Эта статья входит в число хороших статей

Малое Магелланово Облако

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Малое Магелланово Облако
Галактика
Изображение Малого Магелланова Облака в инфракрасном диапазоне, полученное с помощью телескопа Vista  (англ.) (рус.
Изображение Малого Магелланова Облака в инфракрасном диапазоне, полученное с помощью телескопа Vista  (англ.)
История исследования
Обозначения NGC 292, PGC 3085, ESO 29-21, LEDA 3085, Anon 0051-73, XSS J00595-7303, PBC J0102.7-7241, 2FGL J0059.0-7242e и 3FGL J0059.0-7242e
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Созвездие Тукан
Прямое восхождение 0ч 52м 38,00с
Склонение −72° 48′ 01″
Видимые размеры 2,6°×1,6°
Видимая зв. величина +1,97m
Характеристики
Тип Карликовая неправильная галактика
Входит в Местная группа
Лучевая скорость 162 км/с[1]
z 0,000527 ± 1,3E−5[2]
Расстояние 56 килопарсека
Абсолютная звёздная величина (V) −17,07m
Масса 2—5⋅109 M
Радиус 2,9 килопарсек
Информация в базах данных
SIMBAD NAME SMC
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе

Ма́лое Магелла́ново О́блако (ММО, SMC, NGC 292) — галактика-спутник Млечного Пути, которая расположена на расстоянии в 56 килопарсек от него. Диаметр галактики составляет 5,8 килопарсека, а масса — 3—5⋅109 M, она содержит около 1,5 миллиардов звёзд. Абсолютная звёздная величина галактики в полосе V составляет −17,07m. Малое Магелланово Облако — карликовая неправильная галактика.

В Малом Магеллановом Облаке известно около 600 звёздных скоплений, а всего, по оценкам, должно быть около 2000 таких объектов. Система звёздных скоплений в Малом Магеллановом Облаке отличается от таковой в Млечном Пути: в Малом Магеллановом Облаке есть объекты, похожие на шаровые скопления нашей Галактики, но гораздо более молодые. Рассеянные же скопления в целом похожи на те, что встречаются в Млечном Пути. Масса нейтрального атомарного водорода в Малом Магеллановом Облаке равна 5⋅108 M, а молекулярного — 7,5⋅107 M, так что газ составляет значительную долю всей массы галактики. Масса пыли в галактике — 5⋅105 M, причём состав и размер пылинок в межзвёздной среде галактики отличается от такового в Млечном Пути.

Свойства[править | править код]

Основные характеристики[править | править код]

Изображение Большого Магелланова Облака, построенное по данным Gaia

Малое Магелланово Облако — галактика, которая находится на расстоянии в 56 килопарсек[комм. 1] от центра Млечного Пути и является одним из его спутников[4]. Наблюдается в созвездии Тукана[5][6].

Угловой диаметр Малого Магелланова Облака, измеренный по изофоте 25m на квадратную секунду дуги в фотометрической полосе B, составляет 5,5°, что соответствует линейному размеру в 5,8 килопарсек[7], но на небе заметна лишь область галактики меньшего размера (см. ниже[⇨])[6][8]. Масса, заключённая в пределах 3 килопарсек от его центра, составляет 3—5⋅109 M[9]. Эта галактика содержит около 1,5 миллиарда звёзд[5]. Абсолютная звёздная величина галактики в полосе V составляет −17,07m[10].

Видимая звёздная величина галактики в полосе V составляет 1,97m, показатель цвета B−V ― 0,61m. Величина межзвёздного поглощения в полосе V для галактики составляет 0,19m, а межзвёздное покраснение в цвете B−V — 0,06m. Плоскость диска галактики наклонена к картинной плоскости на 90°[11].

Кривая вращения Малого Магелланова Облака, измеренная по движению нейтрального водорода, достигает максимума в 55 км/с на расстоянии 2,8 килопарсека от центра. По всей видимости, на более далёких расстояниях от центра она остаётся плоской[12].

