Velký Magellanův mrak

Velký Magellanův mrak
Galaxie

Infračervený snímek Velkého Magellanova mračna pořízený dalekohledem Vista
Historie výzkumu
Notový zápis ESO-LV 56-1150 , PGC 17223, ESO 56-115 , IRAS 05240-6948, LEDA 17223 , 3FHL J0530.0-6900e , Anon 0524-69 , 2FGL J0526.6-6825e , 2EG J0532-6914 , 3EG J0533-6916 a 26.865e 26.865 J05.65e
Údaje z pozorování
( Epocha J2000.0 )
Souhvězdí Zlatá rybka
rektascenzi 5 h  23 m  34,60 s
deklinace −69° 45′ 22″
Viditelné rozměry 5,4°×4,6°
Viditelný zvuk velikost + 0,4 m
Charakteristika
Typ Magellanova spirální galaxie
Obsažen v místní skupina
radiální rychlost 284 km/s [1]
z 0,00093
Vzdálenost 50 kiloparsec
Absolutní velikost (V) −18,5 m _
Hmotnost 0,6—2⋅10 10 M ☉
Poloměr 5,4 kiloparseků
Vlastnosti Největší a nejhmotnější satelitní galaxie Mléčné dráhy
Informace v databázích
SIMBAD JMÉNO LMC
Informace ve Wikidatech  ?
 Mediální soubory na Wikimedia Commons

Velké Magellanovo mračno  ( LMC , angl.  LMC ) je největší a nejhmotnější satelitní galaxie Mléčné dráhy , která se od ní nachází ve vzdálenosti 50 kiloparseků. Galaxie má průměr 9,9 kiloparseků a hmotnost 0,6—2⋅10 10 M ⊙ , obsahuje asi 5 miliard hvězd. Absolutní velikost galaxie v pásmu V je -18,5 m a zdánlivá velikost je  0,4 m . Úhlové rozměry viditelné na obloze jsou 5,4° x 4,6°, i když samotná galaxie se rozkládá na větší ploše.

Velké Magellanovo mračno je často označováno jako nepravidelné galaxie , ačkoli ve struktuře v něm existuje určitý řád, proto je správnější klasifikovat jej jako galaxii s Magellanovou spirálou . Nejnápadnější částí Velkého Magellanova mračna je příčka , disk a halo jsou také přítomny a spirální struktura , i když je pozorována, je slabě vyjádřena.

Ve Velkém Magellanově mračnu je známo asi 3000 hvězdokup a celkem by mělo být asi 4600 takových objektů. Systém hvězdokup ve Velkém Magellanově mračnu se liší od systému v Mléčné dráze: ve Velkém Magellanově mračnu jsou objekty podobné kulovým hvězdokupám v naší Galaxii, ale mnohem mladší. Otevřené hvězdokupy jsou obecně podobné těm, které se nacházejí v Mléčné dráze.

Hmotnost neutrálního atomárního vodíku v galaxii je 7⋅10 8 M ⊙ a hmotnost molekulárního vodíku  je 10 8 M ⊙ . Plyn ve Velkém Magellanově mračnu je méně koncentrovaný ve středu než hvězdy a je pozorován ve větších vzdálenostech od středu. Galaxie obsahuje nejjasnější oblast H II v celé Místní skupině : 30 Doradus , také známou jako mlhovina Tarantule. V roce 1987 v ní vypukla v galaxii jediná supernova SN 1987A v historii pozorování  - je nám nejblíže od výbuchu supernovy v roce 1604 .

Velké Magellanovo mračno znatelně interaguje s naší Galaxií, jejíž je satelitem, a také s Malým Magellanovým mračnem  – soubor Magellanových mračen a jejich okolních struktur, jako je Magellanův proud, se nazývá Magellanův systém . Interakce mezi těmito galaxiemi a také slapový vliv Mléčné dráhy významně ovlivnily strukturu galaxie a historii vzniku hvězd v ní.

