Malý Magellanův oblak

Malý Magellanův oblak ( MMO , SMC , NGC 292 ) je satelitní galaxie Mléčné dráhy , která se od ní nachází ve vzdálenosti 56 kiloparseků . Galaxie má průměr 5,8 kiloparseků a hmotnost 3-5⋅10 9 M ⊙ , obsahuje asi 1,5 miliardy hvězd. Absolutní velikost galaxie v pásmu V je -17,07 m . Malý Magellanův oblak je trpasličí nepravidelná galaxie .

V Malém Magellanově mračnu je známo asi 600 hvězdokup a celkem se odhaduje, že by zde mělo být asi 2000 takových objektů. Systém hvězdokup v Malém Magellanově mračnu se liší od systému v Mléčné dráze: v Malém 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 Malém Magellanově mračnu je 5⋅10 8 M ⊙ a hmotnost molekulárního vodíku je 7,5⋅10 7 M ⊙ , takže plyn tvoří významnou část celé hmoty galaxie. Hmotnost prachu v galaxii je 5⋅10 5 M ⊙ a složení a velikost prachových částic v mezihvězdném prostředí galaxie se liší od částic v Mléčné dráze.

Vlastnosti

Klíčové vlastnosti

Malé Magellanovo mračno je galaxie nacházející se ve vzdálenosti 56 kiloparseků [comm. 1] od středu Mléčné dráhy a je jedním z jejích satelitů [4] . Pozorován v souhvězdí Tucana [5] [6] .

Úhlový průměr Malého Magellanova mračna, měřený od izofoty 25 m na čtvereční sekundu oblouku ve fotometrickém B pásmu , je 5,5°, což odpovídá lineární velikosti 5,8 kiloparseků [7] , ale pouze menší oblast galaxie je vidět na obloze (viz níže ) [6] [8] . Hmotnost obsažená do 3 kiloparseků od jeho středu je 3—5⋅10 9 M ⊙ [9] . Tato galaxie obsahuje asi 1,5 miliardy hvězd [5] . Absolutní velikost galaxie v pásmu V je −17,07 m [10] .

Zdánlivá velikost galaxie v pásmu V je 1,97 m , barevný index B−V je 0,61 m . Hodnota mezihvězdného zániku v pásmu V pro galaxii je 0,19 m a mezihvězdné zčervenání v barvě B−V  je 0,06 m . Rovina disku galaxie je nakloněna k rovině obrazu o 90° [11] .

Rotační křivka Malého Magellanova mračna, měřená z pohybu neutrálního vodíku , dosahuje vrcholu rychlostí 55 km/s ve vzdálenosti 2,8 kiloparseků od středu. Zřejmě ve větších vzdálenostech od středu zůstává plochý [12] .

Struktura a hvězdná populace

Malý Magellanův oblak je trpasličí nepravidelná galaxie [13] [14] . Je v něm pozorována struktura, která se nazývá „bar“, ale není to bar v obecném slova smyslu a pouze navenek se mu podobá [15] . Další součástí galaxie je „křídlo“, což je slapová struktura . "Bar" a "křídlo" obsahují mladou hvězdnou populaci. V Malém Magellanově mračnu se také nachází plochý „centrální systém“ se staršími hvězdami a dalšími objekty a sférické halo s velmi starou hvězdnou populací [16] . Rozložení jasu v disku Malého Magellanova mračna je exponenciální a charakteristický poloměr disku je 1,3 kiloparseků [10] [17] .

Průměrná metalicita Malého Magellanova mračna je -0,73 [comm. 2] . Současná rychlost tvorby hvězd v galaxii je 0,046 M ⊙ za rok [19] . Stará hvězdná populace tvoří asi 6 % hmotnosti galaxie [20] .

Hvězdokupy

Podle teoretických odhadů by v Malém Magellanově mračnu mělo být asi 2000 hvězdokup [21] , z nichž je známo asi 600 [22] .

Systém hvězdokup v Malém Magellanově mračnu je odlišný od systému v Mléčné dráze. Kulové hvězdokupy obsahující mnoho hvězd v naší Galaxii jsou staré objekty staré více než 12 miliard let. V Malém Magellanově mračnu je pouze jedna kupa tohoto věku, NGC 121 . Existuje několik dalších relativně starých kup, ale ne tak starých jako kulové hvězdokupy naší Galaxie: například L 1, K 3 a NGC 416 se stářím 10, 9 a 7 miliard let. Jiné hvězdokupy bohaté na hvězdy jsou modřejší a mladší: v tomto jsou podobné otevřeným hvězdokupám , ale obsahují mnohem více hvězd, mají větší velikosti a tvary blízké kulovému [23] . Takové objekty se nazývají mladé lidnaté shluky , podobné objekty v Mléčné dráze neznáme [24] .  Otevřené hvězdokupy v Malém Magellanově mračnu jsou obecně podobné těm v naší Galaxii [25] .

Hvězdokupy v Malém 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. V Malém Magellanově mračnu je průměrné stáří hvězdokup 0,9 miliardy let, zatímco v Mléčné dráze je to jen 0,2 miliardy let [26] .

Mezihvězdné médium

Mezihvězdné médium Malého Magellanova mračna se skládá z plynu s různou teplotou a prachu. Hmotnost neutrálního atomárního vodíku v galaxii je 5⋅10 8 M ⊙ a hmotnost molekulárního vodíku je 7,5⋅10 7 M ⊙ , takže plyn tvoří významnou část celé hmoty galaxie [27] . Hmotnost prachu v galaxii je 5⋅10 5 M ⊙ [28] .

Je známo, že mezihvězdná absorpce v Malém Magellanově mračnu roste ostřeji v krátkých vlnách než v Mléčné dráze a neexistuje žádné lokální maximum na vlnové délce 2175 Å v závislosti absorpce na vlnové délce pro Malý Magellanův mrak . Mezihvězdné médium galaxie navíc záření odlišně polarizuje . Distribuce velikosti prachových zrn a obsah uhlíku v mezihvězdném prostředí Malého Magellanova mračna se tedy liší od těch v Mléčné dráze [29] .

Oblasti H II v Malém Magellanově mračnu jsou menší a méně jasné než ve Velkém Magellanově mračnu kvůli pomalejší rychlosti tvorby hvězd . Ve srovnání s Velkým Magellanovým mračnem má Malé Magellanovo mračno rovnoměrnější rozložení vodíku – nejspíše díky nižší metalicitě, a tudíž méně prachových částic umožňuje plynu rychlejší ochlazení a shlukování [30] .

V Malém Magellanově mračnu je známo nejméně 70 planetárních mlhovin , jejich celkový počet se odhaduje přibližně na 280 [31] .

Proměnné hvězdy

V Malém Magellanově mračnu jsou pozorovány proměnné hvězdy různých typů . Například cefeidy mají v průměru kratší periody než ty v naší Galaxii. Zřejmě je to dáno nižší metalicitou Malého Magellanova mračna, díky které se z hvězd nižších hmotností mohou stát cefeidy než v Mléčné dráze. Navíc se má za to, že právě kvůli snížené metalicitě v Malém Magellanově oblaku neexistují žádné proměnné typu Beta Cephei , jejichž mechanismus variability je spojen s přítomností těžkých prvků [32] [33] .

Průměrná frekvence výbuchů nových hvězd v galaxii se odhaduje na nejméně 0,12 za rok. Za celé XX století bylo zjištěno 7 ohnisek a 6 z nich bylo ve druhé polovině. Nové hvězdy v Malém Magellanově mračnu mohou být méně koncentrované směrem ke středu galaxie než jasné hvězdy a plynná složka galaxie [34] .

V galaxii je 12 známých zbytků supernov a 2 další kandidáti . Odhad frekvence výbuchů supernov je jednou za 350 let [35] .

Zdroje rentgenového záření

V Malém Magellanově oblaku je známo nejméně 40 zdrojů rentgenového záření . Nejjasnější z nich jsou SMC X-1  , jasná a dobře prostudovaná rentgenová dvojhvězda , stejně jako zdroje SMC X-2 a SMC X-3 , u kterých je pozorována variabilita rentgenového záření. Významně se na toku rentgenového záření podílí difuzní složka - v oblasti energií 0,16–3,5 keV tvoří difúzní záření 60 % celkového toku. Difúzní rentgenová emise je s největší pravděpodobností vytvářena plazmatem o teplotě asi 10 6 K a pochází z oblasti větší než samotná galaxie v optickém rozsahu [36] .

Interakce s jinými galaxiemi

Malý Magellanův oblak je satelitem Mléčné dráhy [5] . Kromě toho je Malý Magellanův oblak spojen s Velkým Magellanovým oblakem a výrazně s ním interaguje . Vzdálenost mezi galaxiemi je 21 kiloparseků [37] , rotují vůči sobě s periodou 900 milionů let [38] . Galaxie mají společný obal z neutrálního vodíku a mezi nimi je "most" hvězd a plynu - Magellanův most [39] . Od Magellanových mračen k naší Galaxii se táhne Magellanův proud  – protáhlá struktura neutrálního vodíku [5] [40] . Souhrn těchto galaxií a jejich společných struktur se nazývá Magellanův systém [41] .

Evoluce

Vysoký podíl plynu v hmotě Malého Magellanova mračna naznačuje, že tato galaxie neměla příliš času na vývoj . Tvorba hvězd v Malém Magellanově mračnu je méně aktivní než ve Velkém Magellanově mračnu: svědčí o tom například malá velikost oblastí H II , malý počet Wolf-Rayetových hvězd a červenější barva galaxie. jako celek [42] .

Tvorba kulových hvězdokup v Malém Magellanově mračnu začala později než ve Velkém, nebo méně náhle. Velký Magellanův oblak obsahuje 13 starých kulových hvězdokup, zatímco Malý Magellanův oblak obsahuje pouze jednu. Pokud by byl specifický obsah kulových hvězdokup v Malém Magellanově oblaku stejný jako ve Velkém, pak by se s přihlédnutím k nižší svítivosti dalo očekávat, že v něm spatříme 3–4 takové objekty [43] .

V budoucnu bude Malý Magellanův oblak pohlcen naší Galaxií [44] .

Historie studia

Obyvatelé jižní polokoule znali Malý a Velký Magellanův oblak 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 [45] [46] .

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 [45] [47] .

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 [45] .

V roce 1847 John Herschel publikoval katalog 244 jednotlivých objektů v Malém Magellanově mračnu se souřadnicemi a krátkými popisy. V roce 1867 Cleveland Abbe poprvé navrhl, že Magellanova mračna jsou galaxiemi oddělenými od Mléčné dráhy [ 48] [49] .

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 [50] . 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 [47] [51] .

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 [ 52] .

Pozorování

Magellanova mračna nejsou viditelná severně od 17° severní šířky. Malý Magellanův oblak je pozorován v souhvězdí Tucana . Zdánlivá velikost Malého Magellanova mračna je +1,97 m [10] , zdánlivé úhlové rozměry jsou 2,6° x 1,6° [8] , galaxie je viditelná pouhým okem na poměrně tmavé obloze [53] [54] .

Při použití dalekohledu s malým průměrem čočky, asi 100 mm, jsou některé objekty galaxie rozlišitelné. Nejjasnější z nich je NGC 346 , hvězdokupa s mlhovinou, ve které lze rozeznat některé jednotlivé hvězdy. Nedaleko jsou méně jasné, ale také viditelné hvězdokupy NGC 371 a NGC 395 . Viditelná je také otevřená hvězdokupa NGC 330 a kulová hvězdokupa NGC 121 . Dobře viditelná je i kulová hvězdokupa NGC 362 , která je v pozadí galaxie, ale nepatří do ní. Při použití větších dalekohledů se zviditelní mnohem více objektů a v některých jednotlivých detailech se stanou rozlišitelné. Například při pozorování dalekohledem s průměrem čočky 200 mm v NGC 346 se stane viditelným spirálovitý tvar mlhoviny a pomocí dalekohledu s aperturou 300 mm je možné rozlišit jednotlivé hvězdy v kupě. v centrální části NGC 346 [54] [55] .

Poznámky

Komentáře

1. ↑ Vzdálenost této galaxie od Slunce je 59 kiloparseků [3] .
2. ↑ Metalicita odpovídá podílu prvků těžších než helium rovnému tomu slunečnímu [18] .

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. ↑ Richter O.-G., Tammann GA, Huchtmeier WK HI pozorování galaxií v katalogu blízkých galaxií. II. Pohyb slunce a galaxie a rozptyl rychlosti „polních“ galaxií  (anglicky) // Astron. Astrophys. / T. Forveille - EDP Sciences , 1987. - Sv. 171. - S. 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 Žarov V. E. Magellanova oblaka . Velká ruská encyklopedie . Získáno 24. března 2022. Archivováno z originálu dne 24. března 2022. (neurčitý)
6. ↑ 1 2 Hodge P.W. Magellanův oblak  . Encyklopedie Britannica . Získáno 24. března 2022. Archivováno z originálu dne 2. května 2015.
7. ↑ Výsledky pro objekt Small Magellanic Cloud (SMC) . ned.ipac.caltech.edu . Staženo: 16. srpna 2022. (neurčitý)
8. ↑ 12 LMC . _ SIMBAD . Získáno 6. května 2022. Archivováno z originálu dne 24. dubna 2022. (neurčitý)
9. ↑ 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.
10. ↑ 1 2 3 van den Bergh, 2000 , str. 143.
11. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 142-143.
12. ↑ Di Teodoro EM, McClure-Griffiths NM, Jameson KE, Dénes H., Dickey JM O dynamice Malého Magellanova mračna prostřednictvím pozorování ASKAP HI ve vysokém rozlišení  // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti. — 2019-02-01. - T. 483 . — S. 392–406 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/sty3095 . Archivováno z originálu 27. května 2022.
13. ↑ Trpasličí galaxie Zasov A.V. Velká ruská encyklopedie . Získáno 2. května 2022. Archivováno z originálu dne 2. května 2022. (neurčitý)
14. ↑ SMC . SIMBAD . Získáno 6. května 2022. Archivováno z originálu dne 6. května 2022. (neurčitý)
15. ↑ Zaritsky D., Harris J., Grebel EK, Thompson IB Morphologies of the Small Magellanic Cloud  // The Astrophysical Journal. - 2000-05-01. - T. 534 . — S. L53–L56 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/312649 . Archivováno z originálu 29. června 2022.
16. ↑ Westerlund, 1997 , pp. 32-34.
17. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 143, 146-148.
18. ↑ Miláček D. Metaličnost . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 29. března 2022. Archivováno z originálu dne 5. října 2021. (neurčitý)
19. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 143, 158.
20. ↑ Westerlund, 1997 , s. 118.
21. ↑ Westerlund, 1997 , s. 46.
22. ↑ Nayak PK, Subramaniam A., Choudhury S., Sagar R. Hvězdokupy v Magellanových oblacích. II. Datování stáří, klasifikace a časoprostorová distribuce shluků SMC  // Astronomie a astrofyzika. — 2018-09-01. - T. 616 . - S. A187 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201732227 . Archivováno z originálu 8. července 2022.
23. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 148-149.
24. ↑ Westerlund, 1997 , pp. 43-46.
25. ↑ Hvězdokupa  . _ Encyklopedie Britannica . Získáno 29. března 2022. Archivováno z originálu dne 17. dubna 2022.
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 , str. 158.
30. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 142, 155.
31. ↑ Westerlund, 1997 , s. 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 , str. 145.
38. ↑ Magellanova mračna . Swinburne University of Technology . Získáno 16. dubna 2022. Archivováno z originálu dne 17. března 2022. (neurčitý)
39. ↑ Korolev V. Mezi Magellanovými mraky byl nalezen „hvězdný most“ . N + 1 . Získáno 24. března 2022. Archivováno z originálu dne 24. března 2022. (neurčitý)
40. ↑ Efremov Yu. N. Magellanova mračna . Astronet . Získáno 24. března 2022. Archivováno z originálu dne 29. června 2020. (neurčitý)
41. ↑ Westerlund, 1997 , s. 21.
42. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 142-156.
43. ↑ van den Bergh, 2000 , str. 142.
44. ↑ Malý Magellanův oblak: Satelitní  soused trpasličí galaxie . Space.com (13. prosince 2018). Získáno 2. května 2022. Archivováno z originálu dne 2. května 2022.
45. ↑ 1 2 3 Westerlund, 1997 , s. jeden.
46. ↑ 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.
47. ↑ 12 van den Bergh, 2000 , s. 92.
48. ↑ Westerlund, 1997 , pp. 1-2.
49. ↑ 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 .
50. ↑ 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.
51. ↑ Westerlund, 1997 , s. 2.
52. ↑ Westerlund, 1997 , pp. 3-5.
53. ↑ Magellanova mračna, naši galaktičtí  sousedé . EarthSky (8. prosince 2021). Získáno 23. dubna 2022. Archivováno z originálu dne 21. dubna 2022.
54. ↑ 1 2 Prohlídka Malého Magellanova mračna  . Cosmic Pursuits (30. března 2019). Získáno 6. května 2022. Archivováno z originálu dne 16. května 2021.
55. ↑ Poklady Malého Magellanova oblaku . ozsky.org . Získáno 6. května 2022. Archivováno z originálu dne 10. dubna 2021. (neurčitý)

Literatura

• van den Bergh S. Galaxie místní skupiny . — Cambr. ; N. Y .: Cambridge University Press , 2000. - 348 s. — ISBN 978-1-139-42965-8 .
• Westerlund B.E. Magellanova mračna . - Cambridge University Press, 1997. - 279 s. - ISBN 978-0-521-48070-3 .

Odkazy

• Informace v angličtině a francouzštině z původního " Nového obecného katalogu "
• Informace  (v angličtině) z revidovaného "Nového generálního katalogu"
• Vezír  (anglicky)
• Extragalaktická  databáze NASA/IPAC
• Seznam publikací o NGC 292

Slovníky a encyklopedie	Britannica (online)
V bibliografických katalozích	GND : 4164110-3 VIAF : 233741604 WorldCat VIAF : 233741604