Тип:	Галактика - SB(s)m pec
(2000.0):	00h52m45s
(2000.0):	-72o49'43"
lII:	302.o7969
bII:	-44.o2992
Сверхгалактическая долгота:	224.o2314
Сверхгалактическая широта:	-14.o8250
Расстояние от Земли:	1.9 . 105 св. лет 58 кпк
MV:	-16.2m
B:	2.7m
AB:	0.17m
Гелиоцентрическая скорость:	+158км/с
Видимые размеры	320'x185'

Малое Магелланово Облако вместе с соседним с ним Большим Магеллановым Облаком - БМО (Large Magellanic Cloud - LMC) - выдающиеся небесные объекты южного полушария, прекрасно видимые невооруженным взглядом. Их, конечно, наблюдали древние жители южного полушария Земли , однако до нашего времени не дошли никакие письменные свидетельства 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. ММО является третьей по близости к Млечному Пути галактикой после Sagittarius Dwarf Elliptical Galaxy и БМО.

Оба Магеллановых Облака окружены общей оболочкой из нейтрального водорода, которую называют Магелланова Система. Недавно был обнаружен "мост" из холодного атомарного водорода между Облаками (Kobulnicky & Dickey 1999). Звезды ранних спектральных типов, наблюдаемые в нем, сформировались, по-видимому, в этих холодных облаках. Газ был "вытянут" из ММО от 200 млн. -- время последнего тесного (около 7 кпк) сближения Облаков -- до 10 млрд. лет назад.

Помимо Магеллановых Облаков и Магеллановой системы выделяют также Магелланов Поток (Magellanic Stream), который представляет собой длинное волокно HI, протянувшееся от области между Магеллановыми Облаками в направлении к южному полюсу Галактики на 180^o 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.

История образования звездных скоплений в галактиках тесно увязана с историей всего звездообразования. Массивные звезды, которые сильно влиют на межзвездный газ посредством сильного истечения своего обогащенного химическими элементами вещества, образуются, по-видимому, в группах и скоплениях. 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 M_Sun/ (год ^. пк²).

Вкачестве примера экстремально молодого звездного скопления ММО можно выделить скопление N81. Это скопление содержит очень яркие и очень молодые звезды, погруженные в общее облако ионизованного водорода. С помощью HST астрономы R. Villard и M. Heydari-Malayeri разрешили в этом скоплении порядка 50 таких звезд, находящихся в области размером около 3 парсек. Светимость звезд примерно в 300000 раз больше светимости Солнца, а химический состав сильно отличается от Солнечного (бедны "металлами"). Отметим, что в среди 48 близжайших к Солнцу звезд, расстояния до которых меньше 5 пк, самая яркая звезда SiriusA имеет светимость всего 23.5 солнечной. Одна из звезд скопления N81 может быть еще более редким объектом: звездой Вольфа-Райе. Подобные очень горячие (50000 Кельвин) звезды представляют собой чрезвычайно бурную сравнительно короткую переходную фазу последних лет жизни массивной звезды, перед тем как она взорвется как сверхновая.
Оболочка из ионизованного водорода имеет неоднородную форму, свидетельствуя о сильных турбулетных движениях межзвездной среды в областях формирования молодых звезд.

Не менее интересно выглядит молодая ассоциация N88, в центре которой выделяются две области ионизованного водорода (см. рис. с HST справа). Яркая область N88A диаметром около 3.5'' (1 пк) взаимодействует с небольшой компактной HII-областью N88B (слабое пятнышко слева представляет из себя оболочку сферической формы, в центре которой видна яркая ионизирующая звезда). Излучение из области N88A достаточно сильно ослаблено поглощением пыли. Такое поглощение, составляющее в оптике от около 1.5 зв.вел. до >3.5 зв.вел. в узкой пылевой полосе, пересекающей внутреннюю часть области с севера на юг, уникально для бедной металлами галактики ММО. Из-за этого поглощения не видна звезда-возбудитель (или звезды), находящаяся в компактной центральной области диаметром около 0.3" (0.08 пк), коротковолновое излучение от которой ионизировало окружающий газ. Фотометрия порядка 60-ти звезд из OB ассоциации N88 представлено в работе Heydari-Malayeri et al. 1999b.

Оба облака состоят в основном из звезд I типа населения. Тем не менее, в Облаках также много старых звезд и шаровых скоплений. Скопление NGC121 в ММО состоит из звезд, возраст которых сравним с возрастом старейших шаровых скоплений из гало нашей Галактики. Возраст был оценен Da Costa 1993 с помощью многоцветной фотометрии по точке поворота звезд главной последовательности.

Интересно, что несмотря на кажущуюся постоянную гравитационную связь между Магеллановыми Облаками их истории звездообразования значительно различаются между собой. Существуют другие доводы в пользу того, что галактики БМО и ММО не были изначально гравитационно связанными.

ММО известно еще и тем, что именно в ней мисс Генриетта Левит (Miss Henrietta Leavitt) обнаружила зависимость период-светимость для цефеид, которая стала одним из наиболее важных методов определения расстояний до галактик.

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.

Da Costa,G.S.; 1991, в The Magellanic Clouds, R.Haynes & D.Milne eds, (Dordrech:Kluwer), p.183.

Da Costa,G.S.; 1993, в The Globular Cluster-Galaxy Connection, eds G.H.Smith & J.P.Brodie, (ASP, San Francisco), ASP Conf Series, 48, p.363

Gregio, L., 1994, в The Local Group: Comparative and Global Properties, A.Layden,R.C.Smith, & J.Storm eds, (ESO, Garching), p.72

Heydari-Malayeri et al., 1999b, A&A, 347, 841

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).

van den Bergh,S; 1991, ApJ, 369, 1

Использованы материалы из:

Местная Группа галактик

HTML by Igor Drozdovsky
Последнее обновление: