Малое Магелланово Облако - Small Magellanic Cloud

Малое Магелланово Облако
Малое Магелланово Облако (Digitized Sky Survey 2) .jpg
Малое Магелланово Облако
(Источник: Оцифрованный обзор неба 2)
Данные наблюдений (J2000 эпоха )
СозвездиеТукана и Hydrus
Прямое восхождение00час 52м 44.8s[1]
Склонение−72° 49′ 43″[1]
Красное смещение0.000527 [1]
Расстояние201±6 кли (61.7±2.0 кпк )[2]
Видимая величина  (V)2.7[1]
Характеристики
ТипSB (s) m pec[1]
Размер7000 св. Лет (диаметр)[3]
Видимый размер  (V)5° 20′ × 3° 5′[1]
Примечательные особенностиКарлик-компаньон
Млечный Путь
Прочие обозначения
SMC,[1] NGC 292,[1] PGC 3085,[1] Nubecula Minor[1]

В Малое Магелланово Облако (SMC), или Nubecula Minor, это карликовая галактика рядом с Млечный Путь.[4] Классифицируется как карлик неправильная галактика SMC имеет диаметр около 7000 световых лет,[3] содержит несколько сотен миллионов звезд,[4] и имеет общую массу около 7 миллиардов солнечные массы.[5] SMC содержит центральную решетчатую структуру, и астрономы предполагают, что когда-то она была спиральная галактика с перемычкой что было нарушено Млечным путем, чтобы стать несколько нерегулярный.[6] На расстоянии около 200000 световых лет, SMC входит в число ближайших межгалактических соседей Млечного Пути и является одним из самых далеких объектов, видимых для невооруженным глазом.

SMC виден со всей Южное полушарие, но его можно полностью увидеть низко над южным горизонтом с широты к югу от примерно 15 ° северной широты. Галактика расположена по обе стороны созвездия из Тукана и часть Hydrus, выглядя как слабое туманное пятно, напоминающее оторванный кусок Млечный Путь. 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). С его поверхностная яркость очень низкий, это объект глубокого космоса лучше всего видно на чистом безлунный ночи и вдали от огни города. SMC образует пару с Большое Магелланово Облако (LMC), лежащая на 20 ° восточнее и, как и LMC, входит в состав Местная группа и весьма вероятно, что это бывший спутник Большого Магелланова Облака и нынешний спутник Млечного Пути.

История наблюдений

Панорамные Большое и Малое Магеллановы облака, вид с ESO с VLT смотровая площадка. Галактики находятся в левой части изображения.

В южном полушарии Магеллановы облака давно были включены в предания местных жителей, в том числе Южное море островитяне и коренные австралийцы. Персидский астроном Аль Суфи назвал большее из двух облаков Аль-Бакром, Белым Быком. Европейский моряки, возможно, впервые заметили облака во время Средний возраст когда они использовались для навигации. португальский и Голландский моряки называли их Мысом Облаков, и это название сохранилось на протяжении нескольких столетий. Во время кругосветного плавания по Фердинанд Магеллан в 1519–1522 гг. они были описаны Антонио Пигафетта как тусклые скопления звезд.[7] В Иоганн Байер небесный атлас Уранометрия В издании 1603 года он назвал меньшее облако Nubecula Minor.[8] В латинский, Nubecula означает маленькое облако.[9]

Между 1834 и 1838 гг. Джон Фредерик Уильям Гершель наблюдал за южным небом со своим 14-дюймовым (36 см) рефлектором с Королевская обсерватория. 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.[10]

В 1891 г. Обсерватория Гарвардского колледжа открыла наблюдательную станцию ​​в Арекипа в Перу. Между 1893 и 1906 годами под руководством Солон Бейли 24-дюймовый (610 мм) телескоп на этом месте использовался для фотографических съемок Большого и Малого Магелланова Облака.[11] Генриетта Суон Ливитт, астроном из Обсерватория Гарвардского колледжа, использовал пластины из Арекипы для изучения вариаций относительной светимости звезд в SMC. В 1908 году были опубликованы результаты ее исследования, которые показали, что разновидность переменная звезда называется "кластерной переменной", позже названной Цефеида переменная после прототипа звезды Дельта Цефеи, показали определенную связь между периодом переменности и светимостью звезды.[12] Это важное соотношение период-светимость позволил оценить расстояние до любой другой переменной цефеиды в терминах расстояния до SMC. Следовательно, как только расстояние до SMC стало известно с большей точностью, переменные цефеиды можно было использовать в качестве стандартная свеча для измерения расстояний до других галактик.[13]

Используя это соотношение период-светимость, в 1913 году расстояние до SMC было впервые оценено по формуле Эйнар Герцшпрунг. Сначала он измерил тринадцать близлежащих переменных цефеид, чтобы найти абсолютная величина 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.[14] Позже выяснилось, что это сильно занижает истинное расстояние, но демонстрирует потенциальную полезность этого метода.[15]

Объявленный в 2006 году, измерения с Космический телескоп Хаббла предполагают, что Большое и Малое Магеллановы Облака движутся слишком быстро, чтобы вращаться вокруг Млечный Путь.[16]

Функции

ВИСТА Вид на Малое Магелланово Облако. 47 Тукан (NGC 104) видна справа от Малого Магелланова Облака.

Существует мост газа соединяет Малое Магелланово Облако с Большим Магеллановым Облаком (БМО), что свидетельствует о приливном взаимодействии между галактиками.[17] Магеллановы облака имеют обычную оболочку из нейтрального водорода, что указывает на то, что они были связаны гравитацией в течение длительного времени. Этот газовый мостик - место звездообразования.[18]

В 2017 году с помощью Обзор темной энергии плюс данные MagLiteS, была обнаружена звездная избыточная плотность, связанная с Малым Магеллановым Облаком, которая, вероятно, является результатом взаимодействия между SMC и LMC.[19]

Источники рентгеновского излучения

Малое Магелланово Облако содержит большую и активную популяцию Рентгеновские двойные системы. Недавнее звездообразование привело к появлению большого количества массивных звезд и массивных рентгеновских двойных систем (HMXB), которые являются реликтами недолговечного верхнего конца начальная функция масс. Молодое звездное население и большинство известных рентгеновских двойных систем сосредоточены в баре SMC. Пульсары HMXB - это вращающиеся нейтронные звезды в двойных системах с Be-типом (спектральный класс 09-В2, классы светимости V – III) или сверхгигант звездные товарищи. Большинство HMXB относятся к типу Be, на долю которых приходится 70% в Млечном Пути и 98% в SMC.[20] Экваториальный диск Ве-звезды представляет собой резервуар материи, которая может аккрецироваться на нейтронную звезду во время периастр прохода (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 LИкс = 1036–1037 эрг / с, с интервалом в орбитальный период, плюс редкие гигантские вспышки большей продолжительности и яркости.[21]

Мониторинговые исследования SMC, выполненные с помощью НАСА Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) [22] увидеть рентгеновские пульсары во вспышке с частотой более 1036 эрг / с и к концу 2008 г. их было 50. Миссии ROSAT и ASCA обнаружили много слабых точечных источников рентгеновского излучения,[23] но типичная позиционная неопределенность часто затрудняла точную идентификацию. Недавние исследования с использованием XMM-Newton[24] и Чандра[25] к настоящему времени 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 АЯГ.

Рентгеновские лучи выше фона от Магеллановых облаков во время 20 сентября 1966 г. не наблюдались. Nike-Томагавк рейс.[26] Наблюдение за воздушным шаром из Милдьюры, Австралия, 24 октября 1967 года SMC установило верхний предел обнаружения рентгеновских лучей.[27] Рентгеновский астрономический прибор был доставлен на борт Тор ракета запущена из Атолл Джонстон 24 сентября 1970 г. в 12:54 UTC для высот более 300 км для поиска Малого Магелланова Облака.[28] СМК был зарегистрирован при рентгеновской светимости 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.[28]

Четвертый Ухуру каталог перечисляет ранний источник рентгеновского излучения в пределах созвездие Тукана: 4U 0115-73 (3U 0115-73, 2A 0116-737, SMC X-1).[29] Ухуру наблюдал SMC 1, 12, 13, 16 и 17 января 1971 года и обнаружил один источник, расположенный в 01149-7342, который затем получил обозначение SMC X-1.[30] Некоторые рентгеновские снимки были также получены 14, 15, 18 и 19 января 1971 г.[31] Третий Ариэль 5 Каталог (3A) также содержит этот ранний источник рентгеновского излучения в Тукане: 3A 0116-736 (2A 0116-737, SMC X-1).[32] SMC X-1, HMXRB, находится на J2000 прямое восхождение (РА) 01час 15м 14s 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.[32]

Мини-Магелланово Облако (MMC)

Астрофизики Д. С. Мэтьюсон, В. Л. Форд и Н. Висванатан предположили, что SMC может быть фактически разделен на две части, при этом меньшая часть этой галактики находится позади основной части SMC (как видно с точки зрения Земли) и разделена. 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.[33][34]

Смотрите также

использованная литература

  1. ^ а б c d е ж г час я j «Внегалактическая база данных НАСА / IPAC». Результаты для малого Магелланова облака. Получено 2006-12-01.
  2. ^ Грачик, Дариус; Пьетшински, Гжегож; Томпсон, Ян Б .; Гирен, Вольфганг; Пилецкий, Богумил; и другие. (2014). "Проект Араукария. Расстояние до Малого Магелланова Облака от затменных двойных систем позднего типа". Астрофизический журнал. 780 (1): 59. arXiv:1311.2340. Bibcode:2014ApJ ... 780 ... 59G. Дои:10.1088 / 0004-637X / 780/1/59.
  3. ^ а б «Магелланово Облако». Британская энциклопедия. 2009. Получено 2009-08-30.
  4. ^ а б Nemiroff, R .; Боннелл, Дж., Ред. (17.06.2006). "Малое облако Магеллана". Астрономическая картина дня. НАСА. Получено 2008-07-07.
  5. ^ НАСА ADS - Полная масса и свойства темного гало Малого Магелланова Облака
  6. ^ "Малое Магелланово Облако". НАСА /IPAC. Получено 2008-07-07.
  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). Очертания астрономии. Филадельфия: Ли и Бланшар. ISBN  978-0-665-18744-5.
  11. ^ Лонгэр, 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. Bibcode: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. ^ Гриббин, Джон Р. (1999). Рождение времени: как астрономы измерили возраст Вселенной. Издательство Йельского университета. ISBN  978-0-300-08346-0.
  15. ^ Хоффлейт, Доррит (1992). «Селектор основных моментов: краткий биографический очерк Харлоу Шепли». Журнал Американской ассоциации наблюдателей за переменными звездами. 21 (2): 151–156. Bibcode:1992JAVSO..21..151H.
  16. ^ «Пресс-релиз: Магеллановы облака, возможно, просто проходят». Гарвардский университет. 9 января 2007 г.
  17. ^ Мэтьюсон Д.С. Форд В.Л. (1984). «Структура и эволюция Магеллановых облаков». Симпозиум МАС. 108: 125.
  18. ^ Heydari-Malayeri M; Meynadier F; Чармандарис V; Deharveng L; и другие. (2003). «Звездная среда SMC N81». Astron. Астрофизики. 411 (3): 427–436. arXiv:astro-ph / 0309126. Bibcode:2003A & A ... 411..427H. Дои:10.1051/0004-6361:20031360.
  19. ^ Адриано Пьерес; и другие. (2017). «Звездная избыточная плотность, связанная с Малым Магеллановым Облаком». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 468 (2): 1349–1360. arXiv:1612.03938. Bibcode:2017МНРАС.468.1349П. Дои:10.1093 / мнрас / stx507.
  20. ^ Coe et al. 2005 г.
  21. ^ Negueruela 1998 за обзор
  22. ^ Laycock et al. 2005; Galache et al. 2008 г.
  23. ^ Хаберл и Сасаки 2000
  24. ^ Haberl et al. 2008; Хаберл и Питч 2004
  25. ^ Антониу и др. 2009; Edge et al. 2004, и Laycock et al. 2010 г.
  26. ^ Chodil G; Mark H; Rodrigues R; Сьюард Ф.Д .; и другие. (Октябрь 1967). «Интенсивность рентгеновского излучения и спектры от нескольких космических источников». Astrophys. J. 150 (10): 57–65. Bibcode:1967ApJ ... 150 ... 57C. Дои:10.1086/149312.
  27. ^ Левин WHG; Кларк GW; 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.
  28. ^ а б Цена RE; Groves DJ; Родригес Р.М.; Сьюард Ф.Д .; и другие. (Август 1971 г.). «Рентгеновские лучи из Магеллановых облаков». Astrophys. J. 168 (8): L7–9. Bibcode:1971ApJ ... 168L ... 7P. Дои:10.1086/180773.
  29. ^ Forman W; Джонс С; Коминский Л; Жюльен П; и другие. (1978). «Четвертый каталог источников рентгеновского излучения Ухуру». Astrophys. J. Suppl. Сер. 38: 357. Bibcode:1978ApJS ... 38..357F. Дои:10.1086/190561.
  30. ^ Leong C; Kellogg E; Гурский H; Tananbaum H; и другие. (Декабрь 1971 г.). "Рентгеновское излучение Магеллановых облаков, наблюдаемых UHURU". Astrophys. J. 170 (12): L67–71. Bibcode:1971ApJ ... 170L..67L. Дои:10.1086/180842.
  31. ^ Тананбаум HD (1973). Bradt H; Джаккони Р. (ред.). Результаты UHURU по источникам галактического рентгеновского излучения В: Рентгеновская и гамма-астрономия, Труды симпозиума МАС № 55 проходило в Мадриде, Испания, 11–13 мая 1972 года.. Рентгеновская и гамма-астрономия. 55. Дордрехт, Голландия: Международный астрономический союз. С. 9–28. Bibcode:1973IAUS ... 55 .... 9 т. Дои:10.1007/978-94-010-2585-0_2. ISBN  978-90-277-0337-8.
  32. ^ а б Макхарди IM; Лоуренс А; Пай JP; Фунты КА (декабрь 1981 г.). "Каталог источников рентгеновского излучения Ariel V / 3 A. II - Источники на высоких галактических широтах / абсолютное значение B более 10 градусов /". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 197 (4): 893–919. Bibcode:1981МНРАС.197..893М. Дои:10.1093 / мнрас / 197.4.893.
  33. ^ Мэтьюсон, Д. С .; Ford, V. L .; Вишванатан, Н. (1986). «Строение Малого Магелланова Облака». Астрофизический журнал. 301: 664. Bibcode:1986ApJ ... 301..664M. Дои:10.1086/163932. ISSN  0004-637X.
  34. ^ Краул, Хью Х .; и другие. (2001). «Глубина прямой видимости густонаселенных скоплений в Малом Магеллановом облаке». Астрономический журнал. 122 (1): 220–231. arXiv:Astro-ph / 0104227v1. Bibcode:2001AJ .... 122..220C. Дои:10.1086/321128. ISSN  0004-6256.

внешняя ссылка

Координаты: Карта неба 00час 52м 44.8s, −72° 49′ 43″