Перейти до вмісту

Велика Магелланова Хмара

Добра стаття
Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Велика Магелланова Хмара
ВідкриттяАс-Суфі 946
Розташування (епоха J2000.0)
Сузір'яЗолота Риба
Пряме піднесення00h 42,8m
Схилення+41° 16′
Червоний зсув0,00093
Відстань163 тис. св.р.
Видима зоряна величина (V)+0,4
Характеристики
Габбл-типSA(s)b
ТипГалактика

Вели́ка Магелла́нова Хма́ра — найбільша й наймасивніша галактика-супутник Чумацького Шляху, найяскравіша галактика нічного неба, видима в Південній півкулі як світла туманна хмарка. Діаметр галактики становить приблизно 9,9 кілопарсека, а маса — (0,6—2)×1010 M☉. Вона містить близько 5 мільярдів зір. Абсолютна зоряна величина галактики у смузі V дорівнює −18,5m, а видима +0,4m. Видимі на небі кутові розміри становлять 5,4° × 4,6°, хоча сама галактика простягається на значно більшу ділянку неба.

Велику Магелланову Хмару часто класифікують як неправильну галактику, однак у її будові простежується певна впорядкованість, тому точнішим є віднесення до однойменного типу магелланових спіральних галактик. Найпомітнішою частиною є бар; також наявні диск і гало. Спіральна структура спостерігається, проте виражена слабко.

У Великій Магеллановій Хмарі відомо близько 3000 зоряних скупчень, а загальна їхня кількість, імовірно, сягає приблизно 4600. Система зоряних скупчень Великої Магелланової Хмари істотно відрізняється від Чумацького Шляху: тут наявні об'єкти, подібні до кулястих скупчень нашої Галактики, але значно молодшого віку. Розсіяні скупчення загалом подібні до тих, що присутні в Чумацькому Шляху.

Маса нейтрального атомарного водню у галактиці становить близько 7×108 M☉, а молекулярного водню — приблизно 108 M☉. Галактика містить найяскравішу зону H II в усій Місцевій групі — 30 Золотої Риби, також відому як Туманність Тарантул. 1987 року у Великій Магеллановій Хмарі спалахнула єдина наднова за всю історію спостережень цієї галактики — SN 1987A, яка стала найближчою до Землі спостережуваною надновою з часів наднової Кеплера 1604 року.

Велика Магелланова Хмара зазнає помітної взаємодії з нашою Галактикою, супутником якої вона є, а також з Малою Магеллановою Хмарою. Магелланові Хмари та пов'язані із ними структури, зокрема Магелланів потік, називають Магеллановою системою. Взаємодія між цими галактиками, а також припливна взаємодія з Чумацьким Шляхом істотно позначилися на структурі галактики та історії зореутворення в ній.

Велика й Мала Магелланові Хмари здавна відомі в Південній півкулі, а в Північній півкулі — щонайменше з X століття. Свою сучасну назву Магелланові Хмари отримали на честь Фернана Магеллана, керівника першої навколосвітньої подорожі 1519—1522 років: один із членів його експедиції, Антоніо Пігафетта, залишив опис цих об'єктів. Велика Магелланова Хмара видима неозброєним оком, однак спостерігати її можна лише південніше 20° північної широти.

Властивості

[ред. | ред. код]

Основні характеристики

[ред. | ред. код]
Зображення Великої Магелланової Хмари, побудоване за даними Gaia

Велика Магелланова Хмара — магелланова спіральна галактика[1], що розташована на відстані близько 50 кілопарсеків від центру Чумацького Шляху[ком. 1] і є одним із його супутників[3][4]. Спостерігається в сузір'ї Золота Риба[5][6]. Велика Магелланова Хмара — одна з найближчих до нас галактик і найближча серед легко спостережуваних: хоча, наприклад, карликова галактика в Стрільці розташована на відстані близько 24 кілопарсеків, вона майже не вирізняється на тлі зір Чумацького Шляху[7].

Кутовий діаметр Великої Магелланової Хмари, виміряний за ізофотою 25m на квадратну секунду дуги у фотометричній смузі B, становить 11,5°, що відповідає лінійному розміру близько 9,9 кілопарсека[8], хоча оком добре помітна лише частина галактики значно меншого розміру[5][9]. Масу галактики оцінюють у 0,6—2× 1010 M☉, вона містить близько 5 мільярдів зір, що приблизно у 20 разів менше, ніж у Чумацькому Шляху[10]. Абсолютна зоряна величина галактики в смузі V становить −18,5m. Таким чином, Велика Магелланова Хмара є четвертою за світністю та розмірами галактикою Місцевої групи після галактики Андромеди, Чумацького Шляху та галактики Трикутника[11][12], а також найбільшим і наймасивнішим супутником Чумацького Шляху[13][14].

Видима зоряна величина галактики у смузі V становить 0,4m, показник кольору B−V — 0,52m. Значення міжзоряного поглинання у смузі V для галактики дорівнює 0,4m, а міжзоряне почервоніння у кольорі B−V — 0,13m. Площина диска галактики нахилена до площини зображення на 27—45°, а позиційний кут великої півосі видимого диска становить 170°[15]. Східна частина диска Великої Магелланової Хмари є ближчою до Чумацького Шляху[16].

Крива обертання Великої Магелланової Хмари досягає максимального значення 71 км/с на відстані близько 4 кілопарсеків від центру[17]. Внутрішні частини галактики здійснюють один оберт приблизно за 250 мільйонів років[18]. Центр обертання галактики не збігається з її оптичним центром[19].

Структура та зоряне населення

[ред. | ред. код]

Велику Магелланову Хмару часто відносять до неправильних галактик, однак її структура має певну впорядкованість, тому коректніше класифікувати її як магелланову спіральну галактику[1].

Найпомітніша частина Великої Магелланової Хмари — бар, положення якого не збігається з центром диска галактики. Бар містить відносно молоде зоряне населення. Плоска частина галактики представлена двома компонентами: «центральною системою», яка також містить молоде зоряне населення, та більш протяжним диском зі старішим зоряним населенням. Крім того, у Великій Магеллановій Хмарі наявне гало з дуже старим зоряним населенням: імовірно, гало має форму, близьку до дископодібної, з характерною висотою близько 3 кілопарсеки[7][20][21]. Окрім старих зір, близько 2 % маси гало становлять відносно молоді та багаті на метали зорі[22].

У Великій Магеллановій Хмарі спостерігаються фрагменти спіральної структури, однак вона є доволі невпорядкованою й слабко виділяється на тлі інших частин галактики[7][20]. Розподіл яскравості в диску Великої Магелланової Хмари є експоненційним, а характерний радіус диска становить 1,5 кілопарсека[15].

Середня металічність Великої Магелланової Хмари дорівнює −0,30[ком. 2]. Сучасний темп зореутворення в галактиці становить 0,26 M☉ на рік. У Великій Магеллановій Хмарі об'єкти населення II становлять близько 1 % повної маси — 1,6× 108 M☉, а їхня сукупна абсолютна зоряна величина дорівнює −15,2m. Водночас характерний радіус розподілу об'єктів населення II є більшим, ніж для всієї речовини, — 2,6 кілопарсека. Це свідчить про те, що зона в галактиці, де відбувається зореутворення, зменшувалася з часом[24].

Зоряні скупчення

[ред. | ред. код]
Діаграма колір — зоряна величина для скупчень Великої Магелланової Хмари. Видно чітке розділення за кольорами між найяскравішими скупченнями

За теоретичними оцінками, у Великій Магеллановій Хмарі має бути близько 4600 зоряних скупчень[25], з яких відомо близько 3000[26].

Система зоряних скупчень у Великій Магеллановій Хмарі відрізняється від системи Чумацького Шляху. Кулясті скупчення, що містять багато зір, у нашій Галактиці — старі об'єкти з віком понад 12 мільярдів років, тоді як у Великій Магеллановій Хмарі виділяються дві групи багатих на зорі скупчень. Одні скупчення схожі на кулясті зоряні скупчення нашої Галактики: вони мають червоний колір, низьку металічність, у деяких з них спостерігаються змінні типу RR Ліри — таких об'єктів у галактиці налічується 13[27]. Інші скупчення мають більш блакитний колір і вік менш як 1 мільярд років: вони схожі на розсіяні скупчення, але містять значно більше зір, мають великі розміри та форми, близькі до сферичних. Такі об'єкти називають молодими населеними скупченнями (англ. young populous clusters), подібні об'єкти у Чумацькому Шляху не відомі[28]. Розсіяні скупчення у Великій Магеллановій Хмарі в цілому схожі на розсіяні скупчення нашої Галактики[29].

У Великій Магеллановій Хмарі є кулясті скупчення віком понад 11,5 мільярдів років, а також велика кількість скупчень, молодших за 3 мільярди років, і практично відсутні скупчення проміжного віку. Старі та молоді скупчення розрізняються й за металічністю: у старих вона менша за −1,5, а у молодих — більша за −1,0[30].

Наймолодші зоряні скупчення віком менше ніж 4 мільйони років розподілені в диску Великої Магелланової Хмари. Старші скупчення віком до 200 мільйонів років також розташовані в диску і демонструють певну концентрацію до бару. Скупчення віком від 200 мільйонів до 1 мільярда років частіше трапляються поблизу бару, а ще старші — розподілені в ширшому регіоні й сконцентровані у барі не сильніше, ніж у решті галактики. У середньому, зоряні скупчення у Великій Магеллановій Хмарі старші, ніж у Чумацькому Шляху. Це пов'язано з тим, що в умовах цієї галактики скупчення рідше взаємодіють з молекулярними хмарами та, відповідно, руйнуються повільніше. Середній вік скупчень у Великій Магеллановій Хмарі становить 1,1 мільярда років, у той час, як у Чумацькому Шляху — лише 0,2 мільярда років[31].

Міжзоряне середовище

[ред. | ред. код]
Залежність величини міжзоряного поглинання від оберненої довжини хвилі для Чумацького Шляху (MW), Великої (LMC) та Малої (SMC) Магелланових Хмар

Міжзоряне середовище Великої Магелланової Хмари складається з газу різних температур та пилу[32]. Маса нейтрального атомарного водню у галактиці становить 7× 108 M☉, а молекулярного — × 108 M☉[33]. Вміст пилу відносно газу у Великій Магеллановій Хмарі нижчий, ніж у нашій Галактиці, приблизно на порядок[19].

Газ у Великій Магеллановій Хмарі простягається на більші відстані від центру, ніж зорі. Більша частина нейтрального водню розташована в обертовому диску галактики діаметром 7,3 кілопарсека, а частина — перед ним. Також у галактики є корона, що складається з гарячого газу, подібна до тієї, що спостерігається у Чумацькому Шляху[34].

За диском Великої Магелланової Хмари спостерігається деяка кількість квазарів, які можна використовувати для вивчення міжзоряного поглинання у її диску. Відомо, що міжзоряне поглинання у Великій Магеллановій Хмарі зростає на коротких хвилях різкіше, ніж у Чумацькому Шляху. Можливо, це пов'язано з відмінностями у хімічному складі[34].

У Великій Магеллановій Хмарі відомо щонайменше 265 планетарних туманностей[35], їх загальну кількість оцінюють приблизно у 1000[36].

30 Золотої Риби

[ред. | ред. код]
Туманність Тарантул, фотографія телескопа «Габбл» у трьох вузькополосних фільтрах в оптичному діапазоні

30 Золотої Риби, також відома як туманність Тарантул — найяскравіша зона H II у Великій Магеллановій Хмарі та у всій Місцевій групі. Її діаметр становить близько 200 парсек, й у цьому регіоні відбувається найактивніше зореутворення в галактиці. Біля центру 30 Золотої Риби розташоване молоде та дуже масивне зоряне скупчення R136, у якому більше зір класу O, ніж у решті галактики разом, а концентрація зір у ньому у 200 разів перевищує його концентрацію в типових OB-асоціаціях[37][38]. У цьому скупченні є зорі дуже великої маси, зокрема наймасивніша з відомих — R136a1, маса якої становить 265 M☉[5][39].

Змінні зорі

[ред. | ред. код]

Більшість типів змінних зір, відомих у Чумацькому Шляху, зустрічаються й у Великій Магеллановій Хмарі. Майже всі найяскравіші зорі галактики виявляють змінність[40].

Наприклад, у Великій Магеллановій Хмарі відомо не менше 1470 цефеїд, причому в середньому вони мають коротші періоди, ніж цефеїди Чумацького Шляху. Ймовірно, це пов'язано з нижчою металічністю Великої Магелланової Хмари, завдяки чому цефеїдами можуть ставати зорі менших мас, ніж у нашій Галактиці. Змінних типу RR Ліри, за оцінками, у Великій Магеллановій Хмарі не менше 10 тисяч, при цьому їх світності, можливо, систематично відрізняються від світностей таких зір у Чумацькому Шляху[41].

Нові й наднові

[ред. | ред. код]
Залишок наднової SN 1987A, фотографія телескопа «Габбл»

Частота спалахів нових зір у Великій Магеллановій Хмарі — не менше 0,7 на рік, а наднові спалахують у середньому раз на 100 років. За історію спостережень була зареєстрована лише одна наднова — SN 1987A у 1987 році, яка є найближчою до нас після спалаху наднової 1604 року[10][42]. Окрім електромагнітного випромінювання SN 1987A вдалося зареєструвати її нейтринне випромінювання[43]. За останні 800 років у галактиці спалахнули щонайменше дві наднові: крім SN 1987A відомий залишок наднової SNR 0540-693. Інші відомі залишки наднових спалахнули значно раніше[10][42].

Рентгенівські та гамма-джерела

[ред. | ред. код]

Гарячий газ у Великій Магеллановій Хмарі створює м'яке рентгенівське випромінювання. Крім газу, у галактиці відомо щонайменше 105 окремих джерел рентгенівського випромінювання, з яких 28 визначені як залишки наднових, 6 — як рентгенівські подвійні, а 20 пов'язані з OB-асоціаціями[44].

У 1979 році в галактиці спостерігався яскравий гамма-спалах, пов'язаний із залишком наднової LMC N49[en], після якого спостерігався 8-секундний спад. Протягом наступних чотирьох років неодноразово спостерігали слабші й коротші спалахи, пов'язані з тим самим джерелом[44].

Щільність космічних променів у Великій Магеллановій Хмарі порівнянна з їхньою щільністю в нашій Галактиці[44].

Взаємодія з іншими галактиками

[ред. | ред. код]
Положення Великої Магелланової Хмари серед супутників Чумацького Шляху

Велика Магелланова Хмара є супутником Чумацького Шляху[10]. Наразі ця галактика рухається відносно центру нашої Галактики зі швидкістю 293 км/с: радіальна компонента швидкості становить 84 км/с, тангенціальна — 281 км/с. Велика Магелланова Хмара рухається по орбіті з перицентричною відстанню близько 45 кілопарсек й апоцентричною у 2,5 раза більшою, з періодом близько 1,5 мільярда років[45].

Крім того, Велика Магелланова Хмара гравітаційно пов'язана й помітно взаємодіє з Малою Магеллановою Хмарою. Відстань між галактиками становить 21 кілопарсек[46], вони обертаються одна відносно одної з періодом 900 мільйонів років[47]. Галактики мають спільну оболонку з нейтрального водню, а між ними спостерігається «міст» із зір і газу — Магелланів міст[48]. Від Магелланових Хмар до нашої Галактики простягається Магелланів потік — витягнута структура з нейтрального водню[10][19]. Сукупність цих галактик і їхніх спільних структур називають Магеллановою системою[49].

Еволюція

[ред. | ред. код]
Велика Магелланова Хмара в інфрачервоному діапазоні, зображення отримано за допомогою телескопа «Спітцер»

За розподілом зоряних скупчень за віком можна відстежити історію зореутворення в галактиці. Скупчення проміжного віку, від 3 до 11,5 мільярдів років, у галактиці практично відсутні, відомий лише один такий об'єкт: ESO 121-SC03. Його вік становить 8–9 мільярдів років. Одна з гіпотез передбачає, що це скупчення сформувалося в Малій Магеллановій Хмарі, де темп зореутворення був більш рівномірним у часі. За останні 4 мільярди років темп зореутворення в галактиці значно збільшився. Хоча історія формування зоряних скупчень не повністю відображає історію формування всіх зір у галактиці, інші методи, наприклад, вимірювання кількості вуглецевих зір відносно зір класу M, підтверджують ці висновки[50].

На сучасні параметри Великої Магелланової Хмари значно вплинула історія її взаємодії з нашою Галактикою та з Малою Магеллановою Хмарою. Спочатку Велика Магелланова Хмара була тонким диском без бара, але за останні 9 мільярдів років через припливні взаємодії з цими двома галактиками у Великій Магеллановій Хмарі з'явився бар і гало, а товщина диска збільшилася. Крім того, через взаємодію з нашою Галактикою утворився Магелланів потік — у нього увійшло близько 15 % зір і 20 % газу, які спочатку знаходилися у Великій Магеллановій Хмарі[22], хоча можливо також, що Магелланів потік виник із речовини Малої Магелланової Хмари[51].

Спалах зореутворення, який призвів до формування масивних зоряних скупчень за останні 3 мільярди років, був викликаний взаємодією з Малою Магеллановою Хмарою. Інше, менш ймовірне пояснення поновленого зореутворення полягає в тому, що Велика Магелланова Хмара спочатку була супутником Галактики Андромеди, після чого її захопила наша Галактика, і 3 мільярди років тому вони вперше зблизилися. Крім того, кожного разу, коли Велика Магелланова Хмара проходила перицентр своєї орбіти навколо Чумацького Шляху, темп зореутворення тимчасово підвищувався[22]. За розрахунками, у майбутньому — найбільш ймовірний проміжок часу становить 2,4 мільярда років — відбудеться зіткнення та злиття Великої Магелланової Хмари з нашою Галактикою. Це станеться до зіткнення Чумацького Шляху та галактики Андромеди і призведе до того, що деякі параметри Чумацького Шляху стануть більш типовими для галактик зі схожою масою — наприклад, середня металічність гало зросте, як і маса надмасивної чорної діри у центрі Галактики[52].

Історія дослідження

[ред. | ред. код]
Велика та Мала Магелланові Хмари, вид із Паранальської обсерваторії

Жителям Південної півкулі Велика й Мала Магелланові Хмари були відомі з давніх часів. Вони відображені в культурах різних народів: наприклад, деякі південноамериканські племена уявляли їх як пір'я птахів нанду, а австралійські аборигени — як двох велетнів, які іноді сходять із небес і душать сплячих людей[53][54].

У Північній півкулі про Магелланові Хмари, ймовірно, вже знав Ас-Суфі в X столітті н. е. Для мореплавців Магелланові Хмари були цікавими тим, що розташовані поблизу Південного полюса світу, в районі якого відсутні яскраві зорі[53][55].

Свою сучасну назву Магелланові Хмари отримали на честь Фернана Магеллана, який керував першою навколосвітньою подорожжю у 1519—1522 роках. Один із членів його команди, Антоніо Пігафетта, описав ці об'єкти. Крім того, Пігафетта правильно припустив, що Магелланові Хмари складаються з окремих зір[53].

У 1847 році Джон Гершель опублікував каталог 919 окремих об'єктів у Великій Магеллановій Хмарі з координатами та короткими описами. У 1867 році Клівленд Еббе[en] вперше припустив, що Магелланові Хмари є окремими від Чумацького Шляху галактиками[56][57].

З 1904 року співробітники Гарвардської обсерваторії почали відкривати цефеїди в Магелланових Хмарах. У 1912 році Генрієтта Лівітт, яка також працювала в Гарвардській обсерваторії, встановила для Магелланових Хмар зв'язок між періодом та світністю для цефеїд[58][6]. Це співвідношення згодом відіграло важливу роль у вимірюванні відстаней між галактиками. З 1914 року астрономи Лікської обсерваторії почали систематично вимірювати променеві швидкості емісійних туманностей у Магелланових Хмарах. Виявилося, що всі ці об'єкти мають великі додатні променеві швидкості — це стало свідченням 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 у 1956 році назвав найважливішими досягненнями, пов'язаними з Магеллановими Хмарами. Крім того, Шеплі зазначив ще кілька відкриттів: наприклад, виявлення різних зоряних населень у Магелланових Хмарах[55][59].

Пізніше у XX столітті зробили багато нових відкриттів: виявили Магелланів потік, відкрили рентгенівські джерела у Магелланових Хмарах, за допомогою космічного телескопа IRAS дослідили пилову частину Хмар. Крім того, у 1987 році у Великій Магеллановій Хмарі спалахнула наднова SN 1987A, що також дало додаткову інформацію про цю галактику[60]. У XXI столітті великий обсяг інформації про Велику Магелланову Хмару надали космічні телескопи, такі як Gaia, Спітцер та Габбл[61][62][63].

Спостереження

[ред. | ред. код]
Розташування Великої Магелланової Хмари (обведено зеленим контуром у нижній частині зображення) на карті зоряного неба
Окремі об’єкти Великої Магелланової Хмари

У середніх широтах Північної півкулі Велику Магелланову Хмару не видно, хоча частково її можна спостерігати південніше 20° північної широти. Галактика переважно розташована в сузір’ї Золотої Риби, проте невелика її частина знаходиться в сузір’ї Столової Гори[12].

Видима зоряна величина Великої Магелланової Хмари становить +0,4m, а видимі кутові розміри — 5,4° на 4,6°[9]. Велику Магелланову Хмару можна спостерігати неозброєним оком навіть за наявності деякого світлового забруднення, вона виглядає як туманна пляма овальної форми. Найяскравіша частина Великої Магелланової Хмари — бар, його довжина становить 5°, що в 10 разів більше діаметра повного Місяця, а ширина — 1°. Використання бінокля або невеликого телескопа дозволяє побачити тьмяніші периферійні регіони галактики[12][64].

У Великій Магеллановій Хмарі налічується як мінімум 114 об'єктів Нового загального каталогу. Серед них — туманність Тарантул, яка вирізняється на тлі інших деталей галактики: деякі елементи її структури можна розрізнити навіть у телескоп із апертурою 100 мм. У телескоп із діаметром об'єктива 150 мм видно численні окремі туманності та зоряні скупчення галактики. Використання телескопа з апертурою 200 мм дозволяє добре бачити такі об'єкти, як NGC 1714 — невелику емісійна туманність, поблизу якої розташована менш яскрава туманність NGC 1715. У розсіяному скупченні NGC 1755 видно найяскравіші зорі на фоні туманного сяйва тьмяніших зір. Можна побачити емісійну туманність NGC 1763, в межах 9 мінут від якої розташовані ще три менш яскраві туманності — NGC 1760, NGC 1769 та NGC 1773, а також ще одну компактну групу, що складається з туманностей NGC 1962, NGC 1965, NGC 1966 і NGC 1970. Крім того, видно кулясті скупчення NGC 1835 та NGC 2019 і надскупчення NGC 1850, у якому можна розрізнити близько 50 окремих зір. Нарешті, можна помітити розсіяні скупчення NGC 2100, де можна розрізнити деякі деталі структури та окремі зорі, і NGC 2214[12].

У культурі

[ред. | ред. код]

Подорожі до Великої Магелланової Хмари фігурують у науково-фантастичних романах «Побачення з Рамою» Артура Кларка[65], «Двигуни Бога» Джека Макдевідта[66], «Курс на зіткнення»[en] Роберта Сілвеберга[67]. У Великій і Малій Магелланових Хмарах розгортаються події відеогри Infinite Space[en][68][69].

Коментарі

[ред. | ред. код]
  1. ↑ Відстань від цієї галактики до Сонця також становить 50 кілопарсеків[2].
  2. ↑ Металічність відповідає частці елементів, важчих за гелій, що дорівнює від сонячної[23].

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. ↑ а б Wilcots E. M. Magellanic type galaxies throughout the Universe : [англ.] // Proceedings of the International Astronomical Union. — N. Y. : Cambridge University Press, 2009. — Vol. 256 (1 березня). — С. 461–472. — ISSN 1743-9213. — doi:10.1017/S1743921308028871.
  2. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 145—146.
  3. ↑ Pietrzyński G., Graczyk D., Gallenne A., Gieren W., Thompson I. B. A distance to the Large Magellanic Cloud that is precise to one per cent : [англ.] // Nature. — 2019. — Vol. 567. — С. 200–203. — ISSN 0028-0836. — doi:10.1038/s41586-019-0999-4.
  4. ↑ van den Bergh, 2000, p. 93, 145—146.
  5. ↑ а б в Hodge P. W. Magellanic Cloud. Encyclopedia Britannica (англ.). Архів оригіналу за 2 травня 2015. Процитовано 24 березня 2022.
  6. ↑ а б Магелланові Хмари // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 260. — ISBN 966-613-263-X.
  7. ↑ а б в van der Marel R. P. The Large Magellanic Cloud: structure and kinematics : [англ.] // The Local Group as an Astrophysical Laboratory Proceedings of the Space Telescope Science Institute Symposium, held in Baltimore, Maryland May 5–8, 2003. — N. Y. : Cambridge University Press, 2006. — Vol. 17. — С. 47–71. — ISBN 9780511734908. — arXiv:astro-ph/0404192. — doi:10.1017/CBO9780511734908.005.
  8. ↑ Results for object Large Magellanic Cloud (LMC). ned.ipac.caltech.edu. Архів оригіналу за 16 серпня 2022. Процитовано 16 серпня 2022.
  9. ↑ а б LMC. SIMBAD. Архів оригіналу за 24 квітня 2022. Процитовано 24 квітня 2022.
  10. ↑ а б в г д В. Е. Жаров. МАГЕЛЛА́НОВЫ ОБЛАКА́ // Большая российская энциклопедия : [в 36 т.] / председ. ред. кол. Ю. С. Осипов, отв. ред. С. Л. Кравец. — М. : Науч. изд-во «БРЭ», 2011. — Т. 18. Ломоносов — Манизер. — С. 334. — ISBN 978-5-85270-351-4. (рос.)
  11. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 93, 280.
  12. ↑ а б в г Take a closer look at the Large Magellanic Cloud. Astronomy.com (англ.). Архів оригіналу за 23 квітня 2022. Процитовано 23 квітня 2022.
  13. ↑ Rotation of the Large Magellanic Cloud. Астронет. Архів оригіналу за 24 жовтня 2020. Процитовано 26 березня 2022.
  14. ↑ Mucciarelli A., Massari D., Minelli A., Romano D., Bellazzini M. A relic from a past merger event in the Large Magellanic Cloud : [англ.] // Nature Astronomy. — L. : Nature Portfolio. An imprint of Springer Nature, 2021. — Vol. 5, no. 12. — С. 1247–1254. — ISSN 2397-3366. — doi:10.1038/s41550-021-01493-y.
  15. ↑ а б van den Bergh, 2000, p. 93.
  16. ↑ Westerlund, 1997, p. 29.
  17. ↑ Indu G., Subramaniam A. H i kinematics of the Large Magellanic Cloud revisited: Evidence of possible infall and outflow : [англ.] // Astronomy & Astrophysics. — Les Ulis : EDP Sciences, 2015-01-01. — Vol. 573. — С. A136. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746. — doi:10.1051/0004-6361/201321133.
  18. ↑ The Rotation Rate of the Large Magellanic Cloud. HubbleSite.org (англ.). Процитовано 14 квітня 2022.
  19. ↑ а б в Ефремов Ю. Н. Магеллановы Облака. Астронет. Архів оригіналу за 29 червня 2020. Процитовано 24 березня 2022.
  20. ↑ а б Westerlund, 1997, pp. 30—32.
  21. ↑ Mazzi A., Girardi L., Zaggia S., Pastorelli G., Rubele S. The VMC survey — XLIII. The spatially resolved star formation history across the Large Magellanic Cloud : [англ.] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxf. : Wiley-Blackwell, 2021. — Vol. 508 (1 листопада). — С. 245–266. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/stab2399.
  22. ↑ а б в Bekki K., Chiba M. Formation and evolution of the Magellanic Clouds - I. Origin of structural, kinematic and chemical properties of the Large Magellanic Cloud : [англ.] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxf. : Blackwell Publishing, 2005. — Vol. 356, no. 2 (січень). — С. 680–702. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08510.x.
  23. ↑ Darling D. Metallicity. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 5 жовтня 2021. Процитовано 29 березня 2022.
  24. ↑ van den Bergh, 2000, p. 93, 120, 135.
  25. ↑ Westerlund, 1997, pp. 47—48.
  26. ↑ Nayak P. K., Subramaniam A., Choudhury S., Indu G., Sagar R. Star clusters in the Magellanic Clouds — I. Parametrization and classification of 1072 clusters in the LMC : [англ.] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxf. : Wiley-Blackwell, 2016. — Vol. 463 (1 грудня). — С. 1446–1461. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/stw2043.
  27. ↑ van den Bergh, 2000, p. 142.
  28. ↑ Westerlund, 1997, pp. 43—46.
  29. ↑ Star cluster. Encyclopedia Britannica (англ.). Архів оригіналу за 17 квітня 2022. Процитовано 29 березня 2022.
  30. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 102—103, 124—125.
  31. ↑ Westerlund, 1997, pp. 51—55.
  32. ↑ Westerlund, 1997, pp. 143—178.
  33. ↑ van den Bergh, 2000, p. 134.
  34. ↑ а б 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 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 150 M☉ stellar mass limit : [англ.] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxf. : Wiley-Blackwell, 2010. — Vol. 408. — С. 731–751. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x.
  40. ↑ van den Bergh, 2000, p. 115.
  41. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 115—120.
  42. ↑ а б van den Bergh, 2000, pp. 120—122, 129—133.
  43. ↑ Алекcандров Ю. В., Шевченко В. Г. Кінцеві стадії еволюції зір // Астрофізика. — Харків : ХНУ ім. В. Н. Каразіна, 2016. — С. 100. — ISBN 978-966-285-315-5.
  44. ↑ а б в van den Bergh, 2000, pp. 136—137.
  45. ↑ van der Marel R. P., Alves D. R., Hardy E., Suntzeff N. B. New Understanding of Large Magellanic Cloud Structure, Dynamics, and Orbit from Carbon Star Kinematics : [англ.] // The Astronomical Journal. — Bristol : IOP Publishing, 2002. — Vol. 124, no. 5. — С. 2639–2663. — ISSN 1538-3881 0004-6256, 1538-3881. — doi:10.1086/343775.
  46. ↑ van den Bergh, 2000, p. 145.
  47. ↑ Magellanic Clouds. Astronomy (англ.). Melbourne: Swinburne University of Technology. Архів оригіналу за 17 березня 2022. Процитовано 16 квітня 2022.
  48. ↑ Королев В. Между Магеллановыми Облаками нашли «звездный мост». N + 1. Архів оригіналу за 24 березня 2022. Процитовано 24 березня 2022.
  49. ↑ Westerlund, 1997, p. 21.
  50. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 124—126.
  51. ↑ Magellanic Stream. Swinburne University of Technology. Архів оригіналу за 9 січня 2017. Процитовано 13 серпня 2022.
  52. ↑ Cautun M., Deason A. J., Frenk C. S., McAlpine S. The aftermath of the Great Collision between our Galaxy and the Large Magellanic Cloud : [англ.] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxf. : Wiley-Blackwell, 2019. — Vol. 483, no. 2. — С. 2185–2196. — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966. — doi:10.1093/mnras/sty3084.
  53. ↑ а б в Westerlund, 1997, p. 1.
  54. ↑ Olsen K. (20 листопада 2020). Meet the Magellanic Clouds: Our galaxy’s brightest satellites. Astronomy.com (англ.). Архів оригіналу за 19 травня 2021. Процитовано 18 квітня 2022.
  55. ↑ а б van den Bergh, 2000, p. 92.
  56. ↑ Westerlund, 1997, pp. 1—2.
  57. ↑ Abbe C. On the Distribution of the Nebulae in Space : [англ.] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — L. : Royal Astronomical Society, 1867. — Vol. 27, no. 7 (12 квітня). — С. 257–264. — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966. — doi:10.1093/mnras/27.7.257a.
  58. ↑ Leavitt H. S., Pickering E. C. Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud : [англ.] // Harvard College Observatory Circular. — Cambridge, MA : Harvard University, 1912. — Vol. 173 (1 березня). — С. 1–3.
  59. ↑ Westerlund, 1997, p. 2.
  60. ↑ Westerlund, 1997, pp. 3—5.
  61. ↑ Vasiliev E. Internal dynamics of the Large Magellanic Cloud from Gaia DR2 : [англ.] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxf. : Wiley-Blackwell, 2018. — Vol. 481 (1 листопада). — С. L100–L104. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnrasl/sly168.
  62. ↑ Meixner M., Gordon K. D., Indebetouw R., Hora J. L., Whitney B. Spitzer Survey of the Large Magellanic Cloud: Surveying the Agents of a Galaxy's Evolution (SAGE). I. Overview and Initial Results : [англ.] // The Astronomical Journal. — Bristol : IOP Publishing, 2006. — Vol. 132. — С. 2268–2288. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1086/508185.
  63. ↑ Hubble Explores the Formation and Evolution of Star Clusters in the Large Magellanic Cloud (англ.). ESA. Архів оригіналу за 1 листопада 2020. Процитовано 23 квітня 2022.
  64. ↑ The Magellanic Clouds, our galactic neighbors. EarthSky (англ.). 8 грудня 2021. Архів оригіналу за 21 квітня 2022. Процитовано 23 квітня 2022.
  65. ↑ Clarke, Arthur C. Rendezvous With Rama. — Orion, 2012. — ISBN 9780575088009.
  66. ↑ McDevitt, Jack. The Engines of God. — Penguin Publishing Group, 1995.
  67. ↑ Silverberg, Robert. Collision Course. — Ace Books, 1976. — 180 с.
  68. ↑ 無限航路 設定資料集 (Japanese) . SoftBank Creative. 1 лютого 2010. ISBN 978-4-7973-5829-2.
  69. ↑ 無限航路 -Infinite Space- オフィシャルWEBサイト / Galaxy - 世界観. Infinite Space website (яп.). Архів оригіналу за 4 лютого 2009. Процитовано 8 травня 2021.

Література

[ред. | ред. код]

Посилання

[ред. | ред. код]
Ця сторінка належить до добрих статей української Вікіпедії.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Велика_Магелланова_Хмара&oldid=47140547