stringtranslate.com

Малое Магелланово Облако

Малое Магелланово Облако ( ММО ) — карликовая галактика вблизи Млечного Пути . [5] Классифицируемое как карликовая неправильная галактика , ММО имеет изофотный диаметр D 25 около 5,78 килопарсеков (18 900 световых лет) [1] [3] и содержит несколько сотен миллионов звезд. [5] Его общая масса составляет приблизительно 7 миллиардов солнечных масс . [6] Находясь на расстоянии около 200 000 световых лет , ММО входит в число ближайших межгалактических соседей Млечного Пути и является одним из самых далеких объектов, видимых невооруженным глазом .

SMC видно со всего Южного полушария и может быть полностью замечено низко над южным горизонтом с широт южнее примерно 15° северной широты . Галактика расположена через созвездие Тукана и часть Гидры , появляясь как слабое туманное пятно, напоминающее отделившуюся часть Млечного Пути . SMC имеет средний видимый диаметр около 4,2° (в 8 раз больше Луны) и , таким образом, занимает площадь около 14 квадратных градусов (в 70 раз больше Луны). Поскольку его поверхностная яркость очень низкая, этот объект глубокого космоса лучше всего виден в ясные безлунные ночи и вдали от городских огней . SMC образует пару с Большим Магеллановым Облаком (БМО), которое находится в 20° к востоку и, как и БМО, является членом Местной группы . В настоящее время он является спутником Млечного Пути, но, вероятно, является бывшим спутником БМО.

История наблюдения

Панорамные Большие и Малые Магеллановы Облака , видимые с наблюдательного пункта ESO VLT . Галактики находятся на левой стороне изображения.
Созвездие Тукана : Малый Магелланов созвездие — это зеленая фигура на юге (внизу) изображения.

В южном полушарии Магеллановы облака уже давно включены в предания коренных жителей, включая островитян Южного моря и коренных австралийцев . Персидский астроном Аль Суфи упоминает их в своей Книге неподвижных звезд , повторяя цитату полимата Ибн Кутайбы , но сам их не наблюдал. Европейские моряки, возможно, впервые заметили облака в Средние века , когда они использовались для навигации. Португальские и голландские моряки называли их Облаками мыса, название, которое сохранялось в течение нескольких столетий. Во время кругосветного плавания Фердинанда Магеллана в 1519–1522 годах они были описаны Антонио Пигафеттой как тусклые скопления звезд. [7] В небесном атласе Иоганна Байера Uranometria , опубликованном в 1603 году, он назвал меньшее облако Nubecula Minor. [8] На латыни Nubecula означает маленькое облако. [9]

Малое Магелланово Облако, сфотографированное астрономом -любителем . Не имеющие отношения к теме звезды были удалены.

Между 1834 и 1838 годами Джон Фредерик Уильям Гершель проводил наблюдения южного неба с помощью своего 14-дюймового (36 см) рефлектора из Королевской обсерватории . Наблюдая Малое Небо, он описал его как облачную массу света овальной формы с ярким центром. В пределах области этого облака он каталогизировал концентрацию 37 туманностей и скоплений. [10]

В 1891 году обсерватория Гарвардского колледжа открыла наблюдательную станцию ​​в Арекипе в Перу . Между 1893 и 1906 годами под руководством Солона Бейли 24-дюймовый (610 мм) телескоп на этом месте использовался для фотографического обзора как Большого, так и Малого Магеллановых Облаков. [11] Генриетта Суон Ливитт , астроном из обсерватории Гарвардского колледжа , использовала пластинки из Арекипы для изучения изменений относительной светимости звезд в ММО. В 1908 году были опубликованы результаты ее исследования, которые показали, что тип переменной звезды, называемый «переменной скопления», позже названный переменной цефеидой по имени прототипа звезды Дельта Цефея , показал определенную связь между периодом переменности и видимой яркостью звезды. Ливитт поняла, что, поскольку все звезды в ММО находятся примерно на одинаковом расстоянии от Земли, этот результат подразумевает, что существует похожая связь между периодом и абсолютной яркостью. [12] Это важное соотношение периода и светимости позволило оценить расстояние до любой другой переменной цефеиды в терминах расстояния до SMC. [13] Она надеялась, что несколько переменных цефеид можно будет найти достаточно близко к Земле, чтобы можно было измерить их параллакс , а значит и расстояние от Земли. Это вскоре произошло, что позволило использовать переменные цефеиды в качестве стандартных свечей , что способствовало многим астрономическим открытиям. [14]

Используя это соотношение период-светимость, в 1913 году расстояние до ММО было впервые оценено Эйнаром Герцшпрунгом . Сначала он измерил тринадцать близлежащих переменных цефеид, чтобы найти абсолютную величину переменной с периодом в один день. Сравнивая это с периодичностью переменных, измеренной Ливиттом, он смог оценить расстояние в 10 000 парсеков (30 000 световых лет) между Солнцем и ММО. [15] Позже оказалось, что это было грубое занижение истинного расстояния, но это продемонстрировало потенциальную полезность этого метода. [16]

Анонсированные в 2006 году измерения с помощью космического телескопа «Хаббл» показывают, что Большое и Малое Магеллановы Облака могут двигаться слишком быстро, чтобы вращаться вокруг Млечного Пути . [17]

Функции

Вид Малого Магелланова Облака с VISTA . 47 Тукана (NGC 104) видна справа от Малого Магелланова Облака.

ММО содержит центральную перемычку, и астрономы предполагают, что когда-то это была спиральная галактика с перемычкой , которая была нарушена Млечным Путем и стала несколько неправильной . [18]

Существует газовый мост, соединяющий Малое Магелланово Облако с Большим Магеллановым Облаком (БМО), что является свидетельством приливного взаимодействия между галактиками. [19] Этот газовый мост является местом звездообразования. [20] Магеллановы Облака имеют общую оболочку из нейтрального водорода, что указывает на то, что они были гравитационно связаны в течение длительного времени.

В 2017 году с помощью данных Dark Energy Survey и MagLiteS была обнаружена повышенная плотность звезд, связанная с Малым Магеллановым Облаком, что, вероятно, является результатом взаимодействия между ММО и БМО. [21]

Малое Магелланово Облако, сфотографированное космическим телескопом Хаббл [22]

Источники рентгеновского излучения

Малое Магелланово Облако содержит большую и активную популяцию рентгеновских двойных . Недавнее звездообразование привело к большой популяции массивных звезд и массивных рентгеновских двойных (HMXB), которые являются реликтами короткоживущего верхнего конца начальной функции масс . Молодое звездное население и большинство известных рентгеновских двойных сосредоточены в баре ММО. Пульсары HMXB являются вращающимися нейтронными звездами в двойных системах с компаньонами типа Be ( спектральный тип 09-B2, классы светимости V–III) или сверхгигантскими звездами. Большинство HMXB относятся к типу Be, на долю которого приходится 70% в Млечном Пути и 98% в ММО. [23] Экваториальный диск Be-звезды обеспечивает резервуар вещества, которое может аккрецироваться на нейтронную звезду во время прохождения периастра (большинство известных систем имеют большой эксцентриситет орбиты) или во время крупномасштабных эпизодов выброса диска. Этот сценарий приводит к появлению цепочек рентгеновских вспышек с типичной рентгеновской светимостью L x  = 10 36 –10 37  эрг / с, разнесенных по орбитальному периоду, а также редких гигантских вспышек большей продолжительности и светимости. [24]

Мониторинговые исследования SMC, проведенные с помощью Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) NASA [25], обнаружили рентгеновские пульсары, вспыхивающие со скоростью более 10 36  эрг/с, и к концу 2008 года их было насчитано 50. Миссии ROSAT и ASCA обнаружили множество слабых точечных рентгеновских источников, [26], но типичные позиционные неопределенности часто затрудняли положительную идентификацию. Недавние исследования с использованием XMM-Newton [27] и Chandra [28] в настоящее время каталогизировали несколько сотен рентгеновских источников в направлении SMC, из которых, возможно, половина считается вероятными HMXB, а остальные представляют собой смесь фоновых звезд и фоновых AGN.

