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.



Изображение Большого Магелланова Облака в ультрафиолетовом диапазоне.

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.

Далеко на южном небе, недостижимые для глаз оби­тателей северного полушария Земли, неуловимые для больших телескопов, которые построены и установлены в северном полушарии, находятся два замечательнейших объекта неба, два сокровища астрономии -Большое и Малое Магеллановы Облака.

Первое дошедщее до нас описание наблюдений Магел­лановых Облаков принадлежит Пигафетте, спутнику и историографу Магеллана в нервом кругосветном путешествии. Когда в 1519-1522 гг. корабли Магеллана шли по южным водам Атлантического, а затем Тихого и Индий­ского океанов, Пигафетта обратил внимание на стоящие высоко в небе, неуклонно сопровождавшие Экспедицию две сияющие туманности и описал их. Ничего подобного на северном небе не наблюдается.

Огромное значение Магеллановых Облаков для науки определяется тем, что это ближайшие к нам галакти­ки. Следующий сосед, система в Скульпторе, находится в два раза дальше. Кроме того, Магеллановы Облака - это галактики с чрезвычайно богатым и разнообразным соста­вом объектов. В этом отношения им принадлежит пальма первенства в Местной системе галактик. Система же в Скульпторе - значительно менее интересная галактика, лишенная звезд-сверхгигантов, звездных скоплений, га­зовых туманностей и других объектов, имеющих важное значение для изучения эволюции звезд и звездных систем. Ближайшими галактиками, сравнимыми по богатству состава с Магеллановыми Облаками, являются туманность Андромеды (NGC 224) и туманность Треугольника (NGC 598). Но они расположены в 10 раз дальше. А это означает, что при помощи 60-сантиметрового телескопа Магеллановы Облака можно изучать с той же подробно­стью, с какой изучают NGC 224 и NGC 598, используя гигантский 6-метровый телескоп. Какие же интересные сведения можно было бы получить, наведя на Магелла­новы Облака 6-метровый телескоп! Однако, как заметил один наблюдатель, «бог решил пошутить, поселив астро­номов в северном полушарии Земли, а Магеллановы Об­лака поместив на южном небе».

Страны северного полушария давно уже располагают 5-метровым телескопом и большим числом телескопов с диаметром объектива от двух до трех метров. А в 1976 г.

в Советском Союзе вошел в строй шестиметровый теле­скоп.

В южном же полушарии до последнего времени име­лось лишь два 180-сантиметровых телескопа. С их по­мощью в основном и наблюдали Магеллановы Облака. Лишь совсем недавно южное полушарие обогатилось, на­конец, 4- и 3,7-метровым телескопами. Пройдут годы, десяток лет, прежде чем эти телескопы внесут существен­ный вклад в изучение Магеллановых Облаков.

Многие объекты исследуются в Магеллановых Облаках даже успешнее, чем в самой нашей Галактике. Это свя­зано, во-первых, с тем, что наиболее интересные объекты Галактики лежат очень близко к ее главной плоскости, а так как и мы находимся около этой плоскости, то на­блюдениям сильно мешает поглощение света темной пылевой материей, которая тоже сконцентрирована у главной плоскости. Направления на Большое и Малое Магеллановы Облака составляют углы 33 и 45° с плоско­стью Галактики, поэтому поглощение света влияет очень слабо. Другим преимуществом Магеллановых Облаков яв­ляется возможность, сравнивая видимые величины их звезд, сравнивать и абсолютные величины, светимости. Такое сравнение возможно потому, что размеры Магелла­новых Облаков малы в сравнении с расстоянием до них и все звезды каждого Облака можно считать приблизи­тельно одинаково удаленными от нас. Это условие для звезд нашей Галактики, разумеется, не выполняется, а сколь важным может быть его значение, видно из сле­дующего исторического примера.

В 1910 г, Г. Ливитт (США), наблюдая цефеиды в Ма­лом Магеллановом Облаке, обнаружила, что долгопериодические цефеиды, имеющие больший блеск, имеют и больший период изменения блеска. Довольно точно вы­полнялось правило, согласно которому вдвое большему периоду соответствовала меньшая на 0 m ,6 видимая звезд­ная величина цефеиды. Так как для звезд в Магеллановых Облаках разность абсолютных звездных величин равна разности видимых звездных величин, То был уста­новлен физический закон - вдвое большему периоду у цефеид Малого Магелланова Облака соответствует мень­шая на 0 m ,6 абсолютная звездная величина, т. е. в 1,7 раза большая светимость. Впоследствии выяснилось, что этот закон является универсальным. Он справедлив для долгопериодических цефеид Большого Магелланова Облака, Галактики, туманности Андромеды и других галактик; Аналогичное соотношение было установлено и для короткопериодических цефеид. Открытая зависимость позволи­ло разработать новый метод определения расстояний, сыгравший большую роль в астрономии. Если нужно определить расстояние до звездного скопления или галак­тики, то достаточно обнаружить в этой системе цефеиду, пронаблюдать изменение ее блеска и определить период, затем по соотношению между периодом и абсолютной звездной величиной М определить последнюю. Нужно также измерить видимую звездную величину т, и тогда вычисляется неизве­стное расстояние r.

Насколько велико значение метода определения рас­стояний по цефеидам, можно судить по тому, что он стал основой определения расстояний до других галактик.

Если бы долгопериодические цефеиды не наблюдались в Магеллановых Облаках, то соотношение, связывающее их периоды и абсолютные звездные величины, удалось бы установить лишь значительно позднее, так как различие расстояний до долгопериодических цефеид Галактики мешает видимым образом проявиться этой зависимости.

Расстояние до каждого из Магеллановых Облаков, 46 кпс, лишь в полтора раза превосходит диаметр Галактики, а расстояние между Большим и Малым Облаками составляет около 20 кпс. Эти расстояния во много раз меньше, чем среднее расстояния между соседними га­лактиками вообще и даже чем средние расстояния между соседними галактиками в Местной системе галактик. Поэтому правильнее считать, что Галактика и Магелла­новы Облака образуют тройную галактику. Взаимное вли­яние в этой тройной системе, где Галактика должна считаться главным телом, а Магеллановы Облака спут­никами, прослеживается в том, что, как показывают ра­дионаблюдения, оба Магеллановых Облака погружены в общую оболочку нейтрального водорода и связаны допол­нительно между собой.водородным мостом, а водород, расположенный близ главной плоскости Галактики, обра­зует выступ, направленный в сторону Магеллановых Об­лаков. Из Большого Облака тянется в противоположную от Галактики сторону нечто вроде спиральной ветви и тогда должна быть аналогичная, неразличимая вследствие перспективы ветвь в сторону Галактики. Возможно, что Большое Облако и Галактика связаны между собой газо­вым мостом.

Большое Магелланово Облако имеет в поперечнике приблизительно 10 кпс У него сложная и разнообразная структура. Явно вырисовывается удлиненное тело, напоминающее перемычки у пересеченных спиралей. Имеется много мел­ких деталей, являющихся результатом группировок звезд сверхгигантов. В Большом Облаке доминирует звездное население I типа и оно изобилует выдающимися предста­вителями этого типа населения. В этом отношении Боль­шое Магелланово Облако превосходит даже область спи­ральных ветвей нашей Галактики. В нем очень много голубых сверхгигантов чрезвычайно высокой светимости. Французский астроном Вокулер насчитал в Большом Об­лаке 4700 сверхгигантов, каждый из которых излучает мощнее, чем 10 000 солнц, и именно здесь находятся ре­кордсмены по светимости среди известных нам звезд.

В таблице приводится список известных звезд наи­большей светимости в различных галактиках.

Мы видим, что чемпионом по светимости среди всех различаемых нами звезд (в далеких галактиках мы не можем различать отдельных звезд) является белая звезда НD 33579, находящаяся в Большом Магеллановом Обла­ке. Эта звезда называется также S Золотой Рыбки. Ее аб­солютная звездная величина равна-10 m ,1 и она светит приблизительно как миллион солнц. Если бы на месте ближайшей к нам звезды вместо а Центавра находилась HD 33579, то человечество на Земле было бы обеспечено дополнительным и более ярким, чем в настоящее время, ночным освещением. На этом расстоянии HD 33579 све­тила бы как пять лун. Таблица показывает; что по мощности звезд-сверх­гигантов на первом месте стоит Большое Магелланово Облако; наша Галактика и туманность Треугольника (NGC 598) среди близких галактик находятся на втором месте, а Малое Магелланово Облако, туманность Андро­меды (NGC 224) и NGC 6822 - на третьем.

