Большое Магелланово Облако - Large Magellanic Cloud

Большое Магелланово Облако
Eso1021d.jpg
Данные наблюдений (J2000 эпоха )
СозвездиеДорадо /Менса
Прямое восхождение05час 23м 34.5s[1]
Склонение−69° 45′ 22″[1]
Расстояние163.0 кли (49.97 кпк )[2]
Видимая величина  (V)0.9[1]
Характеристики
ТипSB (s) м[1]
Масса1010[3] M☉
Размер14000 световых лет в диаметре
(~4.3 кпк )[3]
Видимый размер  (V)10.75° × 9.17°[1]
Прочие обозначения
LMC, ESO 56- G 115, PGC 17223,[1] Nubecula Major[4]

В Большое Магелланово Облако (LMC) это спутниковая галактика из Млечный Путь.[5] На расстоянии около 50килопарсек (≈163,000 световых лет ),[2][6][7][8] БМО - вторая или третья по близости к Млечному Пути галактика после Стрелец карликовый сфероидальный (~ 16 кпк) и возможные карликовая неправильная галактика известный как Canis Major сверхплотность. На основе хорошо видимых звезд и массы около 10 миллиардов солнечные массы диаметр БМО составляет около 14 000 световых лет (4,3 кпк), что делает его примерно на одну сотую массивнее Млечного Пути.[3] Это делает LMC четвертой по величине галактикой в Местная группа, после Галактика Андромеды (M31), Млечный Путь и Галактика Треугольник (M33).

LMC классифицируется как Магелланова спираль.[9] Он содержит звездную полосу, которая геометрически смещена от центра, что позволяет предположить, что это была перемычка. карликовая спиральная галактика до того, как его спиральные рукава были разрушены, вероятно, из-за приливных взаимодействий со стороны Малое Магелланово Облако (SMC) и гравитация Млечного Пути.[10]

С склонение около −70 °, БМО видна как слабое «облако» с Южное полушарие Земли и с севера до 20 ° северной широты. созвездия Дорадо и Менса и имеет видимую длину около 10 ° для невооруженного глаза, что в 20 раз больше Луна диаметром, от темных участков подальше от световое загрязнение.[11]

Согласно прогнозам, Млечный Путь и БМО столкнутся примерно через 2,4 миллиарда лет.[12]

История наблюдения

Малая часть Большого Магелланова Облака[13]

Хотя оба облака были легко видны южным ночным наблюдателям еще в доисторические времена, первое известное письменное упоминание о Большом Магеллановом Облаке было сделано Персидский астроном 'Абд аль-Рахман ас-Суфи Ширази (позже известный в Европе как «Азофи») в своем Книга неподвижных звезд около 964 г. н.э.[14][15]

Следующее зарегистрированное наблюдение было в 1503–1504 гг. Америго Веспуччи в письме о своем третьем путешествии. Он упомянул «три канопы [sic ], два ярких и один неясный »;« яркий »относится к двум Магеллановы облака, а «неясный» относится к Угольный мешок.[16]

Фердинанд Магеллан увидел БМО во время своего путешествия в 1519 году, и его труды привели его в общее Западный знание. Галактика теперь носит его имя.[15]Галактика и южная оконечность Дорадо находятся в нынешней эпохе в противостоянии примерно 5 декабря, когда они видны от заката до восхода солнца из экваториальных точек, таких как Эквадор, Конго, Уганда, Кения и Индонезия, а также в течение части ночи в ближайшие месяцы. Ниже о 28 ° ю.ш. Галактика всегда находится достаточно высоко над горизонтом, чтобы ее правильно рассматривать приполярный Таким образом, весна и осень также являются сезонами значительной ночной видимости, а разгар зимы в июне почти совпадает с максимальной близостью к видимому положению Солнца.

Измерения с Космический телескоп Хаббла, объявленные в 2006 году, предполагают, что Большое и Малое Магеллановы Облака движутся слишком быстро, чтобы вращаться вокруг Земли. Млечный Путь.[17]

Геометрия

ESO С ВИСТА изображение БМО

Большое Магелланово Облако имеет заметную центральную полосу и спиральный рукав.[18] Кажется, что центральная полоса искривлена, так что восточный и западный концы ближе к Млечному Пути, чем к середине.[19] В 2014 году измерения с космического телескопа Хаббл позволили определить период вращения в 250 миллионов лет.[20]

БМО долгое время считалась плоской галактикой, которая, как можно было предположить, находится на одном расстоянии от Солнечной системы. Однако в 1986 году Колдуэлл и Коулсон[21] нашел это поле Цефеид переменные на северо-востоке лежат ближе к Млечному Пути, чем на юго-западе. С 2001 по 2002 год эта наклонная геометрия подтверждалась тем же способом,[22] красными сгустками звезд, горящими гелием,[23] и на кончике ветви красного гиганта.[24] Все три статьи находят наклон ~ 35 °, в то время как галактика, обращенная лицом к нам, имеет наклон 0 °. Дальнейшая работа над структурой БМО с использованием кинематики углеродных звезд показала, что оба диска БМО толстые.[24] и вспыхнул.[25] Что касается распределения звездные скопления в БМО, Шоммер и другие.[26] измеренные скорости для ~80 кластеров и обнаружил, что система кластеров LMC имеет кинематику, соответствующую кластерам, движущимся в виде диска. Эти результаты были подтверждены Grocholski et al.,[27] который рассчитал расстояния до выборки скоплений и показал, что система скоплений распределена в той же плоскости, что и звезды поля.

Расстояние

Положение Большого Магелланова Облака относительно Млечный Путь и другие галактики-спутники

Расстояние до LMC рассчитано с использованием стандартные свечи; Цефеид переменные являются одними из самых популярных. Было показано, что они имеют взаимосвязь между их абсолютной яркостью и периодом, в течение которого их яркость изменяется. Однако переменную металличности, возможно, также следует принять как компонент этого, поскольку консенсус в том, что это, вероятно, влияет на их отношения период-светимость. К сожалению, те, что в Млечном Пути, которые обычно используются для калибровки соотношения, более богаты металлами, чем те, что находятся в БМО.[28]

Современное Оптические телескопы 8-метрового класса обнаружили затмевающие двоичные файлы на протяжении Местная группа. Параметры этих систем могут быть измерены без допущений массы или состава. В легкое эхо из сверхновая 1987A также являются геометрическими измерениями, без каких-либо звездных моделей или предположений.

В 2006 году абсолютная светимость цефеид была перекалибрована с использованием переменных цефеид в галактике. Мессье 106 которые охватывают диапазон металличностей.[6] Используя эту улучшенную калибровку, они находят абсолютный модуль расстояния из , или 48 кпк (~ 157 000 световых лет). Это расстояние подтверждено другими авторами.[7][8]

Путем взаимной корреляции различных методов измерения можно ограничить расстояние; остаточные ошибки теперь меньше, чем расчетные параметры размера LMC.

Результаты исследования с использованием затменных двойных систем позднего типа для более точного определения расстояния были опубликованы в научном журнале. Природа в марте 2013 года. Было получено расстояние 49.97 кпк (163 000 световых лет) с точностью 2.2%.[2]

Функции

Два очень разных светящихся газовых облака в Большом Магеллановом Облаке[29]

Как и многие неправильные галактики, LMC богата газом и пылью, и в настоящее время звездообразование Мероприятия.[30] Он держит Туманность Тарантул, наиболее активная область звездообразования в Местной группе.

NGC 1783 один из самых больших шаровые скопления в Большом Магеллановом Облаке[31]

БМО имеет широкий спектр галактических объектов и явлений, благодаря которым он известен как «астрономическая сокровищница, великая небесная лаборатория для изучения роста и эволюции звезд». Роберт Бернхэм младший[32] Обзоры галактики обнаружили около 60 шаровые скопления, 400 "планетарные туманности ", и 700 открытые кластеры, наряду с сотнями тысяч гигант и сверхгигантские звезды.[33] Сверхновая 1987a -ближайшие сверхновая звезда в последние годы - находился в Большом Магеллановом Облаке. SNR Лайонела-Мерфи (N86) азот -обильный остаток сверхновой был назван астрономы на Австралийский национальный университет с Обсерватория горы Стромло, признавая Высокий суд Австралии справедливость Лайонел Мерфи Интерес к науке и его кажущееся сходство с его большим носом.[34]

