나선 은하 M33은 우리 지역 그룹에서 가장 큰 은하 중 하나입니다. 그것은 오직 하나의 잠재적 동반 은하 (Pisces Dwarf)를 가지고 있으며, 그 나선 팔은 매우 깨끗하며, 은하수와 안드로메다 은하에서 끊임없이 발생하는 왜소 은하의 증가에 의해 방해받지 않는 것으로 생각되었다. 그러나 이러한 기능으로 인해 M33을 설명하기가 어려워졌습니다. 작은 은하의 합병으로 더 큰 은하가 형성 될 것으로 예상되기 때문에 M33은 이전 합병에서 약간의 흉터를 보일 것으로 예상된다. 이 사진이 사실이라면 어디에 있습니까?
우리 은하에서의 은하 축적의 역할은 궁수 자리 항성 스트림의 발견과 함께 1994 년에 처음 밝혀졌다. 최초의 Sloan Digitalized Sky Survey가 완료되면서 우리 은하계에서 더 많은 조석이 밝혀졌습니다. 이 흐름의 운동학을 모델링하면 나머지 은하계로 사라지기 전에 수십억 년 동안 지속되어야한다고 제안했습니다. 안드로메다 은하의 깊은 영상은 은하계의 눈에 띄는 왜곡뿐만 아니라 별의 흐름을 보여 주었다.
그러나 M33은 이러한 구조의 명백한 징후가없는 것으로 보인다. 2006 년, 분광학 연구는 은하계에서 밝은 적색 거인을 분석하고 세 개의 다른 집단을 발견했습니다. 하나는 디스크에, 하나는 후광에 기인 할 수 있지만, 세 번째는 즉시 설명 할 수 없었습니다. 이것이 고대 위성의 유물일까요?
누락 된 합병에 대한 또 다른 잠재적 단서는 2005 년 Arecibo 망원경으로 M33을 중심으로 한 라디오 조사가 실시되었을 때 발견되었습니다. 이 연구는 은하 주위에 매달린 천만에서 백만 태양에 달하는 양의 수소를 가진 큰 구름을 발견했다. 이것들이 M33으로 합쳐지지 않은 불완전한 왜소 은하 일 수 있습니까? 새로운 연구는 Mauna Kea 꼭대기의 Subaru 망원경을 사용하여 M33의 외곽 지역뿐만 아니라이 지역을 연구하여 그들의 역사를 더 잘 이해합니다.
포르투갈의 Observatório Astronómico de Lisboa에서 Marco Grossi가 이끄는 팀은이 구름에서 별이 빛나는 은신처가 아니라는 것을 암시하는 증거를 찾지 못했습니다. 대신에,이 구름들은 은하수와 안드로메다 주변의 수소 구름과 유사 할 수 있으며, 이는 종종 갯벌이나 램 압력을 통해 이전 위성 은하에서 가스를 끌어 오는“별의 흐름이나 별의 디스크에서 교란에 가깝게 발견된다”고 제안합니다. 벗기기. 이것은 M33이 한때 어떤 종류의 합병을 겪었다는 또 다른 간접적 증거를 구성 할 것입니다.
이 구름 바깥, 은하 외곽에있는 팀은 주 원반을 넘어 다양한 별 무리를 발견했습니다. 이 별들의 전반적인 금속성은 더 낮았지만 더 어린 별들도 포함되었습니다. 그러한 거리에서,이 어린 별들은 계산되지 않으면 기대되지 않을 것입니다.
이 발견은 M33이 어떻게 형성되었는지에 대한 질문에 완전히 답하지는 않지만,이 은하가 이전에 가정 된 격리에서 진화하지 않았 음을 보여줍니다.
