stringtranslate.com

Маленькое Магелланово Облако

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

SMC виден со всего южного полушария и полностью виден низко над южным горизонтом с широт южнее примерно 15° северной широты . Галактика расположена через созвездие Тукана и часть Гидра и выглядит как слабое туманное пятно , напоминающее оторвавшийся кусок 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 увидеть в ясные безлунные ночи и вдали от городских огней . ММО образует пару с Большим Магеллановым Облаком (БМО), лежащим в 20° восточнее, и, как и БМО, входит в Местную группу . В настоящее время это спутник Млечного Пути, но, вероятно, бывший спутник БМО.

История наблюдений

Панорамные Большие и Малые Магеллановы Облака , вид с наблюдательной площадки VLT ESO . Галактики находятся в левой части изображения.
Созвездие Тукана : SMC — зеленая фигура на юге (внизу) изображения.

В южном полушарии Магеллановы облака уже давно включены в предания коренных жителей, в том числе жителей островов Южного моря и коренных австралийцев . Персидский астроном Аль Суфи упоминает их в своей «Книге неподвижных звезд» , повторяя цитату эрудита 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 «Мыс Облаков», и это название сохранялось на протяжении нескольких столетий. Во время кругосветного плавания Фернана Магеллана в 1519–1522 годах Антонио Пигафетта описал их как тусклые скопления звезд. [7] В небесном атласе Иоганна Байера «Уранометрия» , опубликованном в 1603 году, он назвал меньшее облако Нубекула Малая. [8] На латыни Nubecula означает маленькое облако. [9]

Маленькое Магелланово Облако, фотография астронома-любителя . Несвязанные 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 за Малой Нубекулой, он описал ее как мутную светящуюся массу овальной формы с ярким центром. В пределах 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 наблюдения как Большого, так и Малого Магелланова Облака. [11] Генриетта Суон Ливитт , астроном из обсерватории Гарвардского колледжа , использовала пластинки из Арекипы для изучения изменений относительной светимости звезд в SMC. В 1908 году были опубликованы результаты ее исследования, которые показали, что тип переменной звезды , названный «переменной скопления», позже названный переменной цефеиды по имени звезды-прототипа Дельта Цефеи , показал определенную связь между периодом переменности и видимой звездой. яркость. Ливитт понял, что, поскольку все звезды в SMC находятся примерно на одинаковом расстоянии от Земли, этот результат подразумевает, что существует аналогичная связь между периодом и абсолютной яркостью. [12] Это важное соотношение периода и светимости позволило оценить расстояние до любой другой переменной цефеиды с точки зрения расстояния до SMC. [13] Она надеялась, что несколько переменных цефеид можно будет найти достаточно близко к Земле, чтобы можно было измерить их параллакс и, следовательно, расстояние от Земли. Вскоре это произошло, что позволило использовать переменные цефеид в качестве стандартных свечей , что способствовало множеству астрономических открытий. [14]

Используя это соотношение период-светимость, в 1913 году расстояние до SMC было впервые оценено Эйнаром Герцшпрунгом . Сначала он измерил тринадцать близлежащих переменных цефеид, чтобы определить 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 SMC. [15] Позже выяснилось, что это была грубая недооценка истинного расстояния, но это продемонстрировало потенциальную полезность этого метода. [16]

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

Функции

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

SMC содержит центральную полосовую структуру, и астрономы предполагают, что когда-то это была спиральная галактика с перемычкой , которая была разрушена 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 мостик является местом звездообразования. [20] Магеллановы Облака имеют общую оболочку из нейтрального водорода, что указывает на то, что они долгое время были гравитационно связаны.

В 2017 году с использованием данных Обзора темной энергии и MagLiteS была обнаружена сверхплотность звезд, связанная с Малым Магеллановым Облаком, которая, вероятно, является результатом взаимодействия между ММО и БМО. [21]

Малое Магелланово Облако, снимок космического телескопа Хаббл [22]

Источники рентгеновского излучения

Малое Магелланово Облако содержит большую и активную популяцию рентгеновских двойных систем . Недавнее звездообразование привело к появлению большого количества массивных звезд и рентгеновских двойных систем большой массы (HMXB), которые являются остатками недолговечного верхнего предела начальной функции массы . В Баре SMC сосредоточено молодое звездное население и большинство известных рентгеновских двойных систем. Пульсары HMXB — это вращающиеся нейтронные звезды в двойных системах со звездами-спутниками Be-типа ( спектральный класс 09-B2, классы светимости V–III) или сверхгигантами . Большинство HMXB относятся к типу Be, на долю которых приходится 70% в Млечном Пути и 98% в SMC. [23] Экваториальный диск Be-звезды представляет собой резервуар вещества, которое может аккрецироваться на нейтронную звезду во время прохождения периастра (большинство известных систем имеют большой орбитальный эксцентриситет) или во время крупномасштабных эпизодов выброса диска. Этот сценарий приводит к цепочкам рентгеновских вспышек с типичной рентгеновской светимостью L x  = 10 36 –10 37  эрг /с, расположенных на орбитальном периоде, плюс нечастым гигантским вспышкам большей длительности и светимости. [24]

Мониторинговые исследования SMC, выполненные с помощью Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) НАСА [25], выявили рентгеновские пульсары во вспышках со скоростью более 10 36  эрг/с, и к концу 2008 года их число насчитало 50. Миссии ROSAT и ASCA обнаружил множество слабых точечных источников рентгеновского излучения [26] , но типичные позиционные неопределенности часто затрудняли положительную идентификацию. Недавние исследования с использованием XMM-Newton [27] и Chandra [28] в настоящее время каталогизируют несколько сотен источников рентгеновского излучения в направлении SMC, из которых, возможно, половина считается вероятными HMXB, а остальные представляют собой смесь звезд переднего плана и фона. АГН.

Никаких рентгеновских лучей выше фона не наблюдалось от Магеллановых Облаков во время полета Найк-Томагавк 20 сентября 1966 года . [29] Наблюдения с воздушного шара из Милдюры, Австралия, 24 октября 1967 года, SMC установил верхний предел обнаружения рентгеновского излучения. [30] Рентгеновский астрономический прибор находился на борту ракеты «Тор» , запущенной с атолла Джонстон 24 сентября 1970 года в 12:54 по всемирному координированному времени на высоту более 300 км для поиска Малого Магелланова Облака. [31] СМК был обнаружен 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 явно протяженного источника. [31]

В четвертом каталоге Ухуру указан ранний источник рентгеновского излучения в созвездии Тукана : 4U 0115-73 (3U 0115-73, 2A 0116-737, SMC X-1). [32] Ухуру наблюдал SMC 1, 12, 13, 16 и 17 января 1971 года и обнаружил один источник, расположенный по адресу 01149-7342, который тогда был обозначен как SMC X-1. [33] Некоторые данные рентгеновского излучения были также получены 14, 15, 18 и 19 января 1971 года. [34] Третий каталог Ариэль 5 (3A) также содержит этот ранний источник рентгеновского излучения в Тукане: 3A 0116-736. (2А 0116-737, СМК Х-1). [35] SMC X-1, HMXRB, находится на координате J2000, прямое восхождение (RA) 01 час 15 м 14 с , склонение (декабрь) 73° 42′ 22″.

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

Мини-Магелланово Облако (ММС)

Астрофизики Д.С. Мэтьюсон, В.Л. Форд и Н. Вишванатан предположили, что SMC на самом деле может быть разделена на две части, при этом меньшая часть этой галактики находится позади основной части SMC (если смотреть с точки зрения Земли) и разделена. примерно на 30 000 св. Они предполагают, что причина этого связана с прошлым взаимодействием с БМО, которое разделило SMC, и что эти две части все еще расходятся. Этот меньший остаток они назвали Мини-Магеллановым Облаком. [36] [37]

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

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ abcdefghijkl «Внегалактическая база данных НАСА/IPAC». Результаты для Малого Магелланова Облака . Проверено 1 декабря 2006 г.
  2. ^ Грачик, Дариуш; Петржинский, Гжегож; Томпсон, Ян Б.; Гирен, Вольфганг; Згирский, Бартломей; Вилланова, Сандро; Горский, Марек; Вельгорский, 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 . Бибкод : 2020ApJ...904...13G. дои : 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. Спрингер. ISBN 978-3-319-97701-0.
  5. ^ аб Немирофф, Р.; Боннелл, Дж., ред. (17 июня 2006 г.). «Малое Облако Магеллана». Астрономическая картина дня . НАСА . Проверено 7 июля 2008 г.
  6. ^ Бекки, Кенджи; Станимирович, Снежана (1 мая 2009 г.). «Общая масса и свойства темного гало Малого Магелланова Облака». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . Издательство Оксфордского университета (ОУП). 395 (1): 342–350. arXiv : 0807.2102 . Бибкод : 2009MNRAS.395..342B. дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.14514.x. ISSN  0035-8711. S2CID  18268139.
  7. ^ Вестерлунд, Бенгт Э. (1997). Магеллановы Облака . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-48070-3.
  8. ^ О'Мира, Стивен Джеймс (2002). Объекты Колдуэлла . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-82796-6.
  9. ^ Льюис, Чарльтон Томас; Кингери, Хью Макмастер (1918). Элементарный латинский словарь. Американская книжная компания. ISBN 978-0-19-910205-1.
  10. ^ Гершель, Джон Фредерик Уильям (1849). Очерки астрономии . Филадельфия: Леа и Бланшар. ISBN 978-0-665-18744-5.
  11. ^ Лонгэйр, Малкольм С. (2006). Космический век: история астрофизики и космологии . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-47436-8.
  12. ^ Ливитт, Генриетта С. (1908). «1777 переменных в Магеллановых облаках». Анналы обсерватории Гарвардского колледжа . 60 : 87–108. Бибкод : 1908АнХар..60...87Л.
  13. ^ Апарисио, Антонио; Эрреро, Артемио; Санчес, Франциско (1998). Звездная астрофизика для Местной группы . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-56327-7.
  14. ^ Ферни, JD (декабрь 1969 г.). «Соотношение периода и светимости: исторический обзор». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 81 (483): 707. Бибкод : 1969PASP...81..707F. дои : 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 основных моментов: краткий биографический очерк Харлоу Шепли». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 21 (2): 151–156. Бибкод : 1992JAVSO..21..151H.
  17. ^ «Пресс-релиз: Магеллановы облака, возможно, просто проходят» . Гарвардский университет. 9 января 2007 г.
  18. ^ "Малое Магелланово Облако". НАСА/ IPAC . Архивировано из оригинала 07.11.2015 . Проверено 7 июля 2008 г.
  19. ^ Мэтьюсон Д.С.; Форд В.Л. (1984). «Структура и эволюция Магеллановых Облаков». Симпозиум МАС . 108 : 125.
  20. ^ Хейдари-Малайери М; Мейнадье Ф; Чармандарис V; Дехарвенг Л; и другие. (2003). «Звездное окружение SMC N81». Астрон. Астрофизика . 411 (3): 427–436. arXiv : astro-ph/0309126 . Бибкод : 2003A&A...411..427H. дои : 10.1051/0004-6361:20031360. S2CID  8240730.
  21. ^ Адриано Пьерес; и другие. (2017). «Звездная чрезмерная плотность, связанная с Малым Магеллановым Облаком». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 468 (2): 1349–1360. arXiv : 1612.03938 . Бибкод : 2017MNRAS.468.1349P. doi : 10.1093/mnras/stx507.
  22. ^ "Голова в облаках" . Проверено 24 августа 2023 г.
  23. ^ Коу и др. 2005 г.
  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 г.; Эдж и др. 2004, и Лэйкок и др. 2010 год
  29. ^ Чодил Г; Марк Х; Родригес Р; Сьюард Ф.Д.; и другие. (октябрь 1967 г.). «Интенсивность рентгеновских лучей и спектры от нескольких космических источников». Астрофиз. Дж . 150 (10): 57–65. Бибкод : 1967ApJ...150...57C. дои : 10.1086/149312 .
  30. ^ Левин WHG; Кларк Г.В.; Смит ВБ (1968). «Поиск рентгеновских лучей Большого и Малого Магеллановых Облаков». Природа . 220 (5164): 249–250. Бибкод : 1968Natur.220..249L. дои : 10.1038/220249b0. S2CID  4187949.
  31. ^ ab Цена RE; Гроувз диджей; Родригес Р.М.; Сьюард Ф.Д.; и другие. (август 1971 г.). «Рентгеновские лучи Магелланова облака». Астрофиз. Дж . 168 (8): Л7–9. Бибкод : 1971ApJ...168L...7P. дои : 10.1086/180773 .
  32. ^ Форман В; Джонс С; Коминский Л; Жюльен П; и другие. (1978). «Четвертый каталог рентгеновских источников Ухуру». Астрофиз. J. Приложение. Сер . 38 : 357. Бибкод : 1978ApJS...38..357F. дои : 10.1086/190561 .
  33. ^ Леонг С; Келлог Э; Гурски Х; Тананбаум Х; и другие. (декабрь 1971 г.). «Рентгеновское излучение Магеллановых облаков, наблюдаемое УХУРУ». Астрофиз. Дж . 170 (12): Л67–71. Бибкод : 1971ApJ...170L..67L. дои : 10.1086/180842.
  34. ^ Тананбаум HD (1973). «Результаты UHURU по галактическим источникам рентгеновского излучения». В Брэдте Х; Джаккони Р. (ред.). Рентгеновская и гамма-астрономия . Том. 55. Дордрехт, Голландия: Международный астрономический союз. стр. 9–28. Бибкод : 1973IAUS...55....9T. дои : 10.1007/978-94-010-2585-0_2. ISBN 978-90-277-0337-8.
  35. ^ AB Макхарди IM; Лоуренс А; Пай Дж. П.; Паундс К.А. (декабрь 1981 г.). «Каталог рентгеновских источников Ariel V /3 A/. II - Источники на высоких галактических широтах /абсолютное значение B более 10 град/». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 197 (4): 893–919. Бибкод : 1981MNRAS.197..893M. дои : 10.1093/mnras/197.4.893 .
  36. ^ Мэтьюсон, DS; Форд, В.Л.; Вишванатан, Н. (1986). «Строение Малого Магелланова Облака». Астрофизический журнал . 301 : 664. Бибкод : 1986ApJ...301..664M. дои : 10.1086/163932. ISSN  0004-637X.
  37. ^ Кроул, Хью Х.; и другие. (2001). «Глубина прямой видимости густонаселенных скоплений в Малом Магеллановом Облаке». Астрономический журнал . 122 (1): 220–231. arXiv : astro-ph/0104227v1 . Бибкод : 2001AJ....122..220C. дои : 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; Маршаль, Антуан; МакКлюр-Гриффитс, Нью-Мексико; Нидевер, Дэвид; Нгуен, Хип; Пингель, Николас М.; Тарантино, Элизабет; Усканга, Лусеро; ван Лун, Жакко Т. (2023). «Галактическое затмение: Маленькое Магелланово Облако формирует звезды в двух наложенных друг на друга системах». arXiv : 2312.07750 [astro-ph.GA].

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы по теме Малого Магелланова облака .