А мост газа соединяет Малое Магелланово Облако (SMC) с БМО, что свидетельствует о приливном взаимодействии между галактиками.[35] 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.[36]

Источники рентгеновского излучения

Малое и большое Магеллановы облака над Обсерватория Паранал

Ни от одного из Облаков в течение 20 сентября 1966 г. рентгеновские лучи выше фона не регистрировались. Nike-Томагавк полет ракеты, ни полет двух дней спустя.[37] Второй взлетел с Атолл Джонстон в 17:13 UTC и достиг апогея 160 км (99 миль) со стабилизацией вращения на 5,6 об / с.[38] БМО не обнаружен в рентгеновском диапазоне 8–80 кэВ.[38]

Другой был запущен с того же атолла в 11:32 UTC 29 октября 1968 года для сканирования БМО на предмет рентгеновских лучей.[39] Первый дискретный источник рентгеновского излучения в г. Дорадо был в РА 05час 20м Декабрь −69°,[39][40] и это было Большое Магелланово Облако.[41] Этот источник рентгеновского излучения простирается примерно на 12 ° и соответствует Облаку. Его скорость излучения между 1,5–10,5 кэВ на расстоянии 50 кпк составляет 4 x 1038 эрг / с.[39] An Рентгеновская астрономия инструмент был перенесен на борт Ракета Тор запущен с того же атолла 24 сентября 1970 года в 12:54 UTC на высоте более 300 км (186 миль) для поиска Малое Магелланово Облако и продлить наблюдение за БМО.[42] Источник в БМО оказался расширенным и содержал звезду. ε Дор. Рентгеновская светимость (LИкс) в диапазоне 1,5–12 кэВ составляла 6 × 1031 Вт (6 × 1038 эрг / с).[42]

DEM L316A находится на расстоянии около 160000 световых лет в Большом Магеллановом Облаке.[43]

Большое Магелланово Облако (БМО) появляется в созвездиях Менса и Дорадо. LMC X-1 (первый источник рентгеновского излучения в LMC) находится на РА 05час 40м 05s Декабрь −69 ° 45 ′ 51 ″, и является массивным рентгеновским двойным (звездной системой) источником (HMXB ).[44] Из первых пяти люминесцентных рентгеновских двойных LMC: LMC X-1, X-2, X-3, X-4 и A 0538–66 (обнаружено Ариэль 5 в A 0538–66), БМК Х-2 - это яркая рентгеновская двойная система с малой массой (LMXB ) в БМО.[45]

DEM L316 в Облаке состоит из двух остатков сверхновой.[46] Чандра Рентгеновские спектры показывают, что оболочка из горячего газа в верхнем левом углу содержит большое количество железа. Это означает, что верхний левый SNR это продукт Сверхновая типа Ia; намного меньшее такое количество в нижнем остатке противоречит Сверхновая типа II.[46]

Рентгеновский пульсар 16 мс ассоциирован с SNR 0538-69.1.[47] SNR 0540-697 был разрешен с использованием РОСАТ.[48]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ а б c d е ж «Внегалактическая база данных НАСА / IPAC». Результаты для большого Магелланова облака. Получено 2006-10-29.
  2. ^ а б c Pietrzyński, G; Д. Грачик; W. Gieren; И. Б. Томпсон; Б. Пилецкий; А. Удальский; И. Сошинский; и другие. (7 марта 2013 г.). «Затменно-двоичное расстояние до Большого Магелланова Облака с точностью до двух процентов». Природа. 495 (7439): 76–79. arXiv:1303.2063. Bibcode:2013Натура.495 ... 76П. Дои:10.1038 / природа11878. PMID  23467166.
  3. ^ а б c "Магелланово Облако ". Британская энциклопедия. 2009. Британская энциклопедия онлайн. 30 августа 2009 г.
  4. ^ Буском, Уильям (1954). "Астрономическое общество тихоокеанских листовок", Магеллановы облака". Астрономическое общество тихоокеанских листовок. 7 (302): 9. Bibcode:1954АСПЛ .... 7 .... 9Б.
  5. ^ Шаттоу, Женевьева; Лоеб, Авраам (2009). «Последствия недавних измерений вращения Млечного Пути для орбиты Большого Магелланова Облака». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма. 392 (1): L21 – L25. arXiv:0808.0104. Bibcode:2009МНРАС.392Л..21С. Дои:10.1111 / j.1745-3933.2008.00573.x.
  6. ^ а б Macri, L.M .; и другие. (2006). "Новое расстояние от цефеид до галактики-хозяина мазера NGC 4258 и его значение для постоянной Хаббла". Астрофизический журнал. 652 (2): 1133–1149. arXiv:astro-ph / 0608211. Bibcode:2006ApJ ... 652.1133M. Дои:10.1086/508530.
  7. ^ а б Фридман, Венди Л .; Мадор, Барри Ф. (2010). «Постоянная Хаббла». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 48: 673–710. arXiv:1004.1856. Bibcode:2010ARA & A..48..673F. Дои:10.1146 / annurev-astro-082708-101829.
  8. ^ а б Majaess, Daniel J .; Тернер, Дэвид Дж .; Лейн, Дэвид Дж .; Хенден, Арне; Крайчи, Том (2010). «Закрепление универсальной шкалы расстояний с помощью шаблона Wesenheit». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд. 39 (1): 122. arXiv:1007.2300. Bibcode:2011JAVSO..39..122M.
  9. ^ Петерсон, Барбара Райден, Брэдли М. (2009). Основы астрофизики. Нью-Йорк: Пирсон Эддисон-Уэсли. п. 471. ISBN  9780321595584.
  10. ^ Бесла, Гуртина; Мартинес-Дельгадо, Давид; Marel, Roeland P. van der; Белецкий, Юрий; Зайберт, Марк; Schlafly, Эдвард Ф .; Гребель, Ева К .; Нейер, Фабиан (2016). "Низкая яркость поверхности изображения Магеллановой системы: отпечатки приливных взаимодействий между облаками в звездной периферии". Астрофизический журнал. 825 (1): 20. arXiv:1602.04222. Bibcode:2016ApJ ... 825 ... 20B. Дои:10.3847 / 0004-637X / 825/1/20. ISSN  0004-637X.
  11. ^ «Большое Магелланово Облако: вид из южного полушария Земли | Скопления туманностей и галактик». ЗемляНебо. Получено 2013-07-17.
  12. ^ Макэлпайн, Стюарт; Frenk, Carlos S .; Дисон, Элис Дж .; Каутун, Мариус (21.02.2019). «Последствия Великого столкновения нашей Галактики с Большим Магеллановым облаком». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 483 (2): 2185–2196. arXiv:1809.09116. Bibcode:2019МНРАС.483.2185С. Дои:10.1093 / mnras / sty3084. ISSN  0035-8711.
  13. ^ «В красном плаще». ESA / HUBBLE. Получено 12 марта 2014.
  14. ^ "Observatoire de Paris (Абд-аль-Рахман Аль Суфи)". Получено 2007-04-19.
  15. ^ а б "Observatoire de Paris (LMC)". Получено 2007-04-19.
  16. ^ "Observatoire de Paris (Америго Веспуччи)". Получено 2007-04-19.
  17. ^ «Пресс-релиз: Магеллановы облака, возможно, просто проходят». Гарвардский университет. 9 января 2007 г.
  18. ^ Николсон, Иэн (1999). Разворачивая нашу Вселенную. США: Издательство Кембриджского университета. стр.213 –214. ISBN  0-521-59270-4.
  19. ^ Субраманиам, Аннапурни (2003-11-03). "Большой стержень Магелланова облака: свидетельство искривленного стержня". Астрофизический журнал. Соединенные Штаты. 598 (1): L19 – L22. Bibcode:2003ApJ ... 598L..19S. Дои:10.1086/380556.
  20. ^ «Точно определенная скорость вращения этой галактики поразит вас». Научный рекордер. Архивировано из оригинал 21 февраля 2014 г.
  21. ^ Caldwell, J. A. R .; Колсон, И. М. (1986). «Геометрия и расстояние Магеллановых Облаков от переменных цефеид». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 218 (2): 223–246. Bibcode:1986МНРАС.218..223С. Дои:10.1093 / mnras / 218.2.223.
  22. ^ Николаев, С .; и другие. (2004). «Геометрия диска большого Магелланова облака: результаты исследования MACHO и двухмикронного обзора всего неба». Астрофизический журнал. 601 (1): 260–276. Bibcode:2004ApJ ... 601..260N. CiteSeerX  10.1.1.409.5235. Дои:10.1086/380439.
  23. ^ Olsen, K. A. G .; Салык, К. (2002). «Деформация в большом магеллановом облачном диске?». Астрономический журнал. 124 (4): 2045–2053. arXiv:астро-ph / 0207077. Bibcode:2002AJ .... 124.2045O. Дои:10.1086/342739.
  24. ^ а б van der Marel, R.P .; Чиони, М.-Р. Л. (2001). "Структура Магелланова Облака по данным исследований в ближнем инфракрасном диапазоне. I. Углы обзора большого Магелланова облака". Астрономический журнал. 122 (4): 1807–1826. arXiv:astro-ph / 0105339. Bibcode:2001AJ .... 122.1807V. Дои:10.1086/323099.
  25. ^ Alves, D. R .; Нельсон, К. А. (2000). «Кривая вращения большого Магелланова облака и последствия для микролинзирования». Астрофизический журнал. 542 (2): 789–803. arXiv:astro-ph / 0006018. Bibcode:2000ApJ ... 542..789A. Дои:10.1086/317023.
  26. ^ Schommer, R.A .; и другие. (1992). «Спектроскопия гигантов в кластерах LMC. II - Кинематика образца кластера». Астрономический журнал. 103: 447–459. Bibcode:1992AJ .... 103..447S. Дои:10.1086/116074.
  27. ^ Grocholski, A.J .; и другие. (2007). «Расстояния до густонаселенных скоплений в Большом Магеллановом Облаке через светимость красного скопления в K-диапазоне». Астрономический журнал. 134 (2): 680–693. arXiv:0705.2039. Bibcode:2007AJ .... 134..680G. Дои:10.1086/519735.
  28. ^ Моттини, М .; Romaniello, M .; Primas, F .; Bono, G .; Groenewegen, M.A.T .; Франсуа П. (2006). «Химический состав цефеид в Млечном Пути и Магеллановых облаках». MmSAI. 77: 156–159. arXiv:astro-ph / 0510514. Bibcode:2006МмСАИ..77..156М.
  29. ^ "Странная пара". Пресс-релиз ESO. Получено 8 августа 2013.
  30. ^ Арни, Томас Т. (2000). Исследования: введение в астрономию (2-е изд.). Бостон: Макгроу-Хилл. п. 479. ISBN  0-07-228249-5.
  31. ^ «Юношеский кластер». ЕКА / Хаббл Изображение недели. Получено 24 августа 2015.
  32. ^ Бернхэм, Роберт младший (1978). Небесный справочник Бёрнема: Том второй. Нью-Йорк: Дувр. п. 837. ISBN  0-486-23567-X.
  33. ^ Бернхэм (1978), 840–848.
  34. ^ Допита, М. А .; Мэтьюсон, Д. С .; Форд, В. Л. (1977). «Оптическое излучение ударных волн. III. Содержание в остатках сверхновых». Астрофизический журнал. 214: 179. Bibcode:1977ApJ ... 214..179D. Дои:10.1086/155242. ISSN  0004-637X.
  35. ^ Мэтьюсон Д. С., Форд В. Л. (1984). С. ван ден Берг; К. С. де Бур (ред.). «Структура и эволюция Магеллановых облаков». Симпозиум МАС. Рейдел, Дордрехт. 108: 125.
  36. ^ Heydari-Malayeri, M .; Meynadier, F .; Charmandaris, V .; Deharveng, L .; Le Bertre, Th .; Rosa, M. R .; Шерер, Д. (2003). «Звездная среда SMC N81». Астрономия и астрофизика. 411 (3): 427–435. arXiv:astro-ph / 0309126. Bibcode:2003A & A ... 411..427H. Дои:10.1051/0004-6361:20031360.
  37. ^ Chodil, G; Марк, Ганс; Родригес, Р. Сьюард, Ф. Д; Свифт, К. Д. (октябрь 1967 г.). «Интенсивность рентгеновского излучения и спектры от нескольких космических источников». Астрофизический журнал. 150 (10): 57–65. Bibcode:1967ApJ ... 150 ... 57C. Дои:10.1086/149312.
  38. ^ а б Сьюард, Ф. Д; Toor, A (ноябрь 1967 г.). «Поиски рентгеновских лучей 8–80 КЭВ от Большого Магелланова облака и Крабовидной туманности». Астрофизический журнал. 150 (11): 405–12. Bibcode:1967ApJ ... 150..405S. Дои:10.1086/149343.
  39. ^ а б c Марк, Ганс; Цена, руб .; Родригес, Р. Сьюард, Ф. Д; Свифт, К. Д. (март 1969 г.). «Обнаружение рентгеновских лучей от большого магелланова облака». Письма в астрофизический журнал. 155 (3): L143–4. Bibcode:1969ApJ ... 155L.143M. Дои:10.1086/180322.
  40. ^ Левин, В. Х. Г.; Кларк, G.W; Смит, В. Б. (1968). «Поиски рентгеновских лучей Большого и Малого Магеллановых облаков». Природа. 220 (5164): 249–250. Bibcode:1968Натура 220..249л. Дои:10.1038 / 220249b0.
  41. ^ Долан Дж. Ф. (апрель 1970 г.). "Каталог дискретных небесных источников рентгеновского излучения". Астрономический журнал. 75 (4): 223–30. Bibcode:1970AJ ..... 75..223D. Дои:10.1086/110966.
  42. ^ а б Прайс, Р. Э; Гровс, Д. Дж; Rodrigues, R.M; Сьюард, Ф. Д; Свифт, C.D; Тор, А. (август 1971 г.). «Рентгеновские лучи из Магеллановых облаков». Астрофизический журнал. 168 (8): L7–9. Bibcode:1971ApJ ... 168L ... 7P. Дои:10.1086/180773.
  43. ^ "Давно умершая звезда". www.spacetelescope.org. Получено 25 июля 2016.
  44. ^ Рэпли, Туохи (1974). "Рентгеновские наблюдения Большого Магелланова Облака спутником Коперник". Астрофизический журнал. 191: L113. Bibcode:1974ApJ ... 191L.113R. Дои:10.1086/181564.
  45. ^ Bonnet-Bidaud, J.M .; Motch, C .; Beuermann, K .; Pakull, M .; Parmar, A. N .; Ван дер Клис, М. (апрель 1989 г.). «БМО X-2: внегалактический источник типа балджа». Астрономия и астрофизика. 213 (1–2): 97–106. Bibcode:1989A & A ... 213 ... 97B.
  46. ^ а б Уильямс, Р. М.; Чу, Й.-Х (декабрь 2005 г.). "Остатки сверхновых в Магеллановых облаках. VI. DEM L316 Остатки сверхновых". Астрофизический журнал. 635 (2): 1077–86. arXiv:Astro-ph / 0509696. Bibcode:2005ApJ ... 635.1077W. Дои:10.1086/497681.
  47. ^ Marshall, F.E .; Gotthelf, E.V; Zhang, W .; Middleditch, J .; Ван, К. Д. (1998). «Открытие сверхбыстрого рентгеновского пульсара в остатке сверхновой N157B». Астрофизический журнал. 499 (2): L179 – L182. arXiv:Astro-ph / 9803214. Bibcode:1998ApJ ... 499L.179M. Дои:10.1086/311381. ISSN  0004-637X.
  48. ^ Chu, Y.-H .; Kennicutt, R.C .; Snowden, S.L .; Smith, R.C .; Williams, R.M .; Боманс, Д. Дж. (1997). "Обнаружение остатка сверхновой, спрятанного около LMCX-1". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 109: 554. Bibcode:1997PASP..109..554C. Дои:10.1086/133913. ISSN  0004-6280.

внешняя ссылка

Координаты: Карта неба 05час 23м 34.5s, −69° 45′ 22″