Структура и звёздное население[править | править код]

Малое Магелланово Облако является карликовой неправильной галактикой[13][14]. В нём наблюдается структура, которую называют «баром», однако она не является баром в общем смысле слова, и только внешне похожа на него[15]. Ещё одна компонента галактики — «крыло», которое представляет собой приливную структуру. «Бар» и «крыло» содержат молодое звёздное население. Также в Малом Магеллановом Облаке присутствует плоская «центральная система» с более старыми звёздами и другими объектами, и гало сферической формы с очень старым звёздным населением[16]. Распределение яркости в диске Малого Магелланова Облака экспоненциальное, а характерный радиус диска составляет 1,3 килопарсека[10][17].

Средняя металличность Малого Магелланова Облака составляет −0,73[комм. 2]. Нынешний темп звездообразования в галактике — 0,046 M в год[19]. Старое звёздное население составляет около 6 % массы галактики[20].

Звёздные скопления[править | править код]

По теоретическим оценкам, в Малом Магеллановом Облаке всего должно быть около 2000 звёздных скоплений[21], из которых известно около 600[22].

Система звёздных скоплений в Малом Магеллановом Облаке отличается от таковой в Млечном Пути. Шаровые скопления, содержащие много звёзд, в нашей Галактике — старые объекты с возрастами более 12 миллиардов лет. В Малом Магеллановом Облаке есть только одно скопление такого возраста — NGC 121. Есть ещё несколько сравнительно старых скоплений, но не настолько, как шаровые скопления нашей Галактики: например, L 1, K 3 и NGC 416 с возрастами соответственно 10, 9 и 7 миллиардов лет. Другие богатые звёздами скопления имеют более голубой цвет и меньший возраст: в этом они похожи на рассеянные скопления, но содержат гораздо больше звёзд, имеют большие размеры и формы, близкие к сферическим[23]. Такие объекты называют молодыми населёнными скоплениями (англ. young populous clusters), подобные объекты в Млечном Пути неизвестны[24]. Рассеянные скопления в Малом Магеллановом Облаке в целом похожи на таковые в нашей Галактике[25].

В среднем, звёздные скопления в Малом Магеллановом Облаке старше, чем в Млечном Пути. Это связано с тем, что в условиях в этой галактике скопления реже взаимодействуют с молекулярными облаками, и, следовательно, разрушаются за более длительный срок. В Малом Магеллановом Облаке средний возраст скоплений составляет 0,9 миллиарда лет, в то время как в Млечном Пути — только 0,2 миллиарда лет[26].

Межзвёздная среда[править | править код]

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

Межзвёздная среда Малого Магелланова Облака состоит из газа с различной температурой и пыли. Масса нейтрального атомарного водорода в галактике равна 5⋅108 M, а молекулярного — 7,5⋅107 M, так что газ составляет значительную долю всей массы галактики[27]. Масса пыли в галактике — 5⋅105 M[28].

Известно, что межзвёздное поглощение в Малом Магеллановом Облаке усиливается в коротких волнах более резко, чем в Млечном Пути, а в функции зависимости величины поглощения от длины волны для Малого Магелланова Облака нет локального максимума на длине волны 2175 Å. Кроме того, межзвёздная среда галактики по-другому поляризует излучение. Таким образом, распределение пылинок по размерам и содержание углерода в межзвёздной среде Малого Магелланова Облака отличаются от таковых в Млечном Пути[29].

Области H II в Малом Магеллановом Облаке меньше по размеру и менее яркие, чем в Большом Магеллановом Облаке, что связано с более низким темпом звездообразования. По сравнению с Большим Магеллановым Облаком, в Малом водород распределён более равномерно — скорее всего, это вызвано более низкой металличностью, и, следовательно, меньшим количеством пыли — частицы пыли позволяют газу быстрее охлаждаться и скучиваться[30].

В Малом Магеллановом Облаке известно не менее 70 планетарных туманностей, их общее количество оценивается как приблизительно 280[31].

Переменные звёзды[править | править код]

В Малом Магеллановом Облаке 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 Малого Магелланова Облака, благодаря которой цефеидами могут становиться звёзды меньших масс, чем в Млечном Пути. Кроме того, считается, что именно из-за пониженной металличности в Малом Магеллановом Облаке нет переменных типа Беты Цефея, механизм переменности которых связан с наличием тяжёлых элементов[32][33].

Средняя частота вспышек новых звёзд в галактике оценивается как не менее 0,12 в год. За весь XX век было обнаружено 7 вспышек, причём 6 из них — во второй половине. Новые звёзды в Малом Магеллановом Облаке, возможно, слабее сосредоточены к центру галактики, чем яркие звёзды и газовая составляющая галактики[34].

В галактике известно 12 остатков сверхновых и ещё 2 кандидата. Оценка частоты вспышек сверхновых — раз в 350 лет[35].

Рентгеновские источники[править | править код]

В Малом Магеллановом Облаке известно не менее 40 рентгеновских источников. Наиболее яркие из них — SMC X-1 — яркая и хорошо изученная рентгеновская двойная, а также источники SMC X-2 и SMC X-3, у которых наблюдается переменность рентгеновского излучения. Значительный вклад в поток рентгеновского излучения вносит диффузная составляющая — в диапазоне энергий 0,16—3,5 кэВ диффузное излучение составляет 60 % от общего потока. Диффузное рентгеновское излучение, скорее всего, создаётся плазмой с температурой порядка 106 K и приходит из области большего размера, чем сама галактика в оптическом диапазоне[36].

Взаимодействие с другими галактиками[править | править код]

Положение Малого Магелланова Облака (Small Magellanic Cloud) среди Млечного Пути и его спутников

Малое Магелланово Облако является спутником Млечного Пути[5]. Кроме того, Малое Магелланово Облако связано и заметно взаимодействует с Большим Магеллановым Облаком. Расстояние между галактиками составляет 21 килопарсек[37], они обращаются друг относительно друга с периодом в 900 миллионов лет[38]. Галактики имеют общую оболочку из нейтрального водорода, а между ними наблюдается «мост» из звёзд и газа — Магелланов Мост[39]. От Магеллановых Облаков к нашей Галактике тянется Магелланов Поток — вытянутая структура из нейтрального водорода[5][40]. Совокупность этих галактик и их общих структур называется Магеллановой системой[41].

Эволюция[править | править код]

Высокая доля газа в массе Малого Магелланова Облака указывает на то, что эта галактика не успела сильно проэволюционировать. Звездообразование в Малом Магеллановом Облаке идёт менее активно, чем в Большом: на это указывают, например, малый размер областей H II, малое число звёзд Вольфа — Райе и более красный цвет галактики в целом[42].

Формирование шаровых скоплений в Малом Магеллановом Облаке началось позже, чем в Большом, либо менее резко. В Большом Магеллановом Облаке содержится 13 старых шаровых скоплений, а в Малом — только одно. Если бы в Малом Магеллановом Облаке удельное содержание шаровых скоплений было таким же, как в Большом, то, с учётом более низкой светимости, в нём можно было бы ожидать увидеть 3—4 таких объекта[43].

В будущем Малое Магелланово Облако будет поглощено нашей Галактикой[44].

История изучения[править | править код]

Большое и Малое Магеллановы Облака, вид из Паранальской обсерватории

Жителям Южного полушария Малое и Большое 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[45][46].

В Северном полушарии как минимум к X веку н. э. о Магеллановых Облаках было известно Ас-Суфи. Для мореплавателей Магеллановы облака представляли интерес тем, что находятся около Южного полюса мира, вблизи которого нет ярких звёзд[45][47].

Своё современное название Магеллановы облака получили в честь Фернана Магеллана, совершившего первое кругосветное плавание в 1519—1522 годах. Один из членов команды Магеллана, Антонио Пигафетта, дал описание этим объектам. Кроме того, Пигафетта верно предполагал, что Магеллановы Облака состоят из отдельных звёзд[45].

В 1847 году Джон Гершель опубликовал каталог 244 отдельных объектов в Малом Магеллановом Облаке с координатами и короткими описаниями. В 1867 году Кливленд Эббе впервые сделал предположение, что Магеллановы Облака — отдельные от Млечного Пути галактики[48][49].

С 1904 года сотрудники Гарвардской обсерватории начали открывать цефеиды в Магеллановых Облаках. В 1912 году Генриетта Ливитт, которая также работала в Гарвардской обсерватории, обнаружила для Магеллановых Облаков зависимость между периодом и светимостью для цефеид[50]. Это соотношение в дальнейшем стало играть важную роль в измерении расстояний между галактиками. С 1914 года астрономы Ликской обсерватории начали систематически измерять лучевые скорости эмиссионных туманностей в Магеллановых Облаках. Выяснилось, что все эти объекты имеют большие положительные лучевые скорости — это стало свидетельством в пользу того, что Магеллановы Облака отделены от Млечного Пути. Эти три открытия, а также обнаружение с помощью радиотелескопов нейтрального водорода в Магеллановых Облаках и вокруг них Харлоу Шепли в 1956 году назвал важнейшими достижениями, связанными с Магеллановыми Облаками. Кроме того, Шепли отметил ещё несколько открытий: например, обнаружение различных звёздных населений в Магеллановых Облаках[47][51].

