Interested Article - Большое Магелланово Облако

Большо́е Магелла́ново О́блако ( БМО , англ. LMC ) — крупнейшая и самая массивная галактика-спутник Млечного Пути , которая расположена на расстоянии в 50 килопарсек от него. Диаметр галактики составляет 9,9 килопарсек, а масса — 0,6—2⋅10 ¹⁰ M _⊙ , она содержит около 5 миллиардов звёзд. Абсолютная звёздная величина галактики в полосе V составляет −18,5 ^m , а видимая — 0,4 ^m . Видимые на небе угловые размеры составляют 5,4° на 4,6°, хотя сама галактика простирается на бо́льшую область.

Большое Магелланово Облако часто относят к неправильным галактикам , хотя в нём присутствует некоторая упорядоченность структуры, поэтому вернее его классифицировать как магелланову спиральную галактику . Наиболее заметная часть Большого Магелланова Облака — бар , также присутствуют диск и гало , а спиральная структура хотя и наблюдается, но выражена слабо.

В Большом Магеллановом Облаке известно около 3000 звёздных скоплений , а всего должно быть около 4600 таких объектов. Система звёздных скоплений в Большом Магеллановом Облаке отличается от таковой в Млечном Пути: в Большом Магеллановом Облаке есть объекты, похожие на шаровые скопления нашей Галактики, но гораздо более молодые. Рассеянные же скопления в целом похожи на те, что встречаются в Млечном Пути.

Масса нейтрального атомарного водорода в галактике составляет 7⋅10 ⁸ M _⊙ , а молекулярного — 10 ⁸ M _⊙ . Газ в Большом Магеллановом Облаке менее сосредоточен в центре, чем звёзды, и наблюдается на более далёких расстояниях от центра. В галактике присутствует самая яркая область H II во всей Местной группе : 30 Золотой Рыбы , также известная как туманность Тарантул . В 1987 году в галактике вспыхнула единственная в ней за историю наблюдений сверхновая SN 1987A — она является ближайшей к нам со времён вспышки сверхновой 1604 года .

Большое Магелланово Облако заметно взаимодействует с нашей Галактикой, спутником которой является, а также с Малым Магеллановым Облаком — совокупность Магеллановых Облаков и окружающих их структур, таких, как Магелланов Поток, называется Магеллановой системой . Взаимодействие между этими галактиками, а также приливное воздействие Млечного Пути заметно повлияли на структуру галактики и историю звездообразования в ней.

Большое и Малое Магеллановы Облака в Южном полушарии известны с древности, в Северном — как минимум, с X века . Своё современное название Магеллановы облака получили в честь Фернана Магеллана , совершившего первое кругосветное плавание в 1519—1522 годах: один из членов команды Магеллана, Антонио Пигафетта , дал описание этим объектам. Большое Магелланово Облако видимо невооружённым глазом , но его можно наблюдать только южнее 20° северной широты.

Свойства

Основные характеристики

Изображение Большого Магелланова Облака, построенное по данным Gaia

Большое Магелланово Облако — магелланова спиральная галактика , которая находится на расстоянии в 50 килопарсек от центра Млечного Пути и является одним из его спутников . Наблюдается в созвездии Золотой Рыбы . Большое Магелланово Облако — одна из самых близких галактик к нашей и является самой близкой из легко обнаруживаемых: хотя, например, карликовая галактика в Стрельце находится в 24 килопарсеках от нашей Галактики, она практически не выделяется на фоне звёзд Млечного Пути .

Угловой диаметр Большого Магелланова Облака, измеренный по изофоте 25 ^m на квадратную секунду дуги в фотометрической полосе B , составляет 11,5°, что соответствует линейному размеру в 9,9 килопарсек , но на небе заметна лишь область галактики меньшего размера (см. ниже ) . Масса галактики составляет 0,6—2⋅10 ¹⁰ M _⊙ , она содержит около 5 миллиардов звёзд, что приблизительно в 20 раз меньше, чем в нашей Галактике . Абсолютная звёздная величина галактики в полосе V составляет −18,5 ^m . Таким образом, Большое Магелланово Облако — четвёртая по светимости и размеру галактика Местной группы после галактики Андромеды , Млечного Пути и галактики Треугольника , а также это крупнейший и самый массивный спутник Млечного Пути .

Видимая звёздная величина галактики в полосе V составляет 0,4 ^m , показатель цвета B−V ― 0,52 ^m . Величина межзвёздного поглощения в полосе V для галактики составляет 0,4 ^m , а межзвёздное покраснение в цвете B−V — 0,13 ^m . Плоскость диска галактики наклонена к картинной плоскости на 27―45°, позиционный угол большой полуоси видимого диска галактики составляет 170° . Восточная часть диска Большого Магелланова Облака — ближайшая к Галактике .

Кривая вращения Большого Магелланова Облака достигает максимального значения 71 км/с на расстоянии около 4 килопарсек от центра . Внутренние области совершают один оборот за 250 миллионов лет . Центр вращения галактики не совпадает с её оптическим центром .

Структура и звёздное население

Большое Магелланово Облако часто относят к неправильным галактикам , хотя в нём присутствует некоторая упорядоченность структуры, поэтому вернее его классифицировать как магелланову спиральную галактику .

Наиболее заметная часть Большого Магелланова Облака — перемычка (бар) , положение которой не совпадает с центром диска галактики. Бар содержит относительно молодое звёздное население. Плоская составляющая галактики представлена двумя компонентами: «центральной системой», также содержащей молодое звёздное население, и более протяжённым диском с более старым звёздным населением. Также в Большом Магеллановом Облаке присутствует гало с очень старым звёздным населением: возможно, гало имеет форму, близкую к форме диска, с характерной высотой около 3 килопарсек . Кроме старых звёзд в гало 2 % массы составляют относительно молодые и богатые металлами звёзды .

В Большом Магеллановом Облаке наблюдаются фрагменты спиральной структуры, однако она довольно неупорядоченная и слабо выделяется на фоне окружающих частей галактики . Распределение яркости в диске Большого Магелланова Облака экспоненциальное , а характерный радиус диска составляет 1,5 килопарсека .

Средняя металличность Большого Магелланова Облака составляет −0,30 . Нынешний темп звездообразования в галактике — 0,26 M _⊙ в год. В Большом Магеллановом Облаке объекты населения II составляют около 1 % полной массы — 1,6⋅10 ⁸ M _⊙ , а абсолютная звёздная величина их совокупности равна −15,2 ^m . При этом характерный радиус для распределения объектов населения II больше, чем для всего вещества ― 2,6 килопарсека. Это свидетельствует о том, что зона в галактике, где происходит звездообразование, уменьшалась со временем .

Звёздные скопления

Диаграмма цвет — звёздная величина для скоплений Большого Магелланова Облака. Можно заметить чёткое разделение по цветам между самыми яркими скоплениями

По теоретическим оценкам, в Большом Магеллановом Облаке всего должно быть около 4600 звёздных скоплений , из них известно около 3000 .

Система звёздных скоплений в Большом Магеллановом Облаке отличается от таковой в Млечном Пути. Шаровые скопления, содержащие много звёзд, в нашей Галактике — старые объекты с возрастами более 12 миллиардов лет, в то время как в Большом Магеллановом Облаке есть две группы богатых звёздами скоплений. Одни скопления сходны с шаровыми звёздными скоплениями нашей Галактики: они имеют красный цвет , низкую металличность , в некоторых из них наблюдаются переменные типа RR Лиры — таких объектов в галактике насчитывается 13 . Другие скопления имеют более голубой цвет и возрасты менее 1 миллиарда лет: в этом они похожи на рассеянные скопления , но содержат гораздо больше звёзд, имеют большие размеры и формы, близкие к сферическим. Такие объекты называют молодыми населёнными скоплениями ( англ. young populous clusters ), подобные объекты в Млечном Пути неизвестны . Рассеянные скопления в Большом Магеллановом Облаке в целом похожи на таковые в нашей Галактике .

В Большом Магеллановом Облаке есть шаровые скопления с возрастом более 11,5 миллиардов лет, а также большое количество скоплений моложе 3 миллиардов лет, и практически полностью отсутствуют скопления промежуточного возраста. Старые и молодые скопления разделены и по металличности : у старых эта величина не превышает −1,5, а у молодых она выше −1,0 .

