Nagy Magellán-felhő

Nagy Magellán-felhő
Galaxy

A nagy Magellán -felhőről a Vista teleszkóppal készült infravörös kép
Kutatástörténet
Jelölés 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 , J0533-6916 , J0533-6916 , J0533-6916 , 3F6.
Megfigyelési adatok
( Epoch J2000.0 )
csillagkép aranyhal
jobb felemelkedés 5 óra  23  perc 34,60 s
deklináció −69° 45′ 22″
Látható méretek 5,4° × 4,6°
Látható hang nagyságrendű + 0,4 m
Jellemzők
Típusú Magellán spirálgalaxis
Tartalmazza helyi csoport
radiális sebesség 284 km/s [1]
z 0,00093
Távolság 50 kiloparsec
Abszolút magnitúdó (V) −18,5 m _
Súly 0,6—2⋅10 10 M ☉
Sugár 5,4 kiloparszek
Tulajdonságok A Tejútrendszer legnagyobb és legnagyobb tömegű műholdgalaxisa
Információk az adatbázisokban
SIMBAD NÉV LMC
Információ a Wikidatában  ?
 Médiafájlok a Wikimedia Commons oldalon

A Nagy Magellán-felhő  ( LMC , eng.  LMC ) a Tejútrendszer legnagyobb és legnagyobb tömegű műholdgalaxisa, amely 50 kiloparszek távolságra található tőle. A galaxis átmérője 9,9 kiloparszek, tömege 0,6-2⋅10 10 M⊙ , körülbelül 5 milliárd csillagot tartalmaz. A V sávban lévő galaxis abszolút magnitúdója –18,5 m , a látszólagos magnitúdója pedig  0,4 m . Az égbolton látható szögméretek 5,4° x 4,6°, bár maga a galaxis nagyobb területen terül el.

A Nagy Magellán-felhőt gyakran szabálytalan galaxisnak nevezik , bár van benne némi rend a szerkezetben, ezért helyesebb a Magellán-spirálgalaxisok közé sorolni . A Nagy Magellán-felhő legszembetűnőbb része egy rúd , egy korong és egy halo is jelen van, és a spirális szerkezet , bár megfigyelhető, gyengén kifejeződik.

A Nagy Magellán-felhőben körülbelül 3000 csillaghalmazt ismerünk , és összesen körülbelül 4600 ilyen objektumnak kell lennie. A Nagy Magellán-felhő csillaghalmazainak rendszere eltér a Tejútrendszerétől: a Nagy Magellán-felhőben a galaxisunkban található gömbhalmazokhoz hasonló, de sokkal fiatalabb objektumok találhatók. A nyitott klaszterek általában hasonlóak a Tejútrendszerben találhatókhoz.

A semleges atomos hidrogén tömege a galaxisban 7⋅10 8 M ⊙ , a molekuláris hidrogéné  pedig 10 8 M ⊙ . A Nagy Magellán-felhőben lévő gáz kevésbé koncentrálódik a központban, mint a csillagok, és a középponttól nagyobb távolságra is megfigyelhető. A galaxis tartalmazza a legfényesebb H II régiót a teljes helyi csoportban : 30 Doradus , más néven Tarantula-köd. 1987-ben tört ki a galaxisban a megfigyelések történetében egyetlen benne lévő SN 1987A szupernóva – az 1604-es szupernóva-robbanás  óta ez áll hozzánk a legközelebb .

A Nagy Magellán-felhő észrevehetően kölcsönhatásba lép galaxisunkkal, amelynek műholdja, valamint a Kis Magellán-felhővel  - a Magellán-felhők és a környező struktúrák, például a Magellán-folyam gyűjteményét Magellán-rendszernek nevezik . A galaxisok közötti kölcsönhatás, valamint a Tejútrendszer árapály hatása jelentősen befolyásolta a galaxis szerkezetét és a csillagkeletkezés történetét.

A nagy és kis Magellán-felhők a déli féltekén az ókor óta ismertek, az északi féltekén  pedig legalább a 10. századtól . A Magellán-felhők mai nevüket Ferdinánd Magellán tiszteletére kapták , aki 1519-1522-ben először megkerülte a világot : a Magellán-csapat egyik tagja, Antonio Pigafetta adott leírást ezekről az objektumokról. A Nagy Magellán-felhő szabad szemmel látható , de csak az északi szélesség 20°-ától délre figyelhető meg.