Ввиду того, что все звезды Большого Магелланова Облака находятся практически на одинаковом расстоянии от нас, в этой системе удобнее, чем в нашей Галактике, определять относительную численность звезд различной светимости.

Подсчитав число звезд различной видимой звездной величины в одном из участков Большого Облака и зная расстояние, Теккерей получил результаты, представлен­ные в таблице

К сожалению, Теккерей смог подсчитывать только сверхгиганты и яркие гиганты. Если бы 5-метровый теле­скоп находился в южном полушарии, то подсчеты можно было бы распространить до звезд сM = +5 m , т. е. таких, как наше Солнце. Это дало бы очень интересные сведения о звездном населении Магеллановых Облаков. Из резуль­татов Теккерея следует, что по мере уменьшения свети­мости сверхгигантов и гигантов число звезд этой свети­мости возрастает. Было бы интересно знать, до каких абсолютных, звездных величин распространяется эта закономерность. Достигается ли при некотором значении светимости максимальная численность звезд, после которого при дальнейшем уменьшении светимостей число звезд данной светимости уже уменьшается? ,

Размеры Малого Магелланова Облака при­близительно в четыре раза меньше, чем Большого - 2,2 кпс. Несмотря на сходство во внешнем облике, взаим­ную близость и, по-видимому, общность происхождения, в звездном населении Облаков обнаруживаются различия. В Малом Облаке I тип звездного населения представлен не так богато и представители его не являются столь вы­дающимися экземплярами, как в Большом Облаке.

Мы наблюдаем другие галактики сквозь нашу Галак­тику. Для определения характеристик отдельных звезд других галактик нужно уметь отличать, отделять их от проектирующихся на эти галактики звезд нашей Галакти­ки. Иначе, если мы примем слабую и близкую, находя­щуюся, например, на расстоянии 46 кпс звезду за звезду, входящую в состав Большого Магелланова Облака, рас­положенного в тысячу раз дальше, то светимость звезды будет преувеличена в 1000 2 - миллион раз. Так можно получить много фиктивных «сверхгигантов». Надежным способом оградить исследование от подобных ошибок яв­ляется определение лучевой скорости звезды. Если, на­пример, звезда, находящаяся в направлении Большого Магелланова Облака, имеет лучевую скорость, не очень сильно отличающуюся от лучевой скорости самого облака +280 км/с, а именно, если эта лучевая скорость лежит в интервале +250- +310 км/с, то, без сомнения, звезда принадлежит Большому Магелланову Облаку. Если звез­да принадлежит Галактике и лишь проектируется на Большое Магелланово Облако, то ее скорость не будет превосходить +60 - +70 км/с. В этом направлении дру­гие лучевые скорости, лежащие, например, в интервале о г +70 до +260 км/с, не встречаются.

Можно также использовать собственные движения. У звезд других галактик они всегда из-за очень больших расстояний равны нулю. Если у звезды обнаруживается собственное движение, это определенно звезда нашей Га­лактики. Для звездного населения I типа характерно присут­ствие больших газовых - водородных туманностей. И в этом отношении Большое Магелланово Облако, изобилу­ющее водородными туманностями, выделяется среди близ­ких галактик. В обоих Магеллановых Облаках насчитыва­ется 532 крупные газовые туманности, преобладающая часть из них входит в состав Большого Облака. Здесь же находится самая грандиозная из известных газовых ту­манностей - 30 Золотой Рыбки, имеющая в диаметре около 200 не и массу, равную массе 500 000 Солнц. Для сравнения укажем, что самая большая известная водо­родная туманность нашей Галактики имеет в диаметре 6 кпс и ее масса равна лишь 100 солнечным массам.

Очень много в Магеллановых Облаках звездных скоп­лений. Еще в 1847 г. Джон Гершель, ездивший специаль­но в Южную Африку, чтобы наблюдать Магеллановы Об­лака, насчитал в Большом Облаке 919, а в Малом Облаке 214 звездных скоплений и облаков диффузной материи. В настоящее время общее число; занесенных в каталоги рассеянных скоплений в Большом Облаке составляет 1600, а в Малом Облаке свыше 100. Все эти скопления по сво­им размерам и светимостям сравнимы с самыми богатыми рассеянными скоплениями нашей Галактики. Нужно ду­мать, что в Магеллановых Облаках имеется большое ко­личество еще не выявленных рассеянных скоплений меньших размеров и менее богатых звездами.

Шаровых скоплений, подобных шаровым скоплениям Галактики, открыто в Большом Облаке 35 ив Малом Облаке 5. Но обнаружены и новые объекты, каких в Галактике нет — шаровые скопления, содержащие мно­жество голубоватых и белых гигантов и потому имеющие белый цвет, в то время как так называемые «обычные» шаровые скопления, в том числе все шаровые скопления Галактики, располагают только красными гигантами и их цвет желтый - оранжевый. Эти шаровые скопления но­вого типа представляют большой интерес. Есть предполо­жение, что их возраст невелик, в то время как «обычные» шаровые скопления - старые образования. Нужно найти ответ на вопрос, почему в Большом Магеллановом Обла т ке имеются голубые шаровые скопления, а в Галактике их нет.

Магеллановы Облака изобилуют переменными звезда­ми различных типов. Только в этих двух галактиках, не считая нашей, можно в настоящее время наблюдать ц долгопёриодические, и короткопериодические цефеиды. Это обстоятельство, как мы увидим дальше, чрезвычайно важно для выработки правильных способов определения внегалактических расстояний.

Впервые вспышка новой звезды в Малом Облаке наблюдалась в 1897 г., а в Большом Облаке в 1926 г. К настоящему времени зарегистрирован уже не один деся­ток таких вспышек.

Богаты Магеллановы Облака и диффузной материей. Исследование приходящего от них радиоизлучения с дли­ной волны 21 см показывает, что водород в них не только сконцентрирован в отдельных облаках, но распространен и по всему объему галактик. В то время как в нашей Галактике водород составляет лишь 1-2%’ общей мас­сы, в Магеллановых Облаках его доля оценивается в 6%.

Пылевую материю в Магеллановых Облаках непосред­ственно наблюдать не удается. Прямое наблюдение материи в галактиках обычно возможно только в тех слу­чаях, когда сильно сжатые галактики мы видим с ребра или почти с ребра. Лишь в этом случае толща пылевой материи вдоль луча зрения настолько значительна, что обнаруживается явно. Поэтому для выявления пылевой материи в Магеллановых Облаках применяют оригиналь­ный способ, который впервые употребил Шепли. Подсчи­тывают число далеких галактик, наблюдаемых сквозь Магеллановы Облака, и сравнивают с числом галактик в соседних областях. Например, число далеких галактик, наблюдаемых сквозь центральную области Большого 06^ лака, приблизительно в 10 раз меньше, чем число галак­тик такой же видимой величины, наблюдаемых на такой же площади в соседней области неба. Это различие^долж-но объясняться тем, что в Большом Магеллановом Облаке имеется пылевая материя, ослабляющая свет далеких галактик. Поэтому более далекие и слабые из них стано­вятся невидимыми. Из того что число галактик при на­блюдении сквозь Большое Облако уменьшается в 10 раз, можно заключить, что находящаяся там пылевая материя ослабляет блеск всех объектов в среднем на 1 m ,7. Для срав­нения укажем, что согласно наблюдениям и произведен­ным расчетам блеск галактик, которые рассматривались бы сквозь нашу Галактику в направлении, перпендику­лярном к ее главной плоскости, ослаблялся бы в среднем только на 0m,7. По-видимому, и пылевой материей Боль­шое Облако богаче нашей Галактики. Поглощение света обнаруживается и в Малом Магеллановом Облаке.

Изучение Магеллановых Облаков показало единство, общность различных звездных систем. Все объекты — звезды различных спектральных классов, различных светимостей, переменные и стационарные, различные типы звездных скоплений, газовая и пылевая материя, все то разнообразие, которое поражает исследователя Галактики, находит свое место и в Магеллановых Облаках. Значит, законы, управляющие формированием звезд и звездных скоплений, в нашей Галактике и в Магеллановых Обла­ках одинаковы.

Приглашаем Вас обсудить данную публикацию на нашем .

Большое Магелланово Облако – это и путеводный объект для мореплавателей, и интереснейшее космическое образование, привлекающее внимание астрономов не одно столетие.

Темное небо Южного полушария расцвечено мириадами светящихся точек, среди них хорошо различимо яркое скопление звезд в форме облака. Это верные спутники родного нам Млечного Пути – Большое и Малое Магеллановы Облака. Много столетий они служат единственным ориентиром для путешественников южных широт. Описание этих скоплений попало в Европу с кораблями первого кругосветного мореплавателя Фернана Магеллана.

Созвездие Золотая рыба, Большое Магелланово облако находится в нижней части схемы

Записывая все значительные события путешествия, делая заметки обо всем увиденном, Пифагетта в 1519 году поведал жителям Северного полушария о невиданных ими облаках. Современным названием они также обязаны благодарному спутнику Магеллана. После трагической гибели первопроходца в бою с туземцами, летописец предложил таким образом увековечить память о великом путешественнике.

Размеры и свойства

После пересечения экватора в направлении юга, можно рассмотреть Большое Магелланово Облако (БМО), которое представляет собой особенный мир, отдельную галактику. По своим размерам она ощутимо уступает Млечному Пути, как и все спутники – центральным объектам. БМО двигается по круговой орбите, испытывая сильное воздействие гравитации нашей Галактики. Величина этого скопления звезд оценивается в 10 тыс. световых лет, а по массе находящихся в нем космических тел и газа оно в 300 раз уступает Млечному Пути. Нашу планету и БМО разделяет расстояние в163 тыс. световых лет, но все же, это наш ближайший сосед среди далеких миров Местной Группы. В начале изучения Магеллановы Облака отнесли к неправильным галактикам, не имеющим четко определенной структуры, но новые факты помогли заметить наличие спиральных ветвей и перемычки. Карликовая галактика была причислена к подкатегории SBm.

Место нахождения и состав

Занимающее значительную часть созвездия Золотой Рыбы, Большое Магелланово Облако включает 30 млрд. звезд. Оно значительно крупнее и ближе к Земле, чем связанное с ним потоком водорода и общей газовой пеленой Малое Облако. В его изучении, начатом персами еще в X веке, ученые смогли продвинуться значительно. Здесь сказалось удачное расположение объекта и то, что все его составляющие находятся на примерно одинаковом расстоянии. Множество уникальных объектов, наполняющих малую галактику: туманности, звезды-сверхгиганты, шаровые скопления, цефеиды, стали источниками неоценимых знаний об эволюции мироздания.

Систематические наблюдения за затмениями звезд и изменением их яркости помогли точно вычислить расстояние до космических тел, их размеры и массу. Изучение Большого Магелланова Облака дало много важных открытий, которые невозможно переоценить. Замечена нехарактерная для солидного возраста нашей Галактики динамика, сопровождающая появление новых звезд. Для Млечного Пути такие процессы закончились несколько миллиардов лет назад. Большое же Облако насчитывает тысячи объектов I типа, содержащих большое количество металла, присущего юным звездам.

Значимые объекты БМО

Снимок туманности Тарантул полученный с использованием фильтров Ha, OIII и SII. Общее время экспозиции 3,5 ч. Автор Alan Tough.

Знаменитая область, где наблюдается энергичное звездообразование, – это туманность «Тарантул», получившая такое имя за сходство с огромным пауком. На снимках БМО это место выделяется особой яркостью. Внутри облака газа, размером в тысячу световых лет, рождаются новые звезды, выбрасывая колоссальную энергию в охватывающее их пространство, и заставляя его светиться.

Катаклизмы, сопровождающие конец жизненного цикла звезд, нередкое явление в туманности. Такой выброс энергии астрономы зафиксировали в 1987 году – это была самая близкая к Земле вспышка из всех отмеченных. Центральная часть «Тарантула» известна находящимся здесь уникальным объектом, названным R131a1. Он представлен массивнейшей из изученных звезд, которая превосходит Солнце по весу в 265 раз, а по световому потоку – в 10 млн. раз.

Одна из уникальных звезд Большого Магелланова Облака стала родоначальницей отдельного класса светил. S Золотой Рыбы – гипергигант, довольно редкий, имеющий огромную массу и светимость, существующий непродолжительный срок. Его имя использовалось для названия класса голубых переменных звезд. Излучаемый им световой поток превосходит солнечный в 500 тыс. раз. Кроме перечисленных голубых гигантов, необходимо выделить звезду БМО WHO G64. Это красный сверхгигант, его температура невысока – 3200 K, радиус равен 1540 радиусов нашего светила, а яркость – выше в 280 тыс. раз.

Наблюдая за миллиардом звезд, наполняющих Большое Магелланово Облако, замечено, что часть из них движется в обратном направлении и отличается своим составом. Это объекты, украденные притяжением галактике у ее соседки, Малого Облака. Расположение БМО в Южном полушарии лишает жителей северных широт возможности его наблюдать. А если бы S Золотой Рыбы заменила собой ближайшую к нам звезду, на Земле не стало бы темного времени суток.

> > Большое Магелланово Облако

Большое Магелланово Облако – карликовая галактика и ближайший спутник Млечного Пути: расстояние, созвездие Золотой Рыбы, обнаружение, рождение звезд, вращение.

Большое Магелланово Облако (БМО) – карликовая галактика, выступающая спутником для Млечного Пути (одна из ближайших к нашей планете). Удалена на 163000 световых лет (между созвездиями и ) и напоминает слабую туманность в южной сфере.

Вместе с наименованы в честь Фердинанда Магеллана. Однако, астрономы из южного полушария обнаружили эти явления еще до кругосветного путешествия в 1519 году. Сам Магеллан умер во время поездки, но команда оставила записи после возвращения.

Местоположение Большого Магелланова Облака

Облака заметны невооруженным глазом, поэтому их обнаружение опередило изобретение телескопа. Но понадобилось еще много веков, чтобы точно вычислить удаленность. До 1994 года считался ближайшим галактическим объектом, пока не проявилась карликовая эллиптическая галактика в . Но и она продержалась на пьедестале лишь до 2003 года, когда нашли Карликовую галактику в Большом Псе.

Большое Магелланово Облако состоит в . Наиболее известный член – (в северном полушарии), наблюдаемая без использования техники. Она удалена на 2.5 миллионов световых лет и приближается к нам для финального столкновения.

Звездообразование в Большом Магеллановом Облаке

Здесь также заметно рождение новых звезд. Удалось запечатлеть в некоторых участках огромные газовые скопления, которые подготавливают условия для «рождения».

В туманности Тарантула были замечены признаки активности и радиации. Это показало, что в центральной части сосредоточены тысячи массивных звезд, которые сдувают материал и создают интенсивное излучение с мощными ветрами. Можете полюбоваться на звезды галактики Большое Магелланово Облако на фото.

На снимке отображена молодая звездная группа в Большом Магеллановом Облаке.

Небольшая зона формирования звезд находится на участке LHA 120-N 11. Расположен далеко от плоскости , но этой дистанции хватает, чтобы изучать «новорожденных». Тем более, что область повернута «лицом», что только упрощает наблюдение.

Вращения Большого Магелланова Облака

Небольшая удаленность от Земли также помогла изучить Большое Магелланово Облако детальнее, чтобы осознать модель поведения других галактик. Стоит обратить внимание на вращение, которое способствует пониманию внутренней структуры дисковых галактик. Если у нас есть скорость вращения, то можно вычислить массу.

На вращение БМО уходит 250 миллионов лет. Это выяснили благодаря отслеживанию звездного передвижения относительно небесной плоскости (впервые этот метод применили на галактике). Если провести подобный эксперимент на Малом, то можно выяснить, как они движутся, а потом применить эту схему и к другим объектам в Местной Группе.