Astronet Астронет: И. О. Дроздовский/АИ СПбГУ Местная Группа Галактик
http://variable-stars.ru/db/msg/1167613/lmc.html
Местная Группа Галактик
LMC in R band LMC in H_alpha band LMC in X-ray (ROSAT)
В R фильтре В H$$\alpha$$ Рентген (ROSAT)

БМО: Большое Магелланово Облако (LMC)

в созвездии Золотая рыба (Doradus)

Игорь Дроздовский

Тип: Галактика - SB(s)m
$$\alpha$$ (2000.0): 05h23m34s
$$\delta$$ (2000.0): -69°45'22"
lII:  280°.4653
bII:  -32°.8883
Сверхгалактическая долгота:  215°.7950
Сверхгалактическая широта:  -34°.1219
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.

LMC and SMC

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 180° 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".

30Dor in X-ray, UV and H_alpha 30Dor in Visual 30Dor in IR
Рентген, УФ и
H$$\alpha$$		 В оптике Инфракрасное

Особенно интересна туманность "Тарантул" или 30 Золотой Рыбы (NGC 2070), представляющая собой гигантскую область HII поперечником по меньшей мере 300 пк. Она больше и ярче любой из подобных областей в Галактике. Если бы оно находилось на расстоянии туманности в Орионе (ближайшая к нам HII-область), то она занимала бы на нашем небе область поперечником около 30 градусов (60 поперечников Луны !). Это самый яркий объект БМО [MV=-19m] в оптической области, инфракрасной и радиодиапазоне, содержащий много звезд W-R. Энергию на излучение туманность "Тарантул" черпает из излучения молодых горячих звезд, а также из вспышек сверхновых и излучения ионизованной плазмы. Центральная область туманности диаметром около 7' (около 100 пк) содержит около 2400 звезд ярче V=18m, без учета компактного скопления в ядре вблизи центрального объекта R136. Изображения с HST выявили около 200 звезд внутри центральной части диаметром 6.6"=0.8 пк (Malumuth и Heap 1994 ). Уникальный объект R136 имеет спектральный класс O+WN и MV=-10.2m. Для этой туманности характерны очень быстрые, хаотические движения газа (внутри центральной области 9'x9' дисперсия скоростей около 300 км/с). Полная кинетическая энергия около 1052.2 этой 9' области превышает по крайней мере на порядок оцениваемую гравитационную энергию связи для данной туманности.

Молодое шаровое скопление NGC1818.

NGC1818 in Visual (HST)

То что в БМО происходит бурное звездообразование можно также показать на примере молодого (возраст 40 млн.лет) шарового скопления NGC1818. Это скопление в 10 раз больше любого шарового скопления в нашей Галактике. Наблюдения на HST обнаружили в нем уникальный объект: экстремально молодой белый карлик, который совсем недавно образовался из взорвавшегося красного гиганта с массой 7.6 масс Солнца. Ранее астрономы считали, что красные гиганты с массами от 6 до 10 масс Солнца в конце своей эволюции не могут просто угасать, превращаясь в белые карлики, а должны разрушиться за очень короткое время с образованием нейтронных звезд. Наблюдения NGC1818 подтвердили необходимость пересмотра некоторых положений теории эволюции звезд, что должно отразиться также и на теории эволюции галактик.

Двойное шаровое скопление NGC1850.

NGC1850 in Visual (VLT)

Детальное изучение снимков, полученных на одном (Antu) из 4-х 8.2 метровых телескопов VLT (ESO), выявили, что это молодое шаровое скопление двойное (!). Справа от основной группы звезд (NGC1850A), наблюдается еще более молодая подгруппа звезд NGC 1850B. Возраст звезд, принадлежащих этой подгруппе, составляет около 4 миллионов лет. Большое красное облако газа, окружающее оба скопления, по-видимому, является остатком от взрыва сверхновых звезд в более молодом скоплении. Слева вверху можно также видеть остаток от взрыва сверхновой N57D.

Туманность N70 --- газовый пузырь.

N70 in Visual (VLT)

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 звездообразования.

"Очевидно, что мы еще далеки от понимания
деталей эволюции дискового компонента БМО".
Сидней ван ден Берг (2000 г)

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.

  SN1987A in Visual (HST)

Изображения

Изображения верхней части данной страницы приведены в псевдоцветах CCD изображения БМО, полученные в фильтрах R и H$$\alpha$$.

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).

Литература:

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

(Использованы материалы из SEDS, NED и HST News.)

Вернуться в статью "Местная Группа галактик".

Rambler's Top100 Яндекс цитирования