ট্রায়াঙ্গুলাম গ্যালাক্সি

From LTRC
ট্রায়াঙ্গুলাম গ্যালাক্সি
epoch J2000
pronounce IPA: /traɪˈæŋɡjʊləm/
constellation name ট্রায়াঙ্গুলাম
ra 01h 33m 50.02s[1]
dec +30° 39′ 36.7″[1]
z -0.000607 ± 0.000010[1]
h_radial_v -179 ± 3 কিমি/সে[2]
gal_v -44 ± 6 কিমি/সে[2]
dist_ly 883 kpc[3]
type SA(s)cd[2]
mass 5e10[4]
stars ৪০ বিলিয়ন (4×10^10)[5]
appmag_v ৫.৭২[1]
size_v ৭০.৮ × ৪১.৭ আর্কমিট[1]
size 18.74 kpc
(ব্যাস; ২৫.০ ম্যাগ/আর্কসেকেন্ড2 বি-ব্যান্ড আইসোফোট)[6][5]
h1_scale_length_pc 36.2 kpc[7]
names 598[2]

ট্রায়াঙ্গুলাম গ্যালাক্সি হলো একটি সর্পিল গ্যালাক্সি, যা পৃথিবী থেকে ২.৮৭৮ মিলিয়ন আলোকবর্ষ (ly) দূরে ট্রায়াঙ্গুলাম নক্ষত্রমণ্ডলীতে অবস্থিত। এটি মেসিয়ে ৩৩ বা এনজিসি ৫৯৮ (NGC 598) নামে তালিকাভুক্ত। D25 আইসোফোটাল ব্যাস 18.74 kpc বিশিষ্ট ট্রায়াঙ্গুলাম গ্যালাক্সি হলো লোকাল গ্রুপের তৃতীয় বৃহত্তম গ্যালাক্সি, যা কেবল অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সি এবং আকাশগঙ্গার পরেই অবস্থান করে।

এই গ্যালাক্সিটি লোকাল গ্রুপের দ্বিতীয় ক্ষুদ্রতম সর্পিল গ্যালাক্সি, যার আগে রয়েছে লার্জ ম্যাগেলানিক ক্লাউড, যা একটি ম্যাগেলানিক-টাইপ সর্পিল গ্যালাক্সি।[8] মনে করা হয় যে, এটি অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সির একটি উপগ্রহ অথবা তাদের পারস্পরিক মিথস্ক্রিয়া, বেগ,[9] এবং রাতের আকাশে একে অপরের সান্নিধ্যের কারণে এটি পুনরায় অ্যান্ড্রোমিডার দিকে ফিরে আসছে। এর একটি H II নিউক্লিয়াসও রয়েছে।[10]

ব্যুৎপত্তি

গ্যালাক্সিটি তার নাম পেয়েছে ট্রায়াঙ্গুলাম নক্ষত্রমণ্ডল থেকে, যেখানে একে দেখা যায়।

কিছু জ্যোতির্বিজ্ঞান সংক্রান্ত তথ্যসূত্রে[11], কিছু কম্পিউটারাইজড টেলিস্কোপ সফটওয়্যারে এবং কিছু জনসচেতনতামূলক ওয়েবসাইটে একে অনানুষ্ঠানিকভাবে "পিনহুইল গ্যালাক্সি" বলা হয়।[12] তবে, পেশাদার ডেটাবেস সিমব্যাড অ্যাস্ট্রোনমিক্যাল ডেটাবেস (SIMBAD Astronomical Database), যা জ্যোতির্বিজ্ঞান সংক্রান্ত বস্তুর আনুষ্ঠানিক নাম সংগ্রহ করে, তা নির্দেশ করে যে পিনহুইল গ্যালাক্সি বলতে মেসিয়ে ১০১-কে বোঝায়,[13] যা অনেক অপেশাদার জ্যোতির্বিজ্ঞান সম্পদ এবং জনসচেতনতামূলক ওয়েবসাইট এই নামে চিহ্নিত করে এবং এটি উর্সা মেজর নক্ষত্রমণ্ডলীর সীমানার মধ্যে অবস্থিত।[14]

দৃশ্যমানতা

ভালো পর্যবেক্ষণ পরিস্থিতিতে এবং আলোক দূষণ না থাকলে, ট্রায়াঙ্গুলাম গ্যালাক্সিটি কিছু মানুষ সম্পূর্ণ অন্ধকার-অভিযোজিত নগ্ন চোখে দেখতে পায়;[15] সেই দর্শকদের জন্য, এটি বিবর্ধন ছাড়াই দৃশ্যমান সবচেয়ে দূরবর্তী স্থায়ী বস্তু, যা মেসিয়ে ৩১ বা অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সির চেয়ে প্রায় দেড় গুণ বেশি দূরে অবস্থিত।[16][17] এর ভৌত বিস্তৃতির কারণে, বিবর্ধন ছাড়াও এটি একটি তারার মতো বিন্দুর পরিবর্তে একটি অস্পষ্ট বা বিস্তৃত বস্তু হিসেবে দেখা যায়।

অপটিক্যাল সাহায্য ছাড়া এর পর্যবেক্ষণযোগ্যতা গ্রামীণ এলাকায় অন্ধকার, পরিষ্কার এবং স্বচ্ছ আকাশে সরাসরি দৃষ্টিতে তুলনামূলকভাবে সহজে দেখা থেকে শুরু করে ভালো পর্যবেক্ষণ পরিস্থিতিতে শহরতলির বাইরের গ্রামীণ এলাকায় অ্যাভার্টেড ভিশন (averted vision) ব্যবহারের প্রয়োজন পর্যন্ত হতে পারে।[15] এটি বোর্টল ডার্ক-স্কাই স্কেলের অন্যতম রেফারেন্স বস্তু।

ক্রুমি দেখিয়েছেন যে, যদিও M33-এর মোট আপাত ভি-ম্যাগনিটিউড ৫.৭২, এর কার্যকর দৃশ্যমান ম্যাগনিটিউড প্রায় ৬.৬, যার অর্থ দৃশ্যমানতার একটি পূর্বশর্ত হলো পর্যবেক্ষককে অন্তত সেই অস্পষ্টতার তারার দিকে তাকাতে সক্ষম হতে হবে।[18] এটি অনেকের পক্ষে দেখা অসম্ভব, এমনকি খুব অন্ধকার স্থানেও।[19]

পর্যবেক্ষণের ইতিহাস

ট্রায়াঙ্গুলাম গ্যালাক্সি সম্ভবত ১৬৫৪ সালের আগে ইতালীয় জ্যোতির্বিজ্ঞানী জিওভানি বাতিস্তা হোদিয়ের্না আবিষ্কার করেছিলেন। তার কাজ De systemate orbis cometici; deque admirandis coeli caracteribus ("ধূমকেতুর কক্ষপথের পদ্ধতি এবং আকাশের প্রশংসনীয় বস্তুসমূহ সম্পর্কে")-এ তিনি এটিকে মেঘের মতো নীহারিকা বা অস্পষ্টতা হিসেবে তালিকাভুক্ত করেছিলেন এবং একটি রহস্যময় বর্ণনা দিয়েছিলেন, "ত্রিভুজের কাছাকাছি hinc inde"। এটি ট্রায়াঙ্গুলাম নক্ষত্রমণ্ডলকে এক জোড়া ত্রিভুজ হিসেবে উল্লেখ করে। বস্তুটির ম্যাগনিটিউড M33-এর সাথে মিলে যায়, তাই এটি সম্ভবত ট্রায়াঙ্গুলাম গ্যালাক্সিরই একটি উল্লেখ।[20]

১৭৬৪ সালের ২৫-২৬ আগস্ট রাতে চার্লস মেসিয়ে স্বাধীনভাবে গ্যালাক্সিটি আবিষ্কার করেন। এটি তার ক্যাটালগ অফ নেবুলে অ্যান্ড স্টার ক্লাস্টারস (১৭১১)-এ ৩৩ নম্বর বস্তু হিসেবে প্রকাশিত হয়েছিল; তাই এর নাম M33।[21] যখন উইলিয়াম হার্শেল তার নীহারিকার বিস্তৃত ক্যাটালগ সংকলন করছিলেন, তখন তিনি মেসিয়ের চিহ্নিত বস্তুগুলোর বেশিরভাগই অন্তর্ভুক্ত না করার ব্যাপারে সতর্ক ছিলেন।[22] তবে, M33 ছিল একটি ব্যতিক্রম এবং তিনি ১৭৮৪ সালের ১১ সেপ্টেম্বর এই বস্তুটিকে H V-17 হিসেবে তালিকাভুক্ত করেন।[23]

হার্শেল ট্রায়াঙ্গুলাম গ্যালাক্সির উজ্জ্বলতম এবং বৃহত্তম H II অঞ্চল (আয়নিত হাইড্রোজেন ধারণকারী অস্পষ্ট নির্গমন নীহারিকা)-কেও গ্যালাক্সি থেকে আলাদাভাবে H III.150 হিসেবে তালিকাভুক্ত করেছিলেন; নীহারিকাটি শেষ পর্যন্ত এনজিসি ৬০৪ নম্বর লাভ করে। পৃথিবী থেকে দেখলে, এনজিসি ৬০৪ গ্যালাক্সির কেন্দ্রীয় কোরের উত্তর-পূর্বে অবস্থিত। এটি প্রায় ১৫০০ আলোকবর্ষ ব্যাস এবং ওরিয়ন নীহারিকার মতো বর্ণালী বিশিষ্ট পরিচিত বৃহত্তম H II অঞ্চলগুলোর মধ্যে একটি। হার্শেল আরও তিনটি ছোট H II অঞ্চল (এনজিসি ৫৮৮, ৫৯২, এবং ৫৯৫) লক্ষ্য করেছিলেন।

এটি ১৮৫০ সালে লর্ড রস কর্তৃক চিহ্নিত প্রথম "সর্পিল নীহারিকা" গুলোর মধ্যে অন্যতম ছিল। ১৯২২-২৩ সালে, জন চার্লস ডানকান এবং ম্যাক্স উলফ নীহারিকায় পরিবর্তনশীল তারা আবিষ্কার করেন। এডউইন হাবল ১৯২৬ সালে দেখান যে এই তারাগুলোর মধ্যে ৩৫টি ছিল ক্লাসিক্যাল সেফাইড, যার ফলে তিনি তাদের দূরত্ব অনুমান করতে সক্ষম হন। ফলাফলগুলো সর্পিল নীহারিকাকে আকাশগঙ্গার কেবল নীহারিকা না ভেবে স্বাধীন গ্যালাকটিক গ্যাস ও ধূলিকণার সিস্টেম হিসেবে গণ্য করার ধারণার সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ ছিল।[24]

বৈশিষ্ট্য

ট্রায়াঙ্গুলাম গ্যালাক্সি লোকাল গ্রুপের তৃতীয় বৃহত্তম সদস্য। D25 মানদণ্ড অনুযায়ী এর ব্যাস পরিমাপ করা হয়েছে - যেখানে গ্যালাক্সির পৃষ্ঠের উজ্জ্বলতা ২৫ ম্যাগ/আর্কসেকেন্ড২-এ পৌঁছায়, যা প্রায় 18.74 kpc।[6] এটি আকাশগঙ্গার আকারের প্রায় ৭০%। এটি অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সির একটি মহাকর্ষীয়ভাবে আবদ্ধ সঙ্গী হতে পারে। ট্রায়াঙ্গুলামে ৪০ বিলিয়ন তারা থাকতে পারে, যেখানে আকাশগঙ্গায় ৪০০ বিলিয়ন এবং অ্যান্ড্রোমিডায় ১ ট্রিলিয়ন তারা রয়েছে।[5]

ট্রায়াঙ্গুলামের ডিস্কের আনুমানিক ভর (৩-৬) বিলিয়ন সৌর ভর, যেখানে গ্যাসীয় উপাদানের ভর প্রায় ৩.২ বিলিয়ন সৌর ভর। সুতরাং, গ্যালাক্সির সমস্ত ব্যারিওনিক পদার্থের সম্মিলিত ভর ১০ বিলিয়ন সৌর ভর হতে পারে। 55 e3ly ব্যাসার্ধ পর্যন্ত ডার্ক ম্যাটার উপাদানের অবদান প্রায় ৫০ বিলিয়ন সৌর ভরের সমান।[4]

অবস্থান – দূরত্ব – গতি

ট্রায়াঙ্গুলাম (M33; কেন্দ্রের নিচে বামে) এবং অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সি (M31; কেন্দ্রের উপরে)

আকাশগঙ্গা থেকে ট্রায়াঙ্গুলাম গ্যালাক্সির দূরত্বের অনুমান পরিমাপের কৌশলের ওপর নির্ভর করে পরিবর্তিত হয়। ১৯৮৭ সাল থেকে প্রকাশিত ১০২টি দূরত্বের অনুমানের গড় ২৪.৬৯ দূরত্ব মডুলাস বা ০.৮৮৩ এমপিসি (২.৮৭৮ এমএলওয়াই) প্রদান করে। সাধারণত, পরিমাপগুলো 2.380 to (বা ২.৩৮ থেকে ৩.০৭ এমএলওয়াই) এর মধ্যে থাকে, যার বেশিরভাগ অনুমান ২০০০ সালের পর এই সীমার মাঝামাঝি অংশে রয়েছে।[26][27] এটি ট্রায়াঙ্গুলাম গ্যালাক্সিকে অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সির (২.৫৪ এমএলওয়াই) চেয়ে কিছুটা দূরে অবস্থান করায়। ট্রায়াঙ্গুলাম গ্যালাক্সি অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সি থেকে প্রায় ০.৭৫ এমএলওয়াই দূরে।[28]

সেফাইড ভেরিয়েবল পদ্ধতি ব্যবহার করে, ২০০৪ সালে 2.770 +/- এর একটি অনুমান পাওয়া গিয়েছিল।[29][30] একই বছর, টিপ অফ দ্য রেড-জায়ান্ট ব্রাঞ্চ (TRGB) পদ্ধতি ব্যবহার করে 2.590 +/- এর দূরত্বের অনুমান পাওয়া যায়।[31] ২০০৬ সালে, জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের একটি দল ট্রায়াঙ্গুলাম গ্যালাক্সিতে একটি গ্রহনকারী বাইনারি তারা আবিষ্কারের ঘোষণা দেয়। তারাগুলোর গ্রহণ পর্যবেক্ষণ করে জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা তাদের আকার পরিমাপ করতে সক্ষম হন। তারাগুলোর আকার এবং তাপমাত্রা জানার পর, তারা তাদের পরম ম্যাগনিটিউড পরিমাপ করতে সক্ষম হন। যখন আপাত এবং পরম ম্যাগনিটিউড জানা থাকে, তখন তারার দূরত্ব পরিমাপ করা যায়। তারাগুলো 3.070 +/- দূরত্বে অবস্থিত।[26] ২০০৯ সালে নীল সুপারজায়ান্ট পরিমাপ ৩.২ এমএলওয়াই (৯৪০ কেপিসি) দূরত্ব নির্দেশ করে।[32] ২০২৩ সালে, সেফাইড ফটোমেট্রি ব্যবহার করে M33-এর দূরত্ব ৮৪০ ± ১১ কেপিসি পরিমাপ করা হয়।[33]

ট্রায়াঙ্গুলাম গ্যালাক্সি H2O মেসার নিঃসরণের একটি উৎস।[34] ২০০৫ সালে, ভিএলবিএ (VLBA) এর মাধ্যমে ট্রায়াঙ্গুলামের বিপরীত দিকে দুটি জলীয় মেসার পর্যবেক্ষণ করে গবেষকরা প্রথমবারের মতো ট্রায়াঙ্গুলামের কৌণিক ঘূর্ণন এবং প্রপার মোশন অনুমান করতে সক্ষম হন। আকাশগঙ্গার সাপেক্ষে ১৯০ ± ৬০ কিমি/সে গতিবেগ গণনা করা হয়েছিল, যার অর্থ ট্রায়াঙ্গুলাম গ্যালাক্সি অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সির দিকে এগিয়ে যাচ্ছে এবং এটি বৃহত্তর গ্যালাক্সির একটি উপগ্রহ হতে পারে (তাদের আপেক্ষিক দূরত্ব এবং ত্রুটির সীমার ওপর নির্ভর করে)।[9]

২০০৪ সালে, অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সিকে ট্রায়াঙ্গুলামের সাথে সংযুক্তকারী হাইড্রোজেন গ্যাসের একটি গুচ্ছ প্রবাহের প্রমাণ ঘোষণা করা হয়, যা ইঙ্গিত দেয় যে অতীতে এই দুটির মধ্যে জোয়ার-ভাটার মিথস্ক্রিয়া ঘটে থাকতে পারে। এই আবিষ্কারটি ২০১১ সালে নিশ্চিত করা হয়।[35] উভয়ের মধ্যে ৩০০ কিলোপারসেকের কম দূরত্ব এই অনুমানকে সমর্থন করে।[36]

পিসেস ডয়ার্ফ (LGS 3), ছোট লোকাল গ্রুপ সদস্য গ্যালাক্সিগুলোর মধ্যে একটি, সূর্য থেকে 2022 e3ly দূরে অবস্থিত। এটি অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সি থেকে ২০° এবং ট্রায়াঙ্গুলাম থেকে ১১° দূরে। যেহেতু LGS 3 উভয় গ্যালাক্সি থেকে 913 e3ly দূরত্বে অবস্থিত, এটি অ্যান্ড্রোমিডা বা ট্রায়াঙ্গুলামের একটি উপগ্রহ গ্যালাক্সি হতে পারে। LGS 3-এর কোর ব্যাসার্ধ 483 ly এবং ২৬ মিলিয়ন সৌর ভর।[37]

পিসেস VII/ট্রায়াঙ্গুলাম (Tri) III ট্রায়াঙ্গুলামের আরেকটি উপগ্রহ হতে পারে।[38]

গঠন

ফরাসি জ্যোতির্বিজ্ঞানী জেরার্ড ডি ভাউকুলারস-এর সংশোধিত হাবল স্যান্ডেজ (VRHS) গ্যালাক্সি রূপতাত্ত্বিক শ্রেণিবিন্যাস পদ্ধতিতে, ট্রায়াঙ্গুলাম গ্যালাক্সিকে SA(s)cd টাইপ হিসেবে শ্রেণীবদ্ধ করা হয়েছে। 'S' উপসর্গ নির্দেশ করে যে এটি একটি ডিস্ক-আকৃতির গ্যালাক্সি, যার নিউক্লিয়াস থেকে সর্পিল আকারে গ্যাস এবং ধূলিকণার বিশিষ্ট বাহু বেরিয়ে আসে—যা সাধারণত সর্পিল গ্যালাক্সি হিসেবে পরিচিত। 'A' বরাদ্দ করা হয় যখন গ্যালাকটিক নিউক্লিয়াসে বার-আকৃতির কাঠামোর অভাব থাকে, যা 'SB' ক্লাসের বার্ড সর্পিল গ্যালাক্সির বিপরীত। আমেরিকান জ্যোতির্বিজ্ঞানী অ্যালান স্যান্ডেজ-এর "(s)" নোটেশন ব্যবহার করা হয় যখন সর্পিল বাহুগুলো নিউক্লিয়াস বা কেন্দ্রীয় বার থেকে সরাসরি বেরিয়ে আসে, (r)-টাইপ গ্যালাক্সির মতো অভ্যন্তরীণ রিং থেকে নয়। পরিশেষে, 'cd' প্রত্যয়টি সর্পিল ক্রমের একটি পর্যায়কে উপস্থাপন করে যা বাহুগুলোর উন্মুক্ততা বর্ণনা করে। 'cd' রেটিং তুলনামূলকভাবে আলগাভাবে পেঁচানো বাহু নির্দেশ করে।[39]

এই গ্যালাক্সিটির পৃথিবী থেকে দৃষ্টিরেখার সাথে ৫৪° নতি রয়েছে, যা গ্যাস এবং ধূলিকণা দ্বারা উল্লেখযোগ্য বাধা ছাড়াই এর গঠন পরীক্ষা করার সুযোগ দেয়।[40][41] ট্রায়াঙ্গুলাম গ্যালাক্সির ডিস্ক প্রায় ৮ কেপিসি ব্যাসার্ধ পর্যন্ত বেঁকে গেছে বলে মনে হয়। গ্যালাক্সির চারপাশে একটি হ্যালো থাকতে পারে, কিন্তু নিউক্লিয়াসে কোনো বাল্জ নেই।[42] এটি একটি বিচ্ছিন্ন গ্যালাক্সি এবং অন্যান্য গ্যালাক্সির সাথে সাম্প্রতিক কোনো সংযুক্তি বা মিথস্ক্রিয়ার কোনো ইঙ্গিত নেই,[41] এবং এতে আকাশগঙ্গার সাথে যুক্ত বামন উপবৃত্তাকার বা জোয়ারের লেজ (tidal tails) নেই।[43]

ট্রায়াঙ্গুলামকে আনবার্ড হিসেবে শ্রেণীবদ্ধ করা হয়েছে, কিন্তু গ্যালাক্সির আকৃতির বিশ্লেষণে গ্যালাকটিক নিউক্লিয়াসের চারপাশে একটি দুর্বল বার-সদৃশ কাঠামো দেখা যায়। এই কাঠামোর রেডিয়াল ব্যাপ্তি প্রায় ০.৮ কেপিসি।[44]

এই গ্যালাক্সির নিউক্লিয়াস একটি H II অঞ্চল,[34] এবং এতে ১.২ × ১০৩৯ আর্গ সে−১ নিঃসরণকারী একটি আল্ট্রালুমিনাস এক্স-রে উৎস রয়েছে, যা লোকাল গ্রুপের গ্যালাক্সিগুলোর মধ্যে সবচেয়ে উজ্জ্বল এক্স-রে উৎস। এই উৎসটি ১০৬-দিনের চক্রে ২০% পরিবর্তিত হয়।[45] তবে, নিউক্লিয়াসে কোনো সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাক হোল থাকার সম্ভাবনা নেই, কারণ মডেল এবং হাবল স্পেস টেলিস্কোপ (HST) ডেটার ওপর ভিত্তি করে কেন্দ্রীয় ব্ল্যাক হোলের ভরের জন্য শূন্য ভরের সর্বোত্তম মান এবং ১,৫০০ এর ঊর্ধ্বসীমা নির্ধারণ করা হয়েছে।[46] এটি নিউক্লিয়াসের বেগ বিচ্ছুরণ থেকে প্রত্যাশিত ভরের চেয়ে উল্লেখযোগ্যভাবে কম এবং ডিস্ক কাইনেমেটিক্স থেকে পূর্বাভাসিত যেকোনো ভরের চেয়ে অনেক কম।[46] এটি ইঙ্গিত দিতে পারে যে সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাক হোলগুলো কেবল গ্যালাক্সির ডিস্কের পরিবর্তে বাল্জের সাথে যুক্ত।[46] যদি কেন্দ্রীয় ব্ল্যাক হোলের ঊর্ধ্বসীমা সঠিক হয়, তবে এটি বরং একটি ইন্টারমিডিয়েট-মাস ব্ল্যাক হোল হবে।

গ্যালাক্সির অভ্যন্তরীণ অংশে দুটি উজ্জ্বল সর্পিল বাহু রয়েছে, যার সাথে একাধিক স্পার রয়েছে যা অভ্যন্তরীণ থেকে বাইরের সর্পিল বৈশিষ্ট্যগুলোকে সংযুক্ত করে।[40][41] প্রধান বাহুগুলোকে IN (উত্তর) এবং IS (দক্ষিণ) হিসেবে মনোনীত করা হয়েছে।[47]

তারার গঠন

এনজিসি ৬০৪, ট্রায়াঙ্গুলাম গ্যালাক্সির একটি তারা গঠনকারী অঞ্চল, হাবল স্পেস টেলিস্কোপ দ্বারা চিত্রিত

এই গ্যালাক্সির কেন্দ্রীয় ৪′ অঞ্চলে, পারমাণবিক গ্যাস দক্ষতার সাথে আণবিক গ্যাসে রূপান্তরিত হচ্ছে, যার ফলে CO-এর শক্তিশালী বর্ণালী নিঃসরণ ঘটছে। এই প্রভাবটি ঘটে যখন বিশাল আণবিক মেঘ আশেপাশের আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যম থেকে ঘনীভূত হয়। কেন্দ্রীয় ৪′-এর বাইরেও একই প্রক্রিয়া ঘটছে, তবে কম দক্ষ গতিতে। এই গ্যালাক্সির প্রায় ১০% গ্যাস আণবিক আকারে রয়েছে।[40][41]

তারা গঠন এমন হারে ঘটছে যা স্থানীয় গ্যাসের ঘনত্বের সাথে দৃঢ়ভাবে সম্পর্কিত, এবং প্রতি একক এলাকায় হার প্রতিবেশী অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সির চেয়ে বেশি। (ট্রায়াঙ্গুলাম গ্যালাক্সিতে তারা গঠনের হার প্রতি গিগাইয়ার প্রতি পিসি২-এ প্রায় ৩.৪ সৌর ভর, যেখানে অ্যান্ড্রোমিডায় ০.৭৪।[48]) ট্রায়াঙ্গুলাম গ্যালাক্সিতে তারা গঠনের মোট সমন্বিত হার প্রতি বছর প্রায় ০.৪৫ ± ০.১ সৌর ভর। এই নিট হার বর্তমানে কমছে নাকি স্থির রয়েছে তা অনিশ্চিত।[40][41]

এই গ্যালাক্সির রাসায়নিক গঠনের বিশ্লেষণের ভিত্তিতে, মনে হয় এটি ভিন্ন ইতিহাস বিশিষ্ট দুটি স্বতন্ত্র উপাদানে বিভক্ত। 30 e3ly ব্যাসার্ধের মধ্যে অভ্যন্তরীণ ডিস্কের একটি সাধারণ গঠন গ্রেডিয়েন্ট রয়েছে যা কোর থেকে রৈখিকভাবে হ্রাস পায়। এই ব্যাসার্ধের বাইরে, প্রায় 82 e3ly পর্যন্ত, গ্রেডিয়েন্ট অনেক সমতল। এটি অভ্যন্তরীণ ডিস্ক এবং বাইরের ডিস্ক ও হ্যালোর মধ্যে ভিন্ন তারা গঠনের ইতিহাসের পরামর্শ দেয় এবং "ইনসাইড-আউট" গ্যালাক্সি গঠনের দৃশ্যকল্প দ্বারা ব্যাখ্যা করা যেতে পারে।[42] এটি ঘটে যখন গ্যালাক্সির জীবনের পরবর্তী সময়ে বড় ব্যাসার্ধে গ্যাস জমা হয়, যখন কোরের গ্যাস নিঃশেষ হয়ে যায়। এর ফলে গ্যালাক্সির কোর থেকে দূরত্ব বাড়ার সাথে সাথে তারাগুলোর গড় বয়স হ্রাস পায়।[49]

বিচ্ছিন্ন বৈশিষ্ট্য

স্পিটজার স্পেস টেলিস্কোপ থেকে ইনফ্রারেড পর্যবেক্ষণ ব্যবহার করে, ২০০৭ সাল পর্যন্ত ট্রায়াঙ্গুলাম গ্যালাক্সির মধ্যে ২৪ μm নিঃসরণের মোট ৫১৫টি বিচ্ছিন্ন সম্ভাব্য উৎস তালিকাভুক্ত করা হয়েছে। উজ্জ্বলতম উৎসগুলো গ্যালাক্সির কেন্দ্রীয় অঞ্চলে এবং সর্পিল বাহু বরাবর অবস্থিত।

নিঃসরণের অনেক উৎস তারা গঠনের H II অঞ্চলগুলোর সাথে যুক্ত। চারটি উজ্জ্বলতম HII অঞ্চলকে এনজিসি ৫৮৮, এনজিসি ৫৯২, এনজিসি ৫৯৫, এবং এনজিসি ৬০৪ হিসেবে মনোনীত করা হয়েছে। এই অঞ্চলগুলো ১২০,০০০ থেকে ৪০০,০০০ সৌর ভর বিশিষ্ট আণবিক মেঘের সাথে যুক্ত। এই অঞ্চলগুলোর মধ্যে সবচেয়ে উজ্জ্বল, এনজিসি ৬০৪, প্রায় তিন মিলিয়ন বছর আগে তারা গঠনের একটি বিচ্ছিন্ন বিস্ফোরণের মধ্য দিয়ে যেতে পারে।[50] এই নীহারিকাটি লোকাল গ্রুপের গ্যালাক্সিগুলোর মধ্যে দ্বিতীয় সবচেয়ে উজ্জ্বল HII অঞ্চল, যা সূর্যের উজ্জ্বলতার ৪৫ ± ১৫ মিলিয়ন গুণ।[48] ট্রায়াঙ্গুলামের অন্যান্য বিশিষ্ট HII অঞ্চলের মধ্যে রয়েছে IC ১৩২, IC ১৩৩, এবং IK ৫৩।[47]

উত্তর প্রধান সর্পিল বাহুতে চারটি বড় HII অঞ্চল রয়েছে, যেখানে দক্ষিণ বাহুতে তরুণ, উত্তপ্ত তারার ঘনত্ব বেশি।[47] ট্রায়াঙ্গুলাম গ্যালাক্সিতে সুপারনোভা বিস্ফোরণের আনুমানিক হার প্রতি শতাব্দীতে ০.০৬ টাইপ Ia এবং ০.৬২ টাইপ Ib/টাইপ II। এটি গড়ে প্রতি ১৪৭ বছরে একটি সুপারনোভা বিস্ফোরণের সমান।[51] ২০০৮ সাল পর্যন্ত, ট্রায়াঙ্গুলাম গ্যালাক্সিতে মোট ১০০টি সুপারনোভা অবশিষ্টাংশ চিহ্নিত করা হয়েছে,[52] যার বেশিরভাগই সর্পিল গ্যালাক্সির দক্ষিণ অর্ধে অবস্থিত। H I এবং H II অঞ্চলগুলোর জন্য অনুরূপ অসামঞ্জস্যতা বিদ্যমান, সাথে বিশাল, ও টাইপ তারার অত্যন্ত উজ্জ্বল ঘনত্ব। এই বৈশিষ্ট্যগুলোর বিতরণের কেন্দ্র দক্ষিণ-পশ্চিমে প্রায় দুই আর্ক মিনিট দূরে সরে গেছে।[47] M33 একটি স্থানীয় গ্যালাক্সি হওয়ায়, সেন্ট্রাল ব্যুরো ফর অ্যাস্ট্রোনমিক্যাল টেলিগ্রামস (CBAT) M31 এবং M81-এর সাথে এতেও নোভা ট্র্যাক করে।[53]

এই গ্যালাক্সিতে প্রায় ৫৪টি গ্লোবুলার ক্লাস্টার চিহ্নিত করা হয়েছে, তবে প্রকৃত সংখ্যা ১২২ বা তার বেশি হতে পারে।[43] নিশ্চিত ক্লাস্টারগুলো আকাশগঙ্গার গ্লোবুলার ক্লাস্টারগুলোর চেয়ে কয়েক বিলিয়ন বছর কম বয়সী হতে পারে এবং গত ১০০ মিলিয়ন বছরে ক্লাস্টার গঠন বৃদ্ধি পেয়েছে বলে মনে হয়। এই বৃদ্ধি গ্যালাক্সির কেন্দ্রে গ্যাসের প্রবাহের সাথে সম্পর্কিত। এই গ্যালাক্সির বিশাল তারাগুলোর অতিবেগুনী নিঃসরণ লার্জ ম্যাগেলানিক ক্লাউডের অনুরূপ তারাগুলোর স্তরের সাথে মিলে যায়।[54]

২০০৭ সালে, চন্দ্র এক্স-রে অবজারভেটরি থেকে ডেটা ব্যবহার করে এই গ্যালাক্সিতে সূর্যের ভরের প্রায় ১৫.৭ গুণ ভরের একটি ব্ল্যাক হোল শনাক্ত করা হয়। ব্ল্যাক হোলটি, যার নাম M33 X-7, একটি সঙ্গী তারাকে প্রদক্ষিণ করে যা সে প্রতি ৩.৫ দিনে গ্রহণ করে। এটি পরিচিত বৃহত্তম স্টেলার মাস ব্ল্যাক হোল।[55][56]

আকাশগঙ্গা এবং অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সির বিপরীতে, ট্রায়াঙ্গুলাম গ্যালাক্সির কেন্দ্রে কোনো সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাক হোল নেই বলে মনে হয়।[57] এর কারণ হতে পারে যে একটি গ্যালাক্সির কেন্দ্রীয় সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাক হোলের ভর গ্যালাক্সির কেন্দ্রীয় বাল্জের আকারের সাথে সম্পর্কিত, এবং আকাশগঙ্গা ও অ্যান্ড্রোমিডার বিপরীতে, ট্রায়াঙ্গুলাম গ্যালাক্সি একটি বিশুদ্ধ ডিস্ক গ্যালাক্সি যার কোনো বাল্জ নেই।[46]

অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সির সাথে সম্পর্ক

উপরে উল্লিখিত হিসাবে, M33 নিরপেক্ষ হাইড্রোজেন[58] এবং তারাগুলোর বেশ কয়েকটি প্রবাহ দ্বারা M31-এর সাথে সংযুক্ত,[58] যা ইঙ্গিত দেয় যে ২ থেকে ৮ বিলিয়ন বছর আগে এই দুটি গ্যালাক্সির মধ্যে একটি অতীত মিথস্ক্রিয়া ঘটেছিল,[59][60] এবং ২.৫ বিলিয়ন বছর ভবিষ্যতে আরও সহিংস সংঘর্ষ ঘটবে।[58]

২০০৯ সালে M33-এর ভাগ্য অনিশ্চিত ছিল, যদিও এটি তার বৃহত্তর প্রতিবেশী M31-এর সাথে যুক্ত বলে মনে হয়। প্রস্তাবিত দৃশ্যকল্পগুলোর মধ্যে রয়েছে বৃহত্তর সঙ্গীর দ্বারা বিচ্ছিন্ন এবং শোষিত হওয়া, নতুন তারা গঠনের জন্য হাইড্রোজেন দিয়ে পরেরটিকে জ্বালানি দেওয়া; শেষ পর্যন্ত তার সমস্ত গ্যাস নিঃশেষ করা, এবং এইভাবে নতুন তারা গঠনের ক্ষমতা হারানো;[61] অথবা আকাশগঙ্গা এবং M31-এর মধ্যে সংঘর্ষে অংশগ্রহণ করা, সম্ভবত মার্জার পণ্যের চারপাশে প্রদক্ষিণ করা এবং অনেক পরে এটির সাথে মিশে যাওয়া। অন্য দুটি সম্ভাবনা হলো অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সি আসার আগে আকাশগঙ্গার সাথে সংঘর্ষ বা লোকাল গ্রুপ থেকে বহিষ্কার।[62] ২০১৯ সালে, গাইয়া থেকে অ্যাস্ট্রোমেট্রিক ডেটা M33 এবং M31 কক্ষপথে থাকার সম্ভাবনাকে নাকচ করে দেয়। যদি সঠিক হয়, M33 অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সিতে (M31) তার প্রথম ইনফল বা পতনের পথে রয়েছে।[63]

আরও দেখুন

তথ্যসূত্র

[3]

[6]

[7]

[8]

[10]

[18]

[19]

[21]

[25]

[3]

[28]

[33]

[36]

[38]

[53]

[46]

[58]

[59]

[60]

[61]

[62]

[63]

[32]

[1]

[2]

[15]

[17]


[11]

[12]

[13]

[14]

[20]

[22]

[23]

[5]

[4]

[37]

[27]

[29]

[30]

[31]

[26]

[34]

[9]

[39]

[42]

[43]

[44]

[45]

[57]

[40]

[41]

[48]

[49]

[64]

[54]

[55]

[56]

[50]

[47]

[51]

[52]

[16]

[24]

[35]

  1. ↑ 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 M 33 – Galaxy. SIMBAD.
  2. ↑ 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 Results for NGC 598. NASA/IPAC Extragalactic Database.
  3. ↑ 3.0 3.1 3.2 Your NED Search Results.
  4. ↑ 4.0 4.1 4.2 Corbelli, Edvige. (June 2003). "Dark matter and visible baryons in M33". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 342 (1) 199–207. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06531.x.
  5. ↑ 5.0 5.1 5.2 5.3 Michon, Gerard P.. Sizing up the Universe - Stars, Sand and Nucleons.
  6. ↑ 6.0 6.1 6.2 (1991). "Third Reference Catalogue of Bright Galaxies".
  7. ↑ 7.0 7.1 (2022). "The TREX Survey: Kinematical Complexity Throughout M33's Stellar Disk and Evidence for a Stellar Halo". The Astrophysical Journal. 924 (2) 116. doi:10.3847/1538-4357/ac3480.
  8. ↑ 8.0 8.1 (2010). "Foundations of astrophysics". Addison-Wesley. ISBN 978-0-321-59558-4.
  9. ↑ 9.0 9.1 9.2 Brunthaler, Andreas. (2005). "The Geometric Distance and Proper Motion of the Triangulum Galaxy (M33)". Science. 307 (5714) 1440–1443. doi:10.1126/science.1108342.
  10. ↑ 10.0 10.1 (October 1997). "A Search for Dwarf Seyfert Nuclei. III. Spectroscopic Parameters and Properties of the Host Galaxies". The Astrophysical Journal Supplement Series. 112 (2) 315–390. doi:10.1086/313041.
  11. ↑ 11.0 11.1 O'Meara, S. J.. (1998). The Messier Objects. Cambridge University. ISBN 978-0-521-55332-2.
  12. ↑ 12.0 12.1 (2 June 2004). NASA Spitzer Telescope Reveals Pinwheel Galaxy's Hidden Wonders.
  13. ↑ 13.0 13.1 SIMBAD Astronomical Database. Results for Messier 101.
  14. ↑ 14.0 14.1 Best of AOP: M101: Pinwheel Galaxy.
  15. ↑ 15.0 15.1 15.2 Bortle, John E.. (February 2001). The Bortle Dark-Sky Scale. Sky and Telescope.
  16. ↑ 16.0 16.1 The following source lists it as the most distant object:
    Naeye, Robert. (March 21, 2008). A Stellar Explosion You Could See on Earth!. NASA's Goddard Space Flight Center.
    However, the more distant galaxy Messier 81 has also been sighted with the naked eye:
    Christensen, Lars Lindberg. (May 28, 2007). Hubble photographs grand spiral galaxy Messier 81. ESA.
  17. ↑ 17.0 17.1 Skiff, Brian. (January 10, 1997). Messier 81 naked-eye. sci.astro.amateur.
  18. ↑ 18.0 18.1 Crumey, Andrew. (11 August 2014). "Human contrast threshold and astronomical visibility". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 442 (3) 2600–2619. doi:10.1093/mnras/stu992.
  19. ↑ 19.0 19.1 Weaver, Harold F.. (October 1947). "The Visibility of Stars Without Optical Aid". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 59 (350) 232. doi:10.1086/125956.
  20. ↑ 20.0 20.1 (February 1985). "Hodierna's Observations of Nebulae and his Cosmology". Journal for the History of Astronomy. 16 (1) 1–36. doi:10.1177/002182868501600101.
  21. ↑ 21.0 21.1 Triangulum Galaxy Snapped by VST. www.eso.org.
  22. ↑ 22.0 22.1 Jones, Kenneth Glyn. (1991). "Messier's nebulae and star clusters". 366. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-37079-0.
  23. ↑ 23.0 23.1 Mullaney, James. (2007). "The Herschel objects and how to observe them". 16–17. Springer. ISBN 978-0-387-68124-5.
  24. ↑ 24.0 24.1 Van den Bergh, Sidney. (2000). "The galaxies of the Local Group". 35 72. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-65181-3.
  25. ↑ 25.0 25.1 Hubble takes gigantic image of the Triangulum Galaxy. www.spacetelescope.org.
  26. ↑ 26.0 26.1 26.2 Bonanos, A. Z.. (2006). "The First DIRECT Distance to a Detached Eclipsing Binary in M33". Astrophysics and Space Science. 304 (1–4) 207–209. doi:10.1007/s10509-006-9112-1.
  27. ↑ 27.0 27.1 Magrini, Laura. (May 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.
  28. ↑ 28.0 28.1 Messier 33. SEDS Messier Catalog.
  29. ↑ 29.0 29.1 Karachentsev, I. D.. (2004). "A Catalog of Neighboring Galaxies". Astronomical Journal. 127 (4) 2031–2068. doi:10.1086/382905.
  30. ↑ 30.0 30.1 Karachentsev, I. D.. (2006). "Masses of the local group and of the M81 group estimated from distortions in the local velocity field". Astrophysics. 49 (1) 3–18. doi:10.1007/s10511-006-0002-6.
  31. ↑ 31.0 31.1 McConnachie, A. W.. (May 2004). "Determining the location of the tip of the red giant branch in old stellar populations: M33, Andromeda I and II". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 350 (1) 250. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07637.x.
  32. ↑ 32.0 32.1 (2009). "A New Distance to M33 Using Blue Supergiants and the FGLR Method". The Astrophysical Journal. 704 (2) 1120–1134. doi:10.1088/0004-637X/704/2/1120.
  33. ↑ 33.0 33.1 (2023). "A 1.3% Distance to M33 from Hubble Space Telescope Cepheid Photometry". The Astrophysical Journal. 951 (2) 118. doi:10.3847/1538-4357/acd3f4.
  34. ↑ 34.0 34.1 34.2 Zhang, J. S.. (2010). "On the Nuclear Obscuration of H2O Maser Galaxy". Astrophysical Journal. 708 (2) 1528–1536. doi:10.1088/0004-637X/708/2/1528.
  35. ↑ 35.0 35.1 (June 11, 2012). Neighbor galaxies may have brushed closely, astronomers find. National Radio Astronomy Observatory.
  36. ↑ 36.0 36.1 (November 2013). "Dwarf galaxy planes: the discovery of symmetric structures in the Local Group". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 435 (3) 1928–1957. doi:10.1093/mnras/stt1384.
  37. ↑ 37.0 37.1 Miller, Bryan W.. (December 2001). "The Star Formation History of LGS 3". The Astrophysical Journal. 562 (2) 713–726. doi:10.1086/323853.
  38. ↑ 38.0 38.1 Lazaro, Enrico de. (18 November 2021). Amateur Astronomer Discovers New Dwarf Galaxy. Sci.News.
  39. ↑ 39.0 39.1 Buta, Ronald James. (2007). "The de Vaucouleurs atlas of galaxies". 1–16, 88. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-82048-6.
  40. ↑ 40.0 40.1 40.2 40.3 40.4 Heyer, Mark H.. (February 2004). "The Molecular Gas Distribution and Schmidt Law in M33". The Astrophysical Journal. 602 (2) 723–729. doi:10.1086/381196.
  41. ↑ 41.0 41.1 41.2 41.3 41.4 41.5 Verley, S.. (January 2009). "Star formation in M 33: multiwavelength signatures across the disk". Astronomy and Astrophysics. 493 (2) 453–466. doi:10.1051/0004-6361:200810566.
  42. ↑ 42.0 42.1 42.2 Cioni, Maria-Rosa L.. (November 2009). "The metallicity gradient as a tracer of history and structure: the Magellanic Clouds and M33 galaxies". Astronomy and Astrophysics. 506 (3) 1137–1146. doi:10.1051/0004-6361/200912138.
  43. ↑ 43.0 43.1 43.2 (March 2008). "Photometric Survey for Stellar Clusters in the Outer Part of M33". Acta Astronomica. 58 23–39.
  44. ↑ 44.0 44.1 Hernández-López, I.. (November 2009). "M33: The existence of a bar". 37 160–162.
  45. ↑ 45.0 45.1 Dubus, G.. (October 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.
  46. ↑ 46.0 46.1 46.2 46.3 46.4 (November 2001). "M33: A Galaxy with No Supermassive Black Hole". Astronomical Journal. 122 (5) 2469–2476. doi:10.1086/323481.
  47. ↑ 47.0 47.1 47.2 47.3 47.4 Buczilowski, U. R.. (October 1988). "A multifrequency radio continuum survey of M33. II – Thermal and non-thermal emission". Astronomy and Astrophysics. 205 (1–2) 29–40.
  48. ↑ 48.0 48.1 48.2 Corbelli, E.. (February 2009). "The cluster birthline in M 33". Astronomy and Astrophysics. 495 (2) 479–490. doi:10.1051/0004-6361:200811086.
  49. ↑ 49.0 49.1 Williams, Benjamin F.. (April 2009). "The Detection of Inside-Out Disk Growth in M33". The Astrophysical Journal Letters. 695 (1) L15–L19. doi:10.1088/0004-637X/695/1/L15.
  50. ↑ 50.0 50.1 Keel, William C.. (July 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.
  51. ↑ 51.0 51.1 Tammann, G. A.. (June 1994). "The Galactic supernova rate". The Astrophysical Journal Supplement Series. 92 (2) 487–493. doi:10.1086/192002.
  52. ↑ 52.0 52.1 Plucinsky, Paul P.. (February 2008). "Chandra ACIS Survey of M33 (ChASeM33): A First Look". The Astrophysical Journal Supplement Series. 174 (2) 366–378. doi:10.1086/522942.
  53. ↑ 53.0 53.1 David Bishop. Extragalactic Novae. supernovae.net (International Supernovae Network).
  54. ↑ 54.0 54.1 Grebel, E. K.. (November 2–5, 1999). "The Star Formation History of the Local Group".
  55. ↑ 55.0 55.1 Abubekerov, M. K.. (March 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.
  56. ↑ 56.0 56.1 Morcone, Jennifer. (October 17, 2007). Heaviest Stellar Black Hole Discovered in Nearby Galaxy. Chandra X-ray Observatory press release.
  57. ↑ 57.0 57.1 Merritt, David. (August 10, 2001). "No Supermassive Black Hole in M33?". Science. 293 (5532) 1116–1118. doi:10.1126/science.1063896.
  58. ↑ 58.0 58.1 58.2 58.3 Milky Way's twin caught dismembering neighbour. New Scientist.
  59. ↑ 59.0 59.1 (2012). "The Recent Stellar Archeology of M31 – The Nearest Red Disk Galaxy". The Astrophysical Journal. 751 (1) 74. doi:10.1088/0004-637X/751/1/74.
  60. ↑ 60.0 60.1 Bekki K.. (October 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.
  61. ↑ 61.0 61.1 (October 2009). "The Disruption and Fueling of M33". The Astrophysical Journal. 703 (2) 1486–1501. doi:10.1088/0004-637X/703/2/1486.
  62. ↑ 62.0 62.1 (July 2012). "The M31 Velocity Vector. III. Future Milky Way-M31-M33 Orbital Evolution, Merging, and Fate of the Sun". The Astrophysical Journal. 753 (1) 9. doi:10.1088/0004-637X/753/1/9.
  63. ↑ 63.0 63.1 (7 February 2019). "First Gaia Dynamics of the Andromeda System: DR2 Proper Motions, Orbits, and Rotation of M31 and M33". The Astrophysical Journal. 872 (1) 24. doi:10.3847/1538-4357/ab001b.
  64. ↑ Verley, S.. (December 2007). "Star formation in M 33: Spitzer photometry of discrete sources". Astronomy and Astrophysics. 476 (3) 1161–1178. doi:10.1051/0004-6361:20078179.

আরও পড়ুন

বহিঃসংযোগ

2810

উৎস: ইংরেজি উইকিপিডিয়ার “Triangulum Galaxy” নিবন্ধের অনুবাদ। মূল নিবন্ধ: https://en.wikipedia.org/wiki/Triangulum_Galaxy এই অনুবাদটি স্বয়ংক্রিয়ভাবে প্রস্তুত করা হয়েছে।

Retrieved from "https://ltrc.sciwiki.in/index.php?title=ট্রায়াঙ্গুলাম_গ্যালাক্সি&oldid=3895"