stringtranslate.com

Большое Магелланово Облако

Большое Магелланово Облако ( БМО ) — карликовая галактика и галактика-спутник Млечного Пути . [7] Находясь на расстоянии около 50 килопарсеков (163 000 световых лет ), [2] [8] [9] [10] БМО является второй или третьей по близости галактикой к Млечному Пути после Карликовой Сфероидальной галактики в Стрельце ( примерно в  16 килопарсеках (52 000 световых лет) ) и возможной карликовой неправильной галактики, называемой Сверхплотностью Большого Пса . На основе изофоты D 25 в B-диапазоне (длина волны света 445 нм) Большое Магелланово Облако имеет диаметр около 9,86 килопарсеков (32 200 световых лет ). [1] [4] Она составляет примерно одну сотую массы Млечного Пути [11] и является четвертой по величине галактикой в ​​Местной группе после галактики Андромеды (M31), Млечного Пути и галактики Треугольника (M33).

БМО классифицируется как Магелланова спираль . [12] Оно содержит звездную перемычку, которая геометрически нецентральна, что позволяет предположить, что когда-то это была карликовая спиральная галактика с перемычкой , прежде чем ее спиральные рукава были разрушены, вероятно, приливными взаимодействиями близлежащего Малого Магелланова Облака (ММО) и гравитацией Млечного Пути. [13] Прогнозируется, что БМО сольется с Млечным Путем примерно через 2,4 миллиарда лет. [14]

Имея склонение около −70°, БМО видно как слабое «облако» из южного полушария Земли и с севера до 20° с.ш. Оно охватывает созвездия Золотой Рыбы и Менсы и имеет видимую длину около 10° для невооруженного глаза, что в 20 раз больше диаметра Луны , из темных мест вдали от светового загрязнения . [15]

История наблюдения

Небольшая часть Большого Магелланова Облака [16]

И Большое, и Малое Магеллановы Облака были легко видны южным ночным наблюдателям еще в доисторические времена. Утверждается, что первое известное письменное упоминание о Большом Магеллановом Облаке было сделано персидским астрономом Абд аль-Рахманом аль-Суфи Ширази (позже известным в Европе как «Азофи»), который он называл его Аль Бакр , Белый Бык, в своей Книге неподвижных звезд около 964 г. н. э. [17] [18] Однако это, похоже, неправильное понимание ссылки на некоторые звезды к югу от Канопуса , которые он признает, что не видел. [19] [20]

Первое подтвержденное записанное наблюдение было сделано в 1503–1504 годах Америго Веспуччи в письме о его третьем путешествии. Он упомянул «три Канопа [ sic ], два ярких и один темный»; «яркий» относится к двум Магеллановым Облакам , а «темный» относится к Угольному Мешку . [21]

Созвездие Золотой Рыбы : БМО — это зеленый круг на юге (внизу) изображения.

Фернан Магеллан наблюдал БМО во время своего путешествия в 1519 году, и его труды сделали его известным на Западе . Теперь галактика носит его имя. [18] Галактика и южный конец Дорадо находятся в текущей эпохе в противостоянии около 5 декабря, когда они видны от заката до восхода солнца из экваториальных точек, таких как Эквадор, Конго, Уганда, Кения и Индонезия, и в течение части ночи в близлежащие месяцы. Выше примерно 28° ю.ш. , например, большая часть Австралии и Южной Африки, галактика всегда находится достаточно высоко над горизонтом, чтобы считаться по-настоящему циркумполярной , поэтому весной и осенью облако также видно большую часть ночи, а разгар зимы в июне почти совпадает с ближайшим сближением с видимым положением Солнца.

Измерения с помощью космического телескопа «Хаббл» , объявленные в 2006 году, показывают, что Большое и Малое Магеллановы Облака могут двигаться слишком быстро, чтобы вращаться вокруг Млечного Пути . [22]

Астрономы обнаружили новую черную дыру внутри Большого Магелланова Облака в ноябре 2021 года с помощью Очень Большого Телескопа Европейской Южной Обсерватории в Чили . Астрономы утверждают, что на ее гравитацию влияет близлежащая звезда, масса которой примерно в пять раз больше массы Солнца. [23] [ нужен лучший источник ]

Геометрия

Изображение VISTA БМО, полученное ESO

Большое Магелланово Облако имеет заметную центральную перемычку и спиральный рукав . [24] Центральная перемычка, по-видимому, деформирована таким образом, что восточный и западный концы находятся ближе к Млечному Пути, чем середина. [25] В 2014 году измерения с помощью космического телескопа Хаббл позволили определить период вращения в 250 миллионов лет. [26]

Долгое время БМО считалось плоской галактикой, которая, как можно было предположить, находится на одном расстоянии от Солнечной системы. Однако в 1986 году Колдуэлл и Коулсон [27] обнаружили, что переменные цефеиды поля на северо-востоке лежат ближе к Млечному Пути, чем на юго-западе. С 2001 по 2002 год эта наклонная геометрия была подтверждена теми же средствами [28] красными звездами сгущения, сжигающими гелий в ядре [29] и кончиком ветви красных гигантов. [30] Все три статьи обнаружили наклон ~ 35°, тогда как у галактики, повернутой плашмя, наклон составляет 0°. Дальнейшая работа над структурой БМО с использованием кинематики углеродных звезд показала, что диск БМО одновременно толстый [30] и вспыхивающий, [31] [32], вероятно, из-за взаимодействия с ММО. [32] Что касается распределения звездных скоплений в LMC, Шоммер и др. [33] измерили скорости для ~ 80 скоплений и обнаружили, что система скоплений LMC имеет кинематику, соответствующую скоплениям, движущимся в дисковидном распределении. Эти результаты были подтверждены Грохольски и др. [34], которые вычислили расстояния до выборки скоплений и показали, что система скоплений распределена в той же плоскости, что и звезды поля.

Расстояние

Расположение Большого Магелланова Облака по отношению к Млечному Пути и другим галактикам-спутникам

Расстояние до БМО было рассчитано с использованием стандартных свечей ; цефеиды являются одними из самых популярных переменных. Было показано, что они имеют связь между своей абсолютной светимостью и периодом, в течение которого их яркость меняется. Однако переменная металличности также может быть принята в качестве компонента этого, поскольку консенсус заключается в том, что это, вероятно, влияет на их отношения период-светимость . К сожалению, те в Млечном Пути, которые обычно используются для калибровки отношения, более богаты металлами, чем те, которые обнаружены в БМО. [35]

Современные оптические телескопы 8-метрового класса обнаружили затменные двойные по всей Местной группе . Параметры этих систем можно измерить без предположений о массе или составе. Световые эхо сверхновой 1987A также являются геометрическими измерениями, без каких-либо звездных моделей или предположений. [ необходима цитата ]

В 2006 году абсолютная светимость цефеид была перекалибрована с использованием переменных цефеид в галактике Мессье 106, которые охватывают диапазон металличности. [8] Используя эту улучшенную калибровку, они нашли абсолютный модуль расстояния , или 48 кпк (160 000 световых лет). Это расстояние было подтверждено другими авторами. [9] [10]

Путем перекрестной корреляции различных методов измерения можно ограничить расстояние; остаточные ошибки теперь меньше предполагаемых параметров размера БМЦ.

Результаты исследования с использованием поздних затменных двойных звезд для более точного определения расстояния были опубликованы в научном журнале Nature в марте 2013 года. Было получено расстояние 49,97 кпк (163 000 световых лет) с точностью 2,2%. [2]

Функции

Два совершенно разных светящихся газовых облака в Большом Магеллановом Облаке, NGC 2014 (красное) и NGC 2020 (синее) [36]

Как и многие неправильные галактики , БМО богато газом и пылью и в настоящее время переживает бурную активность звездообразования . [37] Здесь находится туманность Тарантул — самая активная область звездообразования в Местной группе.

LMC имеет широкий спектр галактических объектов и явлений, которые делают его известным как «астрономическая сокровищница, великая небесная лаборатория для изучения роста и эволюции звезд», по словам Роберта Бернхэма-младшего. [38] Исследования галактики обнаружили около 60 шаровых скоплений , 400 планетарных туманностей и 700 рассеянных скоплений , а также сотни тысяч гигантских и сверхгигантских звезд. [39] Сверхновая 1987A — ближайшая сверхновая за последние годы — была в Большом Магеллановом Облаке. Остаток сверхновой Lionel-Murphy SNR (N86), богатый азотом, был назван астрономами из обсерватории Маунт-Стромло Австралийского национального университета , признавая интерес судьи Высокого суда Австралии Лайонела Мерфи к науке и его предполагаемое сходство с его большим носом. [40]

NGC 1783 — одно из крупнейших шаровых скоплений в Большом Магеллановом Облаке [41]

Газовый мост соединяет Малое Магелланово Облако (ММО) с БМО, что свидетельствует о приливном взаимодействии между галактиками. [42] Магеллановы Облака имеют общую оболочку нейтрального водорода, что указывает на то, что они были гравитационно связаны в течение длительного времени. Этот газовый мост является местом звездообразования. [43]

Источники рентгеновского излучения

Малые и Большие Магеллановы Облака над Паранальской обсерваторией

Никакого рентгеновского излучения выше фонового не было обнаружено ни от одного из облаков во время полета ракеты Nike-Tomahawk 20 сентября 1966 года, ни через два дня. [44] Вторая стартовала с атолла Джонстон в 17:13 UTC и достигла апогея 160 км (99 миль) со стабилизацией вращения на 5,6 об/с. [45] LMC не была обнаружена в рентгеновском диапазоне 8–80 кэВ. [45]

Другой был запущен с того же атолла в 11:32 UTC 29 октября 1968 года для сканирования БМО на предмет рентгеновских лучей. [46] Первый дискретный источник рентгеновского излучения в Дорадо находился в RA 05 h 20 m Dec −69°, [46] [47] и это было Большое Магелланово Облако. [48] Этот источник рентгеновского излучения простирался примерно на 12° и согласуется с Облаком. Его интенсивность излучения между 1,5–10,5 кэВ на расстоянии 50 кпк составляет4 × 10 38  эрг / с. [46] Рентгеновский астрономический инструмент был установлен на борту ракеты Thor , запущенной с того же атолла 24 сентября 1970 года в 12:54 UTC на высоте более 300 км (190 миль), для поиска Малого Магелланова Облака и расширения наблюдения за БМО. [49] Источник в БМО выглядел протяженным и содержал звезду ε Dor . Рентгеновская светимость (L x ) в диапазоне 1,5–12 кэВ была6 × 10 31  Вт (6 × 10 38  эрг/с ). [49]

Большое Магелланово Облако (БМО) появляется в созвездиях Менса и Золотой Рыбы . БМО X-1 (первый рентгеновский источник в БМО) находится в RA 05 h 40 m 05 s Dec −69° 45′ 51″ и является массивным рентгеновским двойным (звездной системой) источником ( HMXB ). [50] Из первых пяти ярких рентгеновских двойных БМО: БМО X-1, X-2, X-3, X-4 и A 0538–66 (обнаружена Ариэлем 5 в A 0538–66), БМО X-2 является яркой маломассивной рентгеновской двойной системой ( LMXB ) в БМО. [51]

DEM L316 в Облаке состоит из двух остатков сверхновой. [52] Рентгеновские спектры Chandra показывают, что горячая газовая оболочка в верхнем левом углу имеет обилие железа. Это подразумевает, что верхний левый остаток шума является продуктом сверхновой типа Ia ; гораздо меньшее обилие в нижнем остатке противоречит сверхновой типа II . [52]

Рентгеновский пульсар длительностью 16 мс связан с SNR 0538-69.1. [53] SNR 0540-697 был разрешен с помощью ROSAT . [54]

