Эта статья входит в число хороших статей

Магеллановы Облака

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Стабильная версия, проверенная 30 марта 2024.
Магеллановы облака: Большое и Малое

Магеллановы Облака — две крупнейших

нейтрального водорода
и ещё несколько общих структур — их совокупность называется Магеллановой системой.

Большое Магелланово Облако находится на расстоянии в 50

килопарсек от центра Млечного Пути, а Малое — в 56 килопарсеках. Эти две галактики часто классифицируют как неправильные, однако в Большом Магеллановом Облаке присутствует некоторая упорядоченность структуры, и его правильнее относить к Магеллановым спиральным галактикам
.

По сравнению с нашей Галактикой, Магеллановы Облака, особенно Малое, имеют более высокую массовую долю межзвёздного газа и более низкое содержание тяжёлых элементов. Отличия в химическом составе указывают на то, что в Магеллановых Облаках не было первоначальной

вспышки звездообразования
, в которой сформировалось большое количество звёзд, как в Млечном Пути.

Кроме галактик, в Магелланову Систему входит несколько связанных с ними структур: это Магелланов Поток из газа, протянувшийся на 180 килопарсек, Магелланов Мост из газа и звёзд, соединяющий галактики, а также общая оболочка из нейтрального водорода.

Характеристики

Магеллановы Облака — две крупнейших

нейтрального водорода. Кроме того, эта пара галактик имеет общую оболочку из нейтрального водорода[2][3], а между ними наблюдается «мост» из звёзд и газа — Магелланов Мост[4]. Совокупность этих галактик и их общих структур называется Магеллановой системой[5]
.

Галактики

Большое Магелланово Облако находится на расстоянии в 50

килопарсек от центра Млечного Пути, а Малое — в 56 килопарсеках[комм. 1], а расстояние между Магеллановыми облаками составляет 21 килопарсек[7]. Эти две галактики часто классифицируют как неправильные, однако в Большом Магеллановом Облаке присутствует некоторая упорядоченность структуры, и его правильнее относить к Магеллановым спиральным галактикам[8]
.

Некоторые параметры Магеллановых Облаков[9]
БМО ММО
J2000)[10][11]
 −69° 45′ 22″ −72° 48′ 01″
Прямое восхождение (J2000)[10][11] 5ч 23м 34,6с 0ч 52м 38,0с
Расстояние до Солнца 50
кпк
 59 кпк
Диаметр[12][13] 9,9 кпк 5,8 кпк
Масса[14] 0,6—2⋅1010 M⊙ 3—5⋅109 M⊙
Масса
нейтрального атомарного водорода
 7⋅108 M⊙ 5⋅108 M⊙
Масса
молекулярного водорода
 108 M⊙ 7,5⋅107 M⊙
Число звёзд[15] 5⋅109 1,5⋅109
Металличность [Fe/H] −0,30 −0,73
Абсолютная звёздная величина (V) −18,5m −17,07m
Видимая звёздная величина (V) +0,4m +1,97m
Показатель цвета B−V +0,52m +0,61m
Видимые на небе угловые размеры[10][11][комм. 2] 5,4° × 4,6° 2,6° × 1,6°

Состав и звёздное население

Зависимость величины межзвёздного поглощения от обратной длины волны для Млечного Пути (MW), Большого (LMC) и Малого (SMC) Магеллановых Облаков

По сравнению с нашей Галактикой, Магеллановы Облака, особенно Малое, имеют более высокую массовую долю межзвёздного газа: в БМО доля нейтрального водорода выше в несколько раз, чем в Млечном Пути, а в ММО — выше на порядок. Содержание тяжёлых элементов в Магеллановых Облаках, наоборот, значительно ниже, чем в Млечном Пути[3]. Известно, что межзвёздное поглощение в Магеллановых Облаках усиливается в коротких волнах более резко, чем в Млечном Пути, что, возможно, вызвано отличиями в химическом составе[18].

Отличия в химическом составе указывают на то, что в Магеллановых Облаках не было первоначальной

вспышки звездообразования, в которой сформировалось большое количество звёзд, как в Млечном Пути, но при этом звездообразование в Магеллановых Облаках началось в то же время, что и в Млечном Пути, поскольку в Магеллановых Облаках также наблюдаются старые объекты[3]. Темп звездообразования в Большом Магеллановом Облаке заметно повысился 3—5 миллиардов лет назад. Малое Магелланово Облако находится в более ранней стадии эволюции, чем Большое, и в нём более низкий темп звездообразования[19]
.

Звёздные скопления и области звездообразования

Системы

переменные типа RR Лиры. Другие скопления имеют более голубой цвет и возрасты менее 1 миллиарда лет: 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[20]. Рассеянные скопления в Магеллановых Облаках в целом похожи на таковые в нашей Галактике[21]
.

В Большом Магеллановом Облаке находится самая яркая

30 Золотой Рыбы, также известная как туманность Тарантул. Её диаметр составляет 200 парсек, вблизи её центра располагается молодое и очень массивное звёздное скопление R136[22][23]. В этом скоплении есть звёзды очень больших масс, в том числе самая массивная из всех известных — R136a1, масса которой составляет 265 M⊙[17][24]
.

Переменные звёзды

В Магеллановых Облаках 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 Магеллановых Облаков, благодаря которой цефеидами могут становиться звёзды меньших масс, чем в Млечном Пути[25]
.

В 1987 году была зарегистрирована единственная за историю наблюдений сверхновая в Большом Магеллановом Облаке — SN 1987A. Она является ближайшей к нам со времён вспышки сверхновой 1604 года[26].

Движение

Магеллановы Облака обращаются друг относительно друга с периодом в 900 миллионов лет, а вокруг Млечного Пути делают один оборот за 1,5 миллиарда лет

килопарсек — последнее сближение случилось 200 миллионов лет назад. Максимальное расстояние между галактиками при их орбитальном движении может достигать 50 килопарсек[28]
.

Окружение галактик

К Магеллановой системе, кроме двух галактик, относятся различные связанные с ними структуры:

нейтрального атомарного водорода в Магеллановой системе[29]
.

Магелланов Поток

Основная статья: Магелланов Поток
Магелланов Поток

От Магеллановых Облаков исходит вытянутый поток газа —

радиодиапазоне, в нём не наблюдается звёзд[27][30]. Его масса составляет 5⋅108 M⊙[31], вещество Магелланова Потока перетекает в Млечный Путь: скорость перетекания составляет 0,4 M⊙ в год для нейтрального водорода и как минимум столько же — для ионизованного[29]
.

Магелланов поток образовался из вещества одного из Магеллановых Облаков — по всей видимости, Малого, но точный механизм этого процесса неизвестен. Предполагается, что Малое Магелланово Облако потеряло часть массы либо из-за

приливных взаимодействий Облаков друг с другом или с нашей Галактикой[27][30]
.

Магелланов Мост

Основная статья: Магелланов Мост

Магелланов Мост — структура из газа и звёзд, которая соединяет Магеллановы Облака[4][32]. Масса нейтрального водорода в нём составляет 3,3⋅108 M⊙, а ионизованного — 0,7—1,7⋅108 M⊙. Иногда отдельно от Магелланова Моста рассматривают так называемый Хвост Малого Магелланова Облака (англ. Small Magellanic Cloud Tail) — область, которая примыкает к Малому Магелланову Облаку. В частности, Хвост отличается от Моста значительно более низкой долей ионизованного газа[29].

Считается, что Магелланов Мост образовался 200 миллионов лет назад при последнем сближении Облаков друг с другом. Под воздействием приливных сил часть массы Малого Магелланова Облака образовала эту структуру. В Мосте присутствует как молодое звёздное население, которое сформировалось уже после возникновения Моста, так и более старое, содержащее звёзды возрастами от 400 миллионов до 5 миллиардов лет[29][32][33]. Также в Мосте обнаружено несколько звёздных скоплений[34].

Общая оболочка из нейтрального водорода

Большое и Малое Магеллановы Облака имеют общую оболочку из нейтрального водорода, которая имеет угловой размер в десятки градусов[35]. Наличие такой структуры указывает на то, что Облака гравитационно связаны уже долгое время[5].

Эволюция системы

Неизвестно, сформировались ли Магеллановы Облака изначально как пара галактик, или же стали парой галактик лишь относительно недавно[36]. Считается, что галактики гравитационно связаны как минимум последние 7 миллиардов лет[5].

На современные параметры обеих галактик значительно повлияла история их взаимодействия друг с другом и с нашей Галактикой. Например, Большое Магелланово Облако изначально представляло собой тонкий диск без бара, но за последние 9 миллиардов лет из-за

приливных взаимодействий с этими двумя галактиками в Большом Магеллановом Облаке возник бар и гало, а толщина диска увеличилась[36][37]
.

В будущем произойдёт слияние Магеллановых Облаков с нашей Галактикой. Для Большого Магелланова Облака наиболее вероятное время, через которое произойдёт слияние — 2,4 миллиарда лет, что раньше, чем ожидаемое столкновение Млечного Пути и галактики Андромеды[38][39].

История изучения

Большое и Малое Магеллановы Облака, вид из Паранальской обсерватории

Жителям Южного полушария 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[40][41].

В

Южного полюса мира, вблизи которого нет ярких звёзд[40][42]
.

Своё современное название Магеллановы облака получили в честь

Антонио Пигафетта, дал описание этим объектам. Кроме того, Пигафетта верно предполагал, что Магеллановы Облака состоят из отдельных звёзд[40]
.

В 1847 году

Кливленд Эббе впервые сделал предположение, что Магеллановы Облака — отдельные от Млечного Пути галактики[43][44]
.

С 1904 года сотрудники Гарвардской обсерватории начали открывать

Харлоу Шепли в 1956 году назвал важнейшими достижениями, связанными с Магеллановыми Облаками. Кроме того, он отметил ещё несколько открытий: например, обнаружение различных звёздных населений в Магеллановых Облаках[42][46]. Различные важные для астрономии открытия оказались возможны, в частности, из-за того, что Магеллановы Облака располагаются достаточно близко к Млечному Пути, но при этом удалены от его диска и на них слабо влияет межзвёздное поглощение; кроме того, расстояния от Земли до объектов каждого из Магеллановых Облаков практически одинаково, так что различие видимых звёздных величин наблюдаемых там объектов равно различию их абсолютных звёздных величин. По этим причинам Шепли называл Магеллановы Облака «мастерской астрономических методов»[3][27]
.

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[47].

Примечания

Комментарии

  1. ↑ Расстояния от этих галактик до Солнца составляют, соответственно, 50 и 59 килопарсек[6].
  2. ↑ Значения линейного размера и углового не соответствуют друг другу, поскольку указан линейный размер, измеренный по изофоте 25m на квадратную секунду в фотометрической полосе B, и угловой — по видимому на небе размеру[16][17]

Источники

  1. ↑ Deepest, widest view of the Large Magellanic Cloud from SMASH (англ.). www.noirlab.edu. Дата обращения: 26 марта 2022. Архивировано 23 февраля 2022 года.
  2. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 18). — ISBN 978-5-85270-351-4
    .
  3. ↑ 1 2 3 4 Ефремов Ю. Н.. Магеллановы Облака. Астронет. Дата обращения: 24 марта 2022. Архивировано 29 июня 2020 года.
  4. ↑ 1 2 Королев В. Между Магеллановыми Облаками нашли «звездный мост». N + 1. Дата обращения: 24 марта 2022. Архивировано 24 марта 2022 года.
  5. ↑ 1 2 3 4 Westerlund, 1997, p. 21.
  6. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 145—146.
  7. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 93, 143, 145.
  8. doi:10.1017/S1743921308028871. Архивировано
    24 марта 2022 года.
  9. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 93, 142—143, 145.
  10. ↑ 1 2 3 LMC. SIMBAD. Дата обращения: 12 августа 2022. Архивировано 28 ноября 2022 года.
  11. ↑ 1 2 3 SMC. SIMBAD. Дата обращения: 12 августа 2022. Архивировано 12 августа 2022 года.
  12. ↑ Results for object Large Magellanic Cloud (LMC). ned.ipac.caltech.edu. Дата обращения: 16 августа 2022. Архивировано 16 августа 2022 года.
  13. ↑ Results for object Small Magellanic Cloud (SMC). ned.ipac.caltech.edu. Дата обращения: 16 августа 2022. Архивировано 16 августа 2022 года.
  14. doi:10.1086/500974. Архивировано
    26 марта 2022 года.
  15. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 18). — ISBN 978-5-85270-351-4
    .
  16. ↑ RC3 - Third Reference Catalog of Bright Galaxies. heasarc.gsfc.nasa.gov. Дата обращения: 16 августа 2022. Архивировано 11 августа 2019 года.
  17. ↑
    Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 24 марта 2022. Архивировано
    2 мая 2015 года.
  18. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 134—136.
  19. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 126, 142.
  20. ↑ Westerlund, 1997, pp. 43—46.
  21. Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 29 марта 2022. Архивировано
    17 апреля 2022 года.
  22. ↑ Westerlund, 1997, pp. 202—220.
  23. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 112—115.
  24. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x. Архивировано
    20 марта 2022 года.
  25. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 115—120, 149—152.
  26. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 129—133.
  27. ↑ 1 2 3 4 Magellanic Clouds. Swinburne University of Technology. Дата обращения: 16 апреля 2022. Архивировано 17 марта 2022 года.
  28. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06263.x. Архивировано
    31 июля 2022 года.
  29. ↑
    doi:10.1088/0004-637X/771/2/132. Архивировано
    29 июня 2022 года.
  30. ↑ 1 2 Magellanic Stream. Swinburne University of Technology. Дата обращения: 13 августа 2022. Архивировано 9 января 2017 года.
  31. doi:10.1088/0004-637X/723/2/1618. Архивировано
    22 июня 2022 года.
  32. ↑
    doi:10.1051/0004-6361/201118236. Архивировано
    5 июля 2022 года.
  33. doi:10.1088/0004-637X/795/2/108. Архивировано
    14 августа 2022 года.
  34. doi:10.1051/0004-6361/202040015. Архивировано
    20 декабря 2022 года.
  35. doi:10.1051/0004-6361:20040321. Архивировано
    15 февраля 2023 года.
  36. ↑
    doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08510.x. Архивировано
    21 марта 2022 года.
  37. doi:10.1071/AS08020. Архивировано
    13 августа 2022 года.
  38. doi:10.1093/mnras/sty3084. Архивировано
    8 января 2019 года.
  39. ↑ Small Magellanic Cloud: A Satellite Dwarf Galaxy Neighbor (англ.). Space.com (13 декабря 2018). Дата обращения: 2 мая 2022. Архивировано 2 мая 2022 года.
  40. ↑ 1 2 3 Westerlund, 1997, p. 1.
  41. ↑ Olsen K. Meet the Magellanic Clouds: Our galaxy’s brightest satellites (англ.). Astronomy.com (20 ноября 2020). Дата обращения: 29 апреля 2022. Архивировано 19 мая 2021 года.
  42. ↑ 1 2 van den Bergh, 2000, p. 92.
  43. ↑ Westerlund, 1997, pp. 1—2.
  44. doi:10.1093/mnras/27.7.257a
    .
  45. ↑ Leavitt H. S., Pickering E. C. Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud. // Harvard College Observatory Circular. — 1912-03-01. — Т. 173. — С. 1–3. Архивировано 14 мая 2022 года.
  46. ↑ Westerlund, 1997, p. 2.
  47. ↑ Westerlund, 1997, pp. 3—5.

Литература

  • van den Bergh S. The Galaxies of the Local Group. — Cambridge; New York:
    Cambridge University Press, 2000. — 348 p. — ISBN 978-1-139-42965-8
    .
  • Westerlund B. E. The Magellanic Clouds. — Cambridge University Press, 1997. — 279 с. — ISBN 978-0-521-48070-3.
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Магеллановы_Облака&oldid=136972824