Астронет > Магеллановы Облака

Астронет: Ю. Н. Ефремов, "Физика Космоса", 1986 Магеллановы Облака
http://variable-stars.ru/db/msg/1189328

Магеллановы Облака

- галактики-спутники нашей Галактики; расположены относительно близко друг к другу, образуют гравитационно связанную (двойную) систему. Для невооружённого глаза выглядят как изолированные облака Млечного Пути. Впервые М. О. описал Пигафетта, участвовавший в кругосветном плавании Магеллана (1519-22 гг.). Оба Облака - Большое (БМО) и Малое (ММО) - явл. неправильными галактиками. Интегральные характеристики М. О. даны в таблице.

Интегральные характеристики Магеллановых Облаков

БМО ММО

Координаты центра 05^h24^m-70^o 00^h51^m-73^o

Галактическая широта -33^o -45^o

Угловой диаметр 8^o 2,5^o

Соответствующий линейный размер, кпк 9 3

Расстояние, кпк 50 60

Интегральная величина, M_V -17,9^m -16,3^m

Наклонение к лучу зрения 27^o $\ge$ 60^o

Средняя лучевая скорость, км/с +275 +163

Общая масса, ${\mathfrak M}_\odot$ $6\cdot 10^9$ $1,5\cdot 10^9$

Масса межзвездного водорода HI, ${\mathfrak M}_\odot$ $5,4\cdot 10^8$ $4,8\cdot 10^8$

На крупнейших телескопах в М. О. можно разрешить звёзды со светимостью, близкой к солнечной; в то же время вследствие значит. превышения расстояния до М. О. над их поперечником различие видимых звёздных величин входящих в М. О. объектов равно различию их абс. звёздных величин (для БМО погрешность не превосходит 0,1^m). Так как М. О. расположены на высоких галактич. широтах, поглощение света межзвёздной средой нашей Галактики и примесь её звёзд мало искажают картину М. О. К тому же плоскость БМО (рис. 1) почти перпендикулярна лучу зрения, так что видимое соседство входящих в него объектов означает, как правило, и пространственную их близость. Всё это помогает изучению взаимосвязи звёзд различного типа, скоплений и диффузного вещества (в частности, звёзды высокой светимости видны там не далее 5-10' от места своего рождения). М. О. наз. "мастерской астрономических методов" (X. Шепли), в частности в М. О. была открыта зависимость период-светимость для цефеид. Объекты М. О. обладают, наряду со сходством, и рядом поразительных отличий от аналогичных членов Галактики, что указывает на связь структурных особенностей галактик с характеристиками их населения.

В М. О. имеется огромное количество звёздных скоплений всевозможных возрастов и масс; каталог скоплений БМО включает 1600 объектов, а полное их число составляет ок. 5000. Около сотни из них выглядят как шаровые звездные скопления Галактики и весьма близки к ним по массам и степени концентрации звёзд. Однако шаровые скопления Галактики все очень стары [(10-18) $\cdot 10^9$ лет], тогда как в М. О. наряду со столь же старыми скоплениями имеется ряд шаровых скоплений (23 в БМО) с возрастами ~10⁷-10⁸ лет. Возраст скоплений М. О. однозначно коррелирует с хим. составом (молодые скопления содержат относительно больше тяжёлых элементов), тогда как у скоплений галактич. диска такая корреляция отсутствует.

Рис. 1. Большое Магелланово Облако.
Над западным (левым) концом
перемычки - гигантская область НII
Тарантул (область розового цвета).

В БМО известно также 120 обширных группировок молодых звёзд высокой светимости (ОВ-ассоциаций), связанных, как правило, с областями ионизованного водорода (зонами НII). В ММО таких группировок на порядок меньше, молодые звёзды сосредоточены там в осн. теле и в "крыле" ММО, вытянутом к БМО, тогда как в БМО они разбросаны по всему Облаку, а в осн. теле преобладают звёзды с возрастом 10⁸-10¹⁰ лет. Радиоастрономич. наблюдения в линии $\lambda$ = 21 см нейтрального водорода (HI) показали, что в БМО имеются 52 изолированных комплекса HI со ср. массой $\sim 10^6 {\mathfrak M}_\odot$ и размерами 300-900 пк, а в ММО плотность HI почти равномерно нарастает к центру. Доля HI по отношению к полной массе в БМО в неск. раз больше, чем в Галактике, а в ММО больше на порядок. Даже в наиболее молодых объектах БМО содержание тяжёлых элементов, по-видимому, несколько меньше, чем в Галактике, в ММО оно, без сомнения, ниже в 2-4 раза. Все эти особенности М. О. можно объяснить тем, что там не было первоначальной бурной вспышки звездообразования, приведшего в Галактике к исчерпанию осн. запасов газа и сравнительно быстрому обогащению его остатков тяжёлыми элементами на протяжении первых миллиардов (или сотен миллионов) лет существования Галактики. Присутствие старых шаровых скоплении и переменных звёзд типа RR Лиры доказывает, однако, что звездообразование началось в М. О. и в Галактике примерно в одно время. Наличие большого числа молодых шаровых скоплений в М. О. (в Галактике их нет), возможно, означает, что их образованию в совр. диске Галактики препятствует спиральная волна плотности, к-рая может инициировать звездообразование и в газовых облаках, не достигших высокой степени сжатия (см. Спиральная структура галактик).

В каждом из М. О. известно ~ 10³ цефеид, причём максимум в их распределении по периодам сдвинут в ММО к малым периодам (по сравнению с цефеидами в Галактике), что также можно объяснить меньшим содержанием в звёздах ММО тяжелых элементов. Распределение цефеид по периодам неодинаково в разных участках М. О., что в соответствии с зависимостью период-возраст объясняется различием возраста массивных звёзд в этих областях. Поперечник областей, в к-рых цефеиды и скопления имеют близкие возрасты, составляет 300-900 пк. Объекты в этих звёздных комплексах, очевидно, генетически связаны друг с другом - они возникли из одного газового комплекса.

В неск. участках М. О. изучены звёзды типа RR Лиры, к-рые в БМО имеют ср. звёздную величину 19,5^m с весьма небольшой дисперсией, из чего следуют малая дисперсия их светимостей и слабое поглощение света в БМО. Пылевых туманностей в БМО найдено немного (около 70), и лишь в некоторых участках внутри и вблизи гигантской зоны НII Тарантул (30 Золотой Рыбы) поглощение достигает 1-2^m. Отношение массы пыли к массе газа в БМО на порядок меньше, чем в Галактике, и низкое содержание пыли должно отражаться на особенностях звездообразования в М. О. Оболочки остатков вспышек сверхновых в БМО (известно неск. десятков) заметно больше по размерам при той же поверхностной яркости, что и в Галактике, диаметры их, как и кольцевых зон НII, достигают 200 пк. Имеется 9 сверхгигантских оболочек НII с поперечником ок. 1 кпк. В М. О. наиболее тесную связь с газом показывают не 0-звёзды, а Вольфа-Райе звезды. Замечено также, что области звездообразования в БМО находятся, как правило, в районах с наибольшим градиентом плотности HI.

Рис. 2. Гигантская область НII Тарантул в БМО
(30 Золотой Рыбы) и окружающая её сверхассоциация
звёзд. По краям туманности расположены:
молодое шаровое скопление,
большие группировки молодых звёзд,
входящие в сверхассоциацию.

Зоны НII, сверхгиганты и планетарные туманности (последних открыто 137 в БМО и 47 в ММО) позволяют определить центр вращения БМО. Он находится в 1 кпк от его оптич. центра. Расхождение объясняется, по-видимому, тем, что последний определяется по ярким объектам, масса к-рых не явл. доминирующей. Быстрое вращение и небольшая дисперсия скоростей (порядка 10 км/с для молодых объектов) свидетельствуют о высокой степени сплюснутости БМО (нек-рые астрономы считают БМО спиральной галактикой с массивной перемычкой и слабо выраженными спиральными ветвями). Старые шаровые скопления и, по-видимому, звезды типа RR Лиры также сосредоточены в диске, а не в короне БМО. Своеобразие кинематики ММО и очень большую поверхностную плотность цефеид в нём можно объяснить тем, что ММО ориентировано к нам торцом своего осн. тела, тогда как БМО видно с направления, почти перпендикулярного плоскости его диска.

Замечательной особенностью БМО явл. открытая в нём звёздная сверхассоциация, в центре к-рой расположена гигантская зона НII (30 Золотой Рыбы, рис. 2) поперечником ок. 250 пк и массой $10^5 {\mathfrak M}_\odot$ . В центре зоны находится компактное скопление звёзд очень высокой светимости с общей массой $\sim 10^4-10^5 {\mathfrak M}_\odot$ (рис. 3). Оно явл. наиболее молодым из известных шаровых скоплений и содержит самые массивные из молодых звёзд. Центральный объект скопления ярче на 2^m остальных звезд. По-видимому, это компактная группа горячих звёзд, возбуждающая область НII. По ряду характеристик скопление 30 Золотой Рыбы похоже на умеренно активные ядра галактик; следовательно, активность в какой-то мере может быть связана с интенсивным образованием звёзд большой массы. В этой зоне находится неск. остатков сверхновых, в т.ч. плерионов - остатков типа Крабовидной туманности. В БМО открыто ок. 100 рентг. источников переменной интенсивности; большинство из них отождествляется с остатками сверхновых. Источник LMC Х-3 явл., наряду с Cyg X-1, наиболее достоверным кандидатом в чёрные дыры.

Рис. 3. Скопление NGC 2070 молодых массивных
звёзд в центре газовой туманности Тарантул.

Оба Облака погружены в общую водородную оболочку. Нек-рые звёздные скопления находятся между М. О., а недавно выяснилось, что через них проходит полоса облаков HI - Магелланов поток, в плоскости к-рого лежат и нек-рые др. карликовые галактики - спутники нашей Галактики. Возможно, что газовая перемычка соединяет М. О. с нашей Галактикой; нек-рые звёзды тина RR Лиры и скопления также находятся на полпути между Солнцем и М. О. Приливному воздействию М. О. приписывают искривление периферич. слоев водорода в Галактике, последняя со своей стороны также оказывает мощное воздействие на структуру М. О.

Лит.:
Воронцов-Вельяминов Б.А., Внегалактическая астрономия, 2 изд., М., 1978; Холопов П.Н., Звездные скопления, М., 1981; Ефремов Ю.Н., В глубины Вселенной, 2 изд., М., 1977; Звезды и звездные системы. [Сб.], М., 1981.

(Ю.Н. Ефремов)

Ю. Н. Ефремов, "Физика Космоса", 1986
Глоссарий Astronet.ru

	БМО	ММО
Координаты центра	05^h24^m-70^o	00^h51^m-73^o
Галактическая широта	-33^o	-45^o
Угловой диаметр	8^o	2,5^o
Соответствующий линейный размер, кпк	9	3
Расстояние, кпк	50	60
Интегральная величина, M_V	-17,9^m	-16,3^m
Наклонение к лучу зрения	27^o	$\ge$ 60^o
Средняя лучевая скорость, км/с	+275	+163
Общая масса, ${\mathfrak M}_\odot$	$6\cdot 10^9$	$1,5\cdot 10^9$
Масса межзвездного водорода HI, ${\mathfrak M}_\odot$	$5,4\cdot 10^8$	$4,8\cdot 10^8$