Галерея

Примечания

  1. ^ abcdefgh "NASA/IPAC Extragalactic Database". Результаты для Большого Магелланова Облака . Получено 29 июля 2022 г.
  2. ^ abc Pietrzyński, G.; Graczyk, D.; Gieren, W.; et al. (март 2013 г.). «Расстояние до Большого Магелланова Облака в затменной двойной системе с точностью до двух процентов». Nature . 495 (7439): 76–79. arXiv : 1303.2063 . Bibcode :2013Natur.495...76P. doi :10.1038/nature11878. ISSN  0028-0836. PMID  23467166. S2CID  4417699.
  3. ^ Эркал, Денис (2019). «Общая масса Большого Магелланова Облака по его возмущению в потоке Сирота». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: Письма . 487 (2): 2685–2700. arXiv : 1812.08192 . doi : 10.1093/mnras/stz1371 .
  4. ^ аб Де Вокулёр, Жерар; Де Вокулёр, Антуанетта; Корвин, Герольд Г.; Бута, Рональд Дж.; Патюрель, Жорж; Фуке, Паскаль (1991). Третий справочный каталог ярких галактик. Бибкод : 1991rc3..книга.....Д.
  5. ^ Дик, Стивен Дж. (2019). Классификация космоса: как мы можем понять небесный ландшафт. Вселенная астрономов (1-е изд.). Cham: Springer International Publishing. ISBN 978-3-030-10380-4.
  6. ^ Баскомб, Уильям (1954). «Магеллановы Облака». Листовки астрономического общества Тихого океана . 7 (302): 9. Bibcode : 1954ASPL....7....9B. ISSN  0004-6272.
  7. ^ Shattow, Genevieve; Loeb, Abraham (2009). «Значение последних измерений вращения Млечного Пути для орбиты Большого Магелланова Облака». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters . 392 (1): L21–L25. arXiv : 0808.0104 . Bibcode : 2009MNRAS.392L..21S. doi : 10.1111/j.1745-3933.2008.00573.x . S2CID  854729.
  8. ^ ab Macri, LM; et al. (2006). "Новое расстояние цефеиды до галактики-хозяина мазера NGC 4258 и его значение для постоянной Хаббла". The Astrophysical Journal . 652 (2): 1133–1149. arXiv : astro-ph/0608211 . Bibcode :2006ApJ...652.1133M. doi :10.1086/508530. S2CID  15728812.
  9. ^ ab Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F. (2010). «Константа Хаббла». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 48 : 673–710. arXiv : 1004.1856 . Bibcode : 2010ARA&A..48..673F. doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101829. S2CID  119263173.
  10. ^ ab Majaess, Daniel J.; Turner, David G.; Lane, David J.; Henden, Arne; Krajci, Tom (2010). «Закрепление универсальной шкалы расстояний с помощью шаблона Wesenheit». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 39 (1): 122. arXiv : 1007.2300 . Bibcode :2011JAVSO..39..122M.
  11. ^ "Магелланово Облако". Encyclopaedia Britannica . 2009. Получено 30 августа 2009 г.
  12. ^ Райден, Барбара ; Петерсон, Брэдли М. (2009). Основы астрофизики . Нью-Йорк: Pearson Addison-Wesley . стр. 471. ISBN  9780321595584.
  13. ^ Бесла, Гуртина; Мартинес-Дельгадо, Дэвид; Марел, Руланд П. ван дер; Белецкий, Юрий; Зайберт, Марк; Шлафли, Эдвард Ф.; Гребель, Ева К.; Нейер, Фабиан (2016). "Получение изображений Магеллановой системы при низкой поверхностной яркости: следы приливных взаимодействий между облаками на периферии звезд". The Astrophysical Journal . 825 (1): 20. arXiv : 1602.04222 . Bibcode :2016ApJ...825...20B. doi : 10.3847/0004-637X/825/1/20 . ISSN  0004-637X. S2CID  118462693.
  14. ^ Мак-Элпайн, Стюарт; Френк, Карлос С.; Дисон, Алис Дж.; Каутун, Мариус (21.02.2019). «Последствия Великого столкновения нашей Галактики и Большого Магелланова Облака». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 483 (2): 2185–2196. arXiv : 1809.09116 . Bibcode : 2019MNRAS.483.2185C. doi : 10.1093/mnras/sty3084 . ISSN  0035-8711.
  15. ↑ Сешнс, Ларри (8 декабря 2021 г.). «Магеллановы Облака, наши галактические соседи». EarthSky . Получено 17 июля 2013 г.
  16. ^ "Окутанный красным". ESA / HUBBLE . 24 февраля 2014 г. Получено 12 марта 2014 г.
  17. ^ "Парижская обсерватория (Абд-ар-Рахман Аль Суфи)" . Проверено 19 апреля 2007 г.
  18. ^ ab "Парижская обсерватория (LMC)" . Проверено 19 апреля 2007 г.
  19. ^ Хафез, Ихсан; Стивенсон, Ричард; Орчистон, Уэйн (2011), Абдул-Рахман аль-Суфи и его Книга неподвижных звезд, стр. 121–138, ISBN 9781441981615 , получено 13 ноября 2019 г. 
  20. ^ Ридпат, Ян. Звездные рассказы – туманности аль-Суфи. Электронное издание . Получено 15 сентября 2021 г.
  21. ^ "Парижская обсерватория (Америго Веспуччи)" . Проверено 19 апреля 2007 г.
  22. ^ "Пресс-релиз: Магеллановы Облака могут просто проходить". Гарвардский университет. 9 января 2007 г.
  23. ^ Стрикленд, Эшли (11 ноября 2021 г.). «В соседней галактике обнаружена скрытая черная дыра». CNN . Получено 18 ноября 2021 г.
  24. ^ Николсон, Иэн (1999). Разворачивая нашу Вселенную . США: Cambridge University Press. С. 213–214. ISBN 0-521-59270-4.
  25. ^ Субраманиам, Аннапурни (2003-11-03). "Большой Магелланов Облачный Бар: Свидетельство деформированного Бара". The Astrophysical Journal . 598 (1). Соединенные Штаты: L19–L22. Bibcode : 2003ApJ...598L..19S. doi : 10.1086/380556 . S2CID  4368706.
  26. ^ "Точно определенная скорость вращения этой галактики поразит вас". Science Recorder . Архивировано из оригинала 21.02.2014.
  27. ^ Колдуэлл, JAR; Коулсон, IM (1986). «Геометрия и расстояние до Магеллановых Облаков от переменных цефеид». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 218 (2): 223–246. Bibcode : 1986MNRAS.218..223C. doi : 10.1093/mnras/218.2.223 . ISSN  0035-8711.
  28. ^ Николаев, С.; и др. (2004). «Геометрия Большого Магелланова Облака: Результаты MACHO и Двухмикронного обзора всего неба». The Astrophysical Journal . 601 (1): 260–276. Bibcode :2004ApJ...601..260N. CiteSeerX 10.1.1.409.5235 . doi :10.1086/380439. S2CID  15818077. 
  29. ^ Олсен, КАГ; Салык, К. (октябрь 2002 г.). «Деформация в Большом Магеллановом Облачном диске?». Астрономический журнал . 124 (4): 2045–2053. arXiv : astro-ph/0207077 . Бибкод : 2002AJ....124.2045O. дои : 10.1086/342739. S2CID  121615519.
  30. ^ Аб ван дер Марель, Роланд П.; Чиони, Мария-Роза Л. (октябрь 2001 г.). «Структура Магелланова облака по данным исследований в ближнем инфракрасном диапазоне. I. Углы обзора большого Магелланова облака». Астрономический журнал . 122 (4): 1807–1826. arXiv : astro-ph/0105339 . Бибкод : 2001AJ....122.1807V. дои : 10.1086/323099. S2CID  15850335.
  31. ^ Alves, David R.; Nelson, Cailin A. (2000). «Кривая вращения Большого Магелланова Облака и ее значение для микролинзирования». The Astrophysical Journal . 542 (2): 789–803. arXiv : astro-ph/0006018 . Bibcode : 2000ApJ...542..789A. doi : 10.1086/317023. ISSN  0004-637X. S2CID  7266377.
  32. ^ аб Рипепи, Винченцо; Шемен, Лоран; Молинаро, Роберто; Чиони, Мария-Роза Л.; Бекки, Кенджи; Клементини, Жизелла; Де Грийс, Ричард; Де Сомма, Джулия; Эль-Юсуфи, Далал; Жирарди, Лео; Грёневеген, Мартин А.Т.; Иванов Валентин; Маркони, Марселла; Макмиллан, Пол Дж.; Ван Лун, Жакко Т (2022). «Обзор VMC - XLVIII. Классические цефеиды раскрывают трехмерную геометрию БМО». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 512 (1): 563–582. arXiv : 2203.01780 . Бибкод : 2022MNRAS.512..563R. doi : 10.1093/mnras/stac595 .
  33. ^ Шоммер, РА; и др. (1992). «Спектроскопия гигантов в скоплениях БМО. II – Кинематика выборки скоплений». The Astronomical Journal . 103 : 447–459. Bibcode : 1992AJ....103..447S. doi : 10.1086/116074.
  34. ^ Grocholski, AJ; et al. (2007). «Расстояния до густонаселенных скоплений в Большом Магеллановом Облаке с помощью светимости красного сгустка в K-диапазоне». The Astronomical Journal . 134 (2): 680–693. arXiv : 0705.2039 . Bibcode : 2007AJ....134..680G. doi : 10.1086/519735. S2CID  14921511.
  35. ^ Моттини, М.; Романьелло, М.; Примас, Ф .; Боно, Дж.; Гроеневеген, Массачусетский технический университет; Франсуа, П. (2006). «Химический состав цефеид Млечного Пути и Магеллановых облаков». Memorie della Società Astronomica Italiana . 77 : 156–159. arXiv : astro-ph/0510514 . Бибкод : 2006MmSAI..77..156M.
  36. ^ "The Odd Couple". Пресс-релиз ESO . Получено 8 августа 2013 г.
  37. ^ Арни, Томас Т. (2000). Исследования: Введение в астрономию (2-е изд.). Бостон: McGraw-Hill. стр. 479. ISBN 0-07-228249-5.
  38. ^ Бернхэм, Роберт-младший (1978). Небесный справочник Бернхэма: Том второй . Нью-Йорк: Дувр. С. 837. ISBN 0-486-23567-X.
  39. ↑ Бернхэм (1978), 840–848.
  40. ^ Допита, MA; Мэтьюсон, DS; Форд, VL (1977). "Оптическое излучение ударных волн. III. Распространенность в остатках сверхновых". The Astrophysical Journal . 214 : 179. Bibcode : 1977ApJ...214..179D. doi : 10.1086/155242 . ISSN  0004-637X.
  41. ^ "Молодое скопление". ESA/Hubble Picture of the Week . Получено 24 августа 2015 г.
  42. ^ van den Bergh, S.; de Boer, KSD (1984). "Структура и эволюция Магеллановых Облаков". Симпозиумы Международного астрономического союза . 108. Рейдель, Дордрехт: 125. Bibcode : 1984IAUS..108.....V. ISSN  1743-9221.
  43. ^ Хейдари-Малайери, М.; Мейнадье, Ф.; Чармандарис, В.; Дехарвенг, Л.; Ле Бертр, Т.; Роза, М. Р.; Шерер, Д. (2003). «Звездная среда SMC N81». Астрономия и астрофизика . 411 (3): 427–435. arXiv : astro-ph/0309126 . Bibcode : 2003A&A...411..427H. doi : 10.1051/0004-6361:20031360. S2CID  8240730.
  44. ^ Chodil, G; Mark, Hans; Rodrigues, R; Seward, F. D; Swift, C. D (октябрь 1967 г.). "Интенсивность и спектры рентгеновского излучения из нескольких космических источников". The Astrophysical Journal . 150 (10): 57–65. Bibcode : 1967ApJ...150...57C. doi : 10.1086/149312 .
  45. ^ ab Seward, F. D; Toor, A (ноябрь 1967). "Поиск рентгеновских лучей с энергией 8–80 кэВ из Большого Магелланова Облака и Крабовидной туманности". The Astrophysical Journal . 150 (11): 405–12. Bibcode : 1967ApJ...150..405S. doi : 10.1086/149343 .
  46. ^ abc Mark, Hans; Price, R; Rodrigues, R; Seward, F. D; Swift, C. D (март 1969). «Обнаружение рентгеновских лучей из большого Магелланова облака». Astrophysical Journal Letters . 155 (3): L143–4. Bibcode : 1969ApJ...155L.143M. doi : 10.1086/180322.
  47. ^ Lewin, WH G; Clark, G. W; Smith, W. B (1968). «Поиск рентгеновских лучей из Большого и Малого Магеллановых Облаков». Nature . 220 (5164): 249–250. Bibcode :1968Natur.220..249L. doi :10.1038/220249b0. S2CID  4187949.
  48. ^ Долан, Джозеф Ф. (апрель 1970 г.). «Каталог дискретных небесных источников рентгеновского излучения». The Astronomical Journal . 75 (4): 223. Bibcode : 1970AJ.....75..223D. doi : 10.1086/110966.
  49. ^ ab Price, R. E; Groves, D. J; Rodrigues, R. M; Seward, F. D; Swift, C. D; Toor, A (август 1971 г.). "Рентгеновские лучи из Магеллановых облаков". The Astrophysical Journal . 168 (8): L7–9. Bibcode :1971ApJ...168L...7P. doi : 10.1086/180773 .
  50. ^ Rapley, CG; Tuohy, IR (август 1974). "Рентгеновские наблюдения Большого Магелланова Облака спутником Copernicus". The Astrophysical Journal . 191 : L113. Bibcode : 1974ApJ...191L.113R. doi : 10.1086/181564 . ISSN  0004-637X.
  51. ^ Bonnet-Bidaud, JM; Motch, C.; Beuermann, K.; Pakull, M.; Parmar, AN; Van Der Klis, M. (апрель 1989 г.). "LMC X-2: источник внегалактического балджа". Astronomy and Astrophysics . 213 (1–2): 97–106. Bibcode :1989A&A...213...97B.
  52. ^ ab Williams, R. M; Chu, Y.-H (декабрь 2005 г.). «Остатки сверхновой в Магеллановых облаках. VI. Остатки сверхновой DEM L316». The Astrophysical Journal . 635 (2): 1077–86. arXiv : astro-ph/0509696 . Bibcode : 2005ApJ...635.1077W. doi : 10.1086/497681. S2CID  17863461.
  53. ^ Маршалл, FE; Готтхельф, E. V; Чжан, W.; Миддлдитч, J.; Ван, QD (1998). «Открытие сверхбыстрого рентгеновского пульсара в остатке сверхновой N157B». The Astrophysical Journal . 499 (2): L179–L182. arXiv : astro-ph/9803214 . Bibcode : 1998ApJ...499L.179M. doi : 10.1086/311381. ISSN  0004-637X. S2CID  15812971.
  54. ^ Чу, Й.-Х.; Кенникатт, Р.С.; Сноуден, С.Л.; Смит, Р.С.; Уильямс, Р.М.; Боманс, Д.Дж. (1997). «Раскрытие остатка сверхновой, скрытого вблизи LMCX-1». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 109 : 554. Bibcode : 1997PASP..109..554C. doi : 10.1086/133913 . ISSN  0004-6280.
  55. ^ «Камера темной энергии сделала самую глубокую фотографию галактических братьев и сестер». noirlab.edu . Получено 19 декабря 2020 г. .
  56. ^ "Возвращаясь к небесному фейерверку" . Получено 24.08.2023 .
  57. ^ "Давно умершая звезда". www.spacetelescope.org . Получено 25 июля 2016 г. .

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме Большое Магелланово Облако .