Самые молодые звёздные скопления с возрастами менее 4 миллионов лет распределены в диске Большого Магелланова Облака. Более старые скопления, возрастом до 200 миллионов лет, также распределены в диске и показывают некоторую концентрацию к бару. Скопления с возрастами от 200 миллионов лет до 1 миллиарда также чаще встречаются вблизи бара, а ещё более старые скопления распределены в более широкой области, чем все остальные, и не более сконцентрированы у бара, чем в остальных областях.

В среднем, звёздные скопления в Большом Магеллановом Облаке старше, чем в Млечном Пути. Это связано с тем, что в условиях в этой галактике скопления реже взаимодействуют с молекулярными облаками, и, следовательно, разрушаются за более длительный срок. В Большом Магеллановом Облаке средний возраст скоплений составляет 1,1 миллиарда лет, в то время как в Млечном Пути — только 0,2 миллиарда лет .

Межзвёздная среда

Зависимость величины межзвёздного поглощения от обратной длины волны для Млечного Пути (MW), Большого (LMC) и Малого (SMC) Магеллановых Облаков

Межзвёздная среда Большого Магелланова Облака состоит из газа с различной температурой и пыли . Масса нейтрального атомарного водорода в галактике составляет 7⋅10 ⁸ M _⊙ , а молекулярного — 10 ⁸ M _⊙ . Содержание пыли относительно газа в Большом Магеллановом Облаке ниже, чем в нашей Галактике, на порядок .

Газ в Большом Магеллановом Облаке менее сосредоточен в центре, чем звёзды, и наблюдается на более далёких расстояниях от центра. Бо́льшая доля нейтрального водорода располагается во вращающемся диске галактики диаметром 7,3 килопарсека, а часть — перед ним. Также у галактики есть корона , состоящая из горячего газа, подобная той, что наблюдается у Млечного Пути .

За диском Большого Магелланова Облака наблюдается некоторое количество квазаров , которые возможно использовать для изучения межзвёздного поглощения в его диске. Известно, что межзвёздное поглощение в Большом Магеллановом Облаке усиливается в коротких волнах более резко, чем в Млечном Пути. Возможно, это вызвано отличиями в химическом составе .

В Большом Магеллановом Облаке известно как минимум 265 планетарных туманностей , их общее количество оценивается как приблизительно 1000 .

30 Золотой Рыбы

Туманность Тарантул , фотография телескопа Хаббл в трёх узкополосных фильтрах в оптическом диапазоне

30 Золотой Рыбы , также известная как туманность Тарантул — самая яркая область H II в Большом Магеллановом Облаке и во всей Местной группе . Её диаметр составляет около 200 парсек , во всей галактике звездообразование в 30 Золотой Рыбы идёт наиболее активно. Вблизи центра 30 Золотой Рыбы располагается молодое и очень массивное звёздное скопление R136 , в котором больше звёзд класса O , чем во всей оставшейся галактике, а концентрация звёзд в нём в 200 раз превышает таковую в типичных OB-ассоциациях . В этом скоплении есть звёзды очень больших масс, в том числе самая массивная из всех известных — R136a1 , масса которой составляет 265 M _⊙ .

Переменные звёзды

Большинство типов переменных звёзд , известных в Млечном Пути, встречаются и в Большом Магеллановом Облаке. Среди ярчайших звёзд галактики переменность проявляют практически все .

Например, в Большом Магеллановом Облаке известно не менее 1470 цефеид , причём в среднем они более короткопериодичны, чем цефеиды Млечного Пути. По всей видимости, это связано с более низкой металличностью Большого Магелланова Облака, благодаря которой цефеидами могут становиться звёзды меньших масс, чем в нашей Галактике. Переменных типа RR Лиры , по оценкам, в Большом Магеллановом Облаке не менее 10 тысяч, причём их светимости, возможно, систематически отличаются от светимостей таких звёзд в Млечном Пути .

Новые и сверхновые

Остаток сверхновой SN 1987A , фотография телескопа «Хаббл»

Частота вспышек новых звёзд в Большом Магеллановом Облаке — не менее 0,7 в год, а сверхновые вспыхивают в среднем раз в 100 лет. За историю наблюдений была зарегистрирована лишь одна сверхновая — SN 1987A в 1987 году — она является ближайшей к нам со времён вспышки сверхновой 1604 года . За последние 800 лет в галактике вспыхнули как минимум две сверхновые: кроме SN 1987A известен остаток сверхновой . Другие известные остатки сверхновых вспыхнули более давно .

Рентгеновские и гамма- источники

Горячий газ в Большом Магеллановом Облаке создаёт мягкое рентгеновское излучение . Кроме газа, известно не менее 105 отдельных источников в галактике, из которых 28 определены как остатки сверхновых , 6 ― как рентгеновские двойные , а 20 связаны с OB-ассоциациями .

В 1979 году в галактике наблюдался яркий гамма-всплеск , связанный с остатком сверхновой SNR N49 , после которого наблюдался 8-секундный спад. В течение следующих четырёх лет неоднократно наблюдались более слабые и короткие всплески, связанные с тем же источником .

В целом, плотность космического излучения в Большом Магеллановом Облаке сравнима с таковой в нашей Галактике .

Взаимодействие с другими галактиками

Положение Большого Магелланова Облака (Large Magellanic Cloud) среди Млечного Пути и его спутников

Большое Магелланово Облако является спутником Млечного Пути . На данный момент эта галактика движется относительно центра нашей Галактики со скоростью 293 км/с: радиальная компонента скорости составляет 84 км/с, тангенциальная — 281 км/с. Большое Магелланово Облако движется по орбите с перицентрическим расстоянием в 45 килопарсек и апоцентрическим в 2,5 раза больше, с периодом около 1,5 миллиардов лет .

Кроме того, Большое Магелланово Облако гравитационно связано и заметно взаимодействует с Малым Магеллановым Облаком . Расстояние между галактиками составляет 21 килопарсек , они обращаются друг относительно друга с периодом в 900 миллионов лет . Галактики имеют общую оболочку из нейтрального водорода , а между ними наблюдается «мост» из звёзд и газа — Магелланов Мост . От Магеллановых Облаков к нашей Галактике тянется Магелланов Поток — вытянутая структура из нейтрального водорода . Совокупность этих галактик и их общих структур называется Магеллановой системой .

Эволюция

Большое Магелланово Облако в инфракрасном диапазоне , изображение получено с помощью телескопа «Спитцер»

По распределению звёздных скоплений по возрастам можно отследить историю звездообразования в галактике. Скопления промежуточного возраста, от 3 до 11,5 миллиардов лет, в галактике практически отсутствуют (см. выше ), известен только один такой объект: . Его возраст составляет 8—9 миллиардов лет. Одна из гипотез предполагает, что это скопление сформировалось в Малом Магеллановом Облаке , где темп звездообразования был более равномерным по времени. За последние 4 миллиарда лет темп звездообразования в галактике значительно увеличился. Хотя история формирования звёздных скоплений не вполне отражает историю формирования всех звёзд в скоплении, другие методы, например, измерение количества углеродных звёзд относительно звёзд класса M , подтверждают эти выводы .

На современные параметры Большого Магелланова Облака значительно повлияла история его взаимодействия с нашей Галактикой и с Малым Магеллановым Облаком. Изначально Большое Магелланово Облако представляло собой тонкий диск без бара, но за последние 9 миллиардов лет из-за приливных взаимодействий с этими двумя галактиками в Большом Магеллановом Облаке возник бар и гало, а толщина диска увеличилась. Кроме того, из-за взаимодействия с нашей Галактикой образовался Магелланов Поток — в него вошло около 15 % звёзд и 20 % газа, изначально находившихся в Большом Магеллановом Облаке , хотя возможно также, что Магелланов Поток возник из вещества Малого Магелланова Облака

Вспышка звездообразования, которая привела к формированию массивных звёздных скоплений в последние 3 миллиарда лет, вызвана взаимодействием с Малым Магеллановым Облаком. Другое, менее вероятное объяснение возобновившегося звездообразования состоит в том, что Большое Магелланово Облако изначально было спутником Галактики Андромеды , после чего было захвачено нашей Галактикой и 3 миллиарда лет назад впервые тесно сблизилось с ней. Кроме того, каждый раз, когда Большое Магелланово Облако проходило перицентр в своём движении вокруг Млечного Пути, темп звездообразования в нём временно повышался . Согласно расчётам, в будущем — наиболее вероятный промежуток времени составляет 2,4 миллиарда лет — произойдёт столкновение и слияние Большого Магелланова Облака с нашей Галактикой. Это случится до столкновения Млечного Пути и галактики Андромеды и приведёт к тому, что некоторые параметры Млечного Пути станут более типичными для галактик со сравнимой массой — например, средняя металличность гало возрастёт, как и масса сверхмассивной чёрной дыры в центре Галактики .

