Расстояние до магелланова облака в световых годах. Магеллановы облака: кто они? История открытия Магеллановых Облаков

14.02.2024Рубрика: Кладка

Если вы окажетесь в Южном полушарии ясной ночью, вы легко увидите на небе два светящихся облака неподалеку от Млечного Пути. Эти звездные облака — спутниковые галактики Млечного Пути под названием Малое Магелланово облако и Большое Магелланово облако.

Используя новую информацию мощного космического телескопа, астрономы Мичиганского университета (США) обнаружили, что юго-восточная область, или Крыло Малого Магелланова облака, движется прочь от основного тела этой карликовой галактики, обеспечивая первое явное доказательство того, что Малое и Большое Магеллановы облака недавно столкнулись.

Малое Магелланово облако. ESA

Вместе с международной командой ученых профессор астрономии Салли Ои и студент Джонни Дориго Джоунс изучали Малое Магелланово облако на предмет наличия сбежавших звезд или звезд, которые были выброшены скоплениями облака. Чтобы наблюдать за этой галактикой, они использовали последний отчет Gaia, нового орбитального телескопа, запущенного Европейским космическим агентством.

Gaia разработан, чтобы делать снимки звезд снова и снова в течение нескольких лет. Это помогает составить план их движений в реальном времени. Таким образом, ученые могут измерить, как звезды двигаются по небу.

Изучение звезд, находящихся в одной галактике, помогает ученым сразу в двух аспектах. Во-первых, исследователи получают пример «набора» звезд одной родительской галактики. Во-вторых, это дает астрономам возможность единым образом замерить расстояние до всех звезд, что помогает вычислить их индивидуальные скорости.

«Интересно, что Gaia получил данные о собственном движении этих звезд, — говорит Дориго Джоунс. — Если мы наблюдаем, как кто-то ходит в кабине самолета во время полета, движение, которое мы видим, включает движение самолета и намного более медленное движение идущего человека».

«Поэтому мы убрали движение всего Малого Магелланова облака, чтобы рассчитать скорости отдельных звезд. Мы заинтересованы в скорости индивидуальных звезд, так как пытаемся понять физические процессы, которые происходят в облаке».

Ои и Дориго Джоунс изучают сбежавшие звезды, чтобы определить, как они были выброшены из этих кластеров. При сценарии двоичной сверхновой, одна звезда в гравитационно связанной двоичной паре взрывается как сверхновая, выбрасывая другую звезду как рогатка. Этот механизм производит двоичные звезды, которые выделяют рентгеновские лучи.

Другой механизм — когда гравитационно неустойчивое звездное скопление выбрасывает одну или две звезды из группы. Это называется сценарием динамического извержения, которое производят обычные двоичные звезды.

Исследователи нашли значительное число сбежавших звезд среди рентгеновских двоичных систем и обычных двоичных систем, а это значит, что оба механизма важны для выбрасывания звезд из кластера.

Команда также заметила, что все звезды в Крыле движутся в похожем направлении и скорости. Это демонстрирует то, что Большое и Малое Магеллановы облака, вероятно, столкнулись несколько сотен миллионов лет назад.

Соавтор исследования Гуртина Бесла, астроном из Аризонского университета (США), смоделировала столкновение Большого и Малого Магеллановых облаков. Она и ее команда предсказали несколько лет назад, что прямое столкновение, заставит Крыло Малого Магелланова облака двигаться к Большому, а если две галактики просто будут проходить одна рядом с другой, звезды Крыла будут двигаться в перпендикулярном направлении. Данные Gaia показали, что Крыло действительно двигается прочь от Малого Магелланова облака к Большому, что еще раз подтверждает, что прямое столкновение галактик произошло.

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 h 24 m -70 o	00 h 51 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	60 o
Средняя лучевая скорость, км/с	+275	+163
Общая масса,
Масса межзвездного водорода HI,

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. (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 . 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 всевозможных возрастов и масс; каталог скоплений БМО включает 1600 объектов, а полное их число составляет ок. 5000. Около сотни из них выглядят как Галактики и весьма близки к ним по массам и степени концентрации звёзд. Однако шаровые скопления Галактики все очень стары [(10-18) лет], тогда как в М. О. наряду со столь же старыми скоплениями имеется ряд шаровых скоплений (23 в БМО) с возрастами ~10 7 -10 8 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.

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 10 8 -10 10 лет. Радиоастрономич. наблюдения в линии = 21 см нейтрального водорода (HI) показали, что в БМО имеются 52 изолированных комплекса HI со ср. массой 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 , 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 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. ).

В каждом из М. О. известно ~ 10 3 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 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 . Замечено также, что области звездообразования в БМО находятся, как правило, в районах с наибольшим градиентом плотности HI.

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 . В центре зоны находится компактное скопление звёзд очень высокой светимости с общей массой (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

Малое Магелланово Облако – маленькая галактика, которая благодаря своим уникальным свойствам предстает перед земными астрономами крупным планом.

Космос – это бесконечная череда миров. Мы не знаем, и вряд ли в состоянии представить, где ему начало и как далеко он простирается. Наша родная Земля, как и все объекты Солнечной системы, занимают во Вселенной ничтожно малый объем, относясь к галактике . Подобно планетам, имеющим луны, она сопровождается спутниками. Свитой объекта космического масштаба, насчитывающего от 200 до 400 млрд. светил, могут стать звездные скопления под стать нему.

Комета Леммон и Малое Магелланово облако. Внизу видно шаровое скопление 47 Тукана

Близкое сопровождение и тесная взаимосвязь соединили нашу галактику и Малое Магелланово Облако. Обитатели южных широт могут его в созвездии Тукана. Для этого не требуется оптических приборов, так как яркие звезды объекта делают Облако видимым на расстоянии около 200 тыс. световых лет, или 60 килопарсек.

Появление названия

С давних пор это скопление, именовавшееся Капскими облаками, служило путеводным ориентиром для отважных мореплавателей. Свое современное название оно получило еще в начале XVI века, после описания, сделанного спутником первого кругосветного путешественника Фернана Магеллана, – его бессменным летописцем Антонио Пифагетта. После возвращения экспедиции в Европу именно он предложил увековечить имя уже погибшего к тому времени исследователя, отдав дань памяти о нем.

Структура системы

Первоначально считалось, что этой карликовой галактике присуща неправильная форма, так как после своего формирования ей не удалось создать спиральную или эллиптическую структуру. Такое явление не редкость, оно объясняется юным возрастом образования, низкой плотностью его материи или влиянием более крупной галактики, мешающей созданию строгой системы. Последующие наблюдения определили симбиоз Малого и , отнесенный в особую категорию спиральных галактик, имеющих перемычку. В астрономии она обозначается SBm.

Общие свойства

Магелланов поток в радиодиапазоне

Облако не так компактно заполнили звезды, как нашу Галактику, их количество составило 1,5 млрд. объектов. ММО (Малое Магелланово Облако) является третьим по расстоянию от Млечного Пути его спутником. Прекрасные возможности для наблюдения системы в ночном небе объясняются высоким значением видимой звездной величины – 2,2. Два Облака, Большое и Малое, имеют общую водородную оболочку, в которой процентное соотношение этого газа выше, чем в нашей системе. Между собой они соединены перемычкой, которую назвали Магелланов Мост. Через этот газовый поток более крупное образование перетянуло некоторые объекты из соседней галактики.

Размером Малое Облако вдвое проигрывает Большому собрату, его диаметр – 14 тыс. световых лет. В скоплении до сих пор еще не окончен процесс звездообразования, хотя ограниченное количество свободного газа делает его менее интенсивным, чем в период зарождения ММО. Юные звездные скопления включают горячие светила, превосходящие по яркости наше Солнце в 300 тыс. раз.

Объекты ММО

Наблюдение за вновь образовавшимися объектами с переменным блеском, цефедами, обнаруженными в ММО, стали основой самого достоверного метода вычисления расстояний до космических тел. Большой интерес вызывают только формирующиеся скопления, наблюдаемые в этой карликовой галактике. Туманность N81 стала местом, подарившим жизнь, нескольким массивным звездам. Такое рождение всегда сопровождается ореолом светящегося газа и выбросом энергии. Более совершенные сегодня телескопы позволяют наблюдать за подобными процессами, происходящими на расстоянии, насчитывающем 200 тыс. световых лет.

Есть основания думать, что в скоплении Малое Магелланово Облако находится уникальная звезда Вольфа – Райе, переживающая финальный этап своей космической жизни. Через некоторое время она вспыхнет как сверхновая. Несмотря на тесную связь между Облаками, типы их звезд имеют серьезные расхождения, так как они образовались в различные периоды существования галактик. Это один из серьезных аргументов в пользу теории о том, что в начале своей истории Магеллановы Облака не были соединены гравитацией.

По версии ученых соединение двух карликовых галактик – Большого и Малого Облака – произошло почти 300 млн. лет назад. От этого столкновения значительно пострадало ММО – оно лишилось 5% своих звезд. Изучению космических объектов, наполняющих эту маленькую галактику, не препятствует эффект поглощения света, поэтому постичь загадки ее звезд проще, чем наших собственных. Системе Магеллановых Облаков земные ученые пророчат печальное будущее: через 4 млрд. лет ее поглотит Млечный Путь и она прекратит свое существование. Наблюдать за ММО в Северном полушарии невозможно, чтобы его увидеть, необходимо пересечь экватор.

Соперники – две карликовые галактики, Большое и Малое Магеллановы облака, которые вращаются вокруг Млечного Пути и вокруг друг друга. Каждая из них перетягивает материю из другой, и одной все-таки удалось выдернуть из своего компаньона огромное облако газа.

Так называемый «Передний рукав», состоящий из межзвездного газа, соединяет Магеллановы облака с нашей Галактикой. Огромная концентрация газа поглощается Млечным Путем и поддерживает его звездообразование. Но какая же карликовая галактика вытянула газ, которым теперь пирует наш звездный дом? После долгих дебатов ученые получили ответ на эту загадку.

«Возникает вопрос: из Большого Магелланова облака или из Малого вырван этот газ? На первый взгляд кажется, что он возвращается к Большому Магелланову облаку. Но мы подошли к этому вопросу по-другому, спросив: из чего состоит Передний рукав?» – объясняет Эндрю Фокс, автор исследования из Научного института космического телескопа в Балтиморе (США).

Большое Магелланово Облако. Credit: AURA/NOAO/NSF

Исследование Фокса является продолжением его работы 2013 года, в которой основное внимание уделялось функции позади Большого и Малого Магеллановых облаков. Газ в лентоподобной структуре, называемой Магеллановым Потоком, был найден в обеих карликовых галактиках. Теперь Фокс задумался о Переднем рукаве. В отличие от Магелланова Потока эта потрепанная и вытянутая структура уже достигла Млечного Пути и совершила свое путешествие внутрь галактического диска.

Передний рукав – это пример газовой аккреции в реальном времени. Его очень трудно рассмотреть в галактиках вдалеке от Млечного Пути. «Поскольку эти две галактики находятся на нашем заднем дворе, нам досталось кресло в первом ряду, чтобы посмотреть на это действие», – говорит Кэт Баргер из Техасского христианского университета (США).

Малое Магелланово Облако глазами телескопа VISTA. Credit: ESO/VISTA VMC

В новой работе Фокс и его команда использовали ультрафиолетовое зрение «Hubble» для химического анализа газа в Переднем рукаве. Они наблюдали свет семи квазаров, ярких ядер активных галактик, сквозь это газовое облако. Используя спектрограф космического телескопа, ученые измерили, как фильтруется свет.

В частности, они искали поглощение ультрафиолета кислородом и серой. Это хорошие показатели того, сколько тяжелых элементов находится в газе. Затем группа сравнила замеры «Hubble» с измерениями водорода, проведенными Национальным научным фондом Роберта Берда в обсерватории «Green Bank», а также несколькими другими радиотелескопами.

«С помощью комбинаций наблюдений «Hubble» и «Green Bank» мы можем измерить состав и скорость газа, чтобы определить, какая карликовая галактика виновна в воровстве», – пояснила Кэт Баргер.

На окраинах нашей Галактики развернулось космическое перетягивание каната, и только космическому телескопу «Hubble» под силу рассмотреть, кто побеждает. Credit: D. Nidever et al., NRAO/AUI/NSF and A. Mellinger, Leiden-Argentine-Bonn (LAB) Survey, Parkes Observatory, Westerbork Observatory, Arecibo Observatory, and A. Feild

Ответ был найден только благодаря уникальным способностям «Hubble». Из-за фильтрующих эффектов атмосферы Земли ультрафиолет нельзя изучать наземными телескопами. После большого анализа команда наконец-то определила химические «отпечатки пальцев», соответствующие происхождению газа Переднего рукава. «Мы обнаружили, что газ соответствует Малому Магелланову облаку. Это указывает на то, что Большое Магелланово облако выигрывает в перетягивании каната, потому что оно вырвало столько газа из своего меньшего соседа», – сообщил Эндрю Фокс.

Газ от Переднего рукава теперь пересекает диск нашей Галактики. По мере пересечения, он взаимодействует с собственным газом Млечного Пути и рассеивается. Это важное исследование показывает, как газ попадает в галактики и зажигает звезды. Однажды планеты и звездные системы в Млечном Пути родятся из материала, который когда-то был частью Малого Магелланова облака.

Исследователи из НАСА и Университета штата Пенсильвания с помощью аппарата “Swift” выполнили самый детальный обзор, из когда либо проводившихся в ультрафиолетовом спектре, Большого и Малого Магеллановых Облаков. Полученную 160-ти мегапиксельную мозаику Большого Магелланова Облака (БМО) и 57-ми магепиксельное Малое Магелланово Облако (ММО) представили 3 июня 2013 года на 222 съезда Американского Астрономического Общества.

На новых изображениях показан приблизительно один миллион источников в БМО и около 250 тысяч в ММО в пределах от 1600 до 3300 ангстрем (ангстрем – международная единица измерения длины волны, равна одной десятимиллионной миллиметра), что соответствует ультрафиолетовому диапазону длин волн, большая часть которого полностью блокируется атмосферой Земли.

Чтобы получить 160-ти мегапиксельную мозаику БМО потребовалось сделать 2200 снимков этого объекта, а их сложение заняло около пяти с половиной суток. Изображение ММО несколько проще и составлено из 656 частей, время обработки составило около двух суток. Оба полученных изображения имеют угловое разрешение в 2.5 угловых секунды, которое является предельно возможным для этого телескопа.

Говорит Майкл Сигель (Michael Siegel), ведущий исследователь по программе Swift’s Ultraviolet/Optical Telescope (UVOT):

“До сих пор проводилось очень мало наблюдений в ультрафиолетовом свете за этими галактиками, и не было ни одного исследования с таким беспрецендентным разрешением. Таким образом, этот обзор закрывает множество вопросов о текущем состоянии Большого и малого Облаков. С полученными мозаиками мы может наблюдать на одном изображении за тем, как звезды проходят через все стадии своей жизни, что очень трудно понять, изучая нашу Галактику, так как мы находимся внутри нее”.

БМО и ММО находятся от нас на расстоянии в 163 тысячи и 200 тысяч световых лет, соответственно, и вращаются вокруг друг друга, а так же и вокруг Млечного Пути. БМО имеет размеры приблизительно в одну десятую нашей Галактики и содержит всего один процент ее массы. ММО в половину меньше БМО и содержит две трети ее массы.

Изучение галактик в ультрафиолете позволяет астрономам подробно изучать звезды, входящие в них. В ультрафиолетовом диапазоне свет от тусклых звезд подавляется, делая выразительнее структуру горячих скоплений, газовых облаков и областей звездного формирования. На сегодняшней день не существует аналогов ультрафиолетовому телескопу, установленному на аппарате “Swift”, по разрешающей способности и полю зрения.

Общий вид на Большое и Малое Магеллановы Облака. Источник: Axel Mellinger, Central Michigan Univ.