Magellanove oblaky

- galaxie-satelity našej Galaxie; umiestnené relatívne blízko seba, tvoria gravitačne viazaný (dvojitý) systém. Voľným okom vyzerajú ako izolované oblaky Mliečnej dráhy. Prvýkrát M. O. opísal Pigafettu, ktorý sa zúčastnil na oboplávaní Magellana (1519-22). Oba oblaky – veľké (BMO) aj malé (MMO) – yavl. nesprávne galaxie. Integrálne charakteristiky M. O. sú uvedené v tabuľke.

Integrované charakteristiky Magellanových oblakov

	BMO	IMO
Stredové súradnice	05 h 24 m -70 o	00 h 51 m -73 o
Galaktická zemepisná šírka	-33o	-45o
Uhlový priemer	8o	2,5o
Zodpovedajúca lineárna veľkosť, kpc	9	3
Vzdialenosť, kpc	50	60
integrálna hodnota, M V	-17,9m	-16,3m
Sklon k priamke pohľadu	27o	60o
Priemerná radiálna rýchlosť, km/s	+275	+163
Celková váha,
Hmotnosť medzihviezdneho vodíka HI,

S najväčšími ďalekohľadmi v MO možno rozlíšiť hviezdy so svietivosťou blízkou svietivosti slnka; zároveň kvôli priemeru. presahujúc vzdialenosť k M.O. cez ich priemer, rozdiel v zdanlivých hviezdnych veľkostiach objektov zahrnutých v M.O. sa rovná rozdielu v ich abs. (pre LMO chyba nepresahuje 0,1 m). Keďže M. O. sa nachádzajú na vysokých galaxiách. zemepisných šírkach, absorpcia svetla medzihviezdnym prostredím našej Galaxie a prímes jej hviezd skresľujú blízkosť M.O. To všetko pomáha študovať vzťah medzi hviezdami rôznych typov, hviezdokopami a difúznou hmotou (najmä hviezdy s vysokou svietivosťou sú tam viditeľné nie ďalej ako 5-10 „od ich rodiska). M. O. sa nazýva „dielňa astronomických metód“ (H. Shapley) Najmä závislosť periódy a svietivosti pre M. O. bola objavená v M. O. Spolu s podobnosťami majú objekty M. O. množstvo nápadných rozdielov od podobných členov Galaxie, čo naznačuje súvislosť medzi štrukturálnymi vlastnosťami galaxií a galaxiami. charakteristiky ich populácie.

V M. O. je obrovské množstvo všetkých možných vekov a hmôt; Katalóg klastrov LMC obsahuje 1600 objektov a ich celkový počet je cca. 5000. Asi stovka z nich vyzerá ako galaxie a sú k nim veľmi blízko z hľadiska hmotnosti a stupňa koncentrácie hviezd. Všetky guľové hviezdokopy Galaxie sú však veľmi staré [(10 – 18) rokov], zatiaľ čo v Moskovskom regióne existuje spolu s rovnako starými hviezdami niekoľko guľových hviezdokôp (23 v LMC) s vekom ~ 10 7 - 10 8 rokov. Vek zhlukov M. O. jednoznačne koreluje s chem. zloženie (mladé kopy obsahujú relatívne viac ťažkých prvkov), kým galaktické kopy majú. taká súvislosť neexistuje.

V LMC je tiež známych 120 veľkých skupín mladých hviezd s vysokou svietivosťou (OB asociácie), ktoré sú spravidla spojené s oblasťami ionizovaného vodíka (zóny H II). V MMO je takýchto zoskupení rádovo menej, tam sa sústreďujú hlavne mladé hviezdy. telo a v "krídle" MMO, rozšírené o LMO, pričom v LMO sú roztrúsené po celom Cloude, a v hlavnom. v tele dominujú hviezdy s vekom 10 8 -10 10 rokov. Rádioastronomický pozorovania v línii = 21 cm neutrálneho vodíka (HI) ukázali, že v LMC je 52 izolovaných komplexov HI s porov. s hmotnosťou a rozmermi 300–900 ks, pričom v MMO hustota HI rastie takmer rovnomerne smerom k stredu. Podiel HI vo vzťahu k celkovej hmotnosti v LMC vo viacerých. krát viac ako v Galaxii a v MMO viac rádovo. Aj v najmladších objektoch LMC je obsah ťažkých prvkov zjavne o niečo menší ako v Galaxii, v MMO je nepochybne nižší o faktor 2–4. Všetky tieto vlastnosti M. O. možno vysvetliť tým, že nedošlo k žiadnemu počiatočnému prudkému výbuchu, ktorý by viedol k vyčerpaniu základne v Galaxii. zásoby plynu a pomerne rýchle obohacovanie jeho zvyškov ťažkými prvkami počas prvej miliardy (či stoviek miliónov) rokov existencie Galaxie. Prítomnosť starých guľových hviezdokôp a typu RR Lyrae však dokazuje, že tvorba hviezd začala v MO a v Galaxii približne v rovnakom čase. Prítomnosť veľkého počtu mladých guľových hviezdokôp v MO (žiadne v Galaxii nie sú) môže znamenať ich vznik v súčasnosti. Disk Galaxie bráni špirálovitá vlna hustoty, ktorá môže tiež iniciovať tvorbu hviezd v oblakoch plynu, ktoré nedosiahli vysoký stupeň kompresie (pozri ).

V každom z MO je známych asi 10 3 cefeíd a maximum v ich distribúcii v obdobiach je v MMO posunuté do malých období (v porovnaní s cefeidami v galaxii), čo možno vysvetliť aj nižším obsahom ťažkých prvkov v r. hviezdy MMO. Distribúcia cefeíd v rôznych obdobiach nie je rovnaká v rôznych častiach MO, čo sa v súlade s vekovou závislosťou obdobia vysvetľuje rozdielom vo veku masívnych hviezd v týchto oblastiach. Priemer oblastí, v ktorých majú cefeidy a zhluky podobný vek, je 300–900 kusov. Objekty v týchto hviezdnych komplexoch sú zjavne navzájom geneticky príbuzné – vznikli z rovnakého plynového komplexu.

Vo viacerých Hviezdy typu RR Lyrae, ktoré v LMC majú porov. magnitúda 19,5 m s veľmi malým rozptylom, čo znamená malý rozptyl ich svietivostí a slabú absorpciu svetla v LMC. V LMC sa našlo len málo prachových hmlovín (asi 70) a iba v niektorých oblastiach vo vnútri a blízko obrovskej zóny tarantule HII (30 Doradus) dosahuje vymieranie 1–2 m. Pomer hmotnosti prachu k hmotnosti plynu v LMC je rádovo menší ako v Galaxii a nízky obsah prachu by sa mal odraziť na znakoch tvorby hviezd v M.O. a v Galaxii, ich priemeroch , rovnako ako kruhové zóny H II, dosahujú 200 ks. Existuje 9 supergiant HII škrupín s priemerom cca. 1 kpc. V M.O. je najužšia súvislosť s plynom znázornená nie hviezdičkami 0, ale . Bolo tiež zaznamenané, že oblasti tvorby hviezd v LMC sa spravidla nachádzajú v oblastiach s najvyšším gradientom hustoty HI.

HII zóny, supergianty a planetárne hmloviny (137 z nich bolo objavených v LMC a 47 v MMO) umožňujú určiť stred rotácie LMC. Nachádza sa 1 kpc od jeho optiky. stred. Rozpor je zjavne vysvetlený skutočnosťou, že ten je určený jasnými objektmi, ktorých hmotnosť nie je yavl. dominantný. Rýchla rotácia a malý rozptyl rýchlosti (rádovo 10 km/s pre mladé objekty) naznačujú vysoký stupeň sploštenosti LMC (niektorí astronómovia považujú LMC za špirálovú galaxiu s masívnou priečkou a slabo vyjadrenými špirálovými ramenami) . Staré guľové hviezdokopy a zrejme aj hviezdy RR Lyrae sú sústredené v disku a nie v koróne LMC. Zvláštnosť kinematiky IMO a veľmi veľká povrchová hustota cefeíd v nej možno vysvetliť skutočnosťou, že IMO je koncom svojho jadra orientovaná smerom k nám. telo, zatiaľ čo LMC je viditeľné zo smeru takmer kolmého na rovinu jeho disku.

Pozoruhodná vlastnosť BMO yavl. v ňom objavená hviezdna superasociácia, v strede ktorej sa nachádza obria zóna HII (30 Dorado, obr. 2) s priemerom cca. 250 ks a váha . V strede zóny sa nachádza kompaktný zhluk hviezd s veľmi vysokou svietivosťou s celkovou hmotnosťou (obr. 3). Je to yavl. je najmladšia známa guľová hviezdokopa a obsahuje najhmotnejšie mladé hviezdy. Centrálny objekt zhluku je jasnejší o 2 m zvyšok hviezd. Zdá sa, že ide o kompaktnú skupinu horúcich hviezd, ktoré vzrušujú oblasť HII. Zhluk 30 Doradus je podľa viacerých charakteristík podobný stredne aktívnemu

Ďaleko na južnej oblohe, nedosiahnuteľné pre oči obyvateľov severnej pologule Zeme, nepolapiteľné pre veľké teleskopy, ktoré sú postavené a inštalované na severnej pologuli, sú dva najpozoruhodnejšie objekty oblohy, dva poklady astronómie. - Veľký a Malý Magellanov oblak.

Prvý popis pozorovaní Magellanových oblakov, ktorý k nám prišiel, patrí Pigafettovi, Magellanovmu spoločníkovi a historiografovi na nervy drásajúcej ceste okolo sveta. Keď v rokoch 1519-1522. Magellanove lode sa plavili pozdĺž južných vôd Atlantiku a potom Tichého a Indického oceánu, Pigafetta upozornil na dve žiariace hmloviny stojace vysoko na oblohe, neustále sprevádzajúce Expedíciu, a opísal ich. Na severnej oblohe nič také nevidno.

Veľký význam Magellanových oblakov pre vedu určuje skutočnosť, že ide o galaxie, ktoré sú nám najbližšie. Ďalší sused, systém Sculptor, je dvakrát tak ďaleko. Magellanove oblaky sú navyše galaxie s mimoriadne bohatým a rôznorodým zložením objektov. V tomto ohľade držia dlaň v Miestnom systéme galaxií. Systém v Sculptor je oveľa menej zaujímavá galaxia, bez superobrích hviezd, hviezdokôp, plynných hmlovín a iných objektov, ktoré sú dôležité pre štúdium vývoja hviezd a hviezdnych systémov. Najbližšie galaxie porovnateľné zložením s Magellanovými mračnami sú hmlovina Andromeda (NGC 224) a hmlovina Triangulum (NGC 598). Ale sú umiestnené 10-krát ďalej. A to znamená, že pomocou 60-centimetrového ďalekohľadu možno Magellanove oblaky študovať s rovnakými detailmi ako NGC 224 a NGC 598 pomocou obrovského 6-metrového ďalekohľadu. Aké zaujímavé informácie by sa dali získať namierením 6-metrového ďalekohľadu na Magellanove oblaky! Avšak, ako poznamenal jeden pozorovateľ, "Boh sa rozhodol urobiť vtip tým, že umiestnil astronómov na severnú pologuľu Zeme a Magellanove oblaky umiestnil na južnú oblohu."

Krajiny severnej pologule už dávno disponujú 5-metrovým ďalekohľadom a veľkým počtom ďalekohľadov s priemerom šošovky od dvoch do troch metrov. A v roku 1976

V Sovietskom zväze uviedli do prevádzky šesťmetrový ďalekohľad.

Donedávna boli na južnej pologuli iba dva 180 cm ďalekohľady. S ich pomocou sa pozorovali najmä Magellanove oblaky. Len veľmi nedávno bola južná pologuľa konečne obohatená o 4- a 3,7-metrové ďalekohľady. Bude trvať roky, desať rokov, kým tieto teleskopy významne prispejú k štúdiu Magellanových oblakov.

Mnohé objekty sú v Magellanových oblakoch študované ešte úspešnejšie ako v samotnej našej Galaxii. Je to spôsobené jednak tým, že najzaujímavejšie objekty Galaxie ležia veľmi blízko jej hlavnej roviny a keďže sa v blízkosti tejto roviny nachádzame aj my, pozorovaniam značne bráni pohlcovanie svetla tmavou prachovou hmotou, ktorá je tiež sústredená v blízkosti hlavnej roviny. Smery na Veľký a Malý Magellanov mrak zvierajú s rovinou Galaxie uhly 33 a 45°, takže absorpcia svetla má veľmi slabý účinok. Ďalšou výhodou Magellanových oblakov je možnosť porovnávaním zdanlivých veľkostí ich hviezd porovnávať absolútne veľkosti svietivosti. Takéto porovnanie je možné, pretože veľkosť Magellanových oblakov je malá v porovnaní so vzdialenosťou k nim a všetky hviezdy každého oblaku možno považovať za približne rovnako vzdialené od nás. Táto podmienka samozrejme nie je splnená pre hviezdy našej Galaxie a aký dôležitý je jej význam je možné vidieť z nasledujúceho historického príkladu.

V roku 1910 G. Leavitt (USA) pri pozorovaní cefeíd v Malom Magellanovom oblaku zistil, že dlhoperiodické cefeidy, ktoré majú väčšiu jasnosť, majú aj dlhšiu periódu zmeny jasnosti. Celkom presne sa splnilo pravidlo, podľa ktorého dvakrát dlhšia perióda zodpovedala magnitúde cefeíd menšej o 0 m, 6. Keďže pre hviezdy v Magellanových mračnách sa rozdiel v absolútnych hviezdnych magnitúdach rovná rozdielu v zdanlivých hviezdnych magnitúdach, potom bol stanovený fyzikálny zákon - dvakrát väčšia perióda v cefeidách Malého Magellanovho mračna zodpovedá absolútnej hviezdnej magnitúde menšej o 0 m,6, teda 1,7-násobok svietivosti. Následne sa ukázalo, že tento zákon je univerzálny. Platí pre dlhoperiodické cefeidy Veľkého Magellanovho mračna, Galaxiu, hmlovinu Andromeda a ďalšie galaxie; Podobný vzťah bol vytvorený aj pre krátkoperiodické cefeidy. Otvorená závislosť umožnila vyvinúť novú metódu určovania vzdialeností, ktorá hrala dôležitú úlohu v astronómii. Ak potrebujete určiť vzdialenosť k hviezdokopu alebo galaxii, potom stačí nájsť cefeidu v tomto systéme, pozorovať zmenu jej jasnosti a určiť periódu, potom určiť druhú z pomeru medzi periódou a absolútnou hodnotou. magnitúda M. Je tiež potrebné zmerať zdanlivú hviezdnu veľkosť m a potom sa vypočíta neznáma vzdialenosť r.

Aký dôležitý je spôsob určovania vzdialeností od cefeíd, možno posúdiť podľa toho, že sa stal základom určovania vzdialeností k iným galaxiám.

Ak dlhoperiodické cefeidy neboli pozorované v Magellanových oblakoch, potom by sa vzťah spájajúci ich periódy a absolútnu hviezdnu magnitúdu mohol zistiť až oveľa neskôr, pretože rozdiel vo vzdialenostiach k dlhoperiodickým cefeidám Galaxie bráni prejaveniu tejto závislosti. viditeľným spôsobom.

Vzdialenosť ku každému z Magellanových mrakov, 46 kpc, je len jeden a pol násobok priemeru Galaxie a vzdialenosť medzi Veľkým a Malým mrakom je asi 20 kpc. Tieto vzdialenosti sú mnohonásobne menšie ako priemerná vzdialenosť medzi susednými galaxiami vo všeobecnosti a dokonca aj ako priemerné vzdialenosti medzi susednými galaxiami v Miestnom systéme galaxií. Preto je správnejšie uvažovať o tom, že Galaxia a Magellanove oblaky tvoria trojitú galaxiu. Vzájomný vplyv v tomto trojitom systéme, kde by sa Galaxia mala považovať za hlavné teleso a Magellanove oblaky ako satelity, možno vysledovať v skutočnosti, že, ako ukazujú rádiové pozorovania, oba Magellanove oblaky sú ponorené do spoločnej škrupiny neutrálneho vodíka. a sú navyše prepojené vodíkovým mostíkom a vodík, ktorý sa nachádza v blízkosti hlavnej roviny Galaxie, tvorí výbežok smerujúci k Magellanovým oblakom. Niečo ako špirálová vetva sa tiahne od Veľkého oblaku opačným smerom od Galaxie a potom by mala byť podobná vetva, vzhľadom na perspektívu nerozoznateľná, smerom ku Galaxii. Je možné, že Veľký oblak a Galaxia sú prepojené plynovým mostom.

Veľký Magellanov oblak má priemer približne 10 kpc a má zložitú a rôznorodú štruktúru. Jasne sa črtá pretiahnuté telo, pripomínajúce svetre v prekrížených špirálach. Existuje veľa malých detailov, ktoré sú výsledkom zoskupení superobrích hviezd. Veľkému oblaku dominujú hviezdne populácie typu I a sú plné prominentných členov tohto typu populácie. V tomto smere Veľký Magellanov oblak dokonca prevyšuje oblasť špirálových ramien našej Galaxie. Obsahuje veľa modrých supergiantov extrémne vysokej svietivosti. Francúzsky astronóm Vaucouler napočítal vo Veľkom oblaku 4 700 supergiantov, z ktorých každý vyžaruje silnejšie ako 10 000 sĺnk, a práve tu sa nachádzajú šampióni v svietivosti medzi nám známymi hviezdami.

V tabuľke sú uvedené známe hviezdy s najvyššou svietivosťou v rôznych galaxiách.

Vidíme, že šampiónom v svietivosti medzi všetkými hviezdami, ktoré rozlišujeme (vo vzdialených galaxiách nedokážeme rozlíšiť jednotlivé hviezdy) je biela hviezda HD 33579, nachádzajúca sa vo Veľkom Magellanovom oblaku. Táto hviezda sa tiež nazýva S Goldfish. Jeho absolútna magnitúda je -10 m,1 a svieti ako asi milión sĺnk. Ak by bola HD 33579 na mieste najbližšej hviezdy k nám namiesto Centaura, potom by ľudstvo na Zemi dostalo dodatočné a jasnejšie nočné osvetlenie ako v súčasnosti. V tejto vzdialenosti by HD 33579 svietilo ako päť mesiacov. Tabuľka ukazuje; že z hľadiska sily nadoborových hviezd je Veľký Magellanov oblak na prvom mieste; naša Galaxia a hmlovina Trojuholník (NGC 598) sú na druhom mieste medzi blízkymi galaxiami a Malý Magellanov oblak, hmlovina Andromeda (NGC 224) a NGC 6822 sú na treťom mieste.

Vzhľadom na to, že všetky hviezdy Veľkého Magellanovho mračna sú od nás takmer v rovnakej vzdialenosti, je v tomto systéme pohodlnejšie ako v našej Galaxii určiť relatívny počet hviezd rôznej svietivosti.

Spočítaním počtu hviezd rôznych zdanlivých veľkostí v jednej z častí Veľkého oblaku a poznaním vzdialenosti Thackeray získal výsledky uvedené v tabuľke.

Nanešťastie Thackeray dokázal spočítať len supergiantov a jasných obrov. Ak by bol 5-metrový ďalekohľad na južnej pologuli, potom by sa výpočty mohli rozšíriť na hviezdy s M = +5 m, teda také, ako je naše Slnko. To by poskytlo veľmi zaujímavé informácie o hviezdnej populácii Magellanových oblakov. Z Thackerayho výsledkov vyplýva, že s klesajúcou svietivosťou supergiantov a obrov sa zvyšuje počet hviezd tejto svietivosti. Bolo by zaujímavé vedieť, do akých absolútnych, hviezdnych magnitúd siaha táto pravidelnosť. Dosahuje sa maximálny počet hviezd pri určitej hodnote svietivosti, po ktorej pri ďalšom poklese svietivostí už počet hviezd danej svietivosti klesá? ,

Veľkosť Malého Magellanovho oblaku je približne štyrikrát menšia ako Veľkého - 2,2 kpc. Napriek podobnosti vzhľadu, vzájomnej blízkosti a zjavne spoločného pôvodu sa v hviezdnej populácii Oblakov nachádzajú rozdiely. V Malom oblaku nie je hviezdna populácia I. typu tak bohato zastúpená a jej zástupcovia nie sú také výnimočné exempláre ako vo Veľkom oblaku.

Cez našu Galaxiu pozorujeme iné galaxie. Aby sme mohli určiť charakteristiky jednotlivých hviezd v iných galaxiách, musíme byť schopní rozlíšiť ich, oddeliť ich od hviezd našej Galaxie premietajúcich sa do týchto galaxií. V opačnom prípade, ak zoberieme slabú a blízku hviezdu, ktorá sa nachádza napríklad vo vzdialenosti 46 kpc, ako hviezdu, ktorá je súčasťou Veľkého Magellanovho mračna, nachádzajúceho sa tisíckrát ďalej, potom bude svietivosť hviezdy prehnaná. o 1000 2 - miliónkrát. Takže môžete získať veľa fiktívnych „supergiantov“. Spoľahlivým spôsobom ochrany štúdie pred takýmito chybami je určenie radiálnej rýchlosti hviezdy. Ak má napríklad hviezda nachádzajúca sa v smere Veľkého Magellanovho oblaku radiálnu rýchlosť, ktorá sa veľmi nelíši od radiálnej rýchlosti samotného oblaku + 280 km/s, teda ak táto radiálna rýchlosť leží v intervale + 250- + 310 km/s, potom hviezda bezpochyby patrí do Veľkého Magellanovho mračna. Ak hviezda patrí do Galaxie a je premietnutá len do Veľkého Magellanovho mračna, jej rýchlosť nepresiahne +60 - +70 km/s. V tomto smere sa iné radiálne rýchlosti, ležiace napríklad v intervale o r +70 až +260 km/s, nevyskytujú.

Môžete použiť aj vlastné pohyby. V hviezdach iných galaxií sa kvôli veľmi veľkým vzdialenostiam vždy rovnajú nule. Ak má hviezda svoj vlastný pohyb, je to určite hviezda v našej Galaxii. Hviezdna populácia I. typu sa vyznačuje prítomnosťou veľkých plynno-vodíkových hmlovín. A v tomto smere medzi blízkymi galaxiami vyniká Veľký Magellanov mrak plný vodíkových hmlovín. V oboch Magellanových oblakoch sa nachádza 532 veľkých plynných hmlovín, z ktorých prevažná časť je súčasťou Veľkého oblaku. Nachádza sa tu aj najveľkolepejšia známa plynná hmlovina - 30 Zlatá rybka, ktorá má priemer asi 200 ns a hmotnosť rovnajúcu sa 500 000 Sĺnk. Pre porovnanie uvádzame, že najväčšia známa vodíková hmlovina v našej Galaxii má priemer 6 kpc a jej hmotnosť je len 100 hmotností Slnka.

V Magellanových oblakoch je veľa hviezdokôp. V roku 1847 John Herschel, ktorý cestoval špeciálne do Južnej Afriky, aby pozoroval Magellanove oblaky, napočítal 919 vo Veľkom oblaku a 214 v Malom oblaku, hviezdokopy a oblaky difúznej hmoty. V súčasnosti celkový počet; Vo Veľkom oblaku je katalogizovaných 1600 otvorených hviezdokôp a v Malom oblaku viac ako 100. Všetky tieto hviezdokopy sú veľkosťou a svietivosťou porovnateľné s najbohatšími otvorenými hviezdami v našej Galaxii. Treba si myslieť, že v Magellanových oblakoch je veľké množstvo otvorených hviezdokôp menších rozmerov a menej bohatých na hviezdy, ktoré ešte neboli identifikované.

Vo Veľkom oblaku 35 a Malom oblaku 5 boli objavené guľové hviezdokopy podobné guľovým hviezdokopám Galaxie. Boli však objavené aj nové objekty, ktoré sa v Galaxii nenachádzajú – guľové hviezdokopy obsahujúce veľa modrastých a bielych obrov, a preto majú bielu farba, zatiaľ čo takzvané „Obyčajné“ guľové hviezdokopy, vrátane všetkých guľových hviezdokôp v Galaxii, majú iba červených obrov a ich farba je žlto – oranžová. Tieto guľové hviezdokopy nového typu sú veľmi zaujímavé. Existuje predpoklad, že ich vek je malý, kým „obyčajné“ guľové hviezdokopy sú staré útvary. Je potrebné nájsť odpoveď na otázku, prečo sú vo Veľkom Magellanovom oblaku modré guľové hviezdokopy, ale nie sú v Galaxii.

Magellanove oblaky oplývajú premennými hviezdami rôznych typov. Len v týchto dvoch galaxiách, nepočítajúc našu, možno v súčasnosti pozorovať dlhoperiodické a krátkoperiodické cefeidy. Táto okolnosť, ako uvidíme neskôr, je mimoriadne dôležitá pre vývoj správnych metód na určovanie extragalaktických vzdialeností.

Prvý výbuch novej hviezdy v Malom oblaku bol pozorovaný v roku 1897 a vo Veľkom oblaku v roku 1926. K dnešnému dňu bolo zaregistrovaných viac ako tucet takýchto výbuchov.

Magellanove oblaky sú tiež bohaté na difúznu hmotu. Štúdia rádiovej emisie, ktorá z nich vychádza s vlnovou dĺžkou 21 cm, ukazuje, že vodík sa v nich nekoncentruje len v jednotlivých oblakoch, ale je distribuovaný aj v celom objeme galaxií. Kým v našej Galaxii tvorí vodík len 1-2 % z celkovej hmotnosti, v Magellanových oblakoch sa jeho podiel odhaduje na 6 %.

Prachovú hmotu v Magellanových oblakoch nemožno priamo pozorovať. Priame pozorovanie hmoty v galaxiách je zvyčajne možné len vtedy, keď vidíme vysoko stlačené galaxie zboku alebo takmer zboku. Iba v tomto prípade je hrúbka prašnej hmoty pozdĺž línie pohľadu taká významná, že ju možno jasne vidieť. Preto sa na detekciu prašnej hmoty v Magellanových oblakoch používa originálna metóda, ktorú prvýkrát použil Shapley. Počet vzdialených galaxií pozorovaných cez Magellanove oblaky sa spočíta a porovná s počtom galaxií v susedných oblastiach. Napríklad počet vzdialených galaxií pozorovaných cez centrálnu oblasť Great 06^ Lacquer je približne 10-krát menší ako počet galaxií rovnakej zdanlivej veľkosti pozorovaných v rovnakej oblasti v susednej oblasti oblohy. Tento rozdiel by sa mal vysvetliť skutočnosťou, že Veľký Magellanov oblak obsahuje prachovú hmotu, ktorá zoslabuje svetlo vzdialených galaxií. Preto sa vzdialenejší a slabší stávajú neviditeľnými. Zo skutočnosti, že počet galaxií sa pri pozorovaní cez Veľký oblak 10-násobne zníži, možno usúdiť, že prachová hmota, ktorá sa tam nachádza, znižuje jas všetkých objektov v priemere o 1m.7. Pre porovnanie uvádzame, že podľa pozorovaní a výpočtov by jas galaxií, ktoré by boli pozorované cez našu Galaxiu v smere kolmom na jej hlavnú rovinu, bol oslabený v priemere len o 0m.7. Zdá sa, že Veľký oblak je tiež bohatší na prachovú hmotu ako naša Galaxia. Absorpcia svetla sa nachádza aj v Malom Magellanovom oblaku.

Štúdium Magellanových oblakov ukázalo jednotu, zhodnosť rôznych hviezdnych systémov. Všetky objekty – hviezdy rôznych spektrálnych typov, rôznej svietivosti, premenlivé aj stacionárne, rôzne typy hviezdokôp, plynná a prachová hmota, všetka rozmanitosť, ktorá udivuje bádateľa Galaxie, nachádza svoje miesto v Magellanových oblakoch. To znamená, že zákony, ktorými sa riadi vznik hviezd a hviezdokôp, sú rovnaké v našej Galaxii aj v Magellanových oblakoch.

Pozývame vás na diskusiu o tejto publikácii na našej stránke.

Magellanove oblaky sú satelitné galaxie Mliečnej dráhy. Obidva oblaky – Veľký Magellanov mrak aj Malý Magellanov mrak boli predtým považované za nepravidelné galaxie, no následne sa v nich našli prvky v štruktúre špirálovitých galaxií s priečkou. Nachádzajú sa pomerne blízko seba a tvoria gravitačne viazaný (dvojitý) systém. Viditeľné voľným okom na južnej pologuli. Jeden z prvých opisov uviedol Antonio Pigafetta, účastník oboplávania Fernanda Magellana (-). . Oba oblaky plávajú v spoločnej vodíkovej škrupine.

Magellanove oblaky sa nachádzajú vo vysokých galaktických šírkach, takže svetlo z nich je našou Galaxiou málo absorbované, navyše rovina Veľkého Magellanovho oblaku je takmer kolmá na zornú líniu, takže pre objekty viditeľné v blízkosti to bude často pravda. povedať, že sú si priestorovo blízke. Tieto vlastnosti Magellanových oblakov umožnili na ich príklade študovať vzorce rozloženia hviezd a hviezdokop.

Magellanove oblaky majú množstvo znakov, ktoré ich odlišujú od Galaxie. Našli sa tam napríklad hviezdokopy vo veku 10 7 -10 8 rokov, zatiaľ čo kopy Galaxie sú zvyčajne staršie ako 10 9 rokov. Zdá sa tiež, že obsah ťažkých prvkov je v Magellanových oblakoch nižší.

pozri tiež

Poznámky

Nadácia Wikimedia. 2010.

Pozrite sa, čo sú „Magellanove oblaky“ v iných slovníkoch:

- (pomenovaný podľa cestovateľa Magellana). Hmlisté škvrny na oblohe, blízko južného pólu, sú viditeľné voľným okom. Slovník cudzích slov zahrnutých v ruskom jazyku. Chudinov A.N., 1910. MAGELLANICKÉ OBLAKY pomenované podľa Magellana dva ... ... Slovník cudzích slov ruského jazyka

- (Veľká a Malá) dve galaxie blízko nás, satelity Galaxie. Magellanove oblaky sú viditeľné na oblohe na južnej pologuli voľným okom (v súhvezdí Dorado a Tukan). V B. Magellanovom oblaku vo februári 1987 vzplanul ... ... Veľký encyklopedický slovník

MAGELANOVY OBLAKY, dve nám najbližšie GALAXIE, viditeľné voľným okom ako samostatné časti Mliečnej dráhy na oblohe v tvare písmena S. Veľký Magellanov oblak sa nachádza v súhvezdí Zlatá rybka a Stolová hora, Malá Magellanov oblak ...... Vedecko-technický encyklopedický slovník

- ... Wikipedia

- (Veľká a Malá) dve hviezdne sústavy (Galaxie) nepravidelného tvaru, najbližšie k našej hviezdnej sústave (Galaxy (Pozri Galaxiu)), ktorej súčasťou je aj Slnko. Viditeľné na južnej oblohe voľným okom vo forme hmlových škvŕn (na ... ... Veľká sovietska encyklopédia

- (Veľká a Malá), dve galaxie blízko nás, satelity Galaxie. Magellanove oblaky sú viditeľné na oblohe na južnej pologuli voľným okom (v súhvezdí Dorado a Tukan). Ich objav sa pripisuje jednému z účastníkov ... ... encyklopedický slovník

- (Veľká a Malá) dve galaxie blízko nás, satelity Galaxie. Magellanove oblaky sú viditeľné na oblohe na južnej pologuli voľným okom (v súhvezdí Dorado a Tukan). Vo Veľkom Magellanovom oblaku vo februári 1987 zablikalo ... Astronomický slovník

- (Nubecula major a N. minor) nádherné hmlisté miesta ležiace na južnej pologuli oblohy v súhvezdí Dorado a Tukan, vo vzdialenosti asi 20° od seba. M. oblaky nie sú pevné škvrny ako iné; predstavujú úžasné... Encyklopedický slovník F.A. Brockhaus a I.A. Efron

- (Veľká a Malá), dve galaxie blízko nás, satelity Galaxie. M.O. viditeľné na oblohe na juhu. hemisféry voľným okom (respektíve v súhvezdí Dorado a Tukan). Ich objav sa pripisuje jednému z účastníkov oboplávania F. ... ... Prírodná veda. encyklopedický slovník

Magellanove oblaky- Magellanove oblaky a, Magellanove oblaky (astra) ... ruský pravopisný slovník

Výskumníci NASA a Pennsylvánskej štátnej univerzity dokončili doteraz najpodrobnejší ultrafialový prieskum Veľkých a Malých Magellanových oblakov pomocou kozmickej lode Swift. Výsledná 160-megapixelová mozaika Veľkého Magellanovho mračna (LMC) a 57-megapixelového Malého Magellanovho mračna (LMC) bola predstavená 3. júna 2013 na 222. kongrese Americkej astronomickej spoločnosti.

Nové obrázky ukazujú približne jeden milión zdrojov v LMC a približne 250 000 v MMC v rozmedzí od 1600 do 3300 angstromov (angstrom je medzinárodná jednotka vlnovej dĺžky rovnajúca sa jednej desaťmilióntine milimetra), čo zodpovedá ultrafialovej vlnovej dĺžke. dosah, z ktorých väčšina je úplne zablokovaná zemskou atmosférou.

Na získanie 160-megapixelovej LMO mozaiky bolo potrebných 2200 snímok tohto objektu a ich pridanie trvalo približne päť a pol dňa. MMO obraz je o niečo jednoduchší a pozostáva zo 656 častí, doba spracovania bola približne dva dni. Oba získané obrázky majú uhlové rozlíšenie 2,5 oblúkovej sekundy, čo je maximum možného pre tento ďalekohľad.

Hovorí Michael Siegel, vedúci výskumník programu Swift's Ultraviolet/Optical Telescope (UVOT):

„Doteraz bolo pozorovaných veľmi málo ultrafialových pozorovaní týchto galaxií a neexistuje jediná štúdia s takým bezprecedentným rozlíšením. Táto recenzia teda uzatvára mnohé otázky o aktuálnom stave Veľkej a Malej oblačnosti. S výslednými mozaikami môžeme na jednom obrázku pozorovať, ako hviezdy prechádzajú všetkými fázami svojho života, čo je pri štúdiu našej Galaxie veľmi ťažké pochopiť, keďže sme v nej.“

LMC a MMO sa nachádzajú vo vzdialenosti 163-tisíc, respektíve 200-tisíc svetelných rokov od nás a točia sa okolo seba, ako aj okolo Mliečnej dráhy. LMC je asi jedna desatina veľkosti našej galaxie a obsahuje iba jedno percento jej hmotnosti. MMO má polovičnú veľkosť ako LMO a obsahuje dve tretiny svojej hmoty.

Štúdium galaxií v ultrafialovej oblasti umožňuje astronómom podrobne študovať hviezdy, ktoré ich tvoria. V ultrafialovom pásme je svetlo z matných hviezd potlačené, čo odhaľuje štruktúru horúcich hviezdokôp, oblakov plynu a hviezdotvorných oblastí. K dnešnému dňu neexistujú žiadne analógy ultrafialového ďalekohľadu inštalovaného na prístroji Swift, pokiaľ ide o rozlíšenie a zorné pole.

Celkový pohľad na Veľký a Malý Magellanov oblak. Zdroj: Axel Mellinger, Central Michigan Univ.



Ultrafialová snímka Veľkého Magellanovho oblaku.

Súpermi sú dve trpasličie galaxie, Veľký a Malý Magellanov mrak, ktoré sa točia okolo Mliečnej dráhy a okolo seba. Každý z nich čerpá hmotu z druhého a jeden ešte dokázal zo svojho spoločníka vytiahnuť obrovský oblak plynu.

Takzvané „Dopredné rameno“, pozostávajúce z medzihviezdneho plynu, spája Magellanove oblaky s našou Galaxiou. Obrovská koncentrácia plynu je absorbovaná Mliečnou dráhou a podporuje jej vznik hviezd. Ale aký druh trpasličej galaxie vytiahol plyn, na ktorom si teraz pochutnáva náš hviezdny dom? Po dlhých debatách vedci dostali odpoveď na túto hádanku.

„Vynára sa otázka: je tento plyn vytrhnutý z Veľkého Magellanovho oblaku alebo Malého Magellanovho oblaku? Na prvý pohľad sa zdá, že sa vracia do Veľkého Magellanovho oblaku. K tejto otázke sme však pristúpili iným spôsobom a pýtali sme sa: z čoho je vyrobený predný rukáv? - vysvetľuje Andrew Fox, autor štúdie z Space Telescope Science Institute v Baltimore (USA).

Veľký Magellanov oblak. Kredit: AURA/NOAO/NSF

Foxova štúdia je pokračovaním jeho práce z roku 2013, ktorá sa zamerala na prvok za Veľkým a Malým Magellanovým mrakom. V oboch trpasličích galaxiách bol nájdený plyn v pásovej štruktúre nazývanej Magellanov prúd. Teraz Fox premýšľal o prednom rukáve. Na rozdiel od Magellanovho prúdu táto ošúchaná a predĺžená štruktúra už dosiahla Mliečnu dráhu a vydala sa do vnútra galaktického disku.

Predné rameno je príkladom akrécie plynu v reálnom čase. Je veľmi ťažké ho vidieť v galaxiách ďaleko od Mliečnej dráhy. „Pretože tieto dve galaxie sú na našom dvore, dostali sme sedadlo v prvom rade, aby sme mohli sledovať túto akciu,“ hovorí Kat Barger z Texaskej kresťanskej univerzity (USA).

Malý Magellanov oblak videný teleskopom VISTA. Kredit: ESO/VISTA VMC

V novej práci Fox a jeho tím použili ultrafialové videnie Hubblea na chemickú analýzu plynu v prednom ramene. Cez tento plynný oblak pozorovali svetlo siedmich kvazarov, jasných jadier aktívnych galaxií. Pomocou spektrografu vesmírneho teleskopu vedci zmerali, ako sa svetlo filtruje.

Hľadali najmä absorpciu ultrafialového svetla kyslíkom a sírou. To sú dobré údaje o tom, koľko ťažkých prvkov je v plyne. Tím potom porovnal merania HST s meraniami vodíka, ktoré vykonalo observatórium Green Bank Národnej vedeckej nadácie Roberta Byrda, ako aj niekoľko ďalších rádioteleskopov.

„S kombináciou pozorovaní Hubbleovho teleskopu a Green Bank môžeme zmerať zloženie a rýchlosť plynu, aby sme určili, ktorá trpasličia galaxia je vinníkom,“ povedal Barger.

Na okraji našej galaxie sa rozpútalo kozmické preťahovanie lanom a iba Hubblov vesmírny teleskop vidí, kto vyhráva. Poďakovanie: D. Nidever a kol., NRAO/AUI/NSF a A. Mellinger, prieskum Leiden-Argentine-Bonn (LAB), Parkes Observatory, Westerbork Observatory, Arecibo Observatory a A. Feild

Odpoveď sa našla len vďaka jedinečným schopnostiam „Hubble“. Kvôli filtračným účinkom zemskej atmosféry sa ultrafialové žiarenie nedá študovať pomocou pozemných ďalekohľadov. Po mnohých analýzach tím konečne identifikoval chemické „odtlačky prstov“ v súlade s pôvodom plynu z predného ramena. "Zistili sme, že plyn je v súlade s Malým Magellanovým oblakom." To naznačuje, že Veľký Magellanov oblak vyhráva preťahovanie lanom, pretože utrhol toľko plynu svojmu menšiemu susedovi,“ povedal Andrew Fox.

Plyn z Predného ramena teraz prechádza cez disk našej Galaxie. Pri prechode interaguje s vlastným plynom Mliečnej dráhy a rozptýli sa. Táto dôležitá štúdia ukazuje, ako plyn vstupuje do galaxií a zapaľuje hviezdy. Jedného dňa sa planéty a hviezdne systémy v Mliečnej dráhe zrodia z materiálu, ktorý bol kedysi súčasťou Malého Magellanovho mračna.