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[52].

Наблюдения[править | править код]

Расположение Малого Магелланова Облака (обведено зелёным контуром в нижней левой части изображения) на карте звёздного неба

Магеллановы Облака не видны севернее 17° северной широты. Малое Магелланово Облако наблюдается в созвездии Тукана. Видимая звёздная величина Малого Магелланова Облака составляет +1,97m[10], а видимые угловые размеры ― 2,6° на 1,6°[8], галактика заметна невооружённым глазом при достаточно тёмном небе[53][54].

При использовании телескопа с небольшим диаметром объектива, около 100 мм, различимы некоторые объекты галактики. Самый яркий из них — NGC 346, звёздное скопление с туманностью, в котором можно различить некоторые отдельные звёзды. Поблизости находятся менее яркие, но также заметные скопления NGC 371 и NGC 395. Также можно наблюдать рассеянное скопление NGC 330 и шаровое скопление NGC 121. Шаровое скопление NGC 362, которое находится на фоне галактики, но не относится к ней, также хорошо заметно. При использовании более крупных телескопов становится видно значительно больше объектов, а в некоторых становятся различимы отдельные детали. Например, при наблюдении в телескоп с диаметром объектива в 200 мм в NGC 346 становится видна форма туманности, похожая на спираль, а с помощью телескопа с апертурой 300 мм становится возможным различать отдельные звёзды в скоплении в центральной части NGC 346[54][55].

Примечания[править | править код]

Комментарии[править | править код]

  1. Расстояние от этой галактики до Солнца составляет 59 килопарсек[3].
  2. Металличность соответствует доле элементов тяжелее гелия, равной солнечной[18].

Источники[править | править код]

  1. Tully R. B., Courtois H. M., Sorce J. G. Cosmicflows-3 (англ.) // Astron. J. / J. G. III, E. VishniacNYC: IOP Publishing, American Astronomical Society, University of Chicago Press, AIP, 2016. — Vol. 152, Iss. 2. — P. 50. — ISSN 0004-6256; 1538-3881doi:10.3847/0004-6256/152/2/50arXiv:1605.01765
  2. Richter O.-G., Tammann G. A., Huchtmeier W. K. HI observations of galaxies in a catalog of nearby galaxies. II. The motion of the sun and the galaxy and the velocity dispersion of 'field' galaxies (англ.) // Astron. Astrophys. / T. ForveilleEDP Sciences, 1987. — Vol. 171. — P. 33–40. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846
  3. van den Bergh, 2000, pp. 145—146.
  4. van den Bergh, 2000, pp. 143, 145—146.
  5. 1 2 3 4 Жаров В. Е. Магеллановы облака. Большая российская энциклопедия. Дата обращения: 24 марта 2022. Архивировано 24 марта 2022 года.
  6. 1 2 Hodge P. W. Magellanic Cloud (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 24 марта 2022. Архивировано 2 мая 2015 года.
  7. Results for object Small Magellanic Cloud (SMC). ned.ipac.caltech.edu. Дата обращения: 16 августа 2022.
  8. 1 2 LMC. SIMBAD. Дата обращения: 6 мая 2022. Архивировано 24 апреля 2022 года.
  9. Harris J., Zaritsky D. Spectroscopic Survey of Red Giants in the Small Magellanic Cloud. I. Kinematics (англ.) // The Astronomical Journal. — 2006-05. — Vol. 131, iss. 5. — P. 2514–2524. — ISSN 1538-3881 0004-6256, 1538-3881. — doi:10.1086/500974. Архивировано 26 марта 2022 года.
  10. 1 2 3 van den Bergh, 2000, p. 143.
  11. van den Bergh, 2000, pp. 142—143.
  12. Di Teodoro E. M., McClure-Griffiths N. M., Jameson K. E., Dénes H., Dickey J. M. On the dynamics of the Small Magellanic Cloud through high-resolution ASKAP H I observations // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2019-02-01. — Т. 483. — С. 392–406. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/sty3095. Архивировано 27 мая 2022 года.
  13. Засов А. В. Карликовые галактики. Большая российская энциклопедия. Дата обращения: 2 мая 2022. Архивировано 2 мая 2022 года.
  14. SMC. SIMBAD. Дата обращения: 6 мая 2022. Архивировано 6 мая 2022 года.
  15. Zaritsky D., Harris J., Grebel E. K., Thompson I. B. The Morphologies of the Small Magellanic Cloud // The Astrophysical Journal. — 2000-05-01. — Т. 534. — С. L53–L56. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/312649. Архивировано 29 июня 2022 года.
  16. Westerlund, 1997, pp. 32—34.
  17. van den Bergh, 2000, pp. 143, 146—148.
  18. Darling D. Metallicity. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 29 марта 2022. Архивировано 5 октября 2021 года.
  19. van den Bergh, 2000, pp. 143, 158.
  20. Westerlund, 1997, p. 118.
  21. Westerlund, 1997, p. 46.
  22. Nayak P. K., Subramaniam A., Choudhury S., Sagar R. Star clusters in the Magellanic Clouds. II. Age-dating, classification, and spatio-temporal distribution of the SMC clusters // Astronomy and Astrophysics. — 2018-09-01. — Т. 616. — С. A187. — ISSN 0004-6361. — doi:10.1051/0004-6361/201732227. Архивировано 8 июля 2022 года.
  23. van den Bergh, 2000, pp. 148—149.
  24. Westerlund, 1997, pp. 43—46.
  25. Star cluster (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 29 марта 2022. Архивировано 17 апреля 2022 года.
  26. Westerlund, 1997, pp. 51—55.
  27. van den Bergh, 2000, pp. 143, 156.
  28. Westerlund, 1997, pp. 143—178.
  29. van den Bergh, 2000, p. 158.
  30. van den Bergh, 2000, pp. 142, 155.
  31. Westerlund, 1997, p. 132.
  32. van den Bergh, 2000, pp. 115—120, 149—152.
  33. Westerlund, 1997, pp. 116—131.
  34. van den Bergh, 2000, pp. 150—151.
  35. van den Bergh, 2000, pp. 159—160.
  36. Westerlund, 1997, pp. 179—190.
  37. van den Bergh, 2000, p. 145.
  38. Magellanic Clouds. Swinburne University of Technology. Дата обращения: 16 апреля 2022. Архивировано 17 марта 2022 года.
  39. Королев В. Между Магеллановыми Облаками нашли «звездный мост». N + 1. Дата обращения: 24 марта 2022. Архивировано 24 марта 2022 года.
  40. Ефремов Ю. Н. Магеллановы Облака. Астронет. Дата обращения: 24 марта 2022. Архивировано 29 июня 2020 года.
  41. Westerlund, 1997, p. 21.
  42. van den Bergh, 2000, pp. 142—156.
  43. van den Bergh, 2000, p. 142.
  44. Small Magellanic Cloud: A Satellite Dwarf Galaxy Neighbor (англ.). Space.com (13 декабря 2018). Дата обращения: 2 мая 2022. Архивировано 2 мая 2022 года.
  45. 1 2 3 Westerlund, 1997, p. 1.
  46. 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.
  47. 1 2 van den Bergh, 2000, p. 92.
  48. Westerlund, 1997, pp. 1—2.
  49. Abbe C. On the Distribution of the Nebulae in Space (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1867-04-12. — Vol. 27, iss. 7. — P. 257–264. — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966. — doi:10.1093/mnras/27.7.257a.
  50. 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.
  51. Westerlund, 1997, p. 2.
  52. Westerlund, 1997, pp. 3—5.
  53. The Magellanic Clouds, our galactic neighbors (англ.). EarthSky (8 декабря 2021). Дата обращения: 23 апреля 2022. Архивировано 21 апреля 2022 года.
  54. 1 2 Touring the Small Magellanic Cloud (англ.). Cosmic Pursuits (30 марта 2019). Дата обращения: 6 мая 2022. Архивировано 16 мая 2021 года.
  55. Treasures of The Small Magellanic Cloud. ozsky.org. Дата обращения: 6 мая 2022. Архивировано 10 апреля 2021 года.

Литература[править | править код]

Ссылки[править код]