История изучения

Большое и Малое Магеллановы Облака , вид из Паранальской обсерватории

Жителям Южного полушария Большое и Малое Магеллановы Облака были известны с древности. Они находили отражение в культурах разных народов: например, некоторые южноамериканские племена представляли их как перья птиц нанду , а австралийские аборигены — как двух великанов , которые иногда спускаются с небес и душат спящих людей .

В Северном полушарии как минимум к X веку н. э. о Магеллановых Облаках было известно Ас-Суфи . Для мореплавателей Магеллановы облака представляли интерес тем, что находятся около Южного полюса мира , вблизи которого нет ярких звёзд .

Своё современное название Магеллановы облака получили в честь Фернана Магеллана , совершившего первое кругосветное плавание в 1519—1522 годах. Один из членов команды Магеллана, Антонио Пигафетта , дал описание этим объектам. Кроме того, Пигафетта верно предполагал, что Магеллановы облака состоят из отдельных звёзд .

В 1847 году Джон Гершель опубликовал каталог 919 отдельных объектов в Большом Магеллановом Облаке с координатами и короткими описаниями. В 1867 году Кливленд Эббе впервые сделал предположение, что Магеллановы Облака — отдельные от Млечного Пути галактики .

С 1904 года сотрудники Гарвардской обсерватории начали открывать цефеиды в Магеллановых Облаках. В 1912 году Генриетта Ливитт , которая также работала в Гарвардской обсерватории, обнаружила для Магеллановых Облаков зависимость между периодом и светимостью для цефеид . Это соотношение в дальнейшем стало играть важную роль в измерении расстояний между галактиками. С 1914 года астрономы Ликской обсерватории начали систематически измерять лучевые скорости эмиссионных туманностей в Магеллановых Облаках. Выяснилось, что все эти объекты имеют большие положительные лучевые скорости — это стало свидетельством в пользу того, что Магеллановы Облака отделены от Млечного Пути. Эти три открытия, а также обнаружение с помощью радиотелескопов нейтрального водорода в Магеллановых Облаках и вокруг них Харлоу Шепли в 1956 году назвал важнейшими достижениями, связанными с Магеллановыми Облаками. Кроме того, Шепли отметил ещё несколько открытий: например, обнаружение различных звёздных населений в Магеллановых Облаках .

Позднее в XX веке также было сделано большое количество открытий: например, был обнаружен Магелланов Поток, открыты рентгеновские источники в Магеллановых Облаках, с помощью космического телескопа IRAS была изучена пылевая составляющая Облаков. Кроме того, в 1987 году в Большом Магеллановом Облаке вспыхнула сверхновая SN 1987A , что также предоставило некоторую информацию об этой галактике . В XXI веке большое количество информации о Большом Магеллановом Облаке предоставили космические телескопы , такие, как Gaia , Спитцер и Хаббл .

Наблюдения

Расположение Большого Магелланова Облака (обведено зелёным контуром в нижней части изображения) на карте звёздного неба

Отдельные объекты Большого Магелланова Облака

В средних широтах Северного полушария Большое Магелланово Облако не видно, хотя бы его часть можно наблюдать южнее 20° северной широты. Галактика по большей части находится в созвездии Золотой Рыбы , но малая её часть располагается в созвездии Столовой Горы .

Видимая звёздная величина Большого Магелланова Облака составляет +0,4 ^m , а видимые угловые размеры ― 5,4° на 4,6° . Большое Магелланово Облако можно наблюдать невооружённым глазом даже при некотором световом загрязнении , выглядит оно как туманное пятно овальной формы. Самая яркая часть Большого Магелланова Облака ― бар, его длина составляет 5°, что в 10 раз больше диаметра полной Луны , а ширина — 1°. При использовании бинокля или небольшого телескопа становятся заметны более тусклые периферийные области галактики .

В Большом Магеллановом Облаке находится как минимум 114 объектов Нового общего каталога . Среди них — туманность Тарантул , которая выделяется на фоне других деталей галактики: некоторые детали её структуры различимы при наблюдении даже в телескоп с апертурой 100 мм. В телескоп с диаметром объектива 150 мм можно видеть множество отдельных туманностей и звёздных скоплений галактики. При использовании телескопа с апертурой 200 мм хорошо видны такие объекты, как NGC 1714 — эмиссионная туманность небольших размеров, вблизи которой располагается более тусклая туманность NGC 1715 . В рассеянном скоплении NGC 1755 разрешимы самые яркие звёзды на фоне туманного свечения, создаваемого более тусклыми звёздами. Можно увидеть эмиссионную туманность NGC 1763 , в пределах 9 минут дуги от которой располагаются ещё три более тусклых туманности — NGC 1760 , NGC 1769 и NGC 1773 , а также ещё одну подобную группу, даже более тесную, которая состоит из туманностей NGC 1962 , NGC 1965 , NGC 1966 и NGC 1970 . Кроме того, видны шаровые скопления NGC 1835 и NGC 2019 и сверхскопление NGC 1850 , в котором можно различить около 50 отдельных звёзд. Наконец, можно заметить рассеянные скопления NGC 2100 , где возможно различить некоторые детали структуры и отдельные звёзды, и NGC 2214 .

Примечания

Расстояние от этой галактики до Солнца также составляет 50 килопарсек .
Металличность ${\ce {[Fe/H]}}$ соответствует доле элементов тяжелее гелия , равной ${\ce {Z = 10^{[Fe/H]}}}$ солнечной .

