Magellanova mračna

Magellanova mračna  jsou dvě největší satelitní galaxie Mléčné dráhy : Velký Magellanův oblak a Malý Magellanův oblak . Jsou gravitačně vázány, mají společný obal z neutrálního vodíku a pár dalších společných struktur – jejich celek se nazývá Magellanův systém.

Velký Magellanův oblak je vzdálen 50 kiloparseků od středu Mléčné dráhy a Malý Magellanův oblak je vzdálen 56 kiloparseků. Tyto dvě galaxie jsou často klasifikovány jako nepravidelné , nicméně ve struktuře Velkého Magellanova mračna existuje určitý řád a správněji se připisuje Magellanovým spirálním galaxiím .

Ve srovnání s naší Galaxií mají Magellanova mračna, zejména Malá, vyšší hmotnostní zlomek mezihvězdného plynu a nižší obsah těžkých prvků. Rozdíly v chemickém složení naznačují, že Magellanova mračna neměla počáteční výbuch hvězd, při kterém se vytvořilo velké množství hvězd, jako v Mléčné dráze.

Kromě galaxií zahrnuje Magellanův systém několik souvisejících struktur: jedná se o Magellanův proud plynu, táhnoucí se 180 kiloparseků, Magellanův most plynu a hvězd spojující galaxie a také společný obal neutrálního vodíku.

Charakteristika

Magellanova mračna jsou dvě největší satelitní galaxie Mléčné dráhy : Malý Magellanův oblak (LMC) a Velký Magellanův oblak (LMC) [1] . Jsou docela blízko u sebe a jsou gravitačně vázány. Z Magellanových mračen se táhne Magellanův proud - podlouhlá struktura neutrálního vodíku . Tato dvojice galaxií má navíc společný obal z neutrálního vodíku [2] [3] a mezi nimi se nachází „most“ z hvězd a plynu – Magellanův most [4] . Souhrn těchto galaxií a jejich společných struktur se nazývá Magellanův systém [5] .

Galaxie

Velký Magellanův oblak je vzdálen 50 kiloparseků od středu Mléčné dráhy a Malý Magellanův oblak je vzdálen 56 kiloparseků [comm. 1] a vzdálenost mezi Magellanovými mračny je 21 kiloparseků [7] . Tyto dvě galaxie jsou často klasifikovány jako nepravidelné , nicméně Velké Magellanovo mračno má určité strukturní uspořádání a správnější je odkazovat na Magellanovy spirální galaxie [8] .

Některé parametry Magellanových mračen [9]
BMO IMO
Skloňování ( J2000 ) [10] [11] −69° 45′ 22″ −72° 48′ 01″
Rektascenze (J2000) [10] [11] 5 h  23 m  34,6 s 0 h  52 m  38,0 s
Vzdálenost ke Slunci 50 kpc 59 kpc
Průměr [12] [13] 9,9 kpc 5,8 kpc
Hmotnost [14] 0,6—2⋅10 10 M ⊙ 3—5⋅10 9 M ⊙
Hmotnost neutrálního atomárního vodíku 7⋅10 8 M ⊙ 5⋅10 8 M ⊙
Hmotnost molekulárního vodíku 10 8 M ⊙ 7,5⋅107M⊙ _ _ _
Počet hvězdiček [15] 5⋅10 9 1,5⋅10 9
Metalicita [Fe/H] −0,30 −0,73
Absolutní velikost ( V ) −18,5 m _ −17,07 m _
Zdánlivá velikost (V) + 0,4 m + 1,97 m
Index barev B−V + 0,52 m + 0,61 m
Úhlové rozměry viditelné na obloze [10] [11] [comm. 2] 5,4° x 4,6° 2,6° x 1,6°
Složení a hvězdná populace

Ve srovnání s naší Galaxií mají Magellanova mračna, zejména Malá, vyšší hmotnostní podíl mezihvězdného plynu: v LMC je podíl neutrálního vodíku několikanásobně vyšší než v Mléčné dráze a v MMO je to řád o velikost vyšší. Obsah těžkých prvků v Magellanových oblacích je naopak mnohem nižší než v Mléčné dráze [3] . Je známo, že mezihvězdné vymírání v Magellanových oblacích narůstá v krátkých vlnách prudčeji než v Mléčné dráze, což může být způsobeno rozdíly v chemickém složení [18] .

Rozdíly v chemickém složení naznačují, že Magellanova mračna neměla počáteční výbuch hvězd, při kterém se vytvořilo velké množství hvězd, jako v Mléčné dráze, ale tvorba hvězd v Magellanových mracích začala ve stejnou dobu jako v Mléčné dráze. , protože staré objekty jsou pozorovány i v Magellanových oblacích [3] . Rychlost tvorby hvězd ve Velkém Magellanově mračnu výrazně vzrostla před 3-5 miliardami let. Malé Magellanovo mračno je v dřívější fázi vývoje než Velké a má nižší rychlost tvorby hvězd [19] .

Hvězdokupy a hvězdotvorné oblasti

Systémy hvězdokup v Magellanových oblacích se liší od systémů v Mléčné dráze. Kulové hvězdokupy bohaté na hvězdy v naší galaxii jsou staré objekty staré více než 12 miliard let, zatímco v Magellanových oblacích jsou dvě skupiny hvězdokup. Některé hvězdokupy jsou podobné kulovým hvězdokupám v naší Galaxii: mají červené barvy , nízkou metalicitu a v některých jsou pozorovány proměnné RR Lyrae . Jiné hvězdokupy jsou modřejší a staré méně než 1 miliardu let: v tomto jsou podobné otevřeným hvězdokupám , ale obsahují mnohem více hvězd, jsou větší a mají tvary blízké kulovému. Takové objekty se nazývají mladé lidnaté shluky , podobné objekty v Mléčné dráze neznáme [20] .  Otevřené hvězdokupy v Magellanových oblacích jsou obecně podobné těm v naší Galaxii [21] .

Velké Magellanovo mračno obsahuje nejjasnější oblast H II v celé Místní skupině , 30 Doradus , také známou jako mlhovina Tarantule. Její průměr je 200 parseků , poblíž jejího středu se nachází mladá a velmi hmotná hvězdokupa R136 [22] [23] . Tato hvězdokupa obsahuje hvězdy velmi velkých hmotností, včetně nejhmotnější ze všech známých - R136a1 , jejíž hmotnost je 265 M ⊙ [17] [24] .

Proměnné hvězdy

V Magellanových oblacích jsou pozorovány proměnné hvězdy různých typů . Například cefeidy mají v průměru kratší periody než ty v naší Galaxii. Zřejmě je to způsobeno nižší metalicitou Magellanových mračen, díky které se z hvězd nižších hmotností mohou stát cefeidy než v Mléčné dráze [25] .

V roce 1987 byla zaregistrována jediná supernova v historii pozorování ve Velkém Magellanově mračnu, SN 1987A . Je nám nejblíže od supernovy z roku 1604 [26] .

Pohyb

Magellanova mračna se vůči sobě otáčejí s periodou 900 milionů let a kolem Mléčné dráhy udělají jednu revoluci za 1,5 miliardy let [27] . Během několika posledních orbitálních období se galaxie k sobě přibližovaly až na vzdálenosti 2-7 kiloparseků – poslední přiblížení se odehrálo před 200 miliony let. Maximální vzdálenost mezi galaxiemi během jejich orbitálního pohybu může dosáhnout 50 kiloparseků [28] .

Okolní galaxie

Kromě dvou galaxií zahrnuje Magellanův systém různé struktury s nimi spojené: Magellanův proud , Magellanův most a společný obal neutrálního vodíku [5] . Všechny tyto struktury obsahují 37 % veškerého neutrálního atomárního vodíku v Magellanově systému [29] .

