Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://www.astro.spbu.ru/staff/viva/Book/Galaxies/LG/lmc.html
Дата изменения: Fri Nov 19 19:21:18 2010 Дата индексирования: Tue Oct 2 04:20:59 2012 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: п п п п п п п п п п п п п п п п п п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п |
Тип: | Галактика - SB(s)m |
---|---|
(2000.0): | 05h23m34s |
(2000.0): | -69o45'22" |
lII: | 280.o4653 |
bII: | -32.o8883 |
Сверхгалактическая долгота: | 215.o7950 |
Сверхгалактическая широта: | -34.o1219 |
Расстояние от Земли: | 1.79 . 105 св. лет 55 кпк |
Масса: | около 6 . 109 масс Солнца |
MV: | -18.1m |
B: | 0.9m |
AB: | 0.25m |
Гелиоцентрическая скорость: | +278км/с |
Видимые размеры | 645'x550' |
Большое Магелланово Облако вместе с соседним с ним
Малым Магеллановым Облаком - ММО (Small Magellanic
Cloud - SMC) - выдающиеся небесные объекты южного полушария, прекрасно
видимые невооруженным взглядом.
Их, без сомнения, наблюдали уже в древности жители
южного полушария Земли , однако до нашего времени не сохранилось
никаких сведений об этом.
Мы называем
эти галактики в честь португальского мореплавателя Фердинанда Магеллана,
который в 1519 г. совершил знаменитое
кругосветное путешествие и первым из европейцев описал эти удивительные
объекты.
Оба Магеллановых Облака - карликовые галактики поздних морфологических
типов, которые являются спутниками нашей
Галактики, и тем самым - члены
Местной Группы галактик.
БМО долгое время считался самым близким спутником Галактики (55 кпк),
до открытия в 1994 году
карликовой эллиптической галактики в созвездии
Стрелец (Sagittarius Dwarf Elliptical
Galaxy) c расстоянием всего 24 кпк.
Оба Магеллановых Облака окружены общей оболочкой из нейтрального
водорода, которую называют Магелланова Система.
Помимо Магеллановых Облаков и Магеллановой системы
выделяют также Магелланов Поток (Magellanic Stream),
который представляет собой длинное волокно из нейтрального водорода (HI),
протянувшееся от
области между Магеллановыми Облаками в направлении к южному полюсу
Галактики на 180o дуги большого круга
небесной сферы. По-видимому, этот поток был вытянут из
Магеллановых Облаков гравитационным полем нашей Галактики.
Вполне возможно, что это гравитационное воздействие может стать причиной
их распада на несколько отдельных образований.
Оба облака состоят в основном из звезд I типа населения.
БМО содержит
очень много звезд спектрального класса OB и по меньшей мере 10 звезд,
которые по светимости
(MV=-9m)
превосходят любой из сверхгигантов нашей Галактики. Тем не менее, в Облаках
также много
старых звезд и шаровых скоплений (ШЗС). Хотя многие шаровых
скоплений БМО сходны с шаровыми скоплениями из гало нашей
Галактики,
существуют также необычные скопления типа Hodge 11, которое является
одним
из наиболее бедных металлами шаровых скоплений. Особенность этого ШЗС
заключается в том,
что несмотря на наличие сильной голубой горизонтальной ветви его звезд
на диаграмме
Герцшпрунга-Рессела, не удалось обнаружить переменных звезд типа RR Лиры,
которые характерны для старых бедных металлами ШЗС нашей Галактики.
Концентрация межзвездного
вещества в БМО в несколько раз больше, чем в нашей Галактике. Внутри БМО
находится множество интересных объектов, как то: диффузные туманности,
шаровые и рассеянные скопления, планетарные туманности и другие.
Шаровые и рассеянные скопления в Магеллановых облаках систематически
больше по размерам
и более сплюснуты, чем скопления подобных типов в нашей Галактике (
van den Berg, 1991). Эти факты, а также обнаруженное
увеличение
диаметра ШЗС с ростом галактоцентрического расстояния позволяют предположить,
что наиболее
компактные шаровые скопления образуются в местах большой плотности. Наиболее плотные
области галактик имеют также наиболее короткое время коллапса, что ведет к предположению,
что скопления с малым диаметром могут быть старее, чем большие по диаметру скопления
(van den Berg, 1992).
В БМО наблюдается весь спектр областей звездообразования, начиная от индивидуальных
протозвездных облаков и до гигантских областей HII.
Туманность "Тарантул".
Звезды больших масс (более 10 масс Солнца) оказывают значительное влияние на галактический газ. Взбалтывая и перемешивая окружающие их облака из газа и пыли, они определяют химический состав будущих поколений звезд и их состав. Следствие такого процесса взаимодействия массивных звезд с окружающим веществом можно наблюдать на примере туманности N70 (она же Henize 70 и DEM301), которая представляет из себя гигантский газовый пузырь около 100 пк в диаметре. Этот пузырь образовался в результате разлета горячего газа при звездном ветре и вспышках сверхновых. Изучение подобных туманностей позволяет прояснить взаимосвязь между жизненным циклом звезд и эволюцией галактик.
История образования звездных скоплений в галактиках тесно увязана с историей всего звездообразования. Наблюдения показывают, что образование скоплений в Магеллановых Облаках происходило в течение долгого времени. В БМО распределение скоплений по возрастам можно подразделить на две отдельные группы: одни с возрастами в диапазоне 0.1-0.5 млрд.лет, а другие с возрастами 3-10 млрд.лет. ( van den Bergh 1991, Da Costa 1991). Распределение же по возрастам скоплений в ММО наоборот показывает отсутствие разрыва, означая, по-видимому, непрерывное образование звездных скоплений в течение всей истории звездообразования в данной галактике. ( Da Costa 1991). Из наблюдательных данных также следует, что звездообразование в БМО особенно активно происходило от 3 до 1 млрд.лет назад, в то время как в ММО наиболее активное звездообразование происходило в более раннюю эпоху. В обеих Облаках в данный момент активно образуются звезды со скоростями почти в 10 раз большими, чем в окрестности Солнца ( Lequeux 1994) (т.е. 7 . 10-8 MSun/ (год . пк2). Интересно, что несмотря на кажущуюся гравитационную связь между Магеллановыми Облаками их истории звездообразования значительно различаются между собой. Существуют другие доводы в пользу того, что галактики БМО и ММО не являются гравитационно связанными.
Тесное соседство с нашей Галактикой конечно сказалось на истории
звездообразования не только самих Облаков, но и самой Галактики.
Существуют аргументы в пользу того, что именно гравитационное
взаимодействие с Магеллановыми Облаками ответственно за утолщение
и искривления вешних частей диска нашей Галактики.
24 февраля 1987 в БМО вспыхнула сверхновая 1987A, которая стала самой близкой зарегистрированной сверхновой со времен Кеплера (в те времена еще не был изобретен телескоп). Сверхновая 1987А является пекулярной сверхновой 2-го типа и преподнесла уже немало сюрпризов астрофизикам. |
Изображения верхней части данной страницы приведены в псевдоцветах CCD изображения БМО, полученные в фильтрах R и H.
Изображение БМО и ММО было получено W. Keel'ом ( U. Alabama in Tuscaloosa), Cerro Tololo, Chile. На нем сняты оба Магеллановых Облака. Угловое расстояние между БМО и ММО около 40 градусов.
Изображения скопления "Тарантул"
показаны в разных диапазонах электромагнитного спектра:
Изображение слева - это композиция изображений в 3-х длинах
волн: красный цвет - рентгеновское излучение, создано горячим
газом с температурой около 1 млн. Кельвин; зеленый представляет излучение
ионизованного водорода; а голубой соответствует ультрафиолетовому излучению,
испускаемому горячими звездами. Это изображение было получено
Q. Daniel'ом Wang'ом
(NWU),
UM/CTIO,
UIT,
ROSAT.
Изображение по центру - это
снимок с HST.
Квадратная рамка указывает на область R136.
Изображение справа -
комбинация снимков с 3-мя узкополосными фильтрами, полеченных на новом приборе
SOFI, стоящим сейчас на
NTT (ESO), Cerro La Silla, Чили. Красный цвет -- фильтр, с центром 2.12 микрона
( 1-0 S(1) линия молекулярного водорода ), зеленый цвет -- 1.644 микрона линия [FeII],
а голубой -- 2.166 микрона линия атомарного водорода (Br-gamma). Поле на этом снимке 4.5'x4.5'.
Север вверху, а напрвление на Восток влево.
Изображение шарового скопления NGC1818 взято из Архива HST.
Изображение шарового скопления NGC1850 взято из сообщения ESO-News.
Изображение SN1987A взято из Архива HST (PR 94-22).
Da Costa,G.S.; 1991, в The Magellanic Clouds, R.Haynes & D.Milne eds, (Dordrech:Kluwer), p.183.
Gregio, L., 1994, в The Local Group: Comparative and Global Properties, A.Layden,R.C.Smith, & J.Storm eds, (ESO, Garching), p.72
Kennicutt, R.C., 1994, в The Local Group: Comparative and Global Properties, A.Layden,R.C.Smith, & J.Storm eds, (ESO, Garching), p.28
Lequeux, J., 1994, в Dwarf Galaxies, G.Meylan & Prugniel eds, (ESO,Garching).
Malumuth,E.M., & Heap,S.R.; 1994, AJ, 107, 1054
van den Bergh,S; 1991, ApJ, 369, 1
van den Bergh,S; 1992,preprint of DAO, Canada, July.
van den Bergh,S; 2000, astro-ph/0001040 Updated Information on the Local Group
Text & HTML by Igor Drozdovsky
Последнее обновление: