Малое Магелланово Облако - Small Magellanic Cloud

Малое Магелланово Облако
Малое Магелланово Облако (Digitized Sky Survey 2) .jpg
Малое Магелланово Облако
(Источник: Digitized Sky Survey 2)
Данные наблюдений ( эпоха J2000 )
Созвездие Тукана и Гидрус
Прямое восхождение 00 ч 52 м 44,8 с
Склонение −72 ° 49 ′ 43 ″
Красное смещение 0,000527
Расстояние 203,7 ± 1,5 клёй (62,44 ± 0,47 кпк )
Видимая звездная величина  (V) 2,7
Характеристики
Тип SB (s) m pec
Размер 7000 св. Лет (диаметр)
Видимый размер  (V) 5 ° 20 ′ × 3 ° 5 ′
Примечательные особенности Карлик-компаньон
Млечного Пути
Прочие обозначения
SMC, NGC 292, PGC 3085, Nubecula Minor
Положение Магеллановых облаков относительно Млечного Пути. Сокращения:
• GMW   -   Большое Магелланово Облако
• KMW -   Малое Магелланово Облако
• GSP -   Галактический Южный полюс
• MSI - Первое сжатие водорода в Магеллановом токе
• 3 -   30 дораду
• W - Крыло KMW
Зеленая стрелка указывает направление вращения Магеллановых Облаков вокруг центра Млечного Пути.

Малое Магелланово Облако ( SMC ), или Nubecula Minor , является карликовая галактика вблизи Млечного Пути . Классифицируемая как карликовая неправильная галактика , SMC имеет диаметр около 7000 световых лет , содержит несколько сотен миллионов звезд и имеет общую массу примерно 7 миллиардов солнечных масс . SMC содержит центральную решетчатую структуру, и астрономы предполагают, что когда-то это была спиральная галактика с перемычкой, которая была нарушена Млечным путем и стала несколько неправильной . На расстоянии около 200 000 световых лет SMC является одним из ближайших межгалактических соседей Млечного Пути и является одним из самых далеких объектов, видимых невооруженным глазом .

SMC виден со всего южного полушария , но его можно полностью увидеть низко над южным горизонтом с широт к югу от примерно 15 ° северной широты . Галактика расположена поперек обоих созвездий в Тукана и часть Hydrus , появляясь как слабое туманное пятно , напоминающее отдельностоящий кусок Млечного Пути . SMC имеет средний видимый диаметр около 4,2 ° (в 8 раз больше диаметра Луны) и, таким образом, занимает площадь около 14 квадратных градусов (в 70 раз больше площади Луны). Поскольку его поверхностная яркость очень мала, этот объект дальнего космоса лучше всего виден ясными безлунными ночами и вдали от городских огней . SMC образует пару с Большим Магеллановым Облаком (БМО), которое лежит на 20 ° к востоку, и, как БМО, является членом Местной группы и, весьма вероятно, является бывшим спутником Большого Магелланова Облака и нынешним спутником. Млечного Пути.

История наблюдений

Панорамные Большие и Малые Магеллановы Облака , как видно из ESO «s VLT места наблюдения. Галактики находятся в левой части изображения.

В южном полушарии Магеллановы облака давно вошли в историю коренных жителей, в том числе островитян южных морей и коренных австралийцев . Персидский астроном Аль Суфи назвал большее из двух облаков Аль Бакром, Белым Быком. Европейские моряки, возможно, впервые заметили облака в средние века, когда они использовались для навигации. Португальские и голландские моряки назвали их Мысом Облаков, и это название сохранилось на протяжении нескольких столетий. Во время кругосветного плавания Фердинанда Магеллана в 1519–1522 годах они были описаны Антонио Пигафетта как тусклые скопления звезд. В небесном атласе Уранометрия Иоганна Байера , опубликованном в 1603 году, он назвал меньшее облако Нубекула-Минор. На латыни Nubecula означает маленькое облачко.

Малое Магелланово Облако, снятое астрономом-любителем . Несвязанные звезды были удалены.

Между 1834 и 1838 годами Джон Фредерик Уильям Гершель наблюдал за южным небом с помощью своего 14-дюймового (36 см) рефлектора из Королевской обсерватории . Наблюдая за Малой Нубекулой, он описал ее как облачную световую массу овальной формы с ярким центром. В области этого облака он каталогизировал концентрацию 37 туманностей и скоплений.

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 фотографических съемок Большого и Малого Магелланова Облака. Генриетта Суон Ливитт , астроном из обсерватории Гарвардского колледжа , использовала пластины 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 цефеид в честь прототипа звезды Дельта Цефеи , показал определенную взаимосвязь между периодом изменчивости и видимой звездой. яркость. Ливитт понял, что, поскольку все звезды в SMC находятся примерно на одинаковом расстоянии от Земли, этот результат подразумевает аналогичное соотношение между периодом и абсолютной яркостью. Это важное соотношение периода и светимости позволило оценить расстояние до любой другой переменной цефеиды в терминах расстояния до SMC. Она надеялась, что несколько переменных цефеид можно найти достаточно близко к Земле, чтобы можно было измерить их параллакс и, следовательно, расстояние от Земли. Вскоре это произошло, что позволило использовать переменные цефеиды в качестве стандартных свечей , что облегчило многие астрономические открытия.

Используя это соотношение между периодом и светимостью, в 1913 году расстояние до SMC впервые оценил Эйнар Герцшпрунг . 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 SMC. Позже выяснилось, что это сильно занижает истинное расстояние, но демонстрирует потенциальную полезность этого метода.

Объявленные в 2006 году измерения с помощью космического телескопа Хаббла показывают, что Большое и Малое Магеллановы Облака движутся слишком быстро, чтобы вращаться вокруг Млечного Пути .

Функции

Вид на Малое Магелланово Облако с VISTA . 47 Тукана (NGC 104) виден справа от Малого Магелланова Облака.

Есть газовый мостик, соединяющий Малое Магелланово Облако с Большим Магеллановым Облаком (БМО), что свидетельствует о приливном взаимодействии между галактиками. Магеллановы облака имеют общую оболочку из нейтрального водорода, что указывает на то, что они были связаны гравитацией в течение длительного времени. Этот газовый мостик - место звездообразования.

В 2017 году с использованием данных Dark Energy Survey и MagLiteS была обнаружена звездная избыточная плотность, связанная с Малым Магеллановым облаком, которая, вероятно, является результатом взаимодействия между SMC и LMC.

Источники рентгеновского излучения

Малое Магелланово Облако содержит большую и активную популяцию рентгеновских двойных систем . Недавнее звездообразование привело к появлению большой популяции массивных звезд и массивных рентгеновских двойных систем (HMXB), которые являются реликтами недолговечного верхнего предела начальной функции масс . Молодое звездное население и большинство известных рентгеновских двойных систем сосредоточены в баре SMC. Пульсары HMXB - вращающиеся нейтронные звезды в двойных системах с Be-типом ( спектральный класс 09-B2, классы светимости V – III) или сверхгигантскими звездными спутниками. Большинство HMXB относятся к типу Be, на долю которых приходится 70% в Млечном Пути и 98% в SMC. Экваториальный диск Ве-звезды представляет собой резервуар вещества, который 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 цепочкам рентгеновских вспышек с типичной рентгеновской светимостью L x  = 10 36 –10 37  эрг / с, разнесенных на орбитальный период, плюс редкие гигантские вспышки большей продолжительности и яркости.

Мониторинговые обзоры SMC, выполненные с помощью прибора NASA Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE), позволили увидеть рентгеновские пульсары во вспышке со скоростью более 10 36 эрг / с и насчитали 50 к концу 2008 года. Миссии ROSAT и ASCA обнаружили много слабых. Точечные источники рентгеновского излучения, но типичные неопределенности положения часто затрудняли точную идентификацию. Недавние исследования с использованием XMM-Newton и Chandra каталогизировали несколько сотен источников рентгеновского излучения в направлении SMC, из которых, возможно, половина считается вероятными HMXB, а остальная часть представляет собой смесь звезд переднего плана и фонового AGN.

Во время полета « Найк-Томагавк» 20 сентября 1966 г. рентгеновские лучи выше фона от Магеллановых облаков не наблюдались . Наблюдение за воздушным шаром из Милдьюры, Австралия, 24 октября 1967 года SMC установило верхний предел обнаружения рентгеновских лучей. Рентгеновский астрономический прибор был доставлен на борт ракеты « Тор », запущенной с атолла Джонстон 24 сентября 1970 года в 12:54 UTC на высоту более 300 км для поиска Малого Магелланова Облака. СМК был зарегистрирован при рентгеновской светимости 5 · 10 38 эрг / с в диапазоне 1,5–12 кэВ и 2,5 · 10 39 эрг / с в диапазоне 5–50 кэВ для явно протяженного источника.

В четвертом каталоге Ухуру перечислен ранний источник рентгеновского излучения в созвездии Тукана : 4U 0115-73 (3U 0115-73, 2A 0116-737, SMC X-1). Ухуру наблюдал SMC 1, 12, 13, 16 и 17 января 1971 г. и обнаружил один источник, расположенный по адресу 01149-7342, который затем получил обозначение SMC X-1. Некоторые подсчеты рентгеновского излучения были также получены 14, 15, 18 и 19 января 1971 года. Третий каталог Ariel 5 (3A) также содержит этот ранний источник рентгеновского излучения в Тукане: 3A 0116-736 (2A 0116-737, SMC X-1). SMC X-1, HMXRB, находится на J2000 по прямому восхождению ( прямое восхождение ) 01 ч 15 м 14 с склонение ( склонение ) 73 ° 42 '22 ″.

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

Мини-Магелланово Облако (MMC)

Астрофизики Д.С. Мэтьюсон, В.Л. Форд и Н. Висванатан предположили, что SMC на самом деле может быть разделен на две части, при этом меньшая часть этой галактики находится позади основной части SMC (если смотреть с точки зрения Земли), и разделена на две части. примерно на 30 000 св. лет. Они предполагают, что причина этого связана с прошлым взаимодействием с LMC, расщепляющим SMC, и что две секции все еще расходятся. Они назвали этот меньший остаток Мини-Магеллановым Облако.

Смотрите также

использованная литература

внешние ссылки

Координаты : Карта неба 00 ч 52 м 44,8 с , −72 ° 49 ′ 43 ″.