Tulajdonságok

Főbb jellemzők

A Nagy Magellán-felhő egy Magellán-spirálgalaxis [2] , amely 50 kiloparszek távolságra található a Tejútrendszer középpontjától [comm. 1] és egyik műholdja [4] [5] . A Dorado [6] [7] csillagképben figyelhető meg . A Nagy Magellán-felhő az egyik legközelebbi galaxis a miénkhez, és a legközelebb áll a könnyen észlelhető galaxisokhoz: bár például a Nyilasban található törpegalaxis 24 kiloparszekre található galaxisunktól, gyakorlatilag nem tűnik ki a galaxisunk hátteréből. a Tejútrendszer csillagai [8] .

A Nagy Magellán-felhő szögátmérője a 25 m / négyzetmásodperc ívmásodperc izofottól mérve a fotometriai B sávban 11,5°, ami 9,9 kiloparszek [9] lineáris méretnek felel meg , de csak egy kisebb régiója a galaxis látható az égen (lásd alább ) [7] [10] . A galaxis tömege 0,6–2⋅10 10 M ⊙ , körülbelül 5 milliárd csillagot tartalmaz, ami körülbelül 20-szor kevesebb, mint a mi galaxisunkban [6] . A V sávban lévő galaxis abszolút magnitúdója –18,5 m . Így a Nagy Magellán-felhő az Androméda galaxis , a Tejútrendszer és a Triangulum galaxis [11] [12] után fényességét és méretét tekintve a Lokális Csoport negyedik legnagyobb galaxisa [11] [12] , emellett a legnagyobb és legnagyobb tömegű műhold is. a Tejútrendszer [13] [14] .

A galaxis látszólagos magnitúdója a V sávban 0,4 m , a B−V színindex 0,52 m . A csillagközi kihalás értéke a V sávban a galaxisra nézve 0,4 m , a csillagközi kivörösödés pedig a B−V színben  0,13 m . A galaxis korongjának síkja 27-45°-kal hajlik a képsíkhoz , a galaxis látható korongjának fő féltengelyének helyzetszöge 170° [15] . A Nagy Magellán-felhő korongjának keleti része van a legközelebb a Galaxishoz [16] .

A Nagy Magellán-felhő forgási görbéje a középponttól mintegy 4 kiloparszek távolságra eléri a 71 km/s maximális értéket [17] . A belső régiók 250 millió év alatt egy forradalmat hajtanak végre [18] . A galaxis forgáspontja nem esik egybe az optikai középpontjával [19] .

Szerkezet és csillagpopuláció

A Nagy Magellán-felhőt gyakran szabálytalan galaxisok közé sorolják , bár szerkezetében van némi rend, ezért helyesebb a Magellán-spirálgalaxisok közé sorolni [2] .

A Nagy Magellán-felhő legszembetűnőbb része a sáv , amelynek helyzete nem esik egybe a galaxis korongjának középpontjával. A sáv viszonylag fiatal csillagpopulációt tartalmaz. A galaxis lapos komponensét két komponens képviseli: a "központi rendszer", amely egy fiatal csillagpopulációt is tartalmaz, és egy hosszabb korong , amely egy régebbi csillagpopulációt tartalmaz. A Nagy Magellán-felhőben egy nagyon régi csillagpopulációval rendelkező glória is található: elképzelhető, hogy a glória koronghoz hasonló alakú, jellemző magassága körülbelül 3 kiloparszek [8] [20] [21] . Az öreg csillagok mellett a viszonylag fiatal és fémekben gazdag csillagok adják a halo tömegének 2%-át [22] .

A Nagy Magellán-felhőben egy spirális szerkezet töredékei figyelhetők meg, de az meglehetősen rendezetlen, és gyengén kiemelkedik a galaxis környező részeinek hátteréből [8] [20] . A Nagy Magellán-felhő korongjában a fényesség eloszlása ​​exponenciális , a korong jellemző sugara 1,5 kiloparsec [15] .

A Nagy Magellán-felhő átlagos fémessége –0,30 [comm. 2] . A csillagkeletkezés jelenlegi üteme a galaxisban évi 0,26 M⊙ . A Nagy Magellán-felhőben a II populációba tartozó objektumok a teljes tömegnek körülbelül 1%-át teszik ki – 1,6⋅10 8 M ⊙ , és teljességük abszolút nagysága –15,2 m . Ebben az esetben a II. populációban lévő objektumok eloszlásának jellemző sugara nagyobb, mint a teljes anyagé, azaz 2,6 kiloparsec. Ez azt jelzi, hogy a galaxisban a csillagkeletkezési zóna idővel csökkent [24] .

Csillaghalmazok

Elméleti becslések szerint körülbelül 4600 csillaghalmaznak kell lennie a Nagy Magellán-felhőben [25] , amelyek közül körülbelül 3000 ismert [26] .

A Nagy Magellán-felhő csillaghalmazainak rendszere eltér a Tejútrendszerétől. Galaxisunk csillagokban gazdag gömbhalmazai 12 milliárd évesnél idősebb objektumok, míg a Nagy Magellán-felhőben két csillagban gazdag halmaz található. Egyes halmazok hasonlítanak a galaxisunkban lévő gömbölyű csillaghalmazokhoz: vörös színűek , alacsony a fémességük , némelyikük RR Lyrae változókkal rendelkezik  – 13 ilyen objektum található a galaxisban [27] . Más halmazok kékebbek és 1 milliárd évesnél fiatalabbak: ebben hasonlítanak a nyílt halmazokhoz , de sokkal több csillagot tartalmaznak, nagyobbak és gömb alakúak. Az ilyen objektumokat fiatal népes klasztereknek nevezik , hasonló objektumok a Tejútrendszerben ismeretlenek [28] .  A Nagy Magellán-felhő nyitott klaszterei általában hasonlóak a galaxisunkban lévőkhöz [29] .

A Nagy Magellán-felhőben 11,5 milliárd évnél idősebb gömbhalmazok, valamint nagyszámú, 3 milliárd évnél fiatalabb halmaz található, és szinte nincsenek is közepes korú klaszterek. A régi és fiatal klasztereket fémesség is elválasztja egymástól : a régieknél ez az érték nem haladja meg a -1,5-et, míg a fiatalokban ez az érték -1,0-nál [30] .

A legfiatalabb, 4 millió évesnél fiatalabb csillaghalmazok a Nagy Magellán-felhő korongjában helyezkednek el. Régebbi, akár 200 millió éves klaszterek is eloszlanak a lemezen, és némi koncentrációt mutatnak a sáv felé. A 200 millió évtől 1 milliárd évesig terjedő klaszterek is gyakoribbak a sáv közelében, és a még régebbi klaszterek szélesebb területen oszlanak el, mint az összes többi, és nem koncentrálódnak jobban a sáv közelében, mint más területeken.

A Nagy Magellán-felhő csillaghalmazai átlagosan idősebbek, mint a Tejútrendszerben találhatók. Ez annak a ténynek köszönhető, hogy ebben a galaxisban a halmazok ritkábban lépnek kölcsönhatásba a molekulafelhőkkel, és ezért hosszabb időn keresztül pusztulnak el. A Nagy Magellán-felhőben a klaszterek átlagos életkora 1,1 milliárd év, míg a Tejútrendszerben mindössze 0,2 milliárd év [31] .

Csillagközi médium

A Nagy Magellán-felhő csillagközi közege különböző hőmérsékletű gázokból és porból áll [32] . A semleges atomi hidrogén tömege a galaxisban 7⋅10 8 M ⊙ , a molekuláris hidrogéné  pedig 10 8 M ⊙ [33] . A Nagy Magellán-felhő gázhoz viszonyított portartalma egy nagyságrenddel alacsonyabb, mint Galaxisunkban [19] .

A Nagy Magellán-felhőben lévő gáz kevésbé koncentrálódik a központban, mint a csillagok, és a középponttól nagyobb távolságra is megfigyelhető. A semleges hidrogén nagy része a galaxis 7,3 kiloparszek átmérőjű forgó korongjában található, egy része pedig előtte. A galaxisnak van egy forró gázkoronája is , hasonlóan a Tejútrendszerben megfigyelthez [34] .

A Nagy Magellán-felhő korongja mögött számos kvazár figyelhető meg , amelyek segítségével a csillagközi kihalás tanulmányozható a korongjában. Ismeretes, hogy a csillagközi kihalás a Nagy Magellán-felhőben rövidebb hullámokban élesebben növekszik, mint a Tejútrendszerben. Talán ez a kémiai összetételbeli különbségeknek köszönhető [34] .

Legalább 265 ismert bolygóköd [35] található a Nagy Magellán-felhőben , összesen körülbelül 1000-re becsülik [36] .

30 Aranyhal

30 A Doradus , más néven Tarantula-köd, a legfényesebb H II régió a Nagy Magellán-felhőben és az egész Helyi Csoportban . Átmérője körülbelül 200 parszek , az egész galaxisban a Doradus 30- nál a csillagkeletkezés a legaktívabb. A 30 Doradus központja közelében található egy fiatal és nagyon masszív R136 csillaghalmaz , amely több O csillagot tartalmaz, mint a galaxis többi része, és a csillagok koncentrációja 200-szor magasabb, mint a tipikus OB asszociációkban [37] [38]. . Ez a halmaz nagyon nagy tömegű csillagokat tartalmaz, köztük az összes ismert közül a legnagyobb tömegűt - R136a1 , amelynek tömege 265 M⊙ [7] [39] .

Változócsillagok

A Tejútrendszerben ismert változócsillag - típusok többsége a Nagy Magellán-felhőben is megtalálható. A galaxis legfényesebb csillagai közül szinte mindegyik változékonyságot mutat [40] .

Például legalább 1470 kefeidát ismerünk a Nagy Magellán-felhőben , és átlagosan rövidebbek, mint a Tejútrendszer kefeidái. Nyilvánvalóan ez a Nagy Magellán-felhő alacsonyabb fémességének köszönhető, aminek köszönhetően a galaxisunknál kisebb tömegű csillagok kefeidákká válhatnak. Az RR Lyrae típusú változókat legalább 10 ezerre becsülik a Nagy Magellán-felhőben, és fényességük szisztematikusan eltérhet a Tejútrendszer ilyen csillagainak fényességétől [41] .

Új és szupernóvák

Az új csillagok kitörésének gyakorisága a Nagy Magellán-felhőben évente legalább 0,7, és a szupernóvák átlagosan 100 évente egyszer törnek ki. Csak egyetlen szupernóvát jegyeztek fel a megfigyelések történetében – SN 1987A 1987-ben –, ez a legközelebbi szupernóva az 1604-es szupernóva-robbanás óta . Az elmúlt 800 év során legalább két szupernóva tört ki a galaxisban: az SN 1987A mellett az SNR 0540-693 szupernóva-maradvány is ismert . A közelmúltban más ismert szupernóva-maradványok is kitörtek [6] [42] .

Röntgen- és gamma-források

A lágy röntgensugárzás tartományában a Nagy Magellán-felhő forró gázt sugároz. Ezen kívül legalább 105 különálló forrás ismert, amelyek közül 28 szupernóva-maradványként , 6 röntgen binárisként azonosítható , 20 pedig OB asszociációhoz kapcsolódik [43] .

1979-ben a galaxis fényes gamma- kitörést tapasztalt, ami az SNR N49 szupernóva-maradványhoz kapcsolódott , majd 8 másodperces bomlás következett. A következő négy évben ismételten gyengébb és rövidebb kitöréseket figyeltek meg ugyanahhoz a forráshoz [43] .

Általánosságban elmondható, hogy a Nagy Magellán-felhőben a kozmikus sugárzás sűrűsége összemérhető a galaxisunkkal [43] .

Kölcsönhatás más galaxisokkal

A Nagy Magellán-felhő a Tejútrendszer [6] műholdja . Jelen pillanatban ez a galaxis Galaxisunk középpontjához képest 293 km/s sebességgel mozog: a sebesség radiális komponense 84 km/s, a tangenciális komponens  281 km/s. A Nagy Magellán-felhő 45 kiloparszekus pericentrikus távolsággal és 2,5-szer nagyobb apocentrikus távolságú pályán mozog , körülbelül 1,5 milliárd éves periódussal [44] .

Ezenkívül a Nagy Magellán-felhő gravitációsan kötődik, és láthatóan kölcsönhatásba lép a Kis Magellán-felhővel . A galaxisok közötti távolság 21 kiloparszek [45] , egymáshoz képest 900 millió éves periódussal forognak [46] . A galaxisoknak van egy közös semleges hidrogénhéja , és közöttük van egy csillagokból és gázokból álló "híd" - a Magellán-híd [47] . A Magellán-felhőktől a mi galaxisunkig húzódik a Magellán-folyam  – semleges hidrogén hosszúkás szerkezete [6] [19] . E galaxisok összességét és közös szerkezeteiket Magellán-rendszernek nevezik [48] .

Evolúció

A csillaghalmazok életkor szerinti megoszlásával nyomon követhető a csillagkeletkezés története a galaxisban. Közepes korú, 3-11,5 milliárd éves halmazok gyakorlatilag hiányoznak a galaxisban (lásd fent ), egyetlen ilyen objektum ismert: az ESO 121-SC03 . Életkora 8-9 milliárd év. Az egyik hipotézis azt sugallja, hogy ez a halmaz a Kis Magellán-felhőben alakult ki , ahol a csillagkeletkezés üteme az idő múlásával egyenletesebb volt. Az elmúlt 4 milliárd évben a csillagkeletkezés üteme a galaxisban jelentősen megnőtt. Bár a csillaghalmazok kialakulásának története nem tükrözi teljes mértékben a halmaz összes csillagának kialakulásának történetét, más módszerek, mint például a széncsillagok számának mérése az M osztályú csillagokhoz képest , alátámasztják ezeket a következtetéseket [49] .

A Nagy Magellán-felhő modern paramétereit jelentősen befolyásolta a galaxisunkkal és a Kis Magellán-felhővel való kölcsönhatás története. Kezdetben a Nagy Magellán-felhő egy vékony, sáv nélküli korong volt, de az elmúlt 9 milliárd évben a két galaxissal való árapály-kölcsönhatások következtében egy rúd és egy halo jelent meg a Nagy Magellán-felhőben, és a korong vastagsága csökkent. megnövekedett. Ráadásul a galaxisunkkal való kölcsönhatás miatt kialakult a Magellán-áramlat  – az eredetileg a Nagy Magellán-felhőben lévő csillagok mintegy 15%-át és a gázok 20%-át foglalta magában [22] , bár az is lehetséges, hogy A Magellán-folyam a Kis Magellán-felhő anyagából keletkezett [ötven]

A csillagkeletkezési robbanást, amely az elmúlt 3 milliárd évben hatalmas csillaghalmazok kialakulásához vezetett, a Kis Magellán-felhővel való kölcsönhatások okozzák. Egy másik, kevésbé valószínű magyarázat a megújult csillagkeletkezésre, hogy a Nagy Magellán-felhő eredetileg az Androméda-galaxis műholdja volt , majd a mi galaxisunk elfogta, és 3 milliárd évvel ezelőtt először közelítette meg. Ezen túlmenően, valahányszor a Nagy Magellán-felhő a Tejútrendszer körüli mozgása során áthaladt a pericenteren, a csillagkeletkezés üteme átmenetileg megnőtt [22] . Számítások szerint a jövőben - a legvalószínűbb időtartam 2,4 milliárd év - összeütközik és összeolvad a Nagy Magellán-felhő galaxisunkkal. Ez a Tejútrendszer és az Androméda galaxis ütközése előtt fog megtörténni, és oda vezet, hogy a Tejútrendszer egyes paraméterei jellemzőbbek lesznek a hasonló tömegű galaxisokra – például a halo átlagos fémessége megnő, mivel lesz-e a Galaxis középpontjában lévő szupermasszív fekete lyuk tömege [51] .

Tanulmánytörténet

A nagy és kis Magellán-felhőket a déli félteke lakói az ókor óta ismerték. Különböző népek kultúrájában tükröződtek: egyes dél-amerikai törzsek például nandu madarak tollaiként , az ausztrál őslakosok  pedig két óriásként ábrázolták őket, akik néha a mennyből szállnak alá, és megfojtják az alvó embereket [52] [53] .

Az északi féltekén legalább a Kr. u. 10. századra. e. A Magellán-felhőket As-Sufi ismerte . A navigátorok számára a Magellán-felhők azért voltak érdekesek, mert a világ déli sarkának közelében találhatók, amelynek közelében nincsenek fényes csillagok [52] [54] .

A Magellán-felhők mai nevüket Fernand Magellán tiszteletére kapták , aki 1519-1522 között megkerülte a világot . A Magellán csapatának egyik tagja, Antonio Pigafetta adott leírást ezekről a tárgyakról. Ráadásul Pigafetta helyesen feltételezte, hogy a Magellán-felhők egyedi csillagokból állnak [52] .

1847-ben John Herschel kiadta a Nagy Magellán-felhő 919 egyedi objektumát tartalmazó katalógust koordinátákkal és rövid leírásokkal. 1867-ben Cleveland Abbe először javasolta, hogy a Magellán-felhők a Tejútrendszertől különálló galaxisok [ 55] [56] .

1904 óta a Harvard Obszervatórium alkalmazottai elkezdték felfedezni a cefeidákat a Magellán-felhőkben. 1912-ben Henrietta Leavitt , aki szintén a Harvard Obszervatóriumban dolgozott, felfedezte a Magellán-felhők összefüggését a periódus és a kefeidák fényessége között [57] . Ez az arány később fontos szerepet kezdett játszani a galaxisok közötti távolságok mérésében. 1914 óta a Lick Obszervatórium csillagászai elkezdték szisztematikusan mérni a Magellán-felhők emissziós ködeinek sugárirányú sebességét. Kiderült, hogy ezeknek az objektumoknak nagy pozitív radiális sebessége van - ez bizonyíték arra, hogy a Magellán-felhők elkülönülnek a Tejútrendszertől. Ezt a három felfedezést, valamint a semleges hidrogén rádióteleszkópokkal történő észlelését a Magellán-felhőkben és környékén Harlow Shapley 1956-ban a Magellán-felhőkhöz kapcsolódó legfontosabb vívmányokként nevezte meg. Emellett Shapley számos más felfedezést is feljegyezt: például különféle csillagpopulációk felfedezését a Magellán-felhőkben [54] [58] .

Később, a 20. században is nagyszámú felfedezés született: például felfedezték a Magellán-áramot, röntgenforrásokat fedeztek fel a Magellán-felhőkben, a Felhők porkomponensét pedig az IRAS űrteleszkóp segítségével tanulmányozták. Emellett 1987-ben a Nagy Magellán-felhőben felrobbant az SN 1987A szupernóva , amely szintén szolgáltatott némi információt erről a galaxisról [59] . A 21. században az olyan űrteleszkópok , mint a Gaia , a Spitzer és a Hubble [60] [61] [62] sok információval szolgáltak a Nagy Magellán-felhőről .

Észrevételek

Az északi félteke középső szélességein a Nagy Magellán-felhő nem látható, legalábbis egy része megfigyelhető az északi szélesség 20°-ától délre. A galaxis többnyire a Dorado csillagképben található , de egy kis része a Table Mountain csillagképben [12] található .

A Nagy Magellán-felhő látszólagos magnitúdója +0,4 m , a látszólagos szögméretei 5,4° x 4,6° [10] . A Nagy Magellán-felhő kis fényszennyezés mellett is szabad szemmel látható, ovális alakú, homályos foltnak tűnik. A Nagy Magellán-felhő legfényesebb része a rúd, hossza 5°, ami a telihold átmérőjének tízszerese , szélessége 1°. Távcső vagy kis teleszkóp használatakor a galaxis halványabb peremterületei láthatóvá válnak [12] [63] .

Legalább 114 új általános katalógus -objektum található a Nagy Magellán-felhőben . Köztük van a Tarantula-köd is , amely kiemelkedik a galaxis többi részletének hátteréből: szerkezetének egyes részletei még 100 mm -es nyílású teleszkópon keresztül is megkülönböztethetők. A 150 mm lencseátmérőjű teleszkópban a galaxis számos egyedi ködje és csillaghalmaza látható. 200 mm-es nyílású teleszkóp használatakor jól láthatóak az olyan tárgyak, mint az NGC 1714  , egy kis emissziós köd , amelyek közelében a halványabb NGC 1715 köd található . Az NGC 1755 nyílt halmazban a legfényesebb csillagok feloldhatók a halványabb csillagok által keltett homályos ragyogással szemben. Látható az NGC 1763 emissziós köd , egy ívtől 9 percen belül , amelyből három halványabb köd van - NGC 1760 , NGC 1769 és NGC 1773 , valamint egy másik hasonló csoport, még közelebbről, amely az NGC 1962 ködből áll. , NGC 1965 , NGC 1966 és NGC 1970 . Szintén láthatóak az NGC 1835 és NGC 2019 gömbhalmazok , valamint az NGC 1850 szuperhalmaz , amelyben körülbelül 50 különálló csillagot lehet feloldani. Végül láthatóak az NGC 2100 nyílt halmazok , ahol meg lehet különböztetni a szerkezet egyes részleteit és az egyes csillagokat, valamint az NGC 2214 [12] .

Jegyzetek

Megjegyzések

  1. ↑ Ettől a galaxistól a Nap távolsága is 50 kiloparszek [3] .
  2. ↑ A fémesség a héliumnál nehezebb elemek napenergiával egyenlő arányának felel meg [23] .

Források

  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. - P. 50. - ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.3847/0004-6256/152/2/50 - arXiv:1605.01765
  2. ↑ 1 2 Wilcots EM Magellán típusú galaxisok az egész Univerzumban  //  Proceedings of the International Astronomical Union. - N. Y .: Cambridge University Press , 2009. - március 1. ( 256. kötet ). — P. 461–472 . — ISSN 1743-9213 . - doi : 10.1017/S1743921308028871 . Archiválva az eredetiből 2022. március 24-én.
  3. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 145-146.
  4. ↑ Pietrzyński G., Graczyk D., Gallenne A., Gieren W., Thompson IB Egy ​​százalékig pontos távolság a Nagy Magellán  -felhőtől  // Természet . - 2019. - március 1. ( 567. köt. ). — P. 200–203 . — ISSN 0028-0836 . - doi : 10.1038/s41586-019-0999-4 . Archiválva az eredetiből 2022. március 24-én.
  5. ↑ van den Bergh, 2000 , p. 93, 145-146.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 Zharov V. E. Magellán felhők . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2022. március 24. Az eredetiből archiválva : 2022. március 24..
  7. ↑ 1 2 3 Hodge P.W. Magellanic Cloud  . Encyclopedia Britannica . Letöltve: 2022. március 24. Az eredetiből archiválva : 2015. május 2.
  8. ↑ 1 2 3 van der Marel RP A nagy Magellán-felhő: szerkezet és kinematika  //  The Local Group as an Astrophysical Laboratory Proceedings of the Space Telescope Science Institute Symposium, Baltimore, Maryland, 2003. május 5–8. – N. Y. .: Cambridge University Press , 2006. – január 1. ( 17. köt. ). — P. 47–71 . — ISBN 9780511734908 . - doi : 10.1017/CBO9780511734908.005 . - arXiv : astro-ph/0404192 .
  9. ↑ Eredmények a Large Magellan Cloud (LMC) objektumra . ned.ipac.caltech.edu . Letöltve: 2022. augusztus 16.
  10. ↑ 12 LMC . _ SIMBAD . Letöltve: 2022. április 24. Az eredetiből archiválva : 2022. április 24..
  11. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 93, 280.
  12. ↑ 1 2 3 4 Nézze meg közelebbről a Nagy Magellán Felhőt  . Astronomy.com . Letöltve: 2022. április 23. Az eredetiből archiválva : 2022. április 23.
  13. ↑ A Nagy Magellán-felhő forgása . Asztronet . Letöltve: 2022. március 26. Az eredetiből archiválva : 2020. október 24.
  14. ↑ Mucciarelli A., Massari D., Minelli A., Romano D., Bellazzini M. Relic from a múlt egyesülési esemény a Nagy Magellán-felhőben  //  Nature Astronomy. L .: Természeti portfólió . A Springer Nature lenyomata , 2021. - December ( 5. kötet , 12. szám ). - P. 1247-1254 . — ISSN 2397-3366 . - doi : 10.1038/s41550-021-01493-y . Archiválva az eredetiből 2022. március 26-án.
  15. ↑ 12 van den Bergh, 2000 , p. 93.
  16. ↑ Westerlund, 1997 , p. 29.
  17. ↑ Indu G., Subramaniam A. A Nagy Magellán-felhő kinematikája újralátogatva : A lehetséges be- és kiáramlás bizonyítéka  // Astronomy & Astrophysics  . — Les Ulis: EDP Sciences , 2015-01-01. — Vol. 573 . — P. A136 . — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/201321133 . Archiválva : 2020. október 30.
  18. ↑ A Nagy Magellán-felhő forgási sebessége  . HubbleSite.org . Hozzáférés időpontja: 2022. április 14.
  19. ↑ 1 2 3 Efremov Yu. N. Magellán-felhők . Asztronet . Letöltve: 2022. március 24. Az eredetiből archiválva : 2020. június 29.
  20. ↑ 12 Westerlund , 1997 , pp. 30-32.
  21. ↑ Mazzi A., Girardi L., Zaggia S., Pastorelli G., Rubele S. A VMC felmérés - XLIII. A térben felbontott csillagkeletkezés története a Nagy Magellán-felhőn  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2021. – november 1. ( 508. kötet ). — P. 245–266 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stab2399 . Archiválva az eredetiből 2022. április 16-án.
  22. ↑ 1 2 3 Bekki K., Chiba M. A Magellán-felhők kialakulása és fejlődése - I. A Nagy Magellán-felhő szerkezeti, kinematikai és kémiai tulajdonságainak eredete  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Blackwell Publishing , 2005. - január ( 356. kötet , 2. szám ). — P. 680–702 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08510.x . Archiválva az eredetiből 2022. március 21-én.
  23. ↑ Drágám D. Metálság . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2022. március 29. Az eredetiből archiválva : 2021. október 5..
  24. ↑ van den Bergh, 2000 , p. 93, 120, 135.
  25. ↑ Westerlund, 1997 , pp. 47-48.
  26. ↑ Nayak PK, Subramaniam A., Choudhury S., Indu G., Sagar R. Csillaghalmazok a Magellán-felhőkben – I. 1072 klaszter paraméterezése és osztályozása az LMC-ben   // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2016. - december 1. ( 463. kötet ). - P. 1446-1461 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/stw2043 .
  27. ↑ van den Bergh, 2000 , p. 142.
  28. ↑ Westerlund, 1997 , pp. 43-46.
  29. ↑ Csillaghalmaz  . _ Encyclopedia Britannica . Letöltve: 2022. március 29. Az eredetiből archiválva : 2022. április 17.
  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 , p. 134.
  34. ↑ 12 van den Bergh, 2000 , pp. 134-136.
  35. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 133-134.
  36. ↑ Westerlund, 1997 , p. 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 Az R136 csillaghalmazban több olyan csillag is található, amelyek egyéni tömege nagymértékben meghaladja az elfogadott 150 milliós csillagtömeghatárt  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2010. - október 1. ( 408. kötet ). — P. 731–751 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x . Az eredetiből archiválva : 2022. március 20.
  40. ↑ van den Bergh, 2000 , p. 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 , pp. 136-137.
  44. ↑ van der Marel RP, Alves DR, Hardy E., Suntzeff NB New Understanding of Large Magellan Cloud Structure, Dynamics and Orbit from Carbon Star Kinematics  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2002. - November ( 124. kötet , 5. szám ). — P. 2639–2663 . — ISSN 1538-3881 0004-6256, 1538-3881 . - doi : 10.1086/343775 . Archiválva az eredetiből: 2022. április 14.
  45. ↑ van den Bergh, 2000 , p. 145.
  46. ↑ Magellán -felhők  . Csillagászat . Melbourne: Swinburne University of Technology . Letöltve: 2022. április 16. Az eredetiből archiválva : 2022. március 17.
  47. ↑ Koroljev V. „Csillaghidat” találtak a Magellán-felhők között . N+1 . Letöltve: 2022. március 24. Az eredetiből archiválva : 2022. március 24..
  48. ↑ Westerlund, 1997 , p. 21.
  49. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 124-126.
  50. ↑ Magellán-folyam . Swinburne Műszaki Egyetem . Letöltve: 2022. augusztus 13.
  51. ↑ Cautun M., Deason AJ, Frenk CS, McAlpine S. Galaxisunk és a Nagy Magellán-felhő közötti nagy ütközés utóhatásai  // A Royal Astronomical Society havi értesítései  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2019. - február 21. ( 483. kötet , 2. szám ). — P. 2185–2196 . — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966 . - doi : 10.1093/mnras/sty3084 . Archiválva az eredetiből 2019. január 8-án.
  52. ↑ 1 2 3 Westerlund, 1997 , p. egy.
  53. ↑ Olsen K. Ismerje meg a Magellán-felhőket: Galaxisunk legfényesebb  műholdai . Astronomy.com (2020. november 20.). Letöltve: 2022. április 18. Az eredetiből archiválva : 2021. május 19.
  54. ↑ 12 van den Bergh, 2000 , p. 92.
  55. ↑ Westerlund, 1997 , pp. 1-2.
  56. ↑ Abbe C. A ködök eloszlásáról az űrben  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - L .: Royal Astronomical Society , 1867. - április 12. ( 27. kötet , 7. szám ). — P. 257–264 . — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966 . - doi : 10.1093/mnras/27.7.257a .
  57. ↑ Leavitt HS, Pickering EC Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellan Cloud  //  Harvard College Observatory Circular. - Cambridge, MA: Harvard Egyetem , 1912. - március 1. ( 173. kötet ). — P. 1–3 . Az eredetiből archiválva : 2022. május 14.
  58. ↑ Westerlund, 1997 , p. 2.
  59. ↑ Westerlund, 1997 , pp. 3-5.
  60. ↑ Vasziljev E. A nagy Magellán-felhő belső dinamikája a Gaia DR2-től  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2018. - november 1. ( 481. kötet ). — P.L100–L104 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnrasl/sly168 . Archiválva az eredetiből 2022. január 27-én.
  61. ↑ Meixner M., Gordon KD, Indebetouw R., Hora JL, Whitney B. Spitzer A nagy Magellán-felhő felmérése: A galaxis evolúciójának ügynökeinek felmérése (SAGE). I. Áttekintés és kezdeti eredmények  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2006. - december 1. ( 132. kötet ). — P. 2268–2288 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/508185 . Archiválva az eredetiből 2022. február 12-én.
  62. ↑ A Hubble a csillaghalmazok kialakulását és fejlődését vizsgálja a Nagy Magellán-  felhőben . ESA . Letöltve: 2022. április 23. Az eredetiből archiválva : 2020. november 1..
  63. ↑ A Magellán-felhők, galaktikus szomszédaink  . EarthSky (2021. december 8.). Letöltve: 2022. április 23. Az eredetiből archiválva : 2022. április 21..

Irodalom

  Ugrás a Wikidata elemre  Szótárak és enciklopédiák
Bibliográfiai katalógusokban