Источники

Tully R. B. , Courtois H. M., Sorce J. G. (англ.) // The Astronomical Journal / , — New York City: IOP Publishing , AAS , University of Chicago Press , AIP , 2016. — Vol. 152, Iss. 2. — P. 50. — ISSN ; — —
↑ Wilcots E. M. (англ.) // Proceedings of the International Astronomical Union. — N. Y. : Cambridge University Press , 2009. — 1 March ( vol. 256 ). — P. 461–472 . — ISSN . — doi : . 24 марта 2022 года.
, pp. 145—146.
Pietrzyński G., Graczyk D., Gallenne A., Gieren W., Thompson I. B. (англ.) // Nature . — 2019. — Vol. 567 . — P. 200–203 . — ISSN . — doi : . 24 марта 2022 года.
, p. 93, 145—146.
↑ : [ 24 марта 2022 ] / В. Е. Жаров // Ломоносов — Манизер. — М. : Большая российская энциклопедия, 2011. — С. 334. — ( Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 18). — ISBN 978-5-85270-351-4 .
↑ Hodge P. W. (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 24 марта 2022. 2 мая 2015 года.
↑ van der Marel R. P. (англ.) // The Local Group as an Astrophysical Laboratory Proceedings of the Space Telescope Science Institute Symposium, held in Baltimore, Maryland May 5–8, 2003. — N. Y. : Cambridge University Press , 2006. — Vol. 17 . — P. 47–71 . — ISBN 9780511734908 . — doi : . — arXiv : .
. ned.ipac.caltech.edu . Дата обращения: 16 августа 2022. 16 августа 2022 года.
↑ . SIMBAD . Дата обращения: 24 апреля 2022. 24 апреля 2022 года.
, pp. 93, 280.
↑ (англ.) . Astronomy.com . Дата обращения: 23 апреля 2022. 23 апреля 2022 года.
. Астронет . Дата обращения: 26 марта 2022. 24 октября 2020 года.
Mucciarelli A., Massari D., Minelli A., Romano D., Bellazzini M. (англ.) // Nature Astronomy. — L. : Nature Portfolio . An imprint of Springer Nature , 2021. — Vol. 5 , iss. 12 . — P. 1247–1254 . — ISSN . — doi : . 26 марта 2022 года.
↑ , p. 93.
, p. 29.
Indu G., Subramaniam A. (англ.) // Astronomy & Astrophysics . — Les Ulis: EDP Sciences , 2015-01-01. — Vol. 573 . — P. A136 . — ISSN . — doi : . 30 октября 2020 года.
(англ.) . HubbleSite.org . Дата обращения: 14 апреля 2022.
↑ Ефремов Ю. Н. . Астронет . Дата обращения: 24 марта 2022. 29 июня 2020 года.
↑ , pp. 30—32.
Mazzi A., Girardi L., Zaggia S., Pastorelli G., Rubele S. (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2021. — 1 November ( vol. 508 ). — P. 245–266 . — ISSN . — doi : . 16 апреля 2022 года.
↑ Bekki K., Chiba M. (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxf. : Blackwell Publishing , 2005. — January ( vol. 356 , iss. 2 ). — P. 680–702 . — ISSN . — doi : . 21 марта 2022 года.
Darling D. . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 29 марта 2022. 5 октября 2021 года.
, p. 93, 120, 135.
, pp. 47—48.
Nayak P. K., Subramaniam A., Choudhury S., Indu G., Sagar R. (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2016. — 1 December ( vol. 463 ). — P. 1446–1461 . — ISSN . — doi : .
, p. 142.
, pp. 43—46.
(англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 29 марта 2022. 17 апреля 2022 года.
, pp. 102—103, 124—125.
, pp. 51—55.
, pp. 143—178.
, p. 134.
↑ , pp. 134—136.
, pp. 133—134.
, p. 132.
, pp. 202—220.
, pp. 112—115.
Crowther P. A., Schnurr O., Hirschi R., Yusof N., Parker R. J. M _⊙ stellar mass limit (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2010. — Vol. 408 . — P. 731–751 . — ISSN . — doi : . 20 марта 2022 года.
, p. 115.
, pp. 115—120.
, pp. 120—122, 129—133.
↑ , pp. 136—137.
van der Marel R. P., Alves D. R., Hardy E., Suntzeff N. B. (англ.) // The Astronomical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 2002. — Vol. 124 , iss. 5 . — P. 2639–2663 . — ISSN . — doi : . 14 апреля 2022 года.
, p. 145.
(англ.) . Astronomy . Melbourne: Swinburne University of Technology . Дата обращения: 16 апреля 2022. 17 марта 2022 года.
Королев В. . N + 1 . Дата обращения: 24 марта 2022. 24 марта 2022 года.
, p. 21.
, pp. 124—126.
. Swinburne University of Technology . Дата обращения: 13 августа 2022. 9 января 2017 года.
Cautun M., Deason A. J., Frenk C. S., McAlpine S. (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2019. — Vol. 483 , iss. 2 . — P. 2185–2196 . — ISSN . — doi : . 8 января 2019 года.
↑ , p. 1.
Olsen K. (англ.) . Astronomy.com (20 ноября 2020). Дата обращения: 18 апреля 2022. 19 мая 2021 года.
↑ , p. 92.
, pp. 1—2.
Abbe C. (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — L. : Royal Astronomical Society , 1867. — 12 April ( vol. 27 , iss. 7 ). — P. 257–264 . — ISSN . — doi : .
Leavitt H. S., Pickering E. C. (англ.) // Harvard College Observatory Circular. — Cambridge, MA: Harvard University , 1912. — 1 March ( vol. 173 ). — P. 1–3 . 14 мая 2022 года.
, p. 2.
, pp. 3—5.
Vasiliev E. (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2018. — 1 November ( vol. 481 ). — P. L100–L104 . — ISSN . — doi : . 27 января 2022 года.
Meixner M., Gordon K. D., Indebetouw R., Hora J. L., Whitney B. (англ.) // The Astronomical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 2006. — Vol. 132 . — P. 2268–2288 . — ISSN . — doi : . 12 февраля 2022 года.
(англ.) . ESA . Дата обращения: 23 апреля 2022. 1 ноября 2020 года.
(англ.) . EarthSky (8 декабря 2021). Дата обращения: 23 апреля 2022. 21 апреля 2022 года.

Литература

Van den Bergh S. . — Cambr. ; N. Y. : Cambridge University Press , 2000. — 348 p. — ISBN 978-1-139-42965-8 .
Westerlund B. E. . — Cambr. : Cambridge University Press, 1997. — 279 p. — (Cambridge Astrophysics). — ISBN 978-0-521-48070-3 . — doi : .