Войти
| Малое Магелланово Облако | |
|---|---|
 Малое Магелланово Облако. (Источник: Цифровой обзор неба 2) | |
| Данные наблюдений (J2000 эпоха ) | |
| Созвездие | Тукана и Гидрус |
| Прямое восхождение | 00 52 44,8 |
| Склонение | −72 ° 49 ′ 43 ″ |
| Красное смещение | 0,000527 |
| Расстояние | 201>6 kly (61,7 ± 2,0 кпк ) |
| Видимая звездная величина (В) | 2,7 |
| Характеристики | |
| Тип | SB (s) m pec |
| Размер | 7000 св. Лет (диаметр) |
| Видимый размер (V) | 5 ° 20 ′ × 3 ° 5 ′ |
| Примечательные особенности | Карлик-компаньон для. Млечный Путь |
| Другие обозначения | |
| SMC, NGC 292, PGC 3085, Nubecula Minor | |
Малое Магелланово Облако (SMC ), или Nubecula Minor, является карликовой галактикой около Млечного Пути. Классифицируемая как карликовая неправильная галактика, SMC имеет диаметр около 7000 световых лет, содержит несколько сотен миллионов звезд и имеет общую массу около 7 миллиардов солнечных. массы. SMC содержит структуру с центральной перемычкой, и астрономы предполагают, что когда-то это была спиральная галактика с перемычкой , которая была разрушена Млечным путем, чтобы стать 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 видны со всего южного полушария, но могут быть полностью видны низко над южным горизонтом с широты южнее примерно 15 ° северной широты. Галактика расположена поперек как созвездий Тукана, так и части Hydrus, и выглядит как слабое туманное пятно, напоминающее обособленный фрагмент 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 глубокого космоса лучше всего виден ясными безлунными ночами и вдали от городских огней. SMC образует пару с Большое Магелланово Облако (LMC), которое лежит на 20 ° к востоку и, как LMC, является членом Локальной группы и весьма вероятно бывший спутник Большого Магелланова Облака и нынешний спутник Млечного Пути.
Панорамные Большое и Малое Магеллановы облака, видимые с места наблюдения ESO VLT. Галактики находятся в левой части изображения. В южном полушарии магеллановы облака давно были включены в предания местных 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 средневековье, когда они использовались для навигации. Португальские и голландские моряки называли их Мысом Облаков, и это название сохранилось на протяжении нескольких столетий. Во время кругосветного плавания Фердинанда Магеллана в 1519–1522 годах, Антонио Пигафетта описал их как тусклые скопления звезд. В атласе звезд Иоганна Байера Уранометрия, опубликованном в 1603 году, он назвал меньшее облако Нубекула-Минор. На латыни Nubecula означает маленькое облако.
Между 1834 и 1838 годами Джон Фредерик Уильям Гершель наблюдал за южным небом со своим 14-дюймовым (36 см)) отражатель 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-миллиметровый) телескоп на этом месте использовался для фотографического обзора Большого и Малого Магелланова Облака. Генриетта Суон Ливитт, астроном из обсерватории Гарвардского колледжа, использовал 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 цефеиды после звезды-прототипа Delta Cephei, показала определенную взаимосвязь между периодом переменности и светимостью звезды. Это важное соотношение период-светимость позволило оценить расстояние до любой другой цефеидной переменной в терминах расстояния до SMC. Следовательно, как только расстояние до SMC будет известно с большей точностью, переменные цефеиды можно будет использовать в качестве стандартной свечи для измерения расстояний до других галактик.
Используя это соотношение период-светимость, в 1913 году расстояние до SMC впервые оценил Эйнар Герцшпрунг. Сначала он измерил тринадцать близких 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 предполагают, что большие и Малые Магеллановы Облака могут двигаться слишком быстро, чтобы вращаться по орбите с точки зрения Млечного Пути.
VISTA на Малое Магелланово Облако. 47 Тукана (NGC 104) виден справа от Малого Магелланова Облака. Существует мостик из газа, соединяющий Малое Магелланово Облако с Большим Магеллановым Облаком (LMC).), что свидетельствует о приливном взаимодействии между галактиками. Магеллановы облака имеют обычную оболочку из нейтрального водорода, что указывает на то, что они были связаны гравитацией в течение длительного времени. Этот газовый мостик является местом звездообразования.
В 2017 году с использованием данных Dark Energy Survey и данных MagLiteS была обнаружена сверхплотность звезд, связанная с Малым Магеллановым Облаком, т.е. вероятно, результат взаимодействий между SMC и LMC.
Малое Магелланово Облако содержит большую и активную популяцию двойных рентгеновских лучей. Недавнее звездообразование привело к появлению большого количества 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 = 10–10 эрг / с, разнесенных на орбитальный период, плюс редкие гигантские вспышки большей продолжительности и яркости.
Мониторинговые исследования SMC, выполненные с помощью Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) НАСА, показывают рентгеновские пульсары во вспышках со скоростью более 10 эрг / с, и к концу 2008 г. их было 50. Миссии ROSAT и ASCA обнаружили много слабых точечных источников 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 года из Магеллановых облаков не наблюдалось рентгеновских лучей выше фона. 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 Thor, запущенной с атолла Джонстон 24 сентября 1970 года в 12:54 UTC с высоты более 300 км для поиска малой Магелланово Облако. SMC был обнаружен при рентгеновской светимости 5 × 10 эрг / с в диапазоне 1,5–12 кэВ и 2,5 × 10 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 года 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 в J2000 прямом восхождении (RA) 01 15 14 склонении (Dec) 73 ° 42 '22 ″.
Два дополнительных источника, обнаруженных и перечисленных в 3A, включают SMC X-2 в 3A 0042-738 и SMC X-3 в 3A 0049-726.
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 (как видно с точки зрения Земли)., и разделены примерно 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 Облаком.
 | На Викискладе есть материалы, связанные с Малым Магеллановым Облако. |
