Большое Магелланово Облако

Из Википедии, бесплатной энциклопедии

Большое Магелланово Облако
Галактика
Изображение Большого Магелланова Облака в инфракрасном диапазоне, полученное с помощью телескопа Vista[англ.]
Изображение Большого Магелланова Облака в инфракрасном диапазоне, полученное с помощью телескопа Vista[англ.]
История исследования
Обозначения ESO 56-115, IRAS 05240-6948, LEDA 17223, Anon 0524-69, 2FGL J0526.6-6825e, 2EG J0532-6914, 3EG J0533-6916, 3FGL J0526.6-6825e и 2FHL J0526.6-6825e
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Созвездие Золотая Рыба
Прямое восхождение 5ч 23м 34,60с
Склонение −69° 45′ 22″
Видимые размеры 5,4° × 4,6°
Видимая зв. величина +0,4m
Характеристики
Тип SBm (магелланова спиральная галактика)
Входит в Местная группа
Лучевая скорость 284 км/с[1]
z 0,00093
Расстояние 50 килопарсек
Абсолютная звёздная величина (V) −18,5m
Масса 0,6—2⋅1010 M☉
Радиус 5,4 килопарсека
Свойства Крупнейшая и самая массивная галактика-спутник Млечного Пути
Информация в базах данных
SIMBAD NAME LMC
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе

Большо́е Магелла́ново О́блако (БМО, англ. LMC) — крупнейшая и самая массивная галактика-спутник Млечного Пути, которая расположена на расстоянии в 50 килопарсек от него. Диаметр галактики составляет 9,9 килопарсек, а масса — 0,6—2⋅1010 M⊙, она содержит около 5 миллиардов звёзд. Абсолютная звёздная величина галактики в полосе V составляет −18,5m, а видимая — 0,4m. Видимые на небе угловые размеры составляют 5,4° на 4,6°, хотя сама галактика простирается на бо́льшую область.

Большое Магелланово Облако часто относят к неправильным галактикам, хотя в нём присутствует некоторая упорядоченность структуры, поэтому вернее его классифицировать как магелланову спиральную галактику. Наиболее заметная часть Большого Магелланова Облака — бар, также присутствуют диск и гало, а спиральная структура хотя и наблюдается, но выражена слабо.

В Большом Магеллановом Облаке известно около 3000 звёздных скоплений, а всего должно быть около 4600 таких объектов. Система звёздных скоплений в Большом Магеллановом Облаке отличается от таковой в Млечном Пути: в Большом Магеллановом Облаке есть объекты, похожие на шаровые скопления нашей Галактики, но гораздо более молодые. Рассеянные же скопления в целом похожи на те, что встречаются в Млечном Пути.

Масса нейтрального атомарного водорода в галактике составляет 7⋅108 M⊙, а молекулярного — 108 M⊙. Газ в Большом Магеллановом Облаке менее сосредоточен в центре, чем звёзды, и наблюдается на более далёких расстояниях от центра. В галактике присутствует самая яркая область H II во всей Местной группе: 30 Золотой Рыбы, также известная как туманность Тарантул. В 1987 году в галактике вспыхнула единственная в ней за историю наблюдений сверхновая SN 1987A — она является ближайшей к нам со времён вспышки сверхновой 1604 года.

Большое Магелланово Облако заметно взаимодействует с нашей Галактикой, спутником которой является, а также с Малым Магеллановым Облаком — совокупность Магеллановых Облаков и окружающих их структур, таких, как Магелланов Поток, называется Магеллановой системой. Взаимодействие между этими галактиками, а также приливное воздействие Млечного Пути заметно повлияли на структуру галактики и историю звездообразования в ней.

Большое и Малое Магеллановы Облака в Южном полушарии известны с древности, в Северном — как минимум, с X века. Своё современное название Магеллановы облака получили в честь Фернана Магеллана, совершившего первое кругосветное плавание в 1519—1522 годах: один из членов команды Магеллана, Антонио Пигафетта, дал описание этим объектам. Большое Магелланово Облако видимо невооружённым глазом, но его можно наблюдать только южнее 20° северной широты.

Свойства

[править | править код]

Основные характеристики

[править | править код]
Изображение Большого Магелланова Облака, построенное по данным Gaia

Большое Магелланово Облако — магелланова спиральная галактика[2], которая находится на расстоянии в 50 килопарсек от центра Млечного Пути[комм. 1] и является одним из его спутников[4][5]. Наблюдается в созвездии Золотой Рыбы[6][7]. Большое Магелланово Облако — одна из самых близких галактик к нашей и является самой близкой из легко обнаруживаемых: хотя, например, карликовая галактика в Стрельце находится в 24 килопарсеках от нашей Галактики, она практически не выделяется на фоне звёзд Млечного Пути[8].

Угловой диаметр Большого Магелланова Облака, измеренный по изофоте 25m на квадратную секунду дуги в фотометрической полосе B, составляет 11,5°, что соответствует линейному размеру в 9,9 килопарсек[9], но на небе заметна лишь область галактики меньшего размера (см. ниже ➤)[7][10]. Масса галактики составляет 0,6—2⋅1010 M⊙, она содержит около 5 миллиардов звёзд, что приблизительно в 20 раз меньше, чем в нашей Галактике[6]. Абсолютная звёздная величина галактики в полосе V составляет −18,5m. Таким образом, Большое Магелланово Облако — четвёртая по светимости и размеру галактика Местной группы после галактики Андромеды, Млечного Пути и галактики Треугольника[11][12], а также это крупнейший и самый массивный спутник Млечного Пути[13][14].

Видимая звёздная величина галактики в полосе V составляет 0,4m, показатель цвета B−V ― 0,52m. Величина межзвёздного поглощения в полосе V для галактики составляет 0,4m, а межзвёздное покраснение в цвете B−V — 0,13m. Плоскость диска галактики наклонена к картинной плоскости на 27―45°, позиционный угол большой полуоси видимого диска галактики составляет 170°[15]. Восточная часть диска Большого Магелланова Облака — ближайшая к Галактике[16].

Кривая вращения Большого Магелланова Облака достигает максимального значения 71 км/с на расстоянии около 4 килопарсек от центра[17]. Внутренние области совершают один оборот за 250 миллионов лет[18]. Центр вращения галактики не совпадает с её оптическим центром[19].

Структура и звёздное население

[править | править код]

Большое Магелланово Облако часто относят к неправильным галактикам, хотя в нём присутствует некоторая упорядоченность структуры, поэтому вернее его классифицировать как магелланову спиральную галактику[2].

Наиболее заметная часть Большого Магелланова Облака — перемычка (бар), положение которой не совпадает с центром диска галактики. Бар содержит относительно молодое звёздное население. Плоская составляющая галактики представлена двумя компонентами: «центральной системой», также содержащей молодое звёздное население, и более протяжённым диском с более старым звёздным населением. Также в Большом Магеллановом Облаке присутствует гало с очень старым звёздным населением: возможно, гало имеет форму, близкую к форме диска, с характерной высотой около 3 килопарсек[8][20][21]. Кроме старых звёзд в гало 2 % массы составляют относительно молодые и богатые металлами звёзды[22].

В Большом Магеллановом Облаке наблюдаются фрагменты спиральной структуры, однако она довольно неупорядоченная и слабо выделяется на фоне окружающих частей галактики[8][20]. Распределение яркости в диске Большого Магелланова Облака экспоненциальное, а характерный радиус диска составляет 1,5 килопарсека[15].

Средняя металличность Большого Магелланова Облака составляет −0,30[комм. 2]. Нынешний темп звездообразования в галактике — 0,26 M⊙ в год. В Большом Магеллановом Облаке объекты населения II составляют около 1 % полной массы — 1,6⋅108 M⊙, а абсолютная звёздная величина их совокупности равна −15,2m. При этом характерный радиус для распределения объектов населения II больше, чем для всего вещества ― 2,6 килопарсека. Это свидетельствует о том, что зона в галактике, где происходит звездообразование, уменьшалась со временем[24].

Звёздные скопления

[править | править код]
Диаграмма цвет — звёздная величина для скоплений Большого Магелланова Облака. Можно заметить чёткое разделение по цветам между самыми яркими скоплениями

По теоретическим оценкам, в Большом Магеллановом Облаке всего должно быть около 4600 звёздных скоплений[25], из них известно около 3000[26].

Система звёздных скоплений в Большом Магеллановом Облаке отличается от таковой в Млечном Пути. Шаровые скопления, содержащие много звёзд, в нашей Галактике — старые объекты с возрастами более 12 миллиардов лет, в то время как в Большом Магеллановом Облаке есть две группы богатых звёздами скоплений. Одни скопления сходны с шаровыми звёздными скоплениями нашей Галактики: они имеют красный цвет, низкую металличность, в некоторых из них наблюдаются переменные типа RR Лиры — таких объектов в галактике насчитывается 13[27]. Другие скопления имеют более голубой цвет и возрасты менее 1 миллиарда лет: в этом они похожи на рассеянные скопления, но содержат гораздо больше звёзд, имеют большие размеры и формы, близкие к сферическим. Такие объекты называют молодыми населёнными скоплениями (англ. young populous clusters), подобные объекты в Млечном Пути неизвестны[28]. Рассеянные скопления в Большом Магеллановом Облаке в целом похожи на таковые в нашей Галактике[29].

В Большом Магеллановом Облаке есть шаровые скопления с возрастом более 11,5 миллиардов лет, а также большое количество скоплений моложе 3 миллиардов лет, и практически полностью отсутствуют скопления промежуточного возраста. Старые и молодые скопления разделены и по металличности: у старых эта величина не превышает −1,5, а у молодых она выше −1,0[30].

Самые молодые звёздные скопления с возрастами менее 4 миллионов лет распределены в диске Большого Магелланова Облака. Более старые скопления, возрастом до 200 миллионов лет, также распределены в диске и показывают некоторую концентрацию к бару. Скопления с возрастами от 200 миллионов лет до 1 миллиарда также чаще встречаются вблизи бара, а ещё более старые скопления распределены в более широкой области, чем все остальные, и не более сконцентрированы у бара, чем в остальных областях.

В среднем, звёздные скопления в Большом Магеллановом Облаке старше, чем в Млечном Пути. Это связано с тем, что в условиях в этой галактике скопления реже взаимодействуют с молекулярными облаками, и, следовательно, разрушаются за более длительный срок. В Большом Магеллановом Облаке средний возраст скоплений составляет 1,1 миллиарда лет, в то время как в Млечном Пути — только 0,2 миллиарда лет[31].

Межзвёздная среда

[править | править код]
Зависимость величины межзвёздного поглощения от обратной длины волны для Млечного Пути (MW), Большого (LMC) и Малого (SMC) Магеллановых Облаков

Межзвёздная среда Большого Магелланова Облака состоит из газа с различной температурой и пыли[32]. Масса нейтрального атомарного водорода в галактике составляет 7⋅108 M⊙, а молекулярного — 108 M⊙[33]. Содержание пыли относительно газа в Большом Магеллановом Облаке ниже, чем в нашей Галактике, на порядок[19].

Газ в Большом Магеллановом Облаке менее сосредоточен в центре, чем звёзды, и наблюдается на более далёких расстояниях от центра. Бо́льшая доля нейтрального водорода располагается во вращающемся диске галактики диаметром 7,3 килопарсека, а часть — перед ним. Также у галактики есть корона, состоящая из горячего газа, подобная той, что наблюдается у Млечного Пути[34].

За диском Большого Магелланова Облака наблюдается некоторое количество квазаров, которые возможно использовать для изучения межзвёздного поглощения в его диске. Известно, что межзвёздное поглощение в Большом Магеллановом Облаке усиливается в коротких волнах более резко, чем в Млечном Пути. Возможно, это вызвано отличиями в химическом составе[34].

В Большом Магеллановом Облаке известно как минимум 265 планетарных туманностей[35], их общее количество оценивается как приблизительно 1000[36].

30 Золотой Рыбы

[править | править код]
Туманность Тарантул, фотография телескопа Хаббл в трёх узкополосных фильтрах в оптическом диапазоне

30 Золотой Рыбы, также известная как туманность Тарантул — самая яркая область H II в Большом Магеллановом Облаке и во всей Местной группе. Её диаметр составляет около 200 парсек, во всей галактике звездообразование в 30 Золотой Рыбы идёт наиболее активно. Вблизи центра 30 Золотой Рыбы располагается молодое и очень массивное звёздное скопление R136, в котором больше звёзд класса O, чем во всей оставшейся галактике, а концентрация звёзд в нём в 200 раз превышает таковую в типичных OB-ассоциациях[37][38]. В этом скоплении есть звёзды очень больших масс, в том числе самая массивная из всех известных — R136a1, масса которой составляет 265 M⊙[7][39].

Переменные звёзды

[править | править код]

Большинство типов переменных звёзд, известных в Млечном Пути, встречаются и в Большом Магеллановом Облаке. Среди ярчайших звёзд галактики переменность проявляют практически все[40].

Например, в Большом Магеллановом Облаке известно не менее 1470 цефеид, причём в среднем они более короткопериодичны, чем цефеиды Млечного Пути. По всей видимости, это связано с более низкой металличностью Большого Магелланова Облака, благодаря которой цефеидами могут становиться звёзды меньших масс, чем в нашей Галактике. Переменных типа RR Лиры, по оценкам, в Большом Магеллановом Облаке не менее 10 тысяч, причём их светимости, возможно, систематически отличаются от светимостей таких звёзд в Млечном Пути[41].

Новые и сверхновые

[править | править код]
Остаток сверхновой SN 1987A, фотография телескопа «Хаббл»

Частота вспышек новых звёзд в Большом Магеллановом Облаке — не менее 0,7 в год, а сверхновые вспыхивают в среднем раз в 100 лет. За историю наблюдений была зарегистрирована лишь одна сверхновая — SN 1987A в 1987 году — она является ближайшей к нам со времён вспышки сверхновой 1604 года. За последние 800 лет в галактике вспыхнули как минимум две сверхновые: кроме SN 1987A известен остаток сверхновой SNR 0540-693. Другие известные остатки сверхновых вспыхнули более давно[6][42].

Рентгеновские и гамма- источники

[править | править код]

Горячий газ в Большом Магеллановом Облаке создаёт мягкое рентгеновское излучение. Кроме газа, известно не менее 105 отдельных источников в галактике, из которых 28 определены как остатки сверхновых, 6 ― как рентгеновские двойные, а 20 связаны с OB-ассоциациями[43].

В 1979 году в галактике наблюдался яркий гамма-всплеск, связанный с остатком сверхновой SNR N49, после которого наблюдался 8-секундный спад. В течение следующих четырёх лет неоднократно наблюдались более слабые и короткие всплески, связанные с тем же источником[43].

В целом, плотность космического излучения в Большом Магеллановом Облаке сравнима с таковой в нашей Галактике[43].

Взаимодействие с другими галактиками

[править | править код]
Положение Большого Магелланова Облака (Large Magellanic Cloud) среди Млечного Пути и его спутников

Большое Магелланово Облако является спутником Млечного Пути[6]. На данный момент эта галактика движется относительно центра нашей Галактики со скоростью 293 км/с: радиальная компонента скорости составляет 84 км/с, тангенциальная — 281 км/с. Большое Магелланово Облако движется по орбите с перицентрическим расстоянием в 45 килопарсек и апоцентрическим в 2,5 раза больше, с периодом около 1,5 миллиардов лет[44].

Кроме того, Большое Магелланово Облако гравитационно связано и заметно взаимодействует с Малым Магеллановым Облаком. Расстояние между галактиками составляет 21 килопарсек[45], они обращаются друг относительно друга с периодом в 900 миллионов лет[46]. Галактики имеют общую оболочку из нейтрального водорода, а между ними наблюдается «мост» из звёзд и газа — Магелланов Мост[47]. От Магеллановых Облаков к нашей Галактике тянется Магелланов Поток — вытянутая структура из нейтрального водорода[6][19]. Совокупность этих галактик и их общих структур называется Магеллановой системой[48].

Эволюция

[править | править код]
Большое Магелланово Облако в инфракрасном диапазоне, изображение получено с помощью телескопа «Спитцер»

По распределению звёздных скоплений по возрастам можно отследить историю звездообразования в галактике. Скопления промежуточного возраста, от 3 до 11,5 миллиардов лет, в галактике практически отсутствуют (см. выше➤), известен только один такой объект: ESO 121-SC03. Его возраст составляет 8—9 миллиардов лет. Одна из гипотез предполагает, что это скопление сформировалось в Малом Магеллановом Облаке, где темп звездообразования был более равномерным по времени. За последние 4 миллиарда лет темп звездообразования в галактике значительно увеличился. Хотя история формирования звёздных скоплений не вполне отражает историю формирования всех звёзд в скоплении, другие методы, например, измерение количества углеродных звёзд относительно звёзд класса M, подтверждают эти выводы[49].

На современные параметры Большого Магелланова Облака значительно повлияла история его взаимодействия с нашей Галактикой и с Малым Магеллановым Облаком. Изначально Большое Магелланово Облако представляло собой тонкий диск без бара, но за последние 9 миллиардов лет из-за приливных взаимодействий с этими двумя галактиками в Большом Магеллановом Облаке возник бар и гало, а толщина диска увеличилась. Кроме того, из-за взаимодействия с нашей Галактикой образовался Магелланов Поток — в него вошло около 15 % звёзд и 20 % газа, изначально находившихся в Большом Магеллановом Облаке[22], хотя возможно также, что Магелланов Поток возник из вещества Малого Магелланова Облака[50]

Вспышка звездообразования, которая привела к формированию массивных звёздных скоплений в последние 3 миллиарда лет, вызвана взаимодействием с Малым Магеллановым Облаком. Другое, менее вероятное объяснение возобновившегося звездообразования состоит в том, что Большое Магелланово Облако изначально было спутником Галактики Андромеды, после чего было захвачено нашей Галактикой и 3 миллиарда лет назад впервые тесно сблизилось с ней. Кроме того, каждый раз, когда Большое Магелланово Облако проходило перицентр в своём движении вокруг Млечного Пути, темп звездообразования в нём временно повышался[22]. Согласно расчётам, в будущем — наиболее вероятный промежуток времени составляет 2,4 миллиарда лет — произойдёт столкновение и слияние Большого Магелланова Облака с нашей Галактикой. Это случится до столкновения Млечного Пути и галактики Андромеды и приведёт к тому, что некоторые параметры Млечного Пути станут более типичными для галактик со сравнимой массой — например, средняя металличность гало возрастёт, как и масса сверхмассивной чёрной дыры в центре Галактики[51].

История изучения

[править | править код]
Большое и Малое Магеллановы Облака, вид из Паранальской обсерватории

Жителям Южного полушария Большое и Малое Магеллановы Облака были известны с древности. Они находили отражение в культурах разных народов: например, некоторые южноамериканские племена представляли их как перья птиц нанду, а австралийские аборигены — как двух великанов, которые иногда спускаются с небес и душат спящих людей[52][53].

В Северном полушарии как минимум к X веку н. э. о Магеллановых Облаках было известно Ас-Суфи. Для мореплавателей Магеллановы облака представляли интерес тем, что находятся около Южного полюса мира, вблизи которого нет ярких звёзд[52][54].

Своё современное название Магеллановы облака получили в честь Фернана Магеллана, совершившего первое кругосветное плавание в 1519—1522 годах. Один из членов команды Магеллана, Антонио Пигафетта, дал описание этим объектам. Кроме того, Пигафетта верно предполагал, что Магеллановы облака состоят из отдельных звёзд[52].

В 1847 году Джон Гершель опубликовал каталог 919 отдельных объектов в Большом Магеллановом Облаке с координатами и короткими описаниями. В 1867 году Кливленд Эббе впервые сделал предположение, что Магеллановы Облака — отдельные от Млечного Пути галактики[55][56].

С 1904 года сотрудники Гарвардской обсерватории начали открывать цефеиды в Магеллановых Облаках. В 1912 году Генриетта Ливитт, которая также работала в Гарвардской обсерватории, обнаружила для Магеллановых Облаков зависимость между периодом и светимостью для цефеид[57]. Это соотношение в дальнейшем стало играть важную роль в измерении расстояний между галактиками. С 1914 года астрономы Ликской обсерватории начали систематически измерять лучевые скорости эмиссионных туманностей в Магеллановых Облаках. Выяснилось, что все эти объекты имеют большие положительные лучевые скорости — это стало свидетельством в пользу того, что Магеллановы Облака отделены от Млечного Пути. Эти три открытия, а также обнаружение с помощью радиотелескопов нейтрального водорода в Магеллановых Облаках и вокруг них Харлоу Шепли в 1956 году назвал важнейшими достижениями, связанными с Магеллановыми Облаками. Кроме того, Шепли отметил ещё несколько открытий: например, обнаружение различных звёздных населений в Магеллановых Облаках[54][58].

Позднее в XX веке также было сделано большое количество открытий: например, был обнаружен Магелланов Поток, открыты рентгеновские источники в Магеллановых Облаках, с помощью космического телескопа IRAS была изучена пылевая составляющая Облаков. Кроме того, в 1987 году в Большом Магеллановом Облаке вспыхнула сверхновая SN 1987A, что также предоставило некоторую информацию об этой галактике[59]. В XXI веке большое количество информации о Большом Магеллановом Облаке предоставили космические телескопы, такие, как Gaia, Спитцер и Хаббл[60][61][62].

Наблюдения

[править | править код]
Расположение Большого Магелланова Облака (обведено зелёным контуром в нижней части изображения) на карте звёздного неба
Отдельные объекты Большого Магелланова Облака

В средних широтах Северного полушария Большое Магелланово Облако не видно, хотя бы его часть можно наблюдать южнее 20° северной широты. Галактика по большей части находится в созвездии Золотой Рыбы, но малая её часть располагается в созвездии Столовой Горы[12].

Видимая звёздная величина Большого Магелланова Облака составляет +0,4m, а видимые угловые размеры ― 5,4° на 4,6°[10]. Большое Магелланово Облако можно наблюдать невооружённым глазом даже при некотором световом загрязнении, выглядит оно как туманное пятно овальной формы. Самая яркая часть Большого Магелланова Облака ― бар, его длина составляет 5°, что в 10 раз больше диаметра полной Луны, а ширина — 1°. При использовании бинокля или небольшого телескопа становятся заметны более тусклые периферийные области галактики[12][63].

В Большом Магеллановом Облаке находится как минимум 114 объектов Нового общего каталога. Среди них — туманность Тарантул, которая выделяется на фоне других деталей галактики: некоторые детали её структуры различимы при наблюдении даже в телескоп с апертурой 100 мм. В телескоп с диаметром объектива 150 мм можно видеть множество отдельных туманностей и звёздных скоплений галактики. При использовании телескопа с апертурой 200 мм хорошо видны такие объекты, как NGC 1714 — эмиссионная туманность небольших размеров, вблизи которой располагается более тусклая туманность NGC 1715. В рассеянном скоплении NGC 1755 разрешимы самые яркие звёзды на фоне туманного свечения, создаваемого более тусклыми звёздами. Можно увидеть эмиссионную туманность NGC 1763, в пределах 9 минут дуги от которой располагаются ещё три более тусклых туманности — NGC 1760, NGC 1769 и NGC 1773, а также ещё одну подобную группу, даже более тесную, которая состоит из туманностей NGC 1962, NGC 1965, NGC 1966 и NGC 1970. Кроме того, видны шаровые скопления NGC 1835 и NGC 2019 и сверхскопление NGC 1850, в котором можно различить около 50 отдельных звёзд. Наконец, можно заметить рассеянные скопления NGC 2100, где возможно различить некоторые детали структуры и отдельные звёзды, и NGC 2214[12].

Примечания

[править | править код]

Комментарии

[править | править код]
  1. ↑ Расстояние от этой галактики до Солнца также составляет 50 килопарсек[3].
  2. ↑ Металличность соответствует доле элементов тяжелее гелия, равной солнечной[23].

Источники

[править | править код]
  1. ↑ Tully R. B., Courtois H. M., Sorce J. G. Cosmicflows-3 (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2016. — Vol. 152, Iss. 2. — P. 50. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.3847/0004-6256/152/2/50 — arXiv:1605.01765
  2. ↑ 1 2 Wilcots E. M. Magellanic type galaxies throughout the Universe (англ.) // Proceedings of the International Astronomical Union. — N. Y.: Cambridge University Press, 2009. — 1 March (vol. 256). — P. 461–472. — ISSN 1743-9213. — doi:10.1017/S1743921308028871. Архивировано 24 марта 2022 года.
  3. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 145—146.
  4. ↑ 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. — P. 200–203. — ISSN 0028-0836. — doi:10.1038/s41586-019-0999-4. Архивировано 24 марта 2022 года.
  5. ↑ van den Bergh, 2000, p. 93, 145—146.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 МАГЕЛЛА́НОВЫ ОБЛАКА́ : [арх. 24 марта 2022] / В. Е. Жаров // Ломоносов — Манизер. — М. : Большая российская энциклопедия, 2011. — С. 334. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 18). — ISBN 978-5-85270-351-4.
  7. ↑ 1 2 3 Hodge P. W. Magellanic Cloud (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 24 марта 2022. Архивировано 2 мая 2015 года.
  8. ↑ 1 2 3 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. — P. 47–71. — ISBN 9780511734908. — doi:10.1017/CBO9780511734908.005. — arXiv:astro-ph/0404192.
  9. ↑ Results for object Large Magellanic Cloud (LMC). ned.ipac.caltech.edu. Дата обращения: 16 августа 2022. Архивировано 16 августа 2022 года.
  10. ↑ 1 2 LMC. SIMBAD. Дата обращения: 24 апреля 2022. Архивировано 24 апреля 2022 года.
  11. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 93, 280.
  12. ↑ 1 2 3 4 Take a closer look at the Large Magellanic Cloud (англ.). Astronomy.com. Дата обращения: 23 апреля 2022. Архивировано 23 апреля 2022 года.
  13. ↑ Rotation of the Large Magellanic Cloud. Астронет. Дата обращения: 26 марта 2022. Архивировано 24 октября 2020 года.
  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, iss. 12. — P. 1247–1254. — ISSN 2397-3366. — doi:10.1038/s41550-021-01493-y. Архивировано 26 марта 2022 года.
  15. ↑ 1 2 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. — P. A136. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746. — doi:10.1051/0004-6361/201321133. Архивировано 30 октября 2020 года.
  18. ↑ The Rotation Rate of the Large Magellanic Cloud (англ.). HubbleSite.org. Дата обращения: 14 апреля 2022.
  19. ↑ 1 2 3 Ефремов Ю. Н. Магеллановы Облака. Астронет. Дата обращения: 24 марта 2022. Архивировано 29 июня 2020 года.
  20. ↑ 1 2 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. — 1 November (vol. 508). — P. 245–266. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/stab2399. Архивировано 16 апреля 2022 года.
  22. ↑ 1 2 3 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. — January (vol. 356, iss. 2). — P. 680–702. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08510.x. Архивировано 21 марта 2022 года.
  23. ↑ Darling D. Metallicity. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 29 марта 2022. Архивировано 5 октября 2021 года.
  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. — 1 December (vol. 463). — P. 1446–1461. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/stw2043.
  27. ↑ van den Bergh, 2000, p. 142.
  28. ↑ Westerlund, 1997, pp. 43—46.
  29. ↑ Star cluster (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 29 марта 2022. Архивировано 17 апреля 2022 года.
  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. ↑ 1 2 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. — P. 731–751. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x. Архивировано 20 марта 2022 года.
  40. ↑ van den Bergh, 2000, p. 115.
  41. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 115—120.
  42. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 120—122, 129—133.
  43. ↑ 1 2 3 van den Bergh, 2000, pp. 136—137.
  44. ↑ van der Marel 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, iss. 5. — P. 2639–2663. — ISSN 1538-3881 0004-6256, 1538-3881. — doi:10.1086/343775. Архивировано 14 апреля 2022 года.
  45. ↑ van den Bergh, 2000, p. 145.
  46. ↑ Magellanic Clouds (англ.). Astronomy. Melbourne: Swinburne University of Technology. Дата обращения: 16 апреля 2022. Архивировано 17 марта 2022 года.
  47. ↑ Королев В. Между Магеллановыми Облаками нашли «звездный мост». N + 1. Дата обращения: 24 марта 2022. Архивировано 24 марта 2022 года.
  48. ↑ Westerlund, 1997, p. 21.
  49. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 124—126.
  50. ↑ Magellanic Stream. Swinburne University of Technology. Дата обращения: 13 августа 2022. Архивировано 9 января 2017 года.
  51. ↑ 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, iss. 2. — P. 2185–2196. — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966. — doi:10.1093/mnras/sty3084. Архивировано 8 января 2019 года.
  52. ↑ 1 2 3 Westerlund, 1997, p. 1.
  53. ↑ Olsen K. Meet the Magellanic Clouds: Our galaxy’s brightest satellites (англ.). Astronomy.com (20 ноября 2020). Дата обращения: 18 апреля 2022. Архивировано 19 мая 2021 года.
  54. ↑ 1 2 van den Bergh, 2000, p. 92.
  55. ↑ Westerlund, 1997, pp. 1—2.
  56. ↑ Abbe C. On the Distribution of the Nebulae in Space (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — L.: Royal Astronomical Society, 1867. — 12 April (vol. 27, iss. 7). — P. 257–264. — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966. — doi:10.1093/mnras/27.7.257a.
  57. ↑ 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. — 1 March (vol. 173). — P. 1–3. Архивировано 14 мая 2022 года.
  58. ↑ Westerlund, 1997, p. 2.
  59. ↑ Westerlund, 1997, pp. 3—5.
  60. ↑ Vasiliev E. Internal dynamics of the Large Magellanic Cloud from Gaia DR2 (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxf.: Wiley-Blackwell, 2018. — 1 November (vol. 481). — P. L100–L104. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnrasl/sly168. Архивировано 27 января 2022 года.
  61. ↑ 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. — P. 2268–2288. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1086/508185. Архивировано 12 февраля 2022 года.
  62. ↑ Hubble Explores the Formation and Evolution of Star Clusters in the Large Magellanic Cloud (англ.). ESA. Дата обращения: 23 апреля 2022. Архивировано 1 ноября 2020 года.
  63. ↑ The Magellanic Clouds, our galactic neighbors (англ.). EarthSky (8 декабря 2021). Дата обращения: 23 апреля 2022. Архивировано 21 апреля 2022 года.

Литература

[править | править код]
  • Van den Bergh S. The Galaxies of the Local Group. — Cambr.; N. Y.: Cambridge University Press, 2000. — 348 p. — ISBN 978-1-139-42965-8.
  • Westerlund B. E. The Magellanic Clouds. — Cambr.: Cambridge University Press, 1997. — 279 p. — (Cambridge Astrophysics). — ISBN 978-0-521-48070-3. — doi:10.1017/CBO9780511564826.
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Большое_Магелланово_Облако&oldid=136302865