Interested Article - Малое Магелланово Облако

cathleen
  • 2020-12-31
  • 1

Ма́лое Магелла́ново О́блако ( ММО , SMC , NGC 292 ) — галактика-спутник Млечного Пути , расположенная на расстоянии в 56 килопарсек от него. Диаметр галактики составляет 5,8 килопарсека, а масса — 3—5⋅10 9 M ⊙ , она содержит около 1,5 миллиарда звёзд. Абсолютная звёздная величина галактики в полосе V составляет −17,07 m . Малое Магелланово Облако — карликовая неправильная галактика .

В Малом Магеллановом Облаке известно около 600 звёздных скоплений , а всего, по оценкам, должно быть около 2000 таких объектов. Система звёздных скоплений в Малом Магеллановом Облаке отличается от таковой в Млечном Пути: в Малом 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 Малом Магеллановом Облаке равна 5⋅10 8 M ⊙ , а молекулярного — 7,5⋅10 7 M ⊙ , так что газ составляет значительную долю всей массы галактики. Масса пыли в галактике — 5⋅10 5 M ⊙ , причём состав и размер пылинок в межзвёздной среде галактики отличается от такового в Млечном Пути.

Свойства

Основные характеристики

Изображение Малого Магелланова Облака, построенное по данным Gaia

Малое Магелланово Облако — галактика, которая находится на расстоянии в 56 килопарсек от центра Млечного Пути и является одним из его спутников . Наблюдается в созвездии Тукана .

Угловой диаметр Малого Магелланова Облака, измеренный по изофоте 25 m на квадратную секунду дуги в фотометрической полосе B , составляет 5,5°, что соответствует линейному размеру в 5,8 килопарсек , но на небе заметна лишь область галактики меньшего размера (см. ниже ) . Масса, заключённая в пределах 3 килопарсек от его центра, составляет 3—5⋅10 9 M ⊙ . Эта галактика содержит около 1,5 миллиарда звёзд . Абсолютная звёздная величина галактики в полосе V составляет −17,07 m .

Видимая звёздная величина галактики в полосе V составляет 1,97 m , показатель цвета B−V ― 0,61 m . Величина межзвёздного поглощения в полосе V для галактики составляет 0,19 m , а межзвёздное покраснение в цвете B−V — 0,06 m . Плоскость диска галактики наклонена к картинной плоскости на 90° .

Кривая вращения Малого Магелланова Облака, измеренная по движению нейтрального водорода , достигает максимума в 55 км/с на расстоянии 2,8 килопарсека от центра. По всей видимости, на более далёких расстояниях от центра она остаётся плоской .

Структура и звёздное население

Малое Магелланово Облако является карликовой неправильной галактикой . В нём наблюдается структура, которую называют «баром», однако она не является баром в общем смысле слова, и только внешне похожа на него . Ещё одна компонента галактики — «крыло», которое представляет собой приливную структуру . «Бар» и «крыло» содержат молодое звёздное население. Также в Малом Магеллановом Облаке присутствует плоская «центральная система» с более старыми звёздами и другими объектами, и гало сферической формы с очень старым звёздным населением . Распределение яркости в диске Малого Магелланова Облака экспоненциальное , а характерный радиус диска составляет 1,3 килопарсека .

Средняя металличность Малого Магелланова Облака составляет −0,73 . Нынешний темп звездообразования в галактике — 0,046 M ⊙ в год . Старое звёздное население составляет около 6 % массы галактики .

В 2023 году группа ученых обнаружила, что Малое Магелланово Облако на самом деле является двумя галактиками, которые расположены одна позади другой .

Звёздные скопления

По теоретическим оценкам, в Малом Магеллановом Облаке всего должно быть около 2000 звёздных скоплений , из которых известно около 600 .

Система звёздных скоплений в Малом 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 Малом Магеллановом Облаке есть только одно скопление такого возраста — NGC 121 . Есть ещё несколько сравнительно старых скоплений, но не настолько, как шаровые скопления нашей Галактики: например, L 1, K 3 и NGC 416 с возрастами соответственно 10, 9 и 7 миллиардов лет. Другие богатые звёздами скопления имеют более голубой цвет и меньший возраст: 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 Малом Магеллановом Облаке в целом похожи на таковые в нашей Галактике .

В среднем, звёздные скопления в Малом 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 Малом Магеллановом Облаке средний возраст скоплений составляет 0,9 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 Малого Магелланова Облака состоит из газа с различной температурой и пыли. Масса нейтрального атомарного водорода в галактике равна 5⋅10 8 M ⊙ , а молекулярного — 7,5⋅10 7 M ⊙ , так что газ составляет значительную долю всей массы галактики . Масса пыли в галактике — 5⋅10 5 M ⊙ .

Известно, что межзвёздное поглощение в Малом Магеллановом Облаке усиливается в коротких волнах более резко, чем в Млечном Пути, а в функции зависимости величины поглощения от длины волны для Малого Магелланова Облака нет локального максимума на длине волны 2175 Å . Кроме того, межзвёздная среда галактики по-другому поляризует излучение. Таким образом, распределение пылинок по размерам и содержание углерода в межзвёздной среде Малого Магелланова Облака отличаются от таковых в Млечном Пути .

Области H II в Малом Магеллановом Облаке меньше по размеру и менее яркие, чем в Большом Магеллановом Облаке , что связано с более низким темпом звездообразования . По сравнению с Большим Магеллановым Облаком, в Малом водород распределён более равномерно — скорее всего, это вызвано более низкой металличностью, и, следовательно, меньшим количеством пыли — частицы пыли позволяют газу быстрее охлаждаться и скучиваться .

В Малом Магеллановом Облаке известно не менее 70 планетарных туманностей , их общее количество оценивается как приблизительно 280 .

Переменные звёзды

В Малом Магеллановом Облаке наблюдаются переменные звёзды различных типов. Например, цефеиды в среднем имеют меньшие периоды, чем в нашей Галактике. По всей видимости, это связано с более низкой металличностью Малого Магелланова Облака, благодаря которой цефеидами могут становиться звёзды меньших масс, чем в Млечном Пути. Кроме того, считается, что именно из-за пониженной металличности в Малом Магеллановом Облаке нет переменных типа Беты Цефея , механизм переменности которых связан с наличием тяжёлых элементов .

Средняя частота вспышек новых звёзд в галактике оценивается как не менее 0,12 в год. За весь XX век было обнаружено 7 вспышек, причём 6 из них — во второй половине. Новые звёзды в Малом Магеллановом Облаке, возможно, слабее сосредоточены к центру галактики, чем яркие звёзды и газовая составляющая галактики .

В галактике известно 12 остатков сверхновых и ещё 2 кандидата. Оценка частоты вспышек сверхновых — раз в 350 лет .

Рентгеновские источники

В Малом Магеллановом Облаке известно не менее 40 рентгеновских источников . Наиболее яркие из них — — яркая и хорошо изученная рентгеновская двойная , а также источники и , у которых наблюдается переменность рентгеновского излучения. Значительный вклад в поток рентгеновского излучения вносит диффузная составляющая — в диапазоне энергий 0,16—3,5 кэВ диффузное излучение составляет 60 % от общего потока. Диффузное рентгеновское излучение, скорее всего, создаётся плазмой с температурой порядка 10 6 K и приходит из области большего размера, чем сама галактика в оптическом диапазоне .

Взаимодействие с другими галактиками

Положение Малого Магелланова Облака (Small Magellanic Cloud) среди Млечного Пути и его спутников

Малое Магелланово Облако является спутником Млечного Пути . Кроме того, Малое Магелланово Облако связано и заметно взаимодействует с Большим 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

Высокая доля газа в массе Малого Магелланова Облака указывает на то, что эта галактика не успела сильно проэволюционировать . Звездообразование в Малом Магеллановом Облаке идёт менее активно, чем в Большом: на это указывают, например, малый размер областей H II , малое число звёзд Вольфа — Райе и более красный цвет галактики в целом .

Формирование шаровых скоплений в Малом Магеллановом Облаке началось позже, чем в Большом, либо менее резко. В Большом Магеллановом Облаке содержится 13 старых шаровых скоплений, а в Малом — только одно. Если бы в Малом Магеллановом Облаке удельное содержание шаровых скоплений было таким же, как в Большом, то, с учётом более низкой светимости, в нём можно было бы ожидать увидеть 3—4 таких объекта .

В будущем Малое Магелланово Облако будет поглощено нашей Галактикой .

История изучения

Большое и Малое Магеллановы Облака, вид из Паранальской обсерватории

Жителям Южного полушария Малое и Большое 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 244 отдельных объектов в Малом 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 .

Наблюдения

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

Магеллановы Облака не видны севернее 17° северной широты. Малое Магелланово Облако наблюдается в созвездии Тукана . Видимая звёздная величина Малого Магелланова Облака составляет +1,97 m , а видимые угловые размеры ― 2,6° на 1,6° , галактика заметна невооружённым глазом при достаточно тёмном небе .

При использовании телескопа с небольшим диаметром объектива, около 100 мм, различимы некоторые объекты галактики. Самый яркий из них — NGC 346 , звёздное скопление с туманностью, в котором можно различить некоторые отдельные звёзды. Поблизости находятся менее яркие, но также заметные скопления NGC 371 и . Также можно наблюдать рассеянное скопление NGC 330 и шаровое скопление NGC 121 . Шаровое скопление NGC 362 , которое находится на фоне галактики, но не относится к ней, также хорошо заметно. При использовании более крупных телескопов становится видно значительно больше объектов, а в некоторых становятся различимы отдельные детали. Например, при наблюдении в телескоп с диаметром объектива в 200 мм в NGC 346 становится видна форма туманности, похожая на спираль, а с помощью телескопа с апертурой 300 мм становится возможным различать отдельные звёзды в скоплении в центральной части NGC 346 .

Примечания

Комментарии

  1. Расстояние от этой галактики до Солнца составляет 59 килопарсек .
  2. Металличность соответствует доле элементов тяжелее гелия , равной солнечной .

Источники

  1. 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 ; — —
  2. Richter O.-G., Tammann G. A., Huchtmeier W. K. (англ.) // Astronomy and Astrophysics / — EDP Sciences , 1987. — Vol. 171. — P. 33–40. — ISSN ; ; ;
  3. , pp. 145—146.
  4. , pp. 143, 145—146.
  5. ↑ : [ 24 марта 2022 ] / Жаров В. Е. // 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 .
  6. ↑ Hodge P. W. (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 24 марта 2022. 2 мая 2015 года.
  7. . ned.ipac.caltech.edu . Дата обращения: 16 августа 2022. 16 августа 2022 года.
  8. ↑ . SIMBAD . Дата обращения: 6 мая 2022. 24 апреля 2022 года.
  9. Harris J., Zaritsky D. (англ.) // The Astronomical Journal. — 2006-05. — Vol. 131 , iss. 5 . — P. 2514–2524 . — ISSN . — doi : . 26 марта 2022 года.
  10. ↑ , p. 143.
  11. , pp. 142—143.
  12. Di Teodoro E. M., McClure-Griffiths N. M., Jameson K. E., Dénes H., Dickey J. M. // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2019-02-01. — Т. 483 . — С. 392–406 . — ISSN . — doi : . 27 мая 2022 года.
  13. : [ 2 мая 2022 ] / Засов А. В. // Канцелярия конфискации — Киргизы. — М. : Большая российская энциклопедия, 2009. — С. 174. — ( Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 13). — ISBN 978-5-85270-344-6 .
  14. . SIMBAD . Дата обращения: 6 мая 2022. 6 мая 2022 года.
  15. Zaritsky D., Harris J., Grebel E. K., Thompson I. B. // The Astrophysical Journal. — 2000-05-01. — Т. 534 . — С. L53–L56 . — ISSN . — doi : . 29 июня 2022 года.
  16. , pp. 32—34.
  17. , pp. 143, 146—148.
  18. Darling D. . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 29 марта 2022. 5 октября 2021 года.
  19. , pp. 143, 158.
  20. , p. 118.
  21. . prokosmos.ru. — новость. Дата обращения: 1 февраля 2024.
  22. (англ.) . arxiv.org. — документ. Дата обращения: 1 февраля 2024.
  23. , p. 46.
  24. Nayak P. K., Subramaniam A., Choudhury S., Sagar R. // Astronomy and Astrophysics. — 2018-09-01. — Т. 616 . — С. A187 . — ISSN . — doi : . 8 июля 2022 года.
  25. , pp. 148—149.
  26. , pp. 43—46.
  27. (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 29 марта 2022. 17 апреля 2022 года.
  28. , pp. 51—55.
  29. , pp. 143, 156.
  30. , pp. 143—178.
  31. , p. 158.
  32. , pp. 142, 155.
  33. , p. 132.
  34. , pp. 115—120, 149—152.
  35. , pp. 116—131.
  36. , pp. 150—151.
  37. , pp. 159—160.
  38. , pp. 179—190.
  39. , p. 145.
  40. . Swinburne University of Technology . Дата обращения: 16 апреля 2022. 17 марта 2022 года.
  41. Королев В. . N + 1 . Дата обращения: 24 марта 2022. 24 марта 2022 года.
  42. Ефремов Ю. Н. . Астронет . Дата обращения: 24 марта 2022. 29 июня 2020 года.
  43. , p. 21.
  44. , pp. 142—156.
  45. , p. 142.
  46. (англ.) . Space.com (13 декабря 2018). Дата обращения: 2 мая 2022. 2 мая 2022 года.
  47. ↑ , p. 1.
  48. Olsen K. (англ.) . Astronomy.com (20 ноября 2020). Дата обращения: 29 апреля 2022. 19 мая 2021 года.
  49. ↑ , p. 92.
  50. , pp. 1—2.
  51. Abbe C. (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1867-04-12. — Vol. 27 , iss. 7 . — P. 257–264 . — ISSN . — doi : .
  52. Leavitt H. S., Pickering E. C. // Harvard College Observatory Circular. — 1912-03-01. — Т. 173 . — С. 1–3 . 14 мая 2022 года.
  53. , p. 2.
  54. , pp. 3—5.
  55. (англ.) . EarthSky (8 декабря 2021). Дата обращения: 23 апреля 2022. 21 апреля 2022 года.
  56. ↑ (англ.) . Cosmic Pursuits (30 марта 2019). Дата обращения: 6 мая 2022. 16 мая 2021 года.
  57. . ozsky.org . Дата обращения: 6 мая 2022. 10 апреля 2021 года.

Литература

Ссылки

Источник —

cathleen
  • 2020-12-31
  • 1
  • Tags:

Same as Малое Магелланово Облако

The title for the last searches