Во время полета Nike-Tomahawk 20 сентября 1966 года от Магеллановых Облаков не наблюдалось рентгеновских лучей выше фонового уровня . [29] Наблюдение за ММО с помощью воздушного шара из Милдьюры, Австралия, 24 октября 1967 года установило верхний предел обнаружения рентгеновского излучения. [30] Рентгеновское астрономическое оборудование было установлено на борту ракеты Thor , запущенной с атолла Джонстон 24 сентября 1970 года в 12:54 UTC для высот более 300 км, для поиска Малого Магелланова Облака. [31] ММО было обнаружено с рентгеновской светимостью 5 × 1038  эрг/с в диапазоне 1,5–12 кэВ и 2,5 × 1039  эрг/с в диапазоне 5–50 кэВ для, по-видимому, протяженного источника. [31]

Четвертый каталог Uhuru перечисляет ранний рентгеновский источник в созвездии Тукана : 4U 0115-73 (3U 0115-73, 2A 0116-737, SMC X-1). [32] Uhuru наблюдал SMC 1, 12, 13, 16 и 17 января 1971 года и обнаружил один источник, расположенный в точке 01149-7342, который затем был обозначен как SMC X-1. [33] Некоторые рентгеновские подсчеты были также получены 14, 15, 18 и 19 января 1971 года. [34] Третий каталог Ariel 5 (3A) также содержит этот ранний рентгеновский источник в пределах Тукана: 3A 0116-736 (2A 0116-737, SMC X-1). [35] SMC X-1, HMXRB, находится в точке J2000, прямое восхождение (RA) 01 ч. 15 м. 14 с., склонение (Dec) 73° 42′ 22″.

Два дополнительных источника, обнаруженных и перечисленных в 3A, включают SMC X-2 в точке 3A 0042-738 и SMC X-3 в точке 3A 0049-726. [35]

Мини-Магелланово Облако (ММО)

Астрофизики Д.С. Мэтьюсон, В.Л. Форд и Н. Вишванатан предположили, что ММО на самом деле может быть разделено на две части, при этом меньшая часть этой галактики находится позади основной части ММО (если смотреть с Земли) и разделена примерно на 30 000 световых лет. Они предполагают, что причина этого кроется в прошлом взаимодействии с БМО, которое разделило ММО, и что две части все еще разлетаются. Они назвали этот меньший остаток Мини-Магеллановым Облаком. [36] [37]

В 2023 году было сообщено, что ММО действительно представляет собой две отдельные структуры с различным звездным и газообразным химическим составом, разделенные примерно 5 килопарсеками. [38]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ abcdefghijkl "NASA/IPAC Extragalactic Database". Результаты для Малого Магелланова Облака . Получено 2006-12-01 .
  2. ^ Грачик, Дариуш; Петржинский, Гжегож; Томпсон, Ян Б.; Гирен, Вольфганг; Згирский, Бартломей; Вилланова, Сандро; Горский, Марек; Вельгурский, Петр; Карчмарек, Паулина; Нарлох, Вероника; Пилецкий, Богумил; Таормина, Моника; Смолец, Радослав; Сухомская, Ксения; Галленн, Александр; Нардетто, Николас; Шторм, Джеспер; Кудрицкий, Рольф-Петер; Калушинский, Миколай; Пых, Войцех (2020). «Определение расстояния до Малого Магелланова облака с точностью лучше двух процентов на основе затменных двойных звезд позднего типа». Астрофизический журнал . 904 (1): 13. arXiv : 2010.08754 . Bibcode : 2020ApJ...904...13G. doi : 10.3847/1538-4357/abbb2b . S2CID  224706414.
  3. ^ 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.
  4. ^ Джонатан Пауэлл (17 сентября 2018 г.). Редкие астрономические виды и звуки. Springer. ISBN 978-3-319-97701-0.
  5. ^ ab Nemiroff, R.; Bonnell, J., ред. (2006-06-17). "Малое Магелланово Облако". Астрономическая картинка дня . NASA . Получено 2008-07-07 .
  6. ^ Бекки, Кенджи; Станимирович, Снежана (2009-05-01). «Общая масса и свойства темного гало Малого Магелланова Облака». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 395 (1). Oxford University Press (OUP): 342–350. arXiv : 0807.2102 . Bibcode : 2009MNRAS.395..342B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.14514.x . ISSN  0035-8711. S2CID  18268139.
  7. ^ Вестерлунд, Бенгт Э. (1997). Магеллановы Облака . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-48070-3.
  8. ^ О'Мира, Стивен Джеймс (2002). Колдуэлловские объекты . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-82796-6.
  9. ^ Льюис, Чарльтон Томас; Кингери, Хью Макмастер (1918). Элементарный латинский словарь. American Book Company. ISBN 978-0-19-910205-1.
  10. ^ Гершель, Джон Фредерик Уильям (1849). Очерки астрономии . Филадельфия: Ли и Бланшар. ISBN 978-0-665-18744-5.
  11. ^ Лонгэр, Малкольм С. (2006). Космический век: История астрофизики и космологии . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-47436-8.
  12. ^ Ливитт, Генриетта С. (1908). «1777 переменных в Магеллановых Облаках». Анналы Гарвардской обсерватории . 60 : 87–108. Bibcode :1907AnHar..60...87L.
  13. ^ Апарисио, Антонио; Эрреро, Артемио; Санчес, Франциско (1998). Звездная астрофизика для Местной группы . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-56327-7.
  14. ^ Fernie, JD (декабрь 1969). "The Period–Luminosity Relation: A Historical Review". Publications of the Astronomical Society of the Pacific . 81 (483): 707. Bibcode :1969PASP...81..707F. doi : 10.1086/128847 .
  15. ^ Гриббин, Джон Р. (1999). Рождение времени: как астрономы измерили возраст Вселенной . Издательство Йельского университета. ISBN 978-0-300-08346-0.
  16. ^ Хоффлейт, Доррит (1992). «Выбор ярких моментов: краткий биографический очерк Харлоу Шепли». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 21 (2): 151–156. Bibcode : 1992JAVSO..21..151H.
  17. ^ "Пресс-релиз: Магеллановы Облака могут просто проходить". Гарвардский университет. 9 января 2007 г.
  18. ^ "Малое Магелланово Облако". NASA/ IPAC . Архивировано из оригинала 2015-11-07 . Получено 2008-07-07 .
  19. ^ Mathewson DS; Ford VL (1984). «Структура и эволюция Магеллановых Облаков». Симпозиум МАС . 108 : 125.
  20. ^ Хейдари-Малайери М.; Мейнадье Ф.; Чармандарис В.; Дехарвенг Л.; и др. (2003). «Звездная среда SMC N81». Astron. Astrophys . 411 (3): 427–436. arXiv : astro-ph/0309126 . Bibcode : 2003A&A...411..427H. doi : 10.1051/0004-6361:20031360. S2CID  8240730.
  21. ^ Адриано Пиерес и др. (2017). «Звездная сверхплотность, связанная с Малым Магеллановым Облаком». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 468 (2): 1349–1360. arXiv : 1612.03938 . Bibcode : 2017MNRAS.468.1349P. doi : 10.1093/mnras/stx507 .
  22. ^ "Голова в облаках" . Получено 2023-08-24 .
  23. ^ Ко и др. 2005
  24. ^ Негеруэла, 1998 г., обзор.
  25. ^ Лэйкок и др. 2005 г.; Галаш и др. 2008 год
  26. ^ Хаберл и Сасаки 2000
  27. ^ Хаберл и др. 2008 г.; Хаберл и Питч, 2004 г.
  28. ^ Антониу и др. 2009; Эдж и др. 2004 и Лейкок и др. 2010
  29. ^ Chodil G; Mark H; Rodrigues R; Seward FD; и др. (октябрь 1967 г.). "Интенсивность и спектры рентгеновского излучения из нескольких космических источников". Astrophys. J . 150 (10): 57–65. Bibcode :1967ApJ...150...57C. doi : 10.1086/149312 .
  30. ^ Lewin WHG; Clark GW; Smith WB (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.
  31. ^ ab Price RE; Groves DJ; Rodrigues RM; Seward FD; et al. (август 1971 г.). "Рентгеновские лучи из Магеллановых облаков". Astrophys. J . 168 (8): L7–9. Bibcode :1971ApJ...168L...7P. doi : 10.1086/180773 .
  32. ^ Forman W; Jones C; Cominsky L; Julien P; et al. (1978). "Четвертый каталог рентгеновских источников Ухуру". Astrophys. J. Suppl. Ser . 38 : 357. Bibcode :1978ApJS...38..357F. doi : 10.1086/190561 .
  33. ^ Leong C; Kellogg E; Gursky H; Tananbaum H; et al. (декабрь 1971 г.). "Рентгеновское излучение Магеллановых облаков, наблюдаемое UHURU". Astrophys. J . 170 (12): L67–71. Bibcode :1971ApJ...170L..67L. doi :10.1086/180842.
  34. ^ Tananbaum HD (1973). "Результаты UHURU по галактическим источникам рентгеновского излучения". В Bradt H; Giacconi R (ред.). Рентгеновская и гамма-астрономия . Т. 55. Дордрехт, Голландия: Международный астрономический союз. стр. 9–28. Bibcode : 1973IAUS...55....9T. doi : 10.1007/978-94-010-2585-0_2. ISBN 978-90-277-0337-8.
  35. ^ ab McHardy IM; Lawrence A; Pye JP; Pounds KA (декабрь 1981 г.). "Каталог рентгеновских источников Ariel V /3 A/. II - Источники на высокой галактической широте /абсолютное значение B больше 10 градусов/". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 197 (4): 893–919. Bibcode : 1981MNRAS.197..893M. doi : 10.1093/mnras/197.4.893 .
  36. ^ Mathewson, DS; Ford, VL; Visvanathan, N. (1986). «Структура Малого Магелланова Облака». The Astrophysical Journal . 301 : 664. Bibcode : 1986ApJ...301..664M. doi : 10.1086/163932. ISSN  0004-637X.
  37. ^ Кроул, Хью Х. и др. (2001). «Глубина прямой видимости густонаселенных скоплений в Малом Магеллановом Облаке». The Astronomical Journal . 122 (1): 220–231. arXiv : astro-ph/0104227v1 . Bibcode : 2001AJ....122..220C. doi : 10.1086/321128. ISSN  0004-6256. S2CID  45263795.
  38. ^ Мюррей, Клэр Э.; Хассельквист, Стен; Пик, Джошуа Э.Г.; Кристина Виллеке Линдберг; Алмейда, Андрес; Чой, Юми; Крейг, Джессика Э.М.; Денес, Хельга; Дики, Джон М.; Ди Теодоро, Энрико М.; Федеррат, Кристоф; Джеррард, Изабелла А.; Гибсон, Стивен Дж.; Лихи, Денис; Ли, Мин-Янг; Линн, Каллум; Йик Ки Ма; Маршал, Антуан; МакКлюр-Гриффитс, Н.М.; Нидевер, Дэвид; Нгуен, Хиеп; Пингел, Николас М.; Тарантино, Элизабет; Усканга, Лусеро; ван Лун, Жакко Т. (2023). «Галактическое затмение: Малое Магелланово Облако формирует звезды в двух наложенных друг на друга системах». Астрофизический журнал . 962 (2): 120. arXiv : 2312.07750 . Bibcode : 2024ApJ...962..120M. doi : 10.3847/1538-4357/ad1591 .

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме Малое Магелланово Облако .