Magellanův proud

Z Magellanových mračen vychází protáhlý proud plynu – Magellanův proud . Má délku asi 180 kiloparseků (600 tisíc světelných let ) a prochází oběma směry od Magellanových mračen: ve směru jejich pohybu i proti němu. Na nebeské sféře zaujímá Magellanův proud oblouk 180° nebo více a prochází jižním pólem Galaxie . Magellanův proud je pozorován pouze v rádiovém dosahu , nejsou v něm pozorovány žádné hvězdy [27] [30] . Jeho hmotnost je 5⋅10 8 M ⊙ [31] , látka Magellanova proudu proudí do Mléčné dráhy: průtok je 0,4 M ⊙ za rok pro neutrální vodík a minimálně stejný pro ionizovaný vodík [29] .

Magellanův proud byl vytvořen z hmoty jednoho z Magellanových mračen - s největší pravděpodobností Malého, ale přesný mechanismus tohoto procesu není znám. Předpokládá se, že Malý Magellanův oblak ztratil část své hmoty buď kvůli tlaku hlavypři posledním průchodu diskem Mléčné dráhy, nebo v důsledku slapových interakcí Mraků mezi sebou nebo s naší Galaxií [27] [30] .

Magellanův most

Magellanův most je struktura plynu a hvězd, která spojuje Magellanova mračna [4] [32] . Hmotnost neutrálního vodíku v něm je 3,3⋅10 8 M ⊙ a hmotnost ionizovaného vodíku je 0,7–1,7⋅10 8 M ⊙ . Někdy se odděleně od Magellanova mostu uvažuje o tzv. Tail of the Small Magellanic Cloud ( anglicky Small Magellanic Cloud Tail ) - oblasti, která sousedí s Malým Magellanovým oblakem. Zejména Tail se od Bridge liší výrazně nižším podílem ionizovaného plynu [29] .  

Předpokládá se, že Magellanův most vznikl před 200 miliony let během posledního vzájemného sbližování mraků. Pod vlivem slapových sil vytvořila část hmoty Malého Magellanova mračna tuto strukturu. V Mostě je jak mladá hvězdná populace, která vznikla po objevení Mostu, tak starší, obsahující hvězdy staré od 400 milionů do 5 miliard let [29] [32] [33] . Několik hvězdokup bylo také objeveno v Mostě [34] .

Společný obal neutrálního vodíku

Velké a Malé Magellanovo mračno mají společný obal z neutrálního vodíku, který má úhlovou velikost desítky stupňů [35] . Přítomnost takové struktury naznačuje, že Mraky byly po dlouhou dobu gravitačně vázány [5] .

Evoluce systému

Není známo, zda Magellanova mračna původně vznikla jako dvojice galaxií, nebo zda se z nich stala dvojice galaxií teprve relativně nedávno [36] . Předpokládá se, že galaxie byly gravitačně vázány alespoň posledních 7 miliard let [5] .

Moderní parametry obou galaxií byly významně ovlivněny historií jejich vzájemné interakce a vzájemné interakce s naší Galaxií. Například Velké Magellanovo mračno bylo původně tenkým diskem bez příčky, ale za posledních 9 miliard let se v důsledku slapových interakcí s těmito dvěma galaxiemi ve Velkém Magellanově mračnu vyvinul příčka a halo a tloušťka disk se zvětšil [36] [37] .

V budoucnu dojde ke sloučení Magellanových mračen s naší Galaxií. U Velkého Magellanova mračna je nejpravděpodobnější doba, kdy ke sloučení dojde, 2,4 miliardy let, což je dříve než očekávaná kolize mezi Mléčnou dráhou a galaxií Andromeda [38] [39] .

Historie studia

Magellanova mračna znali obyvatelé jižní polokoule již od starověku. Odrážely se v kulturách různých národů: například některé jihoamerické kmeny je představovaly jako peří ptáků nandu a australští domorodci  - jako dva obři , kteří někdy sestupují z nebe a škrtí spící lidi [40] [41] .

Na severní polokouli přinejmenším do 10. století našeho letopočtu. E. Magellanova mračna znala As-Sufi . Pro navigátory byla Magellanova mračna zajímavá, protože se nacházejí poblíž jižního světového pólu , v jehož blízkosti nejsou žádné jasné hvězdy [40] [42] .

Magellanova mračna dostala své moderní jméno na počest Fernanda Magellana , který v letech 1519-1522 provedl první obeplutí světa . Jeden z členů Magellanova týmu, Antonio Pigafetta , poskytl popis těchto objektů. Pigafetta navíc správně předpokládal, že Magellanova mračna jsou složena z jednotlivých hvězd [40] .

V roce 1847 vydal John Herschel katalog 244 jednotlivých objektů v Malém Magellanově oblaku a 919 ve Velkém, se souřadnicemi a krátkými popisy. V roce 1867 Cleveland Abbe poprvé navrhl, že Magellanova mračna jsou galaxiemi oddělenými od Mléčné dráhy [ 43] [44] .

Od roku 1904 začali zaměstnanci Harvardské observatoře objevovat cefeidy v Magellanových oblacích. V roce 1912 Henrietta Leavittová , která také pracovala na Harvardské observatoři, objevila pro Magellanova mračna vztah mezi periodou a svítivostí pro cefeidy [45] . Tento poměr později začal hrát důležitou roli při měření vzdáleností mezi galaxiemi. Od roku 1914 začali astronomové na Lickově observatoři systematicky měřit radiální rychlosti emisních mlhovin v Magellanových oblacích. Ukázalo se, že všechny tyto objekty mají velké kladné radiální rychlosti – to byl důkaz ve prospěch skutečnosti, že Magellanova mračna jsou oddělena od Mléčné dráhy. Tyto tři objevy, stejně jako detekce neutrálního vodíku v Magellanových oblacích a jejich okolí radioteleskopy , pojmenoval Harlow Shapley v roce 1956 jako nejdůležitější úspěchy související s Magellanovými mraky. Kromě toho zaznamenal několik dalších objevů: například objev různých hvězdných populací v Magellanových oblacích [42] [46] . Různé objevy důležité pro astronomii se ukázaly jako možné zejména díky tomu, že Magellanova mračna se nacházejí poměrně blízko Mléčné dráhy, ale zároveň jsou odstraněna z jejího disku a jsou slabě ovlivněna mezihvězdnou absorpcí . ; kromě toho jsou vzdálenosti od Země k objektům každého z Magellanových mračen téměř stejné, takže rozdíl ve zdánlivých hvězdných velikostech pozorovaných objektů se rovná rozdílu v jejich absolutních hvězdných velikostech . Z těchto důvodů Shapley nazval Magellanova mračna „dílnou astronomických metod“ [3] [27] .

Později ve 20. století došlo také k velkému množství objevů: například byl objeven Magellanův proud, zdroje rentgenového záření byly objeveny v Magellanových mracích a prachová složka mraků byla studována pomocí vesmírného dalekohledu IRAS [ 47] .

Poznámky

Komentáře

  1. ↑ Vzdálenosti od těchto galaxií ke Slunci jsou 50 a 59 kiloparseků [6] .
  2. ↑ Hodnoty lineární velikosti a úhlové velikosti si navzájem neodpovídají, protože je indikována lineární velikost měřená izofotou 25 m za čtvereční sekundu ve fotometrickém pásmu B a úhlová velikost podle velikost viditelná na obloze [16] [17]

Zdroje

  1. ↑ Nejhlubší a nejširší pohled na Velký Magellanův oblak z  SMASH . www.noirlab.edu . Staženo: 26. března 2022.
  2. ↑ Zharov V.E. Magellanova mračna . Velká ruská encyklopedie . Staženo: 24. března 2022.
  3. ↑ 1 2 3 4 Efremov Yu. N. Magellanova mračna . Astronet . Staženo: 24. března 2022.
  4. ↑ 1 2 Korolev V. Mezi Magellanovými mraky byl nalezen „hvězdný most“ . N + 1 . Staženo: 24. března 2022.
  5. ↑ 1 2 3 4 Westerlund, 1997 , str. 21.
  6. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 145-146.
  7. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 93, 143, 145.
  8. ↑ Galaxie Wilcotsova EM Magellanova typu v celém vesmíru . — 2009-03-01. - T. 256 . — S. 461–472 . - doi : 10.1017/S1743921308028871 .
  9. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 93, 142-143, 145.
  10. ↑ 123 LMC . _ _ SIMBAD . Staženo: 12. srpna 2022.
  11. ↑ 123 SMC . _ _ SIMBAD . Staženo: 12. srpna 2022.
  12. ↑ Výsledky pro objekt Large Magellanic Cloud (LMC) . ned.ipac.caltech.edu . Staženo: 16. srpna 2022.
  13. ↑ Výsledky pro objekt Small Magellanic Cloud (SMC) . ned.ipac.caltech.edu . Staženo: 16. srpna 2022.
  14. ↑ Harris J., Zaritsky D. Spectroscopic Survey of Red Giants in the Small Magellanic Cloud. I. Kinematika  (anglicky)  // The Astronomical Journal. — 2006-05. — Sv. 131 , iss. 5 . — S. 2514–2524 . — ISSN 1538-3881 0004-6256, 1538-3881 . - doi : 10.1086/500974 . Archivováno z originálu 26. března 2022.
  15. ↑ Zharov V.E. Magellanova mračna . Velká ruská encyklopedie . Získáno 24. března 2022. Archivováno z originálu dne 24. března 2022.
  16. ↑ RC3 - ​​Třetí referenční katalog jasných galaxií . heasarc.gsfc.nasa.gov . Staženo: 16. srpna 2022.
  17. ↑ 1 2 Hodge P.W. Magellanův oblak  . Encyklopedie Britannica . Získáno 24. března 2022. Archivováno z originálu dne 2. května 2015.
  18. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 134-136.
  19. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 126, 142.
  20. ↑ Westerlund, 1997 , pp. 43-46.
  21. ↑ Hvězdokupa  . _ Encyklopedie Britannica . Staženo: 29. března 2022.
  22. ↑ Westerlund, 1997 , pp. 202-220.
  23. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 112-115.
  24. ↑ Crowther PA, Schnurr O., Hirschi R., Yusof N., Parker RJ Hvězdokupa R136 hostí několik hvězd, jejichž jednotlivé hmotnosti značně překračují přijatý limit 150 Msolar hvězdné hmotnosti  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2010. - 1. října ( sv. 408 ). — S. 731–751 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x . Archivováno z originálu 20. března 2022.
  25. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 115-120, 149-152.
  26. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 129-133.
  27. ↑ 1 2 3 4 Magellanova mračna . Swinburne University of Technology . Datum přístupu: 16. dubna 2022.
  28. ↑ Yoshizawa AM, Noguchi M. Dynamický vývoj a historie vzniku hvězd v Malém Magellanově mračnu: účinky interakcí s Galaxií a Velkým Magellanovým mračnem  // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti. — 2003-03-01. - T. 339 . — S. 1135–1154 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06263.x .
  29. ↑ 1 2 3 4 Barger KA, Haffner LM, Bland-Hawthorn J. Teplý ionizovaný plyn odhalený v Magellanově mostě Pozůstatek přílivu: Omezení obsahu baryonu a unikající ionizující fotony kolem trpasličích galaxií  // The Astrophysical Journal. — 2013-07-01. - T. 771 . - S. 132 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/771/2/132 .