Velká a malá Magellanova mračna na jižní polokouli jsou známa již od starověku, na severní polokouli  přinejmenším od 10. století . Magellanova oblaka dostala své moderní jméno na počest Ferdinanda Magellana , který v letech 1519-1522 provedl první obeplutí světa : jeden z členů Magellanova týmu, Antonio Pigafetta , tyto objekty popsal. Velký Magellanův oblak je viditelný pouhým okem , ale lze jej pozorovat pouze jižně od 20° severní šířky.

Vlastnosti

Klíčové vlastnosti

Velké Magellanovo mračno je Magellanova spirální galaxie [2] , která se nachází ve vzdálenosti 50 kiloparseků od středu Mléčné dráhy [comm. 1] a je jedním z jeho satelitů [4] [5] . Je pozorován v souhvězdí Dorado [6] [7] . Velké Magellanovo mračno je jednou z nejbližších galaxií naší a je nejbližší z těch, které lze snadno detekovat: ačkoli se například trpasličí galaxie ve Střelci nachází 24 kiloparseků od naší Galaxie, na pozadí galaxie prakticky nevyčnívá. hvězdy Mléčné dráhy [8] .

Úhlový průměr Velkého Magellanova mračna, měřený od izofoty 25 m na čtvereční sekundu oblouku ve fotometrickém B pásmu , je 11,5°, což odpovídá lineární velikosti 9,9 kiloparseků [9] , ale pouze menší oblast galaxie je vidět na obloze (viz níže ) [7] [10] . Hmotnost galaxie je 0,6—2⋅10 10 M ⊙ , obsahuje asi 5 miliard hvězd, což je asi 20krát méně než v naší Galaxii [6] . Absolutní velikost galaxie v pásmu V je -18,5 m . Velké Magellanovo mračno je tedy co do svítivosti a velikosti čtvrtou největší galaxií v Místní skupině po galaxii Andromeda , Mléčné dráze a galaxii Triangulum [11] [12] a je také největší a nejhmotnější družicí Mléčné dráhy [13] [14] .

Zdánlivá velikost galaxie v pásmu V je 0,4 m , barevný index B−V je 0,52 m . Hodnota mezihvězdného zániku v pásmu V pro galaxii je 0,4 m a mezihvězdné zčervenání v barvě B−V  je 0,13 m . Rovina disku galaxie je nakloněna k rovině obrazu o 27–45°, poziční úhel hlavní poloosy viditelného disku galaxie je 170° [15] . Východní část disku Velkého Magellanova mračna je Galaxii nejblíže [16] .

Rotační křivka Velkého Magellanova mračna dosahuje maximální hodnoty 71 km/s ve vzdálenosti asi 4 kiloparseky od středu [17] . Vnitřní oblasti provedou jednu revoluci za 250 milionů let [18] . Střed rotace galaxie se neshoduje s jejím optickým středem [19] .

Struktura a hvězdná populace

Velké Magellanovo mračno je často klasifikováno jako nepravidelná galaxie , i když v jeho struktuře existuje určitý řád, takže je správnější klasifikovat jej jako galaxii s Magellanovou spirálou [2] .

Nejnápadnější částí Velkého Magellanova mračna je příčka , jejíž poloha se neshoduje se středem disku galaxie. Bar obsahuje relativně mladou hvězdnou populaci. Plochou složku galaxie představují dvě složky: „centrální systém“, který obsahuje také mladou hvězdnou populaci, a rozsáhlejší disk se starší hvězdnou populací. Ve Velkém Magellanově mračnu je také halo s velmi starou hvězdnou populací : je možné, že halo má tvar blízký tvaru disku s charakteristickou výškou asi 3 kiloparseky [8] [20] [21] . Kromě starých hvězd tvoří 2 % hmoty v halu relativně mladé a na kovy bohaté hvězdy [22] .

Ve Velkém Magellanově mračnu jsou pozorovány fragmenty spirální struktury, která je však značně neuspořádaná a slabě vystupuje na pozadí okolních částí galaxie [8] [20] . Rozložení jasu v disku Velkého Magellanova mračna je exponenciální a charakteristický poloměr disku je 1,5 kiloparsec [15] .

Průměrná metalicita Velkého Magellanova mračna je -0,30 [comm. 2] . Současná rychlost tvorby hvězd v galaxii je 0,26 M⊙ za rok. Ve Velkém Magellanově mračnu tvoří objekty populace II asi 1 % celkové hmoty — 1,6⋅10 8 M ⊙ a absolutní velikost jejich celku je −15,2 m . V tomto případě je charakteristický poloměr pro rozložení objektů v populaci II větší než pro celou látku, tj. 2,6 kiloparsec. To naznačuje, že zóna v galaxii, kde dochází ke vzniku hvězd, se s časem zmenšila [24] .

Hvězdokupy

Podle teoretických odhadů by mělo být ve Velkém Magellanově mračnu asi 4600 hvězdokup [25] , z nichž je známo asi 3000 [26] .

Systém hvězdokup ve Velkém Magellanově mračnu je odlišný od systému v Mléčné dráze. Kulové hvězdokupy bohaté na hvězdy v naší Galaxii jsou staré objekty staré více než 12 miliard let, zatímco ve Velkém Magellanově mračnu jsou dvě skupiny hvězdokup. Některé hvězdokupy jsou podobné kulovým hvězdokupám v naší Galaxii: mají červené barvy , nízkou metalicitu , některé z nich mají proměnné RR Lyrae  — takových objektů je v galaxii 13 [27] . 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 [28] .  Otevřené hvězdokupy ve Velkém Magellanově mračnu jsou obecně podobné těm v naší Galaxii [29] .

Velké Magellanovo mračno obsahuje kulové hvězdokupy starší než 11,5 miliardy let, stejně jako velké množství hvězdokup mladších než 3 miliardy let a téměř neexistují žádné střední hvězdokupy. Staré a mladé shluky jsou také odděleny metalicitou : u starých tato hodnota nepřesahuje −1,5, zatímco u mladých je vyšší než −1,0 [30] .

Nejmladší hvězdokupy, jejichž stáří je menší než 4 miliony let, jsou rozmístěny v disku Velkého Magellanova mračna. Starší shluky, staré až 200 milionů let, jsou také rozmístěny v disku a vykazují určitou koncentraci směrem k příčce. Shluky od 200 milionů let do 1 miliardy let jsou také častější v blízkosti příčky a ještě starší shluky jsou rozmístěny v širší oblasti než všechny ostatní a nejsou koncentrovány v blízkosti příčky více než v jiných oblastech.

Hvězdokupy ve Velkém Magellanově mračnu jsou v průměru starší než hvězdokupy v Mléčné dráze. To je způsobeno skutečností, že za podmínek v této galaxii kupy méně často interagují s molekulárními mraky, a proto jsou zničeny po delší dobu. Ve Velkém Magellanově mračnu je průměrné stáří hvězdokup 1,1 miliardy let, zatímco v Mléčné dráze je to jen 0,2 miliardy let [31] .

Mezihvězdné médium

Mezihvězdné médium Velkého Magellanova mračna se skládá z plynu s různou teplotou a prachu [32] . Hmotnost neutrálního atomárního vodíku v galaxii je 7⋅10 8 M ⊙ a hmotnost molekulárního vodíku  je 10 8 M ⊙ [33] . Obsah prachu ve srovnání s plynem ve Velkém Magellanově mračnu je řádově nižší než v naší Galaxii [19] .

Plyn ve Velkém Magellanově mračnu je méně koncentrovaný ve středu než hvězdy a je pozorován ve větších vzdálenostech od středu. Velká část neutrálního vodíku se nachází v rotujícím disku galaxie o průměru 7,3 kiloparseků a část je před ním. Galaxie má také korónu horkého plynu , podobnou té, která byla pozorována v Mléčné dráze [34] .

Za diskem Velkého Magellanova mračna je pozorováno množství kvasarů , které lze použít ke studiu mezihvězdného zániku v jeho disku. Je známo, že mezihvězdné vymírání ve Velkém Magellanově mračnu narůstá ostřeji v krátkých vlnách než v Mléčné dráze. Možná je to způsobeno rozdíly v chemickém složení [34] .

Ve Velkém Magellanově mračnu je známo nejméně 265 planetárních mlhovin [35] , přičemž celkový počet se odhaduje na přibližně 1000 [36] .

30 Zlatá rybka

30 Doradus , také známý jako mlhovina Tarantule, je nejjasnější oblastí H II ve Velkém Magellanově mračnu a celé Místní skupině . Její průměr je asi 200 parseků , v celé galaxii je nejaktivnější tvorba hvězd na 30 Doradu. Blízko středu 30 Doradus je mladá a velmi hmotná hvězdokupa R136 , která obsahuje více O hvězd než zbytek galaxie a koncentrace hvězd v ní je 200krát vyšší než v typických OB asociacích [37] [38] . Tato hvězdokupa obsahuje hvězdy velmi velkých hmotností, včetně nejhmotnější ze všech známých - R136a1 , jejíž hmotnost je 265 M ⊙ [7] [39] .

Proměnné hvězdy

Většina typů proměnných hvězd známých v Mléčné dráze se také nachází ve Velkém Magellanově mračnu. Téměř všechny nejjasnější hvězdy v galaxii vykazují proměnlivost [40] .

Například ve Velkém Magellanově mračnu je známo nejméně 1470 cefeid a v průměru jsou kratší než cefeidy Mléčné dráhy. Zřejmě za to může nižší metalicita Velkého Magellanova mračna, díky které se z hvězd s nižší hmotností než v naší Galaxii mohou stát cefeidy. Odhaduje se, že proměnných typu RR Lyrae je ve Velkém Magellanově mračnu nejméně 10 tisíc a jejich svítivost se může systematicky lišit od svítivosti takových hvězd v Mléčné dráze [41] .

Nové a supernovy

Frekvence výbuchů nových hvězd ve Velkém Magellanově mračnu je nejméně 0,7 za rok a supernovy vybuchnou v průměru jednou za 100 let. V historii pozorování byla zaznamenána pouze jedna supernova - SN 1987A v roce 1987 - je nám nejblíže od výbuchu supernovy v roce 1604 . Za posledních 800 let v galaxii vybuchly nejméně dvě supernovy: kromě SN 1987A je znám zbytek supernovy SNR 0540-693 . Další známé zbytky supernov vybuchly nedávno [6] [42] .

Rentgenové a gama zdroje

V oblasti měkkého rentgenového záření vyzařuje Velký Magellanův oblak horký plyn. Kromě toho je známo nejméně 105 samostatných zdrojů, z nichž 28 je identifikováno jako zbytky supernov , 6 jako rentgenové dvojhvězdy a 20 je spojeno s OB asociacemi [43] .

V roce 1979 zažila galaxie jasný záblesk gama , spojený se zbytkem supernovy SNR N49 , po kterém následoval 8sekundový rozpad. Během následujících čtyř let byly opakovaně pozorovány slabší a kratší výbuchy spojené se stejným zdrojem [43] .

Obecně je hustota kosmického záření ve Velkém Magellanově mračnu srovnatelná s hustotou v naší Galaxii [43] .

Interakce s jinými galaxiemi

Velké Magellanovo mračno je satelitem Mléčné dráhy [6] . V tuto chvíli se tato galaxie pohybuje vzhledem ke středu naší Galaxie rychlostí 293 km/s: radiální složka rychlosti je 84 km/s, tangenciální složka  je 281 km/s. Velký Magellanův oblak se pohybuje po oběžné dráze s pericentrickou vzdáleností 45 kiloparseků a apocentrickou vzdáleností 2,5krát větší, s periodou asi 1,5 miliardy let [44] .

Kromě toho je Velké Magellanovo mračno gravitačně vázáno a viditelně interaguje s Malým Magellanovým mračnem . Vzdálenost mezi galaxiemi je 21 kiloparseků [45] , rotují vůči sobě navzájem s periodou 900 milionů let [46] . Galaxie mají společný obal z neutrálního vodíku a mezi nimi je "most" hvězd a plynu - Magellanův most [47] . Od Magellanových mračen k naší Galaxii se táhne Magellanův proud  – protáhlá struktura neutrálního vodíku [6] [19] . Souhrn těchto galaxií a jejich společných struktur se nazývá Magellanův systém [48] .

Evoluce

Rozložením hvězdokup podle věku lze sledovat historii vzniku hvězd v galaxii. Kupy středního stáří, od 3 do 11,5 miliard let, se v galaxii prakticky nevyskytují (viz výše ), je znám pouze jeden takový objekt: ESO 121-SC03 . Jeho stáří je 8-9 miliard let. Jedna hypotéza naznačuje, že tato kupa vznikla v Malém Magellanově mračnu , kde byla rychlost tvorby hvězd v průběhu času rovnoměrnější. Za poslední 4 miliardy let se rychlost tvorby hvězd v galaxii výrazně zvýšila. Ačkoli historie formování hvězdokup plně neodráží historii formování všech hvězd v kupě, jiné metody, jako je měření počtu uhlíkových hvězd vzhledem ke hvězdám třídy M , tyto závěry podporují [49] .

Moderní parametry Velkého Magellanova mračna byly významně ovlivněny historií jeho interakce s naší Galaxií a s Malým Magellanovým mračnem. Zpočátku bylo Velké Magellanovo mračno tenkým diskem bez příčky, ale za posledních 9 miliard let se v důsledku slapových interakcí s těmito dvěma galaxiemi ve Velkém Magellanově mračnu objevil příčka a halo a tloušťka disku se změnila. zvýšené. Navíc díky interakci s naší Galaxií vznikl Magellanův proud  – zahrnoval asi 15 % hvězd a 20 % plynu, které byly původně ve Velkém Magellanově mračnu [22] , i když je také možné, že Magellanův proud vznikl z podstaty Malého Magellanova mračna [padesát]

Výbuch formování hvězd, který v posledních 3 miliardách let vedl ke vzniku masivních hvězdokup, je způsoben interakcí s Malým Magellanovým mračnem. Dalším, méně pravděpodobným vysvětlením obnovené formace hvězd je, že Velké Magellanovo mračno bylo původně satelitem galaxie Andromeda , poté bylo zachyceno naší Galaxií a poprvé se k ní těsně přiblížilo před 3 miliardami let. Navíc pokaždé, když Velké Magellanovo mračno prošlo pericentrem ve svém pohybu kolem Mléčné dráhy, rychlost tvorby hvězd v něm dočasně vzrostla [22] . Podle výpočtů v budoucnu – nejpravděpodobnější časový úsek je 2,4 miliardy let – dojde ke srážce a splynutí Velkého Magellanova mračna s naší Galaxií. Stane se tak před srážkou Mléčné dráhy a galaxie Andromeda a povede k tomu, že některé parametry Mléčné dráhy se stanou typičtějšími pro galaxie se srovnatelnou hmotností – například se zvýší průměrná metalicita halo , neboť bude hmotnost supermasivní černé díry v centru Galaxie [51] .

Historie studia

Velký a Malý Magellanův oblak 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 [52] [53] .

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 [52] [54] .

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 [52] .

V roce 1847 John Herschel publikoval katalog 919 jednotlivých objektů ve Velkém Magellanově mračnu se souřadnicemi a krátkými popisy. V roce 1867 Cleveland Abbe poprvé navrhl, že Magellanova mračna jsou galaxiemi oddělenými od Mléčné dráhy [ 55] [56] .

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 oblaka vztah mezi periodou a svítivostí pro cefeidy [57] . 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 Shapley zaznamenal několik dalších objevů: například objev různých hvězdných populací v Magellanových oblacích [54] [58] .

Později ve 20. století došlo také k velkému množství objevů: byl například objeven Magellanův proud, v Magellanových mracích byly objeveny zdroje rentgenového záření a pomocí vesmírného dalekohledu IRAS byla studována prachová složka mraků . V roce 1987 navíc ve Velkém Magellanově mračnu explodovala supernova SN 1987A , která také poskytla nějaké informace o této galaxii [59] . V 21. století poskytly mnoho informací o Velkém Magellanově mračnu vesmírné dalekohledy jako Gaia , Spitzer a Hubble [60] [61] [62] .

Pozorování

Ve středních zeměpisných šířkách severní polokoule není Velký Magellanův oblak vidět, alespoň jeho část lze pozorovat jižně od 20° severní šířky. Galaxie se většinou nachází v souhvězdí Dorado , ale její malá část se nachází v souhvězdí Stolové hory [12] .

Zdánlivá velikost Velkého Magellanova mračna je +0,4 m a zdánlivé úhlové rozměry jsou 5,4° x 4,6° [10] . Velký Magellanův oblak lze vidět pouhým okem i při určitém světelném znečištění , vypadá jako mlhavá skvrna oválného tvaru. Nejjasnější částí Velkého Magellanova mračna je příčka, její délka je 5°, což je 10násobek průměru Měsíce v úplňku , a její šířka je 1°. Při použití dalekohledu nebo malého dalekohledu se stanou viditelné slabší okrajové oblasti galaxie [12] [63] .

Ve Velkém Magellanově mračnu je nejméně 114 objektů Nového obecného katalogu . Mezi nimi je mlhovina Tarantule , která vyčnívá z pozadí ostatních detailů galaxie: některé detaily její struktury jsou rozeznatelné i při pozorování dalekohledem s aperturou 100 mm. V dalekohledu s průměrem čočky 150 mm je vidět mnoho jednotlivých mlhovin a hvězdokup galaxie. Při použití dalekohledu s aperturou 200 mm jsou jasně viditelné objekty jako NGC 1714  , malá emisní mlhovina , poblíž které se nachází slabší mlhovina NGC 1715 . V otevřené hvězdokupě NGC 1755 jsou nejjasnější hvězdy rozlišitelné proti mlhavé záři vytvářené slabšími hvězdami. Můžete vidět emisní mlhovinu NGC 1763 , do 9 minut od oblouku, ze které jsou tři další slabší mlhoviny - NGC 1760 , NGC 1769 a NGC 1773 , stejně jako další podobná skupina, ještě bližší, kterou tvoří mlhoviny NGC 1962 , NGC 1965 , NGC 1966 a NGC 1970 . Viditelné jsou také kulové hvězdokupy NGC 1835 a NGC 2019 a nadkupa NGC 1850 , ve kterých lze rozlišit asi 50 jednotlivých hvězd. Konečně můžete vidět otevřené hvězdokupy NGC 2100 , kde je možné rozlišit některé detaily struktury a jednotlivých hvězd, a NGC 2214 [12] .

Poznámky

Komentáře

  1. ↑ Vzdálenost této galaxie od Slunce je také 50 kiloparseků [3] .
  2. ↑ Metalicita odpovídá podílu prvků těžších než helium rovnému slunečnímu [23] .

Zdroje

  1. ↑ Tully R. B., Courtois H. M., Sorce J. G. Cosmicflows-3  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2016. - Vol. 152, Iss. 2. - S. 50. - ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 – doi:10.3847/0004-6256/152/2/50 – arXiv:1605.01765
  2. ↑ 1 2 Wilcots EM galaxie Magellanova typu v celém vesmíru  //  Proceedings of the International Astronomical Union. - N. Y .: Cambridge University Press , 2009. - 1. března ( vol. 256 ). — S. 461–472 . — ISSN 1743-9213 . - doi : 10.1017/S1743921308028871 . Archivováno z originálu 24. března 2022.
  3. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 145-146.
  4. ↑ Pietrzyński G., Graczyk D., Gallenne A., Gieren W., Thompson IB Vzdálenost k Velkému Magellanově mračnu s přesností na jedno procento   // Příroda . - 2019. - 1. března ( sv. 567 ). — S. 200–203 . — ISSN 0028-0836 . - doi : 10.1038/s41586-019-0999-4 . Archivováno z originálu 24. března 2022.
  5. ↑ van den Bergh, 2000 , str. 93, 145-146.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 Zharov V. E. Magellanova oblaka . Velká ruská encyklopedie . Získáno 24. března 2022. Archivováno z originálu dne 24. března 2022.
  7. ↑ 1 2 3 Hodge P.W. Magellanův oblak  . Encyklopedie Britannica . Získáno 24. března 2022. Archivováno z originálu dne 2. května 2015.
  8. ↑ 1 2 3 van der Marel RP Velký Magellanův oblak: struktura a kinematika  //  Místní skupina jako astrofyzikální laboratoř Sborník sympozia Vědeckého institutu vesmírných teleskopů, které se konalo v Baltimore, Maryland 5.–8. května 2003. — N. Y .: Cambridge University Press , 2006. — 1. ledna ( sv. 17 ). — S. 47–71 . — ISBN 9780511734908 . - doi : 10.1017/CBO9780511734908.005 . - arXiv : astro-ph/0404192 .
  9. ↑ Výsledky pro objekt Large Magellanic Cloud (LMC) . ned.ipac.caltech.edu . Staženo: 16. srpna 2022.
  10. ↑ 12 LMC . _ SIMBAD . Získáno 24. dubna 2022. Archivováno z originálu dne 24. dubna 2022.
  11. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 93, 280.
  12. ↑ 1 2 3 4 Podívejte se blíže na Velký Magellanův oblak  . Astronomy.com . Získáno 23. dubna 2022. Archivováno z originálu dne 23. dubna 2022.
  13. ↑ Rotace Velkého Magellanova mračna . Astronet . Získáno 26. března 2022. Archivováno z originálu dne 24. října 2020.
  14. ↑ Mucciarelli A., Massari D., Minelli A., Romano D., Bellazzini M. Relikvie z minulé události sloučení ve Velkém Magellanově mračnu  //  Přírodní astronomie. L .: Portfolio přírody . Otisk Springer Nature , 2021. - Prosinec ( vol. 5 , 12. vydání ). - S. 1247-1254 . — ISSN 2397-3366 . - doi : 10.1038/s41550-021-01493-y . Archivováno z originálu 26. března 2022.
  15. ↑ 12 van den Bergh, 2000 , s. 93.
  16. ↑ Westerlund, 1997 , s. 29.
  17. ↑ Indu G., Subramaniam A. H i kinematika velkého Magellanova mračna revisited : Evidence of possible infall and outflow  // Astronomy & Astrophysics  . — Les Ulis: EDP Sciences , 2015-01-01. — Sv. 573 . — S. A136 . — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/201321133 . Archivováno 30. října 2020.
  18. ↑ Rychlost rotace Velkého Magellanova mračna  . HubbleSite.org . Datum přístupu: 14. dubna 2022.
  19. ↑ 1 2 3 Efremov Yu. N. Magellanova mračna . Astronet . Získáno 24. března 2022. Archivováno z originálu dne 29. června 2020.
  20. ↑ 12 Westerlund , 1997 , s. 30-32.
  21. ↑ Mazzi A., Girardi L., Zaggia S., Pastorelli G., Rubele S. Průzkum VMC - XLIII. Prostorově rozlišená historie vzniku hvězd ve Velkém Magellanově mračnu  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2021. - 1. listopadu ( vol. 508 ). — S. 245–266 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stab2399 . Archivováno z originálu 16. dubna 2022.
  22. ↑ 1 2 3 Bekki K., Chiba M. Vznik a evoluce Magellanových mračen - I. Původ strukturálních, kinematických a chemických vlastností Velkého Magellanova mračna  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Blackwell Publishing , 2005. - Leden ( sv. 356 , ses. 2 ). — S. 680–702 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08510.x . Archivováno z originálu 21. března 2022.
  23. ↑ Miláček D. Metaličnost . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 29. března 2022. Archivováno z originálu dne 5. října 2021.
  24. ↑ van den Bergh, 2000 , str. 93, 120, 135.
  25. ↑ Westerlund, 1997 , pp. 47-48.
  26. ↑ Nayak PK, Subramaniam A., Choudhury S., Indu G., Sagar R. Hvězdokupy v Magellanových oblacích — I. Parametrizace a klasifikace 1072 hvězdokup v LMC   // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2016. - 1. prosince ( sv. 463 ). - S. 1446-1461 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stw2043 .
  27. ↑ van den Bergh, 2000 , str. 142.
  28. ↑ Westerlund, 1997 , pp. 43-46.
  29. ↑ Hvězdokupa  . _ Encyklopedie Britannica . Získáno 29. března 2022. Archivováno z originálu dne 17. dubna 2022.
  30. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 102-103, 124-125.
  31. ↑ Westerlund, 1997 , pp. 51-55.
  32. ↑ Westerlund, 1997 , pp. 143-178.
  33. ↑ van den Bergh, 2000 , str. 134.
  34. ↑ 12 van den Bergh, 2000 , pp. 134-136.
  35. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 133-134.
  36. ↑ Westerlund, 1997 , s. 132.
  37. ↑ Westerlund, 1997 , pp. 202-220.
  38. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 112-115.
  39. ↑ 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.
  40. ↑ van den Bergh, 2000 , str. 115.
  41. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 115-120.
  42. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 120-122, 129-133.
  43. ↑ 1 2 3 van den Bergh, 2000 , str. 136-137.
  44. ↑ van der Marel RP, Alves DR, Hardy E., Suntzeff NB Nové chápání struktury, dynamiky a oběžné dráhy velkého Magellanova mračna z kinematiky uhlíkových hvězd  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2002. - Listopad ( vol. 124 , iss. 5 ). — S. 2639–2663 . — ISSN 1538-3881 0004-6256, 1538-3881 . - doi : 10.1086/343775 . Archivováno z originálu 14. dubna 2022.
  45. ↑ van den Bergh, 2000 , str. 145.
  46. ↑ Magellanova mračna  . Astronomie . Melbourne: Swinburne University of Technology . Získáno 16. dubna 2022. Archivováno z originálu dne 17. března 2022.
  47. ↑ Korolev V. Mezi Magellanovými mraky byl nalezen „hvězdný most“ . N + 1 . Získáno 24. března 2022. Archivováno z originálu dne 24. března 2022.
  48. ↑ Westerlund, 1997 , s. 21.
  49. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 124-126.
  50. ↑ Magellanův proud . Swinburne University of Technology . Staženo: 13. srpna 2022.
  51. ↑ 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.
  52. ↑ 1 2 3 Westerlund, 1997 , s. jeden.
  53. ↑ Olsen K. Seznamte se s Magellanovými mračny: Nejjasnější satelity naší galaxie  . Astronomy.com (20. listopadu 2020). Získáno 18. dubna 2022. Archivováno z originálu dne 19. května 2021.
  54. ↑ 12 van den Bergh, 2000 , s. 92.
  55. ↑ Westerlund, 1997 , pp. 1-2.
  56. ↑ Abbe C. On the Distribuae of the Nebulae in Space  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - L .: Royal Astronomical Society , 1867. - 12. dubna ( vol. 27 , ses. 7 ). — S. 257–264 . — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966 . - doi : 10.1093/mnras/27.7.257a .
  57. ↑ Leavitt HS, Pickering EC periody 25 proměnných hvězd v malém Magellanově mračnu  //  Harvard College Observatory Circular. - Cambridge, MA: Harvard University , 1912. - 1. březen ( sv. 173 ). — S. 1–3 . Archivováno z originálu 14. května 2022.
  58. ↑ Westerlund, 1997 , s. 2.
  59. ↑ Westerlund, 1997 , pp. 3-5.
  60. ↑ Vasiliev E. Vnitřní dynamika Velkého Magellanova mračna z Gaia DR2  // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2018. - 1. listopadu ( vol. 481 ). — P.L100–L104 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnrasl/sly168 . Archivováno z originálu 27. ledna 2022.
  61. ↑ Meixner M., Gordon KD, Indebetouw R., Hora JL, Whitney B. Spitzer Průzkum velkého Magellanova mračna: Průzkum evoluce agentů galaxie (SAGE). I. Přehled a počáteční výsledky  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2006. - 1. prosince ( sv. 132 ). — S. 2268–2288 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/508185 . Archivováno z originálu 12. února 2022.
  62. ↑ Hubble zkoumá vznik a vývoj hvězdokup ve Velkém Magellanově  mračnu . ESA . Získáno 23. dubna 2022. Archivováno z originálu dne 1. listopadu 2020.
  63. ↑ Magellanova mračna, naši galaktičtí  sousedé . EarthSky (8. prosince 2021). Získáno 23. dubna 2022. Archivováno z originálu dne 21. dubna 2022.

Literatura

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích