Магелланові Хмари: відмінності між версіями

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Інтерактивний перегляд історії
(Переглянути усі неперевірені зміни)
[очікує на перевірку][очікує на перевірку]
← Попереднє редагуванняНаступне редагування →
Вилучено вміст Додано вміст
ВізуальнийВікірозмітка
SonyaIky (обговорення | внесок)
403 редагування
Немає опису редагування
SonyaIky (обговорення | внесок)
403 редагування
Немає опису редагування
Рядок 13: Рядок 13:


Магелланові хмари мають деякі особливості, що відрізняють їх від Галактики. Наприклад, там виявлено зоряні скупчення з віком 10<sup>7</sup> — 10<sup>8</sup> років, тоді як скупчення Галактики зазвичай старші 10<sup>9</sup> років. Також, швидше за все, у Магелланових хмарах менший [[металічність|вміст важких елементів]]<ref name="fk"/>.
Магелланові хмари мають деякі особливості, що відрізняють їх від Галактики. Наприклад, там виявлено зоряні скупчення з віком 10<sup>7</sup> — 10<sup>8</sup> років, тоді як скупчення Галактики зазвичай старші 10<sup>9</sup> років. Також, швидше за все, у Магелланових хмарах менший [[металічність|вміст важких елементів]]<ref name="fk"/>.

== Історія вивчення ==
Жителям Південної півкулі Магелланові Хмари були відомі з давніх-давен. Вони знаходили відображення в культурах різних народів: наприклад, деякі південноамериканські племена представляли їх як пір'я птахів нанду, а австралійські аборигени - як двох велетнів, які іноді спускаються з небес і душать сплячих людей<ref>{{cite web|lang=en|url=https://astronomy.com/magazine/news/2020/11/meet-the-magellanic-clouds-our-galaxys-brightest-satellites|title=Meet the Magellanic Clouds: Our galaxy’s brightest satellites|author=Olsen K.|website=Astronomy.com|date=2020-11-20|archive-url=https://web.archive.org/web/20210519213539/https://astronomy.com/magazine/news/2020/11/meet-the-magellanic-clouds-our-galaxys-brightest-satellites|archive-date=2021-05-19|access-date=2022-04-29|deadlink=no}}</ref><ref>Westerlund B. E. (1997). ''The Magellanic Clouds''. Cambridge University Press. [[ISBN]]&nbsp;[[Спеціальна:Джерела книг/978-0-521-48070-3|978-0-521-48070-3]].</ref>.

⚫
Магелланові хмари були відомі мореплавцям південної півкулі й у [[XV століття|XV столітті]] їх називали «Капськими хмарами». [[Фернан Магеллан|Фернандо Магеллан]] застосовував їх для [[навігація|навігації]], як альтернативу [[Полярна зоря|Полярної зорі]], під час своєї навколосвітньої подорожі в [[1519]]–[[1521]] роках. Коли після загибелі Магеллана його корабель повернувся до Європи, [[Антоніо Пігафетта]] (супутник Магеллана й офіційний літописець подорожі) запропонував назвати Капські Хмари «Хмарами Магеллана» як своєрідне увічнення його пам'яті<ref> {{книга
⚫
|автор = П. Ходж
⚫
|заголовок = Галактики
⚫
|відповідальний = ред. Ю. Н. Єфремова
⚫
|місце = М
⚫
|видавництво = Наука
⚫
|рік = 1992
⚫
|сторінок = 192
}} </ref>. Крім того, Пігафетта правильно припускав, що Магелланові Хмари складаються з окремих зір<ref>Westerlund B. E. (1997). ''The Magellanic Clouds''. Cambridge University Press. [[ISBN]]&nbsp;[[Спеціальна:Джерела книг/978-0-521-48070-3|978-0-521-48070-3]].</ref>.

У 1847 році [[Джон Гершель]] опублікував каталог 244 окремих об'єктів у Малій Магеллановій Хмарі та 919 - у Великій, з координатами і короткими описами. У 1867 році Клівленд Еббе вперше зробив припущення, що Магелланові Хмари - окремі від Чумацького Шляху галактики<ref>{{Статья|ссылка=https://academic.oup.com/mnras/article-lookup/doi/10.1093/mnras/27.7.257a|автор=Abbe C.|заглавие=On the Distribution of the Nebulae in Space|год=1867-04-12|язык=en|издание=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|том=27|выпуск=7|страницы=257–264|issn=0035-8711, 1365-2966|doi=10.1093/mnras/27.7.257a}}</ref>.

З 1904 року співробітники [[Гарвардська обсерваторія|Гарвардської обсерваторії]] почали відкривати [[Цефеїда|цефеїди]] в Магелланових Хмарах. У 1912 році [[Генрієтта Свон Лівітт|Генрієтта Лівітт]], яка також працювала в Гарвардській обсерваторії, виявила для Магелланових Хмар [[Залежність період — світність|залежність між періодом і світністю]] для цефеїд. Це співвідношення надалі стало відігравати важливу роль у вимірюванні відстаней між галактиками. З 1914 року астрономи [[Лікська обсерваторія|Лікської обсерваторії]] почали систематично вимірювати променеві швидкості [[Емісійна туманність|емісійних туманностей]] у Магелланових Хмарах. З'ясувалося, що всі ці об'єкти мають великі позитивні [[Променева швидкість|променеві швидкості]] - це стало свідченням на користь того, що Магелланові Хмари відокремлені від Чумацького Шляху. Ці три відкриття, а також виявлення за допомогою [[Радіотелескоп|радіотелескопів]] нейтрального водню в Магелланових Хмарах і навколо них [[Гарлоу Шеплі]] 1956 року назвав найважливішими досягненнями, пов'язаними з Магеллановими Хмарами. Крім того, він відзначив ще кілька відкриттів: наприклад, виявлення різних [[Зоряне населення|зоряних населень]] у Магелланових Хмарах<ref>Westerlund B. E. (1997). ''The Magellanic Clouds''. Cambridge University Press. [[ISBN]]&nbsp;[[Спеціальна:Джерела книг/978-0-521-48070-3|978-0-521-48070-3]].</ref><ref>van den Bergh S. (2000). ''The Galaxies of the Local Group''. Cambridge University Press. [[ISBN]]&nbsp;[[Спеціальна:Джерела книг/978-1-139-42965-8|978-1-139-42965-8]].</ref>. Різні важливі для астрономії відкриття виявилися можливими, зокрема, через те, що Магелланові Хмари розташовуються досить близько до Чумацького Шляху, але водночас віддалені від його диска, і на них слабко впливає [[міжзоряне поглинання]]; крім того, відстані від Землі до об'єктів кожної з Магелланових Хмар практично однакові, тому відмінність [[Видима зоряна величина|видимих зоряних величин]] об'єктів, які там спостерігаються, дорівнює відмінності їхніх [[Абсолютна зоряна величина|абсолютних зоряних величин]]. З цих причин Шеплі називав Магелланові Хмари "майстернею астрономічних методів"<ref name=":43">{{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1188419|title=Магеллановы Облака|author=[[Ефремов, Юрий Николаевич|Ефремов Ю. Н.]]|website=[[Астронет]]|access-date=2022-03-24|archive-date=2020-06-29|archive-url=https://web.archive.org/web/20200629085630/http://www.astronet.ru/db/msg/1188419|deadlink=no}}</ref><ref name=":53">{{cite web|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/M/Magellanic+Clouds|title=Magellanic Clouds|website=Swinburne University of Technology|access-date=2022-04-16|archive-date=2022-03-17|archive-url=https://web.archive.org/web/20220317124924/https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/M/Magellanic+Clouds|deadlink=no}}</ref>.

Пізніше в XX столітті також було зроблено велику кількість відкриттів: наприклад, було виявлено Магелланів Потік, відкрито [[рентгенівські джерела]] в Магелланових Хмарах, за допомогою космічного телескопа [[IRAS]] було вивчено пилову складову Хмар<ref name=":1" />.


== Характеристика ==
== Характеристика ==
Рядок 28: Рядок 47:
|isbn=978-1-139-42965-8
|isbn=978-1-139-42965-8
}}</ref>. Відмінності в хімічному складі вказують на те, що в Магелланових Хмарах не було первісного спалаху зореутворення, в якому сформувалася велика кількість зірок, як у Чумацькому Шляху.Обидві галактики відомі своїми туманностями і молодим зоряним населенням, але, як і в нашій галактиці, їхні зорі варіюються від дуже молодих до дуже старих, що свідчить про тривалу історію зореутворення<ref name=":42">{{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1188419|title=Магеллановы Облака|author=[[Ефремов, Юрий Николаевич|Ефремов Ю. Н.]]|website=[[Астронет]]|access-date=2022-03-24|archive-date=2020-06-29|archive-url=https://web.archive.org/web/20200629085630/http://www.astronet.ru/db/msg/1188419|deadlink=no}}</ref>.
}}</ref>. Відмінності в хімічному складі вказують на те, що в Магелланових Хмарах не було первісного спалаху зореутворення, в якому сформувалася велика кількість зірок, як у Чумацькому Шляху.Обидві галактики відомі своїми туманностями і молодим зоряним населенням, але, як і в нашій галактиці, їхні зорі варіюються від дуже молодих до дуже старих, що свідчить про тривалу історію зореутворення<ref name=":42">{{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1188419|title=Магеллановы Облака|author=[[Ефремов, Юрий Николаевич|Ефремов Ю. Н.]]|website=[[Астронет]]|access-date=2022-03-24|archive-date=2020-06-29|archive-url=https://web.archive.org/web/20200629085630/http://www.astronet.ru/db/msg/1188419|deadlink=no}}</ref>.
[[Файл:Interstellar_extinction_ave_curves_local_group.png|посилання=https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A4%D0%B0%D0%B9%D0%BB:Interstellar_extinction_ave_curves_local_group.png|міні|317x317пкс|Залежність величини [[Міжзоряне поглинання|міжзоряного поглинання]] від зворотної довжини хвилі для Чумацького Шляху (MW), Великої (LMC) і Малої (SMC) Магелланових Хмар.]]


==== Зоряні скупчення ====
==== Зоряні скупчення ====
Рядок 49: Рядок 69:
==== Рух Магеланових Хмар ====
==== Рух Магеланових Хмар ====
Магелланові Хмари обертаються одна відносно одної з періодом у 900 мільйонів років, а навколо Чумацького Шляху роблять один оберт за 1,5 мільярда років<ref name=":5">{{cite web|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/M/Magellanic+Clouds|title=Magellanic Clouds|website=Swinburne University of Technology|access-date=2022-04-16|archive-date=2022-03-17|archive-url=https://web.archive.org/web/20220317124924/https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/M/Magellanic+Clouds|deadlink=no}}</ref>. За кілька останніх [[Орбітальний період|орбітальних періодів]] відбувалися зближення [[Галактика|галактик]] одна з одною аж до відстаней 2-7 [[Парсек|кілопарсек]] - останнє зближення сталося 200 мільйонів років тому. Максимальна відстань між галактиками під час їхнього орбітального руху може досягати 50 кілопарсек<ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2003MNRAS.339.1135Y|автор=Yoshizawa A. M., Noguchi M.|заглавие=The dynamical evolution and star formation history of the Small Magellanic Cloud: effects of interactions with the Galaxy and the Large Magellanic Cloud|год=2003-03-01|издание=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|том=339|страницы=1135–1154|issn=0035-8711|doi=10.1046/j.1365-8711.2003.06263.x|archivedate=2022-07-31|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220731234611/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2003MNRAS.339.1135Y}}</ref>.
Магелланові Хмари обертаються одна відносно одної з періодом у 900 мільйонів років, а навколо Чумацького Шляху роблять один оберт за 1,5 мільярда років<ref name=":5">{{cite web|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/M/Magellanic+Clouds|title=Magellanic Clouds|website=Swinburne University of Technology|access-date=2022-04-16|archive-date=2022-03-17|archive-url=https://web.archive.org/web/20220317124924/https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/M/Magellanic+Clouds|deadlink=no}}</ref>. За кілька останніх [[Орбітальний період|орбітальних періодів]] відбувалися зближення [[Галактика|галактик]] одна з одною аж до відстаней 2-7 [[Парсек|кілопарсек]] - останнє зближення сталося 200 мільйонів років тому. Максимальна відстань між галактиками під час їхнього орбітального руху може досягати 50 кілопарсек<ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2003MNRAS.339.1135Y|автор=Yoshizawa A. M., Noguchi M.|заглавие=The dynamical evolution and star formation history of the Small Magellanic Cloud: effects of interactions with the Galaxy and the Large Magellanic Cloud|год=2003-03-01|издание=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|том=339|страницы=1135–1154|issn=0035-8711|doi=10.1046/j.1365-8711.2003.06263.x|archivedate=2022-07-31|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220731234611/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2003MNRAS.339.1135Y}}</ref>.

==== Еволюція Магелланових хмар ====
Невідомо, чи сформувалися Магелланові Хмари спочатку як пара галактик, чи стали парою галактик лише відносно недавно. Вважається, що галактики гравітаційно пов'язані як мінімум останні 7 мільярдів років<ref>Westerlund B. E. (1997). ''The Magellanic Clouds''. Cambridge University Press. [[ISBN]]&nbsp;[[Спеціальна:Джерела книг/978-0-521-48070-3|978-0-521-48070-3]].</ref>.

На сучасні параметри обох галактик значно вплинула історія їхньої взаємодії одна з одною і з нашою Галактикою. Наприклад, [[Велика Магелланова Хмара]] спочатку являла собою тонкий диск без [[Бар (астрономія)|бару]], але за останні 9 мільярдів років через приливні взаємодії з цими двома галактиками у Великій Магеллановій Хмарі виник [[Бар (астрономія)|бар]] і [[Галактичне гало|гало]], а товщина диска збільшилася<ref name=":7">{{Статья|ссылка=https://academic.oup.com/mnras/article-lookup/doi/10.1111/j.1365-2966.2004.08510.x|автор=Bekki K., Chiba M.|заглавие=Formation and evolution of the Magellanic Clouds - I. Origin of structural, kinematic and chemical properties of the Large Magellanic Cloud|год=2005-01|язык=en|издание=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|том=356|выпуск=2|страницы=680–702|doi=10.1111/j.1365-2966.2004.08510.x|archivedate=2022-03-21|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220321005545/https://academic.oup.com/mnras/article-lookup/doi/10.1111/j.1365-2966.2004.08510.x}}</ref><ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2009PASA...26...37B|автор=Bekki K., Chiba M.|заглавие=Origin of Structural and Kinematic Properties of the Small Magellanic Cloud|год=2009-04-01|издание=Publications of the Astronomical Society of Australia|том=26|страницы=37–57|issn=1323-3580|doi=10.1071/AS08020|archivedate=2022-08-13|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220813230641/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2009PASA...26...37B}}</ref>.

У майбутньому відбудеться злиття Магелланових Хмар із галактикою Чумацький Шлях. Для Великої Магелланової Хмари найімовірніший час, через який відбудеться злиття - 2,4 мільярда років, що раніше, ніж очікуване зіткнення Чумацького Шляху і галактики Андромеди<ref>{{Статья|ссылка=https://academic.oup.com/mnras/article/483/2/2185/5181341|автор=Cautun M., Deason A. J., Frenk C. S., McAlpine S.|заглавие=The aftermath of the Great Collision between our Galaxy and the Large Magellanic Cloud|год=2019|язык=en|место=Oxf.|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|издательство=[[Wiley-Blackwell]]|месяц=2|день=21|том=483|выпуск=2|страницы=2185–2196|issn=0035-8711, 1365-2966|doi=10.1093/mnras/sty3084|archiveurl=https://web.archive.org/web/20190108013613/https://academic.oup.com/mnras/article/483/2/2185/5181341|archivedate=2019-01-08}}</ref><ref>{{cite web|lang=en|url=https://www.space.com/42732-small-magellanic-cloud.html|title=Small Magellanic Cloud: A Satellite Dwarf Galaxy Neighbor|author=|website=Space.com|date=2018-12-13|archive-url=https://web.archive.org/web/20220502215950/https://www.space.com/42732-small-magellanic-cloud.html|archive-date=2022-05-02|access-date=2022-05-02|deadlink=no}}</ref>.


== Оточення галактик ==
== Оточення галактик ==
Рядок 59: Рядок 86:


Вважається, що Магелланів Міст утворився 200 мільйонів років тому під час останнього зближення Магелланових хмар одна з одною. Під впливом приливних сил частина маси Малої Магелланової Хмари утворила цю структуру. У Мосту присутнє як молоде зоряне населення, яке сформувалося вже після виникнення Мосту, так і більш старе, що містить зорі віком від 400 мільйонів до 5 мільярдів років. Також у Мосту виявлено кілька зоряних скупчень<ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2021A%26A...647L...9D|автор=Dias B., Angelo M. S., Oliveira R. A. P., Maia F., Parisi M. C.|заглавие=The VISCACHA survey. III. Star clusters counterpart of the Magellanic Bridge and Counter-Bridge in 8D|год=2021-03-01|издание=Astronomy and Astrophysics|том=647|страницы=L9|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/202040015|archivedate=2022-12-20|archiveurl=https://web.archive.org/web/20221220014830/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2021A%26A...647L...9D}}</ref><ref>{{Статья|ссылка=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/795/2/108|автор=Skowron D. M., Jacyszyn A. M., Udalski A., Szymański M. K., Skowron J.|заглавие=OGLE-ing the Magellanic System: stellar populations in the Magellanic Bridge|год=2014-10-20|издание=The Astrophysical Journal|том=795|выпуск=2|страницы=108|issn=1538-4357|doi=10.1088/0004-637X/795/2/108|archivedate=2022-08-14|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220814171005/https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/795/2/108}}</ref>.
Вважається, що Магелланів Міст утворився 200 мільйонів років тому під час останнього зближення Магелланових хмар одна з одною. Під впливом приливних сил частина маси Малої Магелланової Хмари утворила цю структуру. У Мосту присутнє як молоде зоряне населення, яке сформувалося вже після виникнення Мосту, так і більш старе, що містить зорі віком від 400 мільйонів до 5 мільярдів років. Також у Мосту виявлено кілька зоряних скупчень<ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2021A%26A...647L...9D|автор=Dias B., Angelo M. S., Oliveira R. A. P., Maia F., Parisi M. C.|заглавие=The VISCACHA survey. III. Star clusters counterpart of the Magellanic Bridge and Counter-Bridge in 8D|год=2021-03-01|издание=Astronomy and Astrophysics|том=647|страницы=L9|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/202040015|archivedate=2022-12-20|archiveurl=https://web.archive.org/web/20221220014830/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2021A%26A...647L...9D}}</ref><ref>{{Статья|ссылка=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/795/2/108|автор=Skowron D. M., Jacyszyn A. M., Udalski A., Szymański M. K., Skowron J.|заглавие=OGLE-ing the Magellanic System: stellar populations in the Magellanic Bridge|год=2014-10-20|издание=The Astrophysical Journal|том=795|выпуск=2|страницы=108|issn=1538-4357|doi=10.1088/0004-637X/795/2/108|archivedate=2022-08-14|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220814171005/https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/795/2/108}}</ref>.
[[Файл:Tracing_the_origin_of_the_Magellanic_Stream.jpg|посилання=https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A4%D0%B0%D0%B9%D0%BB:Tracing_the_origin_of_the_Magellanic_Stream.jpg|ліворуч|міні|236x236пкс|Магеллановий Потік]]


==== Магеллановий потік ====
==== Магеллановий потік ====
Рядок 65: Рядок 93:
==== Загальна оболонка з нейтрального водню ====
==== Загальна оболонка з нейтрального водню ====
Велика і Мала Магелланові Хмари мають спільну оболонку з нейтрального водню, яка має кутовий розмір у десятки градусів. Наявність такої структури вказує на те, що Хмари гравітаційно пов'язані вже довгий час<ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005A%26A...432...45B|автор=Brüns C., Kerp J., Staveley-Smith L., Mebold U., Putman M. E.|заглавие=The Parkes H I Survey of the Magellanic System|год=2005-03-01|издание=Astronomy and Astrophysics|том=432|страницы=45–67|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361:20040321|archivedate=2023-02-15|archiveurl=https://web.archive.org/web/20230215121858/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005A%26A...432...45B}}</ref><ref name=":1" />.
Велика і Мала Магелланові Хмари мають спільну оболонку з нейтрального водню, яка має кутовий розмір у десятки градусів. Наявність такої структури вказує на те, що Хмари гравітаційно пов'язані вже довгий час<ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005A%26A...432...45B|автор=Brüns C., Kerp J., Staveley-Smith L., Mebold U., Putman M. E.|заглавие=The Parkes H I Survey of the Magellanic System|год=2005-03-01|издание=Astronomy and Astrophysics|том=432|страницы=45–67|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361:20040321|archivedate=2023-02-15|archiveurl=https://web.archive.org/web/20230215121858/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005A%26A...432...45B}}</ref><ref name=":1" />.

== Походження назви ==
⚫
Магелланові хмари були відомі мореплавцям південної півкулі й у [[XV століття|XV столітті]] їх називали «Капськими хмарами». [[Фернан Магеллан|Фернандо Магеллан]] застосовував їх для [[навігація|навігації]], як альтернативу [[Полярна зоря|Полярної зорі]], під час своєї навколосвітньої подорожі в [[1519]]–[[1521]] роках. Коли після загибелі Магеллана його корабель повернувся до Європи, [[Антоніо Пігафетта]] (супутник Магеллана й офіційний літописець подорожі) запропонував назвати Капські Хмари «Хмарами Магеллана» як своєрідне увічнення його пам'яті<ref> {{книга
⚫
| автор = П. Ходж
⚫
| заголовок = Галактики
⚫
| відповідальний = ред. Ю. Н. Єфремова
⚫
| місце = М
⚫
| видавництво = Наука
⚫
| рік = 1992
⚫
| сторінок = 192
}} </ref>.


== Джерела ==
== Джерела ==

Версія за 07:33, 17 жовтня 2023

Магелланові Хмари

Магелланові Хмари — галактики-супутники Чумацького Шляху. Видно неозброєним оком в Південній Півкулі. Обидві Хмари — Велика Магелланова Хмара та Мала Магелланова Хмара раніше вважалися неправильними галактиками, але згодом у них виявили залишки спіральної структури. Вони розташовані відносно близько одна від одної й утворюють гравітаційно-пов'язану (подвійну) систему. Обидві Хмари плавають у спільній водневій оболонці.

Магелланові хмари перебувають на високих галактичних широтах, тому світло від них мало поглинається нашою Галактикою, до того ж площина Великої Магелланової хмари розташована майже перпендикулярно променю зору, тож для видимих поруч об'єктів найчастіше буде правильним стверджування, що вони близькі просторово. Ці особливості Магелланових хмар дозволили вивчати на їх прикладі закономірності розподілу зір і зоряних скупчень[1].

Магелланові хмари мають деякі особливості, що відрізняють їх від Галактики. Наприклад, там виявлено зоряні скупчення з віком 107 — 108 років, тоді як скупчення Галактики зазвичай старші 109 років. Також, швидше за все, у Магелланових хмарах менший вміст важких елементів[1].

Історія вивчення

Жителям Південної півкулі Магелланові Хмари були відомі з давніх-давен. Вони знаходили відображення в культурах різних народів: наприклад, деякі південноамериканські племена представляли їх як пір'я птахів нанду, а австралійські аборигени - як двох велетнів, які іноді спускаються з небес і душать сплячих людей[2][3].

Магелланові хмари були відомі мореплавцям південної півкулі й у XV столітті їх називали «Капськими хмарами». Фернандо Магеллан застосовував їх для навігації, як альтернативу Полярної зорі, під час своєї навколосвітньої подорожі в 1519–1521 роках. Коли після загибелі Магеллана його корабель повернувся до Європи, Антоніо Пігафетта (супутник Магеллана й офіційний літописець подорожі) запропонував назвати Капські Хмари «Хмарами Магеллана» як своєрідне увічнення його пам'яті[4]. Крім того, Пігафетта правильно припускав, що Магелланові Хмари складаються з окремих зір[5].

У 1847 році Джон Гершель опублікував каталог 244 окремих об'єктів у Малій Магеллановій Хмарі та 919 - у Великій, з координатами і короткими описами. У 1867 році Клівленд Еббе вперше зробив припущення, що Магелланові Хмари - окремі від Чумацького Шляху галактики[6].

З 1904 року співробітники Гарвардської обсерваторії почали відкривати цефеїди в Магелланових Хмарах. У 1912 році Генрієтта Лівітт, яка також працювала в Гарвардській обсерваторії, виявила для Магелланових Хмар залежність між періодом і світністю для цефеїд. Це співвідношення надалі стало відігравати важливу роль у вимірюванні відстаней між галактиками. З 1914 року астрономи Лікської обсерваторії почали систематично вимірювати променеві швидкості емісійних туманностей у Магелланових Хмарах. З'ясувалося, що всі ці об'єкти мають великі позитивні променеві швидкості - це стало свідченням на користь того, що Магелланові Хмари відокремлені від Чумацького Шляху. Ці три відкриття, а також виявлення за допомогою радіотелескопів нейтрального водню в Магелланових Хмарах і навколо них Гарлоу Шеплі 1956 року назвав найважливішими досягненнями, пов'язаними з Магеллановими Хмарами. Крім того, він відзначив ще кілька відкриттів: наприклад, виявлення різних зоряних населень у Магелланових Хмарах[7][8]. Різні важливі для астрономії відкриття виявилися можливими, зокрема, через те, що Магелланові Хмари розташовуються досить близько до Чумацького Шляху, але водночас віддалені від його диска, і на них слабко впливає міжзоряне поглинання; крім того, відстані від Землі до об'єктів кожної з Магелланових Хмар практично однакові, тому відмінність видимих зоряних величин об'єктів, які там спостерігаються, дорівнює відмінності їхніх абсолютних зоряних величин. З цих причин Шеплі називав Магелланові Хмари "майстернею астрономічних методів"[9][10].

Пізніше в XX столітті також було зроблено велику кількість відкриттів: наприклад, було виявлено Магелланів Потік, відкрито рентгенівські джерела в Магелланових Хмарах, за допомогою космічного телескопа IRAS було вивчено пилову складову Хмар[11].

Характеристика

Магеланові хмари, отримані з даних Gaia EDR3 з видаленими зорями на передньому плані.

Велика Магелланова Хмара та Мала Магелланова Хмара є помітними об'єктами у південній півкулі, які неозброєним оком виглядають як окремі частини Чумацького Шляху. У нічному небі вони знаходяться на відстані близько 21° одна від одної, а справжня відстань між ними становить приблизно 75 000 світлових років[12][13][14].

Астрономи давно припускають, що Магелланові Хмари обертаються навколо Чумацького Шляху. Спостереження і теоретичні дані свідчать, що Магелланові Хмари сильно деформуються через взаємодію з Чумацьким Шляхом, коли вони наближаються до нього. На радіотелескопічних зображеннях Велика Магеланова Хмара зберігає дуже чітку спіральну структуру. Гравітація Магеланових Хмар впливає на Чумацький Шлях, деформуючи зовнішні частини галактичного диска[15].

Склад

Окрім іншої структури та меншої маси, вони відрізняються від нашої галактики у двох основних аспектах. Вони багаті на газ; більшу частку їхньої маси складають водень і гелій[16]. Вміст важких елементів у Магелланових Хмарах, навпаки, значно нижчий, ніж у Чумацькому Шляху[17]. Відомо, що міжзоряне поглинання в Магелланових Хмарах посилюється в коротких хвилях різкіше, ніж у Чумацькому Шляху, що, можливо, спричинено відмінностями в хімічному складі[18]. Відмінності в хімічному складі вказують на те, що в Магелланових Хмарах не було первісного спалаху зореутворення, в якому сформувалася велика кількість зірок, як у Чумацькому Шляху.Обидві галактики відомі своїми туманностями і молодим зоряним населенням, але, як і в нашій галактиці, їхні зорі варіюються від дуже молодих до дуже старих, що свідчить про тривалу історію зореутворення[19].

Залежність величини міжзоряного поглинання від зворотної довжини хвилі для Чумацького Шляху (MW), Великої (LMC) і Малої (SMC) Магелланових Хмар.

Зоряні скупчення

У 2019 році астрономи відкрили молоде зоряне скупчення Price-Whelan 1[en] за допомогою даних Gaia. Скупчення має низьку металічність і належить до переднього рукава Магелланових Хмар. Існування цього зоряного скупчення свідчить про те, що передній рукав Магелланових Хмар знаходиться на відстані 90 000 світлових років від Чумацького Шляху - ближче, ніж вважалося раніше[20].

Системи зоряних скупчень у Магелланових Хмарах відрізняються від такої в Чумацькому Шляху. Кулясті скупчення, що містять багато зір, у нашій Галактиці - старі об'єкти з віком понад 12 мільярдів років, у той час як у Магелланових Хмарах є дві групи багатих на зоряні скупчення. Одні скупчення схожі з кулястими зоряними скупченнями нашої Галактики: вони мають червоні кольори, низьку металічність, у деяких із них спостерігаються змінні типу RR Ліри. Інші скупчення мають блакитніший колір і їхній вік менше ніж 1 мільярд років: у цьому вони схожі на розсіяні скупчення, але містять значно більше зір, мають більші розміри та форми, близькі до сферичних. Такі об'єкти називають молодими населеними скупченнями ( англ. young populous clusters), подібні об'єкти в Чумацькому Шляху невідомі, але розсіяні скупчення в Магелланових Хмарах загалом схожі на такі, як в нашій Галактиці[21][11].

У Великій Магеллановій Хмарі знаходиться найяскравіша зона H II у всій Місцевій групі - 30 Золотої Риби, також відома як туманність Тарантул. Її діаметр становить 200 парсек, поблизу її центру розташовується молоде і дуже масивне зоряне скупчення R136[11][18]. У цьому скупченні є зорі дуже великих мас, зокрема наймасивніша з усіх відомих - R136a1, маса якої становить 265 M☉[22][23].

Змінні зорі

У Магелланових Хмарах спостерігаються змінні зорі різних типів. Наприклад, цефеїди в середньому мають менші періоди, ніж у нашій Галактиці. Очевидно, це пов'язано з більш низькою металічністю Магелланових Хмар, завдяки якій цефеїдами можуть ставати зорі менших мас, ніж у Чумацькому Шляху[11][18].

У 1987 році була зареєстрована єдина за історію спостережень наднова у Великій Магеллановій Хмарі - SN 1987A. Вона є найближчою до нас з часів спалаху наднової SN 1604[18][11].

Рух Магеланових Хмар

Магелланові Хмари обертаються одна відносно одної з періодом у 900 мільйонів років, а навколо Чумацького Шляху роблять один оберт за 1,5 мільярда років[24]. За кілька останніх орбітальних періодів відбувалися зближення галактик одна з одною аж до відстаней 2-7 кілопарсек - останнє зближення сталося 200 мільйонів років тому. Максимальна відстань між галактиками під час їхнього орбітального руху може досягати 50 кілопарсек[25].

Еволюція Магелланових хмар

Невідомо, чи сформувалися Магелланові Хмари спочатку як пара галактик, чи стали парою галактик лише відносно недавно. Вважається, що галактики гравітаційно пов'язані як мінімум останні 7 мільярдів років[26].

На сучасні параметри обох галактик значно вплинула історія їхньої взаємодії одна з одною і з нашою Галактикою. Наприклад, Велика Магелланова Хмара спочатку являла собою тонкий диск без бару, але за останні 9 мільярдів років через приливні взаємодії з цими двома галактиками у Великій Магеллановій Хмарі виник бар і гало, а товщина диска збільшилася[27][28].

У майбутньому відбудеться злиття Магелланових Хмар із галактикою Чумацький Шлях. Для Великої Магелланової Хмари найімовірніший час, через який відбудеться злиття - 2,4 мільярда років, що раніше, ніж очікуване зіткнення Чумацького Шляху і галактики Андромеди[29][30].

Оточення галактик

До Магелланової системи, крім двох галактик, відносяться різні пов'язані з ними структури: Магеллановий Міст, Магеллановий Потік[en] і загальна оболонка з нейтрального водню[11]. Усі ці структури містять 37% усього нейтрального атомарного водню в Магеллановій системі[31].

Дані, отримані з Gaia, показують, як зорі "витягуються" з Малої Магелланової Хмари і прямують до сусідньої Великої Магелланової Хмари, утворюючи зоряний міст через космос.

Магеллановий міст

Докладніше: Магеллановий міст

Магеллановий Міст - структура з газу та зір, яка з'єднує Магелланові Хмари[32][33]. Маса нейтрального водню в ньому становить 3,3⋅108 M☉, а іонізованого - 0,7-1,7⋅108 M☉. Іноді окремо від Магелланового Моста розглядають так званий Хвіст Малої Магелланової Хмари (англ. Small Magellanic Cloud Tail) - ділянку, яка примикає до Малої Магелланової Хмари. Зокрема, Хвіст відрізняється від Моста значно нижчою часткою іонізованого газу[34].

Вважається, що Магелланів Міст утворився 200 мільйонів років тому під час останнього зближення Магелланових хмар одна з одною. Під впливом приливних сил частина маси Малої Магелланової Хмари утворила цю структуру. У Мосту присутнє як молоде зоряне населення, яке сформувалося вже після виникнення Мосту, так і більш старе, що містить зорі віком від 400 мільйонів до 5 мільярдів років. Також у Мосту виявлено кілька зоряних скупчень[35][36].

Магеллановий Потік

Магеллановий потік

Від Магелланових Хмар виходить витягнутий потік газу - Магеллановий Потік. Він має довжину близько 180 кілопарсек (600 тис. світлових років) і проходить в обидва боки від Магелланових Хмар: у напрямку їхнього руху і проти нього. Магеллановий потік спостерігається тільки в радіодіапазоні, у ньому не спостерігається зір[37][38]. Його маса становить 5⋅108 M☉, потік газу перетікає в Чумацький Шлях: швидкість перетікання становить 0,4 M☉ на рік для нейтрального водню та щонайменше стільки ж - для іонізованого[39][40].

Загальна оболонка з нейтрального водню

Велика і Мала Магелланові Хмари мають спільну оболонку з нейтрального водню, яка має кутовий розмір у десятки градусів. Наявність такої структури вказує на те, що Хмари гравітаційно пов'язані вже довгий час[41][11].

Джерела

  1. ↑ а б Головний редактор Сюняєв Р.А. (1986). Фізика космосу. Маленька енциклопедія (вид. друге). Москва: Радянська енциклопедія. с. 357–360.
  2. ↑ Olsen K. (20 листопада 2020). Meet the Magellanic Clouds: Our galaxy’s brightest satellites. Astronomy.com (англ.). Архів оригіналу за 19 травня 2021. Процитовано 29 квітня 2022.
  3. ↑ Westerlund B. E. (1997). The Magellanic Clouds. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-48070-3.
  4. ↑ П. Ходж. Галактики / ред. Ю. Н. Єфремова. — М : Наука, 1992. — 192 с.
  5. ↑ Westerlund B. E. (1997). The Magellanic Clouds. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-48070-3.
  6. ↑ Abbe C. On the Distribution of the Nebulae in Space : [англ.] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1867-04-12. — Vol. 27, no. 7. — С. 257–264. — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966. — DOI:10.1093/mnras/27.7.257a.
  7. ↑ Westerlund B. E. (1997). The Magellanic Clouds. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-48070-3.
  8. ↑ van den Bergh S. (2000). The Galaxies of the Local Group. Cambridge University Press. ISBN 978-1-139-42965-8.
  9. ↑ Ефремов Ю. Н. Магеллановы Облака. Астронет. Архів оригіналу за 29 червня 2020. Процитовано 24 березня 2022.
  10. ↑ Magellanic Clouds. Swinburne University of Technology. Архів оригіналу за 17 березня 2022. Процитовано 16 квітня 2022.
  11. ↑ а б в г д е ж Westerlund B. E. (1997). The Magellanic Clouds. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-48070-3.
  12. ↑ A Cosmic Zoo in the Large Magellanic Cloud. European Southern Observatory Press Release. European Southern Observatory: 21. 1 June 2010. Bibcode:2010eso..pres...21. Процитовано 29 August 2010.
  13. ↑ Macri, L. M. та ін. (2006). A New Cepheid Distance to the Maser-Host Galaxy NGC 4258 and Its Implications for the Hubble Constant. The Astrophysical Journal. 652 (2): 1133—1149. arXiv:astro-ph/0608211. Bibcode:2006ApJ...652.1133M. doi:10.1086/508530. S2CID 15728812.
  14. ↑ Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F. "The Hubble Constant", Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 2010
  15. ↑ Ferris, Timothy (December 2011). Dancing in the Dark. National Geographic. 220 (6): 118.
  16. ↑ http://home.insightbb.com/~lasweb/lessons/magellanic.htm Home.insightbb.com Retrieved on 2007-05-31
  17. ↑ Ефремов Ю. Н. Магеллановы Облака. Астронет. Архів оригіналу за 29 червня 2020. Процитовано 24 березня 2022.
  18. ↑ а б в г van den Bergh S. (2000). The Galaxies of the Local Group. Cambridge University Press. ISBN 978-1-139-42965-8.
  19. ↑ Ефремов Ю. Н. Магеллановы Облака. Астронет. Архів оригіналу за 29 червня 2020. Процитовано 24 березня 2022.
  20. ↑ IoW_20200109 - Gaia - Cosmos. www.cosmos.esa.int. Процитовано 9 січня 2020.
  21. ↑ Star cluster. Encyclopedia Britannica (англ.). Архів оригіналу за 17 квітня 2022. Процитовано 29 березня 2022.
  22. ↑ Hodge P. W. Magellanic Cloud. Encyclopedia Britannica (англ.). Архів оригіналу за 2 травня 2015. Процитовано 24 березня 2022.
  23. ↑ Crowther P. A., Schnurr O., Hirschi R., Yusof N., Parker R. J. The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150Msolar stellar mass limit : [арх. 20 березня 2022] : [англ.] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxf. : Wiley-Blackwell, 2010. — Vol. 408 (1 October). — С. 731–751. — ISSN 0035-8711. — DOI:10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x.
  24. ↑ Magellanic Clouds. Swinburne University of Technology. Архів оригіналу за 17 березня 2022. Процитовано 16 квітня 2022.
  25. ↑ Yoshizawa A. M., Noguchi M. The dynamical evolution and star formation history of the Small Magellanic Cloud: effects of interactions with the Galaxy and the Large Magellanic Cloud : [арх. 31 липня 2022] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2003-03-01. — Т. 339. — С. 1135–1154. — ISSN 0035-8711. — DOI:10.1046/j.1365-8711.2003.06263.x.
  26. ↑ Westerlund B. E. (1997). The Magellanic Clouds. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-48070-3.
  27. ↑ Bekki K., Chiba M. Formation and evolution of the Magellanic Clouds - I. Origin of structural, kinematic and chemical properties of the Large Magellanic Cloud : [арх. 21 березня 2022] : [англ.] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2005-01. — Vol. 356, no. 2. — С. 680–702. — DOI:10.1111/j.1365-2966.2004.08510.x.
  28. ↑ Bekki K., Chiba M. Origin of Structural and Kinematic Properties of the Small Magellanic Cloud : [арх. 13 серпня 2022] // Publications of the Astronomical Society of Australia. — 2009-04-01. — Т. 26. — С. 37–57. — ISSN 1323-3580. — DOI:10.1071/AS08020.
  29. ↑ Cautun M., Deason A. J., Frenk C. S., McAlpine S. The aftermath of the Great Collision between our Galaxy and the Large Magellanic Cloud : [арх. 8 січня 2019] : [англ.] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxf. : Wiley-Blackwell, 2019. — Vol. 483, no. 2 (21 February). — С. 2185–2196. — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966. — DOI:10.1093/mnras/sty3084.
  30. ↑ Small Magellanic Cloud: A Satellite Dwarf Galaxy Neighbor. Space.com (англ.). 13 грудня 2018. Архів оригіналу за 2 травня 2022. Процитовано 2 травня 2022.
  31. ↑ Barger K. A., Haffner L. M., Bland-Hawthorn J. Warm Ionized Gas Revealed in the Magellanic Bridge Tidal Remnant: Constraining the Baryon Content and the Escaping Ionizing Photons around Dwarf Galaxies : [арх. 29 червня 2022] // The Astrophysical Journal. — 2013-07-01. — Т. 771. — С. 132. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1088/0004-637X/771/2/132.
  32. ↑ Королев В. Между Магеллановыми Облаками нашли «звездный мост». N + 1. Архів оригіналу за 24 березня 2022. Процитовано 24 березня 2022.
  33. ↑ Bagheri G., Cioni M.-R. L., Napiwotzki R. The detection of an older population in the Magellanic Bridge : [арх. 5 липня 2022] // Astronomy and Astrophysics. — 2013-03-01. — Т. 551. — С. A78. — ISSN 0004-6361. — DOI:10.1051/0004-6361/201118236.
  34. ↑ Barger K. A., Haffner L. M., Bland-Hawthorn J. Warm Ionized Gas Revealed in the Magellanic Bridge Tidal Remnant: Constraining the Baryon Content and the Escaping Ionizing Photons around Dwarf Galaxies : [арх. 29 червня 2022] // The Astrophysical Journal. — 2013-07-01. — Т. 771. — С. 132. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1088/0004-637X/771/2/132.
  35. ↑ Dias B., Angelo M. S., Oliveira R. A. P., Maia F., Parisi M. C. The VISCACHA survey. III. Star clusters counterpart of the Magellanic Bridge and Counter-Bridge in 8D : [арх. 20 грудня 2022] // Astronomy and Astrophysics. — 2021-03-01. — Т. 647. — С. L9. — ISSN 0004-6361. — DOI:10.1051/0004-6361/202040015.
  36. ↑ Skowron D. M., Jacyszyn A. M., Udalski A., Szymański M. K., Skowron J. OGLE-ing the Magellanic System: stellar populations in the Magellanic Bridge : [арх. 14 серпня 2022] // The Astrophysical Journal. — 2014-10-20. — Т. 795, вип. 2. — С. 108. — ISSN 1538-4357. — DOI:10.1088/0004-637X/795/2/108.
  37. ↑ Magellanic Clouds. Swinburne University of Technology. Архів оригіналу за 17 березня 2022. Процитовано 16 квітня 2022.
  38. ↑ Magellanic Stream. Swinburne University of Technology. Архів оригіналу за 9 січня 2017. Процитовано 13 серпня 2022.
  39. ↑ Nidever D. L., Majewski S. R., Butler Burton W., Nigra L. The 200° Long Magellanic Stream System : [арх. 22 червня 2022] // The Astrophysical Journal. — 2010-11-01. — Т. 723. — С. 1618–1631. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1088/0004-637X/723/2/1618.
  40. ↑ Barger K. A., Haffner L. M., Bland-Hawthorn J. Warm Ionized Gas Revealed in the Magellanic Bridge Tidal Remnant: Constraining the Baryon Content and the Escaping Ionizing Photons around Dwarf Galaxies : [арх. 29 червня 2022] // The Astrophysical Journal. — 2013-07-01. — Т. 771. — С. 132. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1088/0004-637X/771/2/132.
  41. ↑ Brüns C., Kerp J., Staveley-Smith L., Mebold U., Putman M. E. The Parkes H I Survey of the Magellanic System : [арх. 15 лютого 2023] // Astronomy and Astrophysics. — 2005-03-01. — Т. 432. — С. 45–67. — ISSN 0004-6361. — DOI:10.1051/0004-6361:20040321.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Магелланові_Хмари&oldid=40687443