  30. ↑ 12 Magellanův proud . Swinburne University of Technology . Staženo: 13. srpna 2022.
  31. ↑ Nidever DL, Majewski SR, Butler Burton W., Nigra L. The 200° Long Magellanic Stream System  // The Astrophysical Journal. — 2010-11-01. - T. 723 . - S. 1618-1631 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/723/2/1618 .
  32. ↑ 1 2 Bagheri G., Cioni M.-RL, Napiwotzki R. Detekce starší populace v Magellanově mostě  // Astronomy and Astrophysics. — 2013-03-01. - T. 551 . — S. A78 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201118236 .
  33. ↑ Skowron DM, Jacyszyn AM, Udalski A., Szymański MK, Skowron J. OGLE-ing the Magellanic System: hvězdné populace v Magellanově mostě  // The Astrophysical Journal. — 20. 10. 2014. - T. 795 , č.p. 2 . - S. 108 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1088/0004-637X/795/2/108 .
  34. ↑ Dias B., Angelo MS, Oliveira RAP, Maia F., Parisi MC Průzkum VISCACHA. III. Hvězdokupy protějšek Magellanova mostu a Protimůstku v 8D  // Astronomie a astrofyzika. — 2021-03-01. - T. 647 . - C. L9 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/202040015 .
  35. ↑ Brüns C., Kerp J., Staveley-Smith L., Mebold U., Putman ME The Parkes HI Survey of the Magellanic System  // Astronomy and Astrophysics. — 2005-03-01. - T. 432 . — s. 45–67 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361:20040321 .
  36. ↑ 1 2 Bekki K., Chiba M. Vznik a evoluce Magellanova mračna - I. Původ strukturálních, kinematických a chemických vlastností Velkého Magellanova mračna  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 2005-01. — Sv. 356 , iss. 2 . — S. 680–702 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08510.x .
  37. ↑ Bekki K., Chiba M. Původ strukturních a kinematických vlastností malého Magellanova mračna  // Publikace Astronomické společnosti Austrálie. — 2009-04-01. - T. 26 . — s. 37–57 . — ISSN 1323-3580 . - doi : 10.1071/AS08020 .
  38. ↑ Cautun M., Deason AJ, Frenk CS, McAlpine S. Následky velké srážky mezi naší galaxií a Velkým Magellanovým mračnem  // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2019. - 21. února ( vol. 483 , ses. 2 ). — S. 2185–2196 . — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966 . - doi : 10.1093/mnras/sty3084 . Archivováno z originálu 8. ledna 2019.
  39. ↑ Malý Magellanův oblak: Satelitní  soused trpasličí galaxie . Space.com (13. prosince 2018). Získáno 2. května 2022. Archivováno z originálu dne 2. května 2022.
  40. ↑ 1 2 3 Westerlund, 1997 , s. jeden.
  41. ↑ Olsen K. Seznamte se s Magellanovými mračny: Nejjasnější satelity naší galaxie  . Astronomy.com (20. listopadu 2020). Získáno 29. dubna 2022. Archivováno z originálu dne 19. května 2021.
  42. ↑ 12 van den Bergh, 2000 , s. 92.
  43. ↑ Westerlund, 1997 , pp. 1-2.
  44. ↑ Abbe C. On the Distribuce of the Nebulae in Space  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 12. 4. 1867. — Sv. 27 , iss. 7 . — S. 257–264 . — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966 . - doi : 10.1093/mnras/27.7.257a .
  45. ↑ Leavitt HS, Pickering EC period 25 proměnných hvězd v Malém Magellanově mračnu.  // Harvard College Observatory Circular. - 1. 3. 1912. - T. 173 . — S. 1–3 . Archivováno z originálu 14. května 2022.
  46. ↑ Westerlund, 1997 , s. 2.
  47. ↑ Westerlund, 1997 , pp. 3-5.

Literatura

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích