определил [[модуль расстояния]] и получил расстояние до галактики в 263 килопарсека. Несмотря на то, что эта величина заметно отличается от современного значения, вычисление Хаббла послужило доказательством внегалактической природы M 33{{Sfn|Hodge|2012|pp=15—19}}.

Кроме цефеид, Хаббл исследовал [[яркие голубые переменные]] в M 33 и обнаружил две [[Новая звезда|новых звезды]]. Он построил функцию светимости для звёзд M 33 и выяснил, что она сходна с таковой для нашей Галактики, а самые яркие звёзды сопоставимы с ярчайшими звёздами Млечного Пути. Хаббл построил [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмму цвет — светимость]] для ярчайших звёзд галактики и обнаружил, что они в основном имеют голубой цвет{{Sfn|Hodge|2012|pp=19—25}}.

Хаббл изучил [[Диффузная туманность|диффузные туманности]] в M 33 и обнаружил некоторые сходства их с туманностями в Млечном Пути. Кроме того, он обратил внимание на ядро галактики и определил, что оно является не звездой, а протяжённым объектом. Также Хаббл смог определить скорость вращения галактики, на основе чего вычислил массу — он получил значение 1,5{{E|10}} {{Mo}}. С учётом допущенных неточностей и ошибки в расстоянии до галактики, результат Хаббла достаточно близок к современному{{Sfn|Hodge|2012|pp=19—25}}.

После публикации статьи Хаббла изучение M 33 продолжалось. Например, в 1940 году галактика M 33 стала одной из первых, для которых с помощью электроприборов, а именно [[микрофотометр]]а, было измерено распределение яркости в галактике. В 1959 году [[Вокулёр, Жерар Анри де|Жерар де Вокулёр]] провёл более глубокий фотометрический анализ, по которому определил некоторые параметры, такие как интегральную [[светимость]], [[Показатель цвета|цвет]] галактики и её профиль яркости{{Sfn|Hodge|2012|pp=27—28}}.

Кроме того, открывались различные объекты внутри галактики: например, начиная с 1940-х годов, были известны сотни областей H II, а к 1998 году число этих объектов возросло до 1030. В 1960 году был опубликован первый каталог [[Звёздное скопление|звёздных скоплений]] галактики, содержавший 23 кандидата в скопления, а в дальнейшем количество известных скоплений также возрастало{{Sfn|Hodge|2012|pp=57, 73}}.

=== XXI век ===
Некоторые открытия, связанные с галактикой Треугольника, были сделаны в XXI веке. Например, M33-EC1 — первое протяжённое скопление (см. выше{{Переход|Звёздные скопления}}), было открыто в 2008 году<ref>{{Статья|ссылка=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/135/4/1482|автор=Stonkutė R., Vansevičius V., Arimoto N., Hasegawa T., Narbutis D.|заглавие=An extended star cluster at the outer edge of the spiral galaxy M 33|год=2008|месяц=3|день=12|язык=en|издание=[[The Astronomical Journal]]|место=Bristol|издательство=[[IOP Publishing]]|том=135|выпуск=4|страницы=1482–1487|issn=0004-6256, 1538-3881|doi=10.1088/0004-6256/135/4/1482|archivedate=2021-11-09|archiveurl=https://web.archive.org/web/20211109144740/https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/135/4/1482}}</ref>, а в 2010 году были обнаружены звёзды на расстояниях до 40 [[килопарсек]] от центра галактики{{Sfn|Hodge|2012|pp=63, 114—115}}<ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2010ApJ...723.1038M|автор=McConnachie A. W., Ferguson A. M. N., Irwin M. J., Dubinski J., Widrow L. M.|заглавие=The Photometric Properties of a Vast Stellar Substructure in the Outskirts of M33|год=2010|месяц=11|день=1|издание=[[The Astrophysical Journal]]|место=Bristol|издательство=[[IOP Publishing]]|том=723|страницы=1038–1052|issn=0004-637X|doi=10.1088/0004-637X/723/2/1038|archivedate=2022-01-22|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220122054625/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2010ApJ...723.1038M}}</ref>. [[Космический телескоп|Космические телескопы]] также обеспечили большое количество данных о галактике: например, по результатам работы телескопа [[Хаббл (телескоп)|Хаббл]] было открыто и изучено большое количество звёздных скоплений, а [[Спитцер (космический телескоп)|Спитцер]] позволил детально исследовать структуру галактики и её [[Межзвёздная среда|межзвёздную среду]]{{Sfn|Hodge|2012|pp=39—40, 57—60, 73—74}}. С помощью данных, полученных в 2018 году на космическом телескопе [[Gaia]], была изучена динамика самой галактики и большого числа звёзд в ней<ref name="автоссылка1" />.

== Наблюдения ==
[[Файл:Triangulum constellation map ru lite.png|мини|Расположение M 33 в созвездии [[Треугольник (созвездие)|Треугольника]]|300x300пкс]]Галактика Треугольника наблюдается в [[Треугольник (созвездие)|одноимённом созвездии]]. Она имеет [[Видимая звёздная величина|видимую звёздную величину]] +5,7<sup>m</sup>, что делает её наблюдаемой [[Невооружённый глаз|невооружённым глазом]] при хороших условиях на очень тёмном небе. При таких наблюдениях протяжённость видимых частей галактики составляет 20—30 [[Минута дуги|минут дуги]], а угловые размеры галактики с её наиболее тусклыми частями составляют 71×42 минут дуги, так что площадь M 33 на небе превышает площадь Луны приблизительно в 4 раза. [[Поверхностная яркость]] бо́льшей части диска сравнима с поверхностной яркостью ночного неба, что осложняет наблюдения<ref name="Frommert" />{{Sfn|Stoyan et al.|2008|pp=153, 156}}. Лучший месяц для наблюдения галактики — октябрь<ref name=":6" />.

Таким образом, M 33 считается самым далёким объектом, который возможно увидеть невооружённым глазом, по крайней мере для большинства людей. Однако некоторые наблюдатели с очень хорошим зрением способны наблюдать невооружённым глазом и более далёкие галактики [[M 81]] и [[M 83 (галактика)|M 83]]<ref name="Frommert" />{{Sfn|Stoyan et al.|2008|p=156}}.

При наблюдении в бинокль галактика всё ещё выглядит как туманное пятно, но уже асимметричной формы. При хороших условиях наблюдения [[Спиральный рукав|спиральная структура]] становится отчётливо заметна при использовании телескопа с диаметром объектива более 75 мм, но уже при умеренном световом загрязнении её не удаётся разглядеть даже при наблюдении в относительно крупный телескоп{{Sfn|Stoyan et al.|2008|p=156}}.

Телескоп с диаметром объектива 120 мм позволяет более чётко разглядеть хотя бы два спиральных рукава и обнаружить некоторые различия между ними, а также увидеть [[NGC 604]], расположенную в 13 минутах дуги от центра. Телескоп с [[Апертура (оптика)|апертурой]] 350 мм даёт возможность наблюдать более тусклые спиральные рукава и различать большое количество деталей. Для наблюдения [[Шаровое скопление|шаровых скоплений]] необходим телескоп с апертурой более 400 мм, а для отдельных ярчайших звёзд, таких как [[звезда Романо]], ― 500 мм<ref name="Frommert" />{{Sfn|Stoyan et al.|2008|pp=156—157}}.

== Примечания ==

=== Комментарии ===
{{Примечания|group=комм.}}

=== Источники ===
{{Примечания}}

== Литература ==
* {{Книга|ref=van den Bergh|ссылка=https://books.google.ru/books?id=H0JMeoqFqEcC|автор=[[Ван ден Берг, Сидни|van den Bergh S.]]|заглавие=The Galaxies of the Local Group|год=2000|место=Cambr.|издательство=Cambridge University Press|allpages=348|серия=Cambridge astrophysics series, vol. 35|isbn=978-1-139-42965-8}}
* {{Книга|ref=Hodge|ссылка=https://books.google.ru/books?id=SE1rKrSlE4YC|автор=Hodge P.|заглавие=The Spiral Galaxy M33|год=2012|место=Dordrecht; New York|издательство=[[Springer Science+Business Media|Springer]]|allpages=160|isbn=978-94-007-2025-1|серия=Astrophysics and space science library|issn=0067-0057|doi=10.1007/978-94-007-2025-1|isbn2=9400720254|isbn3=9786613454263|isbn4=6613454265}}
* {{Книга|ref=Stoyan et al.|ссылка=https://www.google.ru/books/edition/Atlas_of_the_Messier_Objects/x2VuBAAAQBAJ|автор=Stoyan R., Binnewies S., Friedrich S., Schroeder K.|заглавие=Atlas of the Messier Objects: Highlights of the Deep Sky|год=2008|издание=|место=N. Y.|издательство=[[Cambridge University Press]]|allpages=370|isbn=978-0-511-42329-1}}

{{Внешние ссылки NGC|598}}

{{ВС}}
{{Каталог Мессье}}
{{Навигатор NGC|NGC 594|NGC 595|NGC 596|NGC 597|NGC 598|NGC 599|NGC 600|NGC 601|NGC 602}}
{{Избранная статья|Астрономия}}
[[Категория:Галактика Треугольника| ]]
[[Категория:Спиральные галактики]]
[[Категория:Треугольник (созвездие)]]
[[Категория:Треугольники в астрономии]]