Русская Википедия:Малое Магелланово Облако
Ма́лое Магелла́ново О́блако (ММО, SMC, NGC 292) — галактика-спутник Млечного Пути, расположенная на расстоянии в 56 килопарсек от него. Диаметр галактики составляет 5,8 килопарсека, а масса — 3—5Шаблон:E Шаблон:Mo, она содержит около 1,5 миллиарда 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 5Шаблон:E Шаблон:Mo, а молекулярного — 7,5Шаблон:E Шаблон:Mo, так что газ составляет значительную долю всей массы галактики. Масса пыли в галактике — 5Шаблон:E Шаблон:Mo, причём состав и размер пылинок в межзвёздной среде галактики отличается от такового в Млечном Пути.
Свойства
Основные характеристики
Малое Магелланово Облако — галактика, которая находится на расстоянии в 56 килопарсекШаблон:Ref+ от центра Млечного Пути и является одним из его спутниковШаблон:Sfn. Наблюдается в созвездии Тукана[1][2].
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[3], но на небе заметна лишь область галактики меньшего размера (см. нижеШаблон:Переход)[2][4]. Масса, заключённая в пределах 3 килопарсек от его центра, составляет 3—5Шаблон:E Шаблон:Mo[5]. Эта галактика содержит около 1,5 миллиарда звёзд[1]. Абсолютная звёздная величина галактики в полосе V составляет −17,07mШаблон:Sfn.
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°Шаблон:Sfn.
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[6].
Структура и звёздное население
Малое Магелланово Облако является карликовой неправильной галактикой[7][8]. В нём наблюдается структура, которую называют «баром», однако она не является баром в общем смысле слова, и только внешне похожа на него[9]. 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 населениемШаблон:Sfn. Распределение яркости в диске Малого Магелланова Облака экспоненциальное, а характерный радиус диска составляет 1,3 килопарсекаШаблон:SfnШаблон:Sfn.
Средняя металличность Малого Магелланова Облака составляет −0,73Шаблон:Ref+. Нынешний темп звездообразования в галактике — 0,046 Шаблон:Mo в годШаблон:Sfn. Старое звёздное население составляет около 6 % массы галактикиШаблон:Sfn.
Звёздные скопления
По теоретическим оценкам, в Малом Магеллановом Облаке всего должно быть около 2000 звёздных скопленийШаблон:Sfn, из которых известно около 600[10].
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 сферическимШаблон:Sfn. Такие объекты называют молодыми населёнными скоплениями (Шаблон:Lang-en), подобные объекты в Млечном Пути неизвестныШаблон:Sfn. Рассеянные скопления в Малом Магеллановом Облаке в целом похожи на таковые в нашей Галактике[11].
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 летШаблон:Sfn.
Межзвёздная среда
Межзвёздная среда Малого Магелланова Облака состоит из газа с различной температурой и пыли. Масса нейтрального атомарного водорода в галактике равна 5Шаблон:E Шаблон:Mo, а молекулярного — 7,5Шаблон:E Шаблон:Mo, так что газ составляет значительную долю всей массы галактикиШаблон:Sfn. Масса пыли в галактике — 5Шаблон:E Шаблон:MoШаблон:Sfn.
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 ПутиШаблон:Sfn.
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 скучиватьсяШаблон:Sfn.
В Малом Магеллановом Облаке известно не менее 70 планетарных туманностей, их общее количество оценивается как приблизительно 280Шаблон:Sfn.
Переменные звёзды
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 элементовШаблон:SfnШаблон:Sfn.
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 галактикиШаблон:Sfn.
В галактике известно 12 остатков сверхновых и ещё 2 кандидата. Оценка частоты вспышек сверхновых — раз в 350 летШаблон:Sfn.
Рентгеновские источники
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 Шаблон:E K и приходит из области большего размера, чем сама галактика в оптическом диапазонеШаблон:Sfn.
Взаимодействие с другими галактиками
Малое Магелланово Облако является спутником Млечного Пути[1]. Кроме того, Малое Магелланово Облако связано и заметно взаимодействует с Большим Магеллановым Облаком. Расстояние между галактиками составляет 21 килопарсекШаблон:Sfn, они обращаются друг относительно друга с периодом в 900 миллионов лет[12]. Галактики имеют общую оболочку из нейтрального водорода, а между ними наблюдается «мост» из звёзд и газа — Магелланов Мост[13]. От Магеллановых Облаков к нашей Галактике тянется Магелланов Поток — вытянутая структура из нейтрального водорода[1][14]. Совокупность этих галактик и их общих структур называется Магеллановой системойШаблон:Sfn.
Эволюция
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 целомШаблон:Sfn.
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 объектаШаблон:Sfn.
В будущем Малое Магелланово Облако будет поглощено нашей Галактикой[15].
История изучения
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 людейШаблон:Sfn[16].
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 звёздШаблон:SfnШаблон:Sfn.
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 звёздШаблон:Sfn.
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 галактикиШаблон:Sfn[17].
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[18]. 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 ОблакахШаблон:SfnШаблон:Sfn.
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 ОблаковШаблон:Sfn.
Наблюдения
Магеллановы Облака не видны севернее 17° северной широты. Малое Магелланово Облако наблюдается в созвездии Тукана. Видимая звёздная величина Малого Магелланова Облака составляет +1,97mШаблон:Sfn, а видимые угловые размеры ― 2,6° на 1,6°[4], галактика заметна невооружённым глазом при достаточно тёмном небе[19][20].
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[20][21].
Примечания
Комментарии
Источники
Литература
Шаблон:Внешние ссылки NGC Шаблон:ВС Шаблон:Навигатор NGC Шаблон:Млечный путь Шаблон:Хорошая статья
- ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 Шаблон:БРЭ
- ↑ 2,0 2,1 Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ 4,0 4,1 Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:БРЭ
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ 20,0 20,1 Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- Русская Википедия
- Страницы с неработающими файловыми ссылками
- Малое Магелланово Облако
- Карликовые неправильные галактики
- Местная группа
- Подгруппа Млечного Пути
- Тукан (созвездие)
- Объекты, названные в честь Фернана Магеллана
- Страницы, где используется шаблон "Навигационная таблица/Телепорт"
- Страницы с телепортом
- Википедия
- Статья из Википедии
- Статья из Русской Википедии
