Large Magellanic Cloud - Velký Magellanův mrak

Large Magellanic Cloud - Velký Magellanův mrak

Velké Magellanovo mračno ( LMC ) je satelitní galaxie z Mléčné dráhy. Ve vzdálenosti asi 50 kiloparseků (≈160 000 světelných let ), je LMC druhou nebo třetí nejbližší galaxií k Mléčné dráze, po trpaslíkovi Střelci Sféroidní ( ~ 16 kpc) a možná trpasličí nepravidelná galaxie známá jako Canis Major Overdensity . Založeno na snadno viditelných hvězdách a hmotnosti přibližně 10 miliard hmotností Slunce, průměr LMC je asi 14 000 světelných let (4,3 kpc). Je zhruba setina hmotnější než Mléčná dráha a je čtvrtou největší galaxií v Místní skupině , po galaxii Andromeda (M31), Mléčné dráze a galaxii Triangulum (M33).

LMC je klasifikován jako Magellanova spirála .Obsahuje hvězdnou příčku, která je geometricky mimo střed, což naznačuje, že to byla trpasličí spirální galaxie s příčkou, než byla její spirální ramena narušena, pravděpodobně vlivem slapových interakcí z Malého Magellanova mračna (SMC) a gravitace Mléčné dráhy.

S deklinací asi −70° je LMC viditelný jako slabý "mrak" z jižní polokoule Země a ze severu až na 20° severní šířky. Rozprostírá se nad souhvězdími Dorado a Mensa a má zdánlivou délku asi 10° pouhým okem, 20násobek průměru Měsíce , od tmavých míst mimo světelné znečištění .

Předpokládá se, že Mléčná dráha a LMC se srazí přibližně za 2,4 miliardy let.

Historie pozorování

Malá část Velkého Magellanova mračna

Oba mraky byly snadno viditelné pro jižní noční pozorovatele dlouho do pravěku. Tvrdí se, že první známá písemná zmínka o Velkém Magellanově mračnu byla perským astronomem ' Abd al-Rahman al-Sufi Shirazi (později známý v Evropě jako "Azophi") ve své Knize stálých hvězd kolem roku 964 našeho letopočtu. . Zdá se však, že jde o nepochopení odkazu na některé hvězdy jižně od Canopu, které, jak přiznává, neviděl.

První potvrzené zaznamenané pozorování bylo v letech 1503-1504 Amerigo Vespuccim v dopise o jeho třetí cestě. Zmínil "tři Canopes [ sic ], dva světlé a jeden temný"; "jasný" odkazuje na dva Magellanova mračna a "temný" odkazuje na Coalsack .

Ferdinand Magellan spatřil LMC na své cestě v roce 1519 a jeho spisy ji přinesly do běžného západního povědomí. Galaxie nyní nese jeho jméno. Galaxie a jižní konec Dorada jsou v současné epoše v opozici přibližně 5. prosince, kdy jsou tedy viditelné od západu do východu slunce z rovníkových bodů, jako je Ekvádor, Kongo, Uganda, Keňa a Indonésie a po část noci v blízké měsíce. Pod asi 28° jižně je galaxie vždy dostatečně nad obzorem, aby mohla být považována za správně cirkumpolární , takže jaro a podzim jsou také obdobími viditelnosti většinou v noci a výška zimy v červnu se téměř shoduje s nejtěsnější blízkostí zdánlivého Slunce. pozice.

Měření pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu , oznámeného v roce 2006, naznačují, že se Velká a Malá Magellanova mračna mohou pohybovat příliš rychle na to, aby obíhaly kolem Mléčné dráhy .

Geometrie

ESO je VISTA obraz LMC

Velký Magellanův oblak má prominentní centrální tyč a spirálové rameno . Centrální příčka se zdá být zkroucená, takže východní a západní konec jsou blíže Mléčné dráze než střed. V roce 2014 umožnila měření z Hubbleova vesmírného dalekohledu určit dobu rotace na 250 milionů let.

LMC byla dlouho považována za planární galaxii, o které by se dalo předpokládat, že leží v jediné vzdálenosti od Sluneční soustavy. V roce 1986 však Caldwell a Coulson zjistili, že proměnné pole cefeid na severovýchodě leží blíže k Mléčné dráze než ty na jihozápadě. Od roku 2001 do roku 2002 byla tato nakloněná geometrie potvrzena stejnými prostředky, červenými shlukovými hvězdami, které spalují helium, a špičkou větve červeného obra. Všechny tři články nalezly sklon ~ 35°, kde čelní galaxie má sklon 0°. Další práce na struktuře LMC pomocí kinematiky uhlíkových hvězd ukázaly, že disk LMC je tlustý a vzplanul. Pokud jde o rozložení hvězdokup v LMC, Schommer et al. měřili rychlosti pro ~ 80 klastrů a zjistili, že klastrový systém LMC má kinematiku konzistentní s klastry pohybujícími se v diskovitém rozložení. Tyto výsledky potvrdili Grocholski et al. kteří vypočítali vzdálenosti ke vzorku hvězdokup a ukázali, že systém kup je rozmístěn ve stejné rovině jako polní hvězdy.

Vzdálenost

Umístění Velkého Magellanova mračna vzhledem k Mléčné dráze a dalším satelitním galaxiím Pozice Magellanových mračen vzhledem k Mléčné dráze. Zkratky:• GMW - Velký Magellanův oblak
• KMW - Malý Magellanův oblak
• GSP - Galaktický jižní pól
• MSI - První komprese vodíku v Magellanově proudu
• 3 - 30 Doradus
• W - Křídlo KMW
Zelená šipka označuje směr rotace Magellanových mračen kolem středu Mléčné dráhy.

Vzdálenost k LMC byla vypočtena pomocí standardních svíček ; Proměnné cefeid jsou jednou z nejoblíbenějších. Ukázalo se, že tyto mají vztah mezi jejich absolutní svítivostí a dobou, po kterou se mění jejich jas. Nicméně proměnná metalicity může být také potřeba brát jako součást tohoto, protože konsensus, že to pravděpodobně ovlivňuje jejich vztahy mezi periodou a svítivostí . Bohužel ty v Mléčné dráze typicky používané ke kalibraci vztahu jsou bohatší na kovy než ty nalezené v LMC.

Moderní 8metrové optické teleskopy objevily zákrytové dvojhvězdy v celé Místní skupině . Parametry těchto systémů lze měřit bez hmotnostních nebo složení. Tyto světelné ozvěny z supernovy 1987A jsou také geometrické měření, a to bez jakýchkoliv hvězdné modelech nebo předpokladech.

V roce 2006 byla absolutní svítivost cefeid překalibrována pomocí proměnných cefeid v galaxii Messier 106, které pokrývají řadu metalicity. Při použití tohoto zlepšenou kalibraci, zjistí absolutní vzdálenost modul znebo 48 kpc (160 000 světelných let). Tuto vzdálenost potvrdili i další autoři.

Vzájemnou korelací různých metod měření lze určit vzdálenost; zbytkové chyby jsou nyní menší než odhadované velikostní parametry LMC.

Výsledky studie využívající zákrytové dvojhvězdy pozdního typu k přesnějšímu určení vzdálenosti byly publikovány ve vědeckém časopise Nature v březnu 2013. Byla získána vzdálenost 49,97 kpc (163 000 světelných let) s přesností 2,2 %.

Funkce

Dvě velmi odlišná zářící plynová oblaka ve Velkém Magellanově mračnu, NGC 2014 a NGC 2020 [32]

Stejně jako mnoho nepravidelných galaxií je LMC bohatá na plyn a prach a v současné době prochází intenzivní aktivitou tvorby hvězd . Obsahuje mlhovinu Tarantule , nejaktivnější oblast tvorby hvězd v Místní skupině.

NGC 1783 je jednou z největších kulových hvězdokup ve Velkém Magellanově mračnu

LMC má širokou škálu galaktických objektů a jevů, díky kterým je známá jako "astronomický pokladnice, velká nebeská laboratoř pro studium růstu a vývoje hvězd", podle Roberta Burnhama Jr. Surveys of galaxie našla zhruba 60 kulových hvězdokup , 400 planetárních mlhovin a 700 otevřených hvězdokup , spolu se stovkami tisíc obřích a veleobřích hvězd. Supernova 1987A - nejbližší supernova posledních let - byla ve Velkém Magellanově mračnu. Lionel-Murphy SNR (N86) zbytek supernovy bohatý na dusíkbyl jmenován astronomů at the Australian National University 's hoře Stromlo observatoře , uznáním australský Vrchní soud spravedlnosti Lionel Murphy ' zájem je v oblasti vědy a její vnímaná podobnost k jeho velkým nosem.

Most plynu spojuje Malé Magellanovo mračno (SMC) s LMC, která neprojevuje slapové interakce mezi galaxiemi. Magellanova mračna mají společný obal z neutrálního vodíku, což naznačuje, že jsou gravitačně vázány po dlouhou dobu. Tento plynový most je místem vzniku hvězd.

Zdroje rentgenového záření

Malá a velká Magellanova mračna nad observatoří Paranal

Během letu rakety Nike-Tomahawk 20. září 1966 ani o dva dny později nebyly v žádném z oblaků detekovány žádné rentgenové paprsky nad pozadím . Druhý vzlétl z atolu Johnston v 17:13 UTC a dosáhl apogea 160 km (99 mi), se stabilizací rotace při 5,6 ot./s. LMC nebyl detekován v rentgenovém rozsahu 8-80 keV.

Další byl vypuštěn ze stejného atolu v 11:32 UTC 29. října 1968, aby skenoval LMC pro rentgenové záření. První diskrétní zdroj rentgenového záření v Doradu byl v RA 05 h 20 m prosinec −69°, a bylo to Velké Magellanovo mračno. Tento zdroj rentgenového záření se rozprostírá přes asi 12° a je v souladu s oblakem. Jeho rychlost vyzařování mezi 1,5-10,5 keV na vzdálenost 50 kpc je 4 x 10 38 ergů/s. Na palubě rakety Thor byl nesen rentgenový astronomický přístrojvypuštěna ze stejného atolu 24. září 1970 ve 12:54 UTC a ve výškách nad 300 km (190 mi), aby hledala Malý Magellanův oblak a rozšířila pozorování LMC. Zdroj v LMC se zdál prodloužený a obsahoval hvězdu ε Dor . Rentgenová svítivost (L x ) v rozsahu 1,5-12 keV byla 6 × 10 31 W (6 × 10 38 erg/s).

DEM L316A se nachází asi 160 000 světelných let daleko ve Velkém Magellanově mračnu

Velký Magellanův oblak (LMC) se objevuje v souhvězdí Mensy a Dorada . LMC X-1 (první zdroj rentgenového záření v LMC) je v RA 05 h 40 m 05 s prosinec −69° 45′ 51″ a je to vysokohmotný binární zdroj rentgenového záření (hvězdný systém) ( HMXB ). Z prvních pěti světelných rentgenových dvojhvězd LMC: LMC X-1, X-2, X-3, X-4 a A 0538-66 (detekováno Arielem 5 na A 0538-66), LMC X- 2 je ten, který je jasným nízkohmotným rentgenovým binárním systémem ( LMXB ) v LMC.

DEM L316 v oblaku se skládá ze dvou zbytků supernov. Rentgenová spektra Chandra ukazují, že plášť horkého plynu vlevo nahoře má hojnost železa. To znamená, že SNR vlevo nahoře je produktem supernovy typu Ia ; mnohem menší množství ve spodním zbytku popírá supernova typu II .

16 ms rentgenový pulsar je spojen s SNR 0538-69.1. SNR 0540-697 byl vyřešen pomocí ROSAT .