Մագելանյան ամպեր. Մեծ ու փոքր մագելանային ամպեր Մագելանային ամպերի հեռավորությունը

Մագելանյան մեծ ամպը թե՛ նավահանգիստների ուղեցույցն է, թե՛ տիեզերքի հետաքրքիր կազմավորում, որը դարեր շարունակ գրավել է աստղագետների ուշադրությունը:

Հարավային կիսագնդի մութ երկինքը գունավորված է անթիվ լուսավոր կետերով, նրանց մեջ պարզ երեւում է ամպի տեսքով աստղերի պայծառ փնջ: Սրանք մեր հայրենի kyիր Կաթինի ՝ Մեծ ու Փոքր Մագելանյան Ամպերի հավատարիմ արբանյակներն են: Դարեր շարունակ դրանք ծառայել են որպես հարավային լայնություններում ճանապարհորդողների միակ տեղեկատու կետ: Այս կլաստերի նկարագրությունը Եվրոպա եկավ աշխարհում պտտվող առաջին նավարկող Ֆերնանդ Մագելանի նավերով:

Համաստեղություն Ոսկե ձկնիկ, խոշոր մագելանյան ամպը դիագրամի ներքևում է

Գրելով ուղևորության բոլոր նշանակալից իրադարձությունները, գրառումներ կատարելով իր տեսած ամեն ինչի մասին ՝ Պյութագեթան 1519 թվականին Հյուսիսային կիսագնդի բնակիչներին պատմեց երբևէ չտեսած ամպերի մասին: Նրանք նաև իրենց ժամանակակից անունը պարտական \u200b\u200bեն Մագելանի երախտապարտ ուղեկիցին: Բնիկների հետ ճակատամարտում ռահվիրայի ողբերգական մահից հետո մատենագիրն այս եղանակով առաջարկեց հավերժացնել մեծ ճանապարհորդի հիշատակը:

Չափերը և հատկությունները

Հասարակածը դեպի հարավ անցնելուց հետո դուք կարող եք տեսնել Մեծ Մագելանյան ամպը (LMC), որը հատուկ աշխարհ է, առանձին գալակտիկա: Չափերով այն զգալիորեն զիջում է kyիր Կաթինին, ինչպես բոլոր արբանյակները ՝ կենտրոնական օբյեկտները: LMC- ն շարժվում է շրջանաձեւ ուղեծրով ՝ զգալով մեր գալակտիկայի ծանրության ուժեղ ազդեցությունը: Աստղերի այս փնջի չափը գնահատվում է 10 հազար լուսային տարի, իսկ տիեզերական մարմինների և գազի զանգվածի առումով այն 300 անգամ պակաս է, քան kyիր Կաթինը: Մեր մոլորակն ու LMC- ն իրարից բաժանվում են 163 հազար լուսային տարի հեռավորության վրա, բայց, այնուամենայնիվ, սա մեր ամենամոտ հարևանն է Տեղական խմբի հեռավոր աշխարհների մեջ: Ուսումնասիրության սկզբում Մագելանյան ամպերը վերագրվում էին անկանոն գալակտիկաների, որոնք չունեն հստակ սահմանված կառուցվածք, բայց նոր փաստերը օգնեցին նկատել պարուրաձեւ թևերի և ձողի առկայությունը: Գաճաճ գալակտիկան վերագրվել է SBm ենթակատեգորիայի:

Տեղադրությունը և կազմը

Doraբաղեցնելով Դորադո համաստեղության զգալի մասը ՝ Մեծ մագելանյան ամպը պարունակում է 30 միլիարդ աստղ: Այն շատ ավելի մեծ է և ավելի մոտ է Երկրին, քան Փոքր ամպը, որի հետ կապված է ջրածնի հոսքը և գազի ընդհանուր ծածկը: X դարում պարսիկների կողմից սկսված իր ուսումնասիրություններում գիտնականները կարողացան զգալի առաջընթաց արձանագրել: Դա պայմանավորված էր օբյեկտի բարենպաստ տեղակայմամբ և այն փաստով, որ դրա բոլոր բաղադրիչները մոտավորապես նույն հեռավորության վրա են: Շատ եզակի առարկաներ, որոնք լցնում են փոքրիկ գալակտիկան ՝ միգամածությունները, գերհսկա աստղերը, գնդաձեւ փնջերը, Սեֆիդները, դարձել են տիեզերքի էվոլյուցիայի անգնահատելի գիտելիքների աղբյուրներ:

Աստղերի խավարումների համակարգված դիտարկումները և դրանց պայծառության փոփոխությունները օգնում էին ճշգրիտ հաշվարկել հեռավորությունը տիեզերական մարմիններին, դրանց չափը և զանգվածը: Մեծ Մագելանյան ամպի ուսումնասիրությունը տվել է շատ կարևոր հայտնագործություններ, որոնք հնարավոր չէ գերագնահատել: Նկատվել է դինամիկա, որը մեր Գալակտիկայի ամուր դարաշրջանին բնորոշ չէ, որն ուղեկցում է նոր աստղերի հայտնվելուն: Kyիր Կաթինի համար նման գործընթացներն ավարտվել են մի քանի միլիարդ տարի առաջ: Իսկ մեծ ամպն ունի I տեսակի հազարավոր առարկաներ, որոնք պարունակում են մեծ քանակությամբ մետաղ ՝ երիտասարդ աստղերի մեջ:

BMO- ի նշանակալի օբյեկտներ

Tarantula միգամածության պատկերն արված է Ha, OIII և SII ֆիլտրերի միջոցով: Ընդհանուր ազդեցության ժամանակը 3,5 ժամ Ալան Թոքի կողմից:

Հայտնի տարածք, որտեղ նկատվում է ուժեղ աստղերի գոյացում, դա Tarantula միգամածությունն է, որն անվանել են հսկայական սարդի հետ նմանության համար: LMC- ի նկարներում այս վայրը առանձնանում է առանձնահատուկ պայծառությամբ: Հազար լուսամյա գազի ամպի մեջ նոր աստղեր են ծնվում, որոնք հսկայական էներգիա են արտանետում շրջակա տարածքը և առաջացնում դրա փայլը:

Աստղերի կյանքի ցիկլի ավարտին ուղեկցող կատակլիզմները հազվադեպ չեն միգամածության մեջ: Աստղագետները էներգիայի այդպիսի արտանետում գրանցել են 1987 թ.-ին ՝ այն երկրագնդի ամենամոտ բռնկումն էր բոլոր գրանցվածներից: «Tarantula» - ի կենտրոնական մասը հայտնի է այստեղ տեղակայված եզակի օբյեկտի համար, որը կոչվում է R131a1: Այն ներկայացված է ուսումնասիրված ամենազանգվածային աստղերից, որոնք 265 անգամ քաշով և 10 միլիոն անգամ լուսային հոսքով գերազանցում են Արեգակին:

Մեծ Մագելանյան ամպի եզակի աստղերից մեկը դարձավ լուսատուների առանձին դասի նախահայր: S Doradus- ը հիպերգիգանտ է, բավականին հազվագյուտ, հսկայական զանգվածով և պայծառությամբ, և գոյություն ունի կարճ ժամանակում: Նրա անունն օգտագործվել է կապույտ փոփոխական աստղերի դաս անվանակոչելու համար: Նրա կողմից արտանետվող լուսավոր հոսքը 500 հազար անգամ գերազանցում է արեգակը: Բացի թվարկված կապույտ հսկաներից, անհրաժեշտ է առանձնացնել BMO WHO G64 աստղը: Դա կարմիր գերհսկա է, դրա ջերմաստիճանը ցածր է ՝ 3200 Կ, շառավիղը հավասար է մեր աստղի 1540 շառավղին, իսկ պայծառությունը 280 հազար անգամ ավելի բարձր է:

Դիտելով Մագելանյան մեծ ամպը լցնող մեկ միլիարդ աստղ, նկատվեց, որ նրանցից ոմանք շարժվում են հակառակ ուղղությամբ և տարբերվում են իրենց կազմով: Սրանք առարկաներ են, որոնք գողացել են գալակտիկայի ծանրությունը իր հարևանից ՝ Փոքր ամպից: LMC- ի գտնվելու վայրը Հարավային կիսագնդում անհնար է դարձնում հյուսիսային լայնությունների բնակիչների դիտումը: Եվ եթե S Dorado- ն փոխարիներ մեզ ամենամոտ աստղը, ապա Երկրի վրա օրվա մութ ժամանակը չէր լինի:

Գալակտիկաներ և մոլորակներ

Երկրի հարավային կիսագնդի դիտորդների կողմից առանձնանում են երկու գալակտիկաներ ՝ Մեծ և փոքր մագելանյան ամպերը: Այս անկանոն գալակտիկաները Կաթնային ճանապարհի գալակտիկային ամենամոտ գտնվողներից են: Մագելանյան մեծ ամպի (ձախից) վերջին դիտարկումները ցույց են տվել, որ այս գալակտիկան մոտավորապես շրջանագծով շարժվում է մեր Գալակտիկայի շուրջ: Նա գիտնականներին օգնեց պարզել մեր Գալակտիկայում մութ նյութի բաղադրությունը: Լուսանկարը, որը տեսնում եք, ընդգրկում է երկնքում 40 աստիճանի տարածք: Մագելանյան մեծ ամպի ստորին ձախ մասում տեսանելի է կարմրավուն դարչնոցի միգամածությունը: Փոքր Մագելանյան ամպի աջ կողմում առաջին պլանում տեղադրված է Globular Cluster 47 Toucan- ը: Այն կարծես թե պայծառ կետի աղբյուր լինի: Մեծ Մագելանյան ամպը գտնվում է Դորադա համաստեղությունում, որի մեծությունը փոքր-ինչ գերազանցում է 0,0-ը: 170 000 լուսային տարի հեռավորության վրա, այս գալակտիկան հիանալի օբյեկտ է մեր աստղային համակարգից դուրս աստղերը դիտելու համար: Դրա չափը 40 հազար լուսային տարի է, իսկ զանգվածը 15 անգամ պակաս է, քան մեր Գալակտիկայի զանգվածը: Այս գալակտիկայում էր հայտնի ամենապայծառ աստղը ՝ Ս Դորադոն, որը մենք տեսնում ենք 6 բալ ուժգնությամբ աստղ, միլիոն անգամ ավելի պայծառ, քան Արեգակը: Իսկ առաջնությունը պարզապես անցավ 1997-ին «Աղեղնավոր» համաստեղության «Պիստոլի» աստղին: Այն նույնիսկ 10 անգամ պայծառ է: Եկեք հպարտանանք. Աստղը պատկանում է kyիր Կաթին: Ավելի մանրամասն նայեք նկարին: Չնայած անկանոն գալակտիկաների հետ ունեցած իր կապին, Մագելանյան մեծ ամպն ունի կառուցվածք մոտավոր հատված պարույր գալակտիկաների կառուցվածքին (տես նախորդ էջը): Գալակտիկան պարունակում է բոլոր տեսակի աստղերը, որոնք հայտնի են kyիր Կաթին: Հայտնի է ամենապայծառ գազի և փոշու բարդույթներից մեկը `Tarantula միգամածությունը, որը բռնի աստղերի առաջացման շրջան է: Եթե \u200b\u200bտեղադրեինք Գալակտիկայի մեր չեմպիոն Օրիոնի միգամածության տեղում, առարկաները ստվեր էին գցում ձմռան անլուն գիշերը: Բացի այդ, Մագելանյան մեծ ամպը հայտնի դարձավ ութսունականների վերջին: Այստեղ տեղի ունեցավ ժամանակակից պատմության մեջ դիտարկված գերկարիչ պայծառ պայթյունը (ներեցեք բառախաղը) - SN 1987a: Չնայած հեռավորության վրա, գերբնականն առավելագույնում հասնում էր 2,8 բալ: Փոքր Մագելանյան ամպը 3 անգամ փոքր է Մեծից և նույնպես հիշեցնում է խաչաձեւ պարույր գալակտիկա: Այնուամենայնիվ, որոշ աստղագետներ Մագելանյան ամպերն ուղղակիորեն հիշատակում են այդպիսիներին: Փոքր ամպն ունի ակնհայտ 2.3 մագնիտուդ: Այն գտնվում է Toucan համաստեղությունում ՝ Դորադոյի հարևանությամբ: Այս գալակտիկայից հեռու է 210 000 լուսային տարի: Դատելով այն բանից, որ Մագելանյան ամպերը ընկղմված են ընդհանուր գազի ծրարի մեջ, դրանք գտնվում են սերտ գրավիտացիոն փոխազդեցության մեջ: Նշված գազային միջավայրը վերաճվում է գալակտիկաների միջև շատ խիտ ձողի: Ակնհայտ է, որ աստղային երկու համակարգերն էլ պետք է «դիմանան» էլ ավելի գրավիտացիոն էֆեկտը kyիր Կաթինի հսկայից: Հավանաբար սա է պատճառը, որ նրանք չէին կարող «ավելի պարուրաձեւ» լինել: Կրկնեմ, եթե խոսենք անկանոն գալակտիկաների մասին, ապա Մագելանյան ամպերը նրանց մեծ ներկայացուցիչներն են: Մոտավորապես մեր մնացած բոլոր գալակտիկաները փոքր են, ինչպես ասում են `գաճաճ էլիպսաձեւ գալակտիկաներ: Այս թզուկներից ամենազանգվածը (NGC205 և NGC221) Անդրոմեդայի միգամածության արբանյակներն են: Սխալներից մենք կանվանենք NGC6882 և IC1613: Հաշվի առնելով այն փաստը, որ դժվար է հայտնաբերել թույլ գաճաճ գալակտիկաները `Անդրոմեդայի միգամածության հեռավորությունը, և այն փաստը, որ մեր սեփական Գալակտիկան արգելափակում է տարածության ուղղությունների մի զգալի մասը: լիարժեք հետազոտությունից կարելի է ենթադրել, որ kyիր Կաթինի շրջակայքում կա մեկ խոշոր գալակտիկա, մեկ միջին և երեք տասնյակ թզուկներ (այսօր հայտնի է մոտ 25): Գալակտիկաների այս խմբերը կոչվում են կլաստերներ: Իհարկե, կլաստիկների գալակտիկաները կապված են ձգողականության և ընդհանուր ծագման հետ: Կլաստերը, որը ներառում է kyիր Կաթին, սովորաբար կոչվում է Տեղական խումբ (գրված է մեծատառով): Տեղական խումբը ներառում է երկու ենթահամակարգ, որոնցից յուրաքանչյուրն ունի մեկ մեծ գալակտիկա (մերն ու Անդրոմեդայի միգամածությունը): Խոշոր գալակտիկաներից յուրաքանչյուրն ունի մի քանի գաճաճ արբանյակներ: Կան նաև մի շարք միայնակ թզուկներ, որոնք նույնպես գրավիտացիոն միասնության մեջ են գտնվում Տեղական խմբի մնացած անդամների հետ: Տեղական խմբի շառավիղը մոտ 3 միլիոն լուսային տարի է:

Մագելանյան ամպեր

- մեր Գալակտիկայի գալակտիկաներ-արբանյակները; գտնվում են միմյանց համեմատաբար մոտ, կազմում են գրավիտացիոնորեն կապված (երկուական) համակարգ: Անզեն աչքով դրանք կարծես isolatedիր Կաթինի մեկուսացված ամպեր լինեն: Մ.Օ.-ն առաջին անգամ նկարագրեց Պիգաֆետտային, որը մասնակցեց Մագելանի շրջափակում (1519-22): Եվ ամպերը `մեծ (BMO) և փոքր (MMO) - yavl: սխալ գալակտիկաներ: MO- ի ինտեգրալ բնութագրերը տրված են աղյուսակում:

Մագելանյան ամպերի ինտեգրալ բնութագրերը

	BMO	IMO
Կենտրոնի կոորդինատները	05 ժ 24 մ -70 օ	00 ժ 51 մ -73 ո
Գալակտիկական լայնություն	-33 ո	-45 օ
Անկյունի տրամագիծը	8 օ	2.5 օ
Համապատասխան գծային չափում, կտոր	9	3
Հեռավորությունը, կտ	50	60
Ինտեգրալ արժեք, Մ Վ	-17,9 մ	-16,3 մ
Թեքվելով դեպի տեսադաշտը	27 օ	60 օ
Միջին ճառագայթային արագություն, կմ / վ	+275	+163
Ընդհանուր քաշը,
Միջաստղային ջրածնի HI զանգվածը,

Մոսկվայում ամենամեծ աստղադիտակների շնորհիվ արևին մոտ լուսավորությամբ աստղերը կարող են լուծվել: միևնույն ժամանակ, որպես արդյունք նշանակում է: երբ հեռավորությունը MO- ին գերազանցում է դրանց տրամագծի վրա, MO- ում ընդգրկված օբյեկտների ակնհայտ մեծությունների տարբերությունը հավասար է դրանց abs- ի տարբերությանը: (BMO- ի համար սխալը չի \u200b\u200bգերազանցում 0,1-ը մ) Քանի որ ՄՕ-ն գտնվում են բարձր գալակտիկայում: լայնությունները, մեր Գալակտիկայի միջաստղային միջավայրի կողմից լույսի կլանումը և նրա աստղերի խառնուրդը փոքր-ինչ խեղաթյուրում են MO- ի պատկերը: Բացի այդ, LMC հարթությունը (նկ. 1) համարյա ուղղահայաց է տեսողության գծին, այնպես որ Այնտեղ մտնող օբյեկտների ակնհայտ մոտիկությունը, որպես կանոն, նշանակում է դրանց տարածական մոտիկություն: Այս ամենը օգնում է ուսումնասիրել տարբեր տեսակի, կլաստերի և ցրված նյութերի աստղերի միջև փոխհարաբերությունները (մասնավորապես, բարձր լուսավորության աստղերը այնտեղ տեսանելի են ոչ ավելի, քան 5-10 "հեռավորության վրա իրենց ծննդյան վայրից): MO- ն կոչվում է աստղագիտական \u200b\u200bմեթոդներ »(Հ. Շեյփլի), մասնավորապես ՝ Մ – ում հայտնաբերվել է ժամանակաշրջանային պայծառությունից կախվածություն: ՄՕ-ի օբյեկտները, նմանությունների հետ միասին, ունեն նաև մի շարք ցայտուն տարբերություններ Գալակտիկայի անալոգ անդամներից, ինչը վկայում է կապի կառուցվածքային գալակտիկաների առանձնահատկությունները և դրանց բնակչության առանձնահատկությունները:

MO- ում կա հսկայական քանակ `բոլոր հնարավոր դարաշրջաններից և զանգվածներից. LMC կլաստերի կատալոգը ներառում է 1600 օբյեկտ, և դրանց ընդհանուր թիվը մոտավոր է: 5000. Դրանցից հարյուրը նման են գալակտիկաների և շատ մոտ են նրանց աստղերի զանգվածների և կենտրոնացվածության աստիճանի առումով: Այնուամենայնիվ, Գալակտիկայի գնդաձեւ կլաստերները բոլորն էլ շատ հին են [(10-18) տարի], մինչդեռ MO- ում, հավասարապես հին կլաստերների հետ միասին, կան մի շարք գնդաձև կլաստերներ (23 LMC- ում) with 10 7 տարեկան -10 8 տարի: M.O. փնջերի տարիքը միանշանակորեն փոխկապակցված է քիմիական նյութի հետ կազմը (երիտասարդ կլաստերները պարունակում են համեմատաբար ավելի ծանր տարրեր), մինչդեռ գալակտիկական փնջեր: սկավառակ, նման հարաբերակցություն չկա:

LMC- ում հայտնի են նաև երիտասարդ բարձր լուսարձակող աստղերի 120 խոշոր խմբավորումներ (OB- ասոցիացիաներ), որոնք սովորաբար կապված են իոնացված ջրածնի շրջանների (HII գոտիներ) հետ: IMO- \u200b\u200bում նման խմբավորումները փոքր չափի կարգով փոքր են, այնտեղ հիմնականում կենտրոնացած են երիտասարդ աստղերը: մարմինը և MMO- ի «թևում» ՝ ձգված մինչև LMC, մինչդեռ LMC– ում դրանք ցրված են ամբողջ Ամպի մեջ և հիմնականում: մարմնում գերակշռում են 10 8 -10 10 տարեկան տարիքի աստղերը: Ռադիոաստղագիտություն. գծում \u003d 21 սմ չեզոք ջրածնի գծի (HI) դիտարկումները ցույց են տվել, որ կա 52 մեկուսացված HI բարդույթ ՝ միջինով: 300-900 հատ զանգվածով և չափով, իսկ IMO- ում HI խտությունը գրեթե միատեսակ աճում է դեպի կենտրոն: HI- ի մասնաբաժինը LMC- ի ընդհանուր զանգվածի հետ կապված մի քանիսում: անգամ ավելին, քան Գալակտիկայում, և MMO- ում ՝ ավելի շատ ըստ կարգի: Նույնիսկ LMC- ի ամենաերիտասարդ օբյեկտներում ծանր տարրերի պարունակությունն ակնհայտորեն փոքր-ինչ ցածր է, քան Galaxy- ում, LMC- ում, անկասկած, 2-4 անգամ ցածր է: MO- ի այս բոլոր հատկությունները կարելի է բացատրել այն փաստով, որ չի եղել նախնական բռնի բռնկում, որը հանգեցրել է Galaxy- ի DOS- ի սպառմանը: Գազի պաշարները և նրա մնացորդների համեմատաբար արագ հարստացումը elementsանր տարրերով `Galaxy- ի գոյության առաջին միլիարդ (կամ հարյուր միլիոնավոր) տարիների ընթացքում: Հին գնդաձեւ կլաստերի և RR Lyrae տիպի առկայությունը ապացուցում է, որ աստղերի ձևավորումը սկսվել է ՄՕ-ում և Գալակտիկայում մոտավորապես միևնույն ժամանակ: MO- ում մեծ թվով երիտասարդ գնդաձեւ կլաստերի առկայություն (Գալակտիկայում չկան), հնարավոր է, նշանակում է, որ ներկայումս դրանց ձևավորումը: Գալակտիկայի սկավառակը խոչընդոտվում է պարուրաձեւ խտության ալիքով, որը կարող է նախաձեռնել աստղագոյացում գազի ամպերում, որոնք չեն հասել սեղմման բարձր աստիճանի (տե՛ս):

Յուրաքանչյուր ԱԿ-ում հայտնի է 3 10 3 ցեֆիդ, և դրանց բաշխման առավելագույն ժամանակահատվածները IMO- ում տեղափոխվում են փոքր ժամանակահատվածներ (Գալակտիկայի ցեֆիդների համեմատությամբ), ինչը նույնպես կարող է բացատրվել ծանր տարրեր IMO աստղերում: Epամանակների ընթացքում Սեֆիդների բաշխումը նույնը չէ Մոսկվայի շրջանի տարբեր մասերում, ինչը, ըստ ժամանակաշրջանային տարիքային կախվածության, բացատրվում է այս տարածաշրջաններում զանգվածային աստղերի տարիքի տարբերությամբ: Մարզերի խաչմերուկը, որտեղ Սեֆիդները և կլաստերները մոտ տարիքի են, կազմում է 300-900 հատ: Այս աստղային համալիրների օբյեկտներն ակնհայտորեն գենետիկորեն կապված են միմյանց հետ. Դրանք առաջացել են նույն գազային համալիրից:

Մի քանիսում: RR Lyrae տիպի աստղերն ուսումնասիրվել են MO- ի տարածքներում, որոնք LMC– ում ունեն ՝ տե՛ս. մեծությունը 19,5 մ շատ ցածր ցրմամբ, որից հետևում է դրանց լուսավորության ցածր ցրմանը և LMC- ի լույսի թույլ կլանմանը: Քիչ փոշու միգամածություններ են հայտնաբերվել LMC- ում (մոտ 70), և միայն որոշ տարածքներում ՝ HII Tarantula (30 Դորադո) հսկա գոտու ներսում և հարակից տարածքում, կլանումը հասնում է 1-2-ի: մ... LMC- ի փոշու զանգվածի և գազի զանգվածի հարաբերակցությունը փոքրության կարգ է, քան Galaxy- ում, և փոշու ցածր պարունակությունը պետք է արտացոլվի MO- ում աստղերի առաջացման առանձնահատկություններում: LMC- ի պատյանները (մի քանի տասնյակ հայտնի են) չափի մեջ նկատելիորեն ավելի մեծ են նույն մակերևույթի պայծառության պայմաններում, և Գալակտիկայում դրանց տրամագիծը, ինչպես HII օղակի գոտիները, հասնում է 200 հատի: Գոյություն ունեն 9 գերհսկա HII արկեր ՝ մոտավոր տրամագծով: 1 հատ MO- ում ոչ թե 0-աստղերն են ամենամոտ կապը ցույց տալիս գազի հետ, այլ. Նշվում է նաև, որ LMC- ում աստղերի առաջացման շրջանները, որպես կանոն, գտնվում են HI- ի խտության առավելագույն գրադիենտ ունեցող շրջաններում:

HII գոտիները, գերհսկաները և մոլորակային միգամածությունները (վերջիններս հայտնաբերվել են 137 LMC- ում և 47` IMO- ում) հնարավորություն են տալիս որոշել LMC- ի ռոտացիայի կենտրոնը: Այն գտնվում է իր օպտիկական սարքից 1 կիլոգրամ հեռավորության վրա: կենտրոն Անհամապատասխանությունը, ըստ երեւույթին, բացատրվում է նրանով, որ վերջինս որոշվում է պայծառ առարկաների միջոցով, որոնց զանգվածը ոչ: գերիշխող Արագ ռոտացիան և փոքր արագության ցրումը (երիտասարդ օբյեկտների համար 10 կմ / վրկ կարգի) ցույց են տալիս LMC- ի տափակման բարձր աստիճանը (որոշ աստղագետներ համարում են, որ LMC- ն պարուրաձեւ գալակտիկա է `զանգվածային ձողով և թույլ արտահայտված պարուրաձեւ ճյուղերով): , Հին գնդաձեւ կլաստերները և, ըստ երեւույթին, RR Lyrae աստղերը նույնպես կենտրոնացած են սկավառակի մեջ, քան LMC- ի պսակի մեջ: MMO- ի կինեմատիկայի յուրահատկությունը և դրանում Cepheids- ի մակերեսի շատ բարձր խտությունը կարելի է բացատրել այն փաստով, որ MMO- ն իր բազայի ավարտով կողմնորոշված \u200b\u200bէ դեպի մեզ: մարմին, մինչդեռ LMC- ն երեւում է իր սկավառակի հարթությանը գրեթե ուղղահայաց ուղղությունից:

BMO yavl- ի ուշագրավ առանձնահատկությունը: դրա մեջ հայտնաբերվել է աստղային գերհամայնություն, հատվածի կենտրոնում կա հսկա գոտի HII (30 Doradus, նկ. 2), մոտավոր տրամագծով: 250 հատ և զանգված: Գոտու կենտրոնում կա շատ բարձր լուսավորությամբ աստղերի կոմպակտ կլաստեր `ընդհանուր զանգվածով (նկ. 3): Յավլ է հայտնի ամենաերիտասարդ գնդաձեւ կլաստերը և պարունակում է երիտասարդ աստղերից ամենազանգվածայինը: Փնջի կենտրոնական օբյեկտը ավելի պայծառ է 2-ով մ մնացած աստղերը: Ըստ ամենայնի, սա տաք աստղերի կոմպակտ խումբ է, որոնք հուզում են HII տարածաշրջանը: Մի շարք բնութագրերի համար, 30 Dorado ձկան կլաստերը նման է չափավոր ակտիվի

Կարճ նկարագրություն

Մեծ Մագելանյան ամպը զբաղեցնում է հարավային կիսագնդի երկնքի տարածք Դորադա և Սեղանի լեռ համաստեղություններում և երբեք չի երեւում Ռուսաստանի տարածքից: LMC- ն մոտ 10 անգամ փոքր է Milիր Կաթինի տրամագծից և պարունակում է մոտավորապես 30 միլիարդ աստղ (մեր Գալակտիկայի թվի 1/20-ը), մինչդեռ Փոքր Մագելանյան ամպը պարունակում է ընդամենը 1,5 միլիարդ աստղ: LMC– ի զանգվածը մոտ 300 անգամ պակաս է մեր գալակտիկայի զանգվածից (LMC– ի զանգվածը \u003d 10 10 արեգակնային զանգվածներ): LMC- ը տեղական խմբի մեծությամբ չորրորդ գալակտիկան է (Անդրոմեդայից, kyիր Կաթին և Եռանկյունուց հետո): Ըստ Ֆ. Յու. Սիգելի փոխաբերական արտահայտության ՝ Մագելանյան մեծ ամպը հեռվից հիշեցնում է Սեգներյան անիվը:

2013-ին աստղագետների միջազգային խումբը չափեց առավել ճշգրիտ հեռավորությունը LMC- ից: Դա 163 հազար լուսային տարի է կամ 49,97 (± 0,19 (վիճակագրական սխալ) ± 1,11 (համակարգային սխալ)) կիլոպարսեկ: Գրեթե տաս տարի է, ինչ դիտումներ են արվում գալակտիկայում երկուական մասեր խավարելու վրա: Նման աստղերը միմյանց շատ մոտ պտտվում են զանգվածի ընդհանուր կենտրոնի շուրջ ՝ մթագնելով միմյանց: Միևնույն ժամանակ, նրանց ընդհանուր փայլը նվազում է: Այսպիսով, հետևելով այս աստղերի զարկերակներին, դուք կարող եք որոշել դրանց զանգվածները, չափերը և հեռավորությունը դրանցից: Ըստ թիմի առաջատարներից մեկի ՝ Վոլֆգանգ Գիրենի (Չիլիի համալսարան դե Կոնսեպցիոն), «Աստղագետները հարյուր տարի փորձում էին ճշգրիտ չափել հեռավորությունը Մագելանյան մեծ ամպից, և դա ապացուցեց, որ դա չափազանց բարդ խնդիր է: Եվ հիմա մենք լուծեցինք այս խնդիրը ՝ հասնելով համոզիչ չափման ճշգրտության ՝ 2% »: .

Դիտարկման պատմություն

Մագելանյան մեծ ամպի մասին առաջին գրավոր հիշատակումը պարունակվում է « Ֆիքսված աստղերի համաստեղության գիրք«Պարսիկ աստղագետ Աբդուրռահման ալ-Սուֆի ալ-Շիրազիի կողմից (964), որը հետագայում Եվրոպայում հայտնի էր որպես« Ազոֆի »:

Հաջորդ փաստաթղթավորված դիտարկումը գրանցվել է 1503-1504 թվականներին Amerigo Vespucci- ի կողմից:

Մեծ Մագելանյան ամպը կոչվել է Ֆերնանդ Մագելանի անունով, ով այս գալակտիկան դիտել է 1519 թվականին ՝ աշխարհով մեկ շրջելիս:

2006 թվականին հայտարարված Հաբլ տիեզերական աստղադիտակի չափումները ցույց են տալիս, որ մեծ ու փոքր մագելանյան ամպերը կարող են շատ արագ շարժվել ՝ toիր Կաթինի շուրջ պտտվելու համար: 2014 թ.-ին Հաբլ տիեզերական աստղադիտակի չափումներից պարզվեց, որ LMC- ն ունի 250 միլիոն տարվա ռոտացիայի շրջան:

2018-2019 թվականների դիտարկումների արդյունքում սիրողական աստղագետների խումբը ստացել է Մագելանյան մեծ ամպի իր տեսակի (բացառությամբ մասնագիտական \u200b\u200bաստղագիտության) պատկերի գրառում: Պատկերի ընդհանուր բանաձևը հասնում է 14,400 × 14,200 պիքսելի:

Օբյեկտներ

Առավել զանգվածային և պայծառ LMC աստղը R136a1- ն է, որը տեղակայված է կոմպակտ R136 աստղային խմբում: Դա կապույտ հիպերգիգան է, որի զանգվածը հավասար է 265 արեգակնային զանգված... Աստղի մակերեսի ջերմաստիճանն ավարտված է 40,000 կելվինԱյն 8,7 միլիոն անգամ ավելի պայծառ է, քան Արեգակը: Նման գերծանր աստղերը չափազանց հազվադեպ են և առաջանում են միայն շատ խիտ աստղային փնջերում:

Գալակտիկայի ամենամեծ աստղը ՝ WOH G64, նույնպես գիտությանը հայտնի ամենամեծ աստղերից մեկն է: Դրա շառավիղը մոտավորապես է 1540 արեգակնային ճառագայթներ... Եթե \u200b\u200bWOH G64- ը տեղադրվի արեգակնային համակարգի կենտրոնում, ապա մակերեսը կհասնի Սատուրնի ուղեծրին: Աստղը շրջապատված է նաև փոշու և գազի խիտ հեղեղով:

• LMC- ն 10 անգամ ավելի թույլ է փայլում, քան kyիր Կաթինը, բայց նրա ամենավառ ուղեկիցն է երկու տասնյակ արբանյակային գալակտիկաների: Իր ծանրության պատճառով LMC- ն միլիոնավոր աստղեր է քաշում Փոքր Մագելանյան ամպից (MMO) դեպի իրեն: Գալակտիկան պարունակում է մի քանի հազար նարնջագույն և կարմիր հսկաներ, ծերացող աստղեր, որոնք ավելի մեծ, պայծառ և սառը են, քան Արեգակը: Այս աստղերի մոտ 5% -ն ունի արագության շատ առանձնահատկություններ. Դրանք պտտվում են LMC հարթության նկատմամբ 54 աստիճանի անկյան տակ, և նաև հակառակ ուղղությամբ ՝ աստղերի մեծ մասի համեմատությամբ: Այս աստղերի քիմիական կազմը նույնպես տարբեր է. Երկաթի տոկոսի առումով դրանք համապատասխանում են IMO- ին:
• Ի տարբերություն խորը երկնքի օբյեկտների մեծամասնության, LMC- ն առանձին NGC օբյեկտ չէ:
• Հրապարակված տվյալների համաձայն ՝ մոդելներից մեկի համաձայն ՝ 4 միլիարդ տարի անց kyիր Կաթինը «կուլ կտա» Մագելանային մեծ և փոքր ամպերը, իսկ 5 միլիարդ տարի հետո Milիր Կաթին ինքն իրեն կլանի Անդրոմեդայի միգամածությունը: Դուրամի համալսարանի հաշվարկային տիեզերաբանության ինստիտուտի գիտնականների հաշվարկների համաձայն, Մագելանյան մեծ ամպը, որն այժմ հեռանում է kyիր Կաթինից, և շուրջ 1 միլիարդ տարի հետո կբացվի և կուղղվի դեպի մեր Գալակտիկայի կենտրոն, որտեղ նրանք կմիաձուլվի շուրջ 1.5 միլիարդ տարի: Այս դեպքում մեր Galaxy Sagittarius A * կենտրոնական գերհզոր սեւ փոսը չափսերով կավելանա 10 անգամ: Բախման արդյունքում ՝ 2 միլիարդ տարի հետո, արեգակնային համակարգը կարող է դուրս մղվել մեր Գալակտիկայից դեպի միջգալակտիկական տարածք:
• Ռիվերսայդի Կալիֆոռնիայի համալսարանի (ԱՄՆ) գիտնականների հաշվարկների համաձայն ՝ 1 միլիարդ տարի առաջ Կարինայի գաճաճ գալակտիկան, Fornax համաստեղության գաճաճ գալակտիկան և մի քանի այլ գերամութ գաճաճ գալակտիկաներ Մեծ Մագելանային ամպի արբանյակներ էին ոչ Milիր Կաթինը:

Պատկերասրահ

տես նաեւ

Նշումներ

1. Պիերժինսկի, Գ; Դ.Գրաչիկ; W. Gieren; I. B. Thompson; Բ. Պիլեցկի; Ա. Ուդալսկի; I. Soszyński et al. Խավարող-երկուական հեռավորությունը Մագելանյան մեծ ամպից մինչև երկու տոկոս ճշգրիտ (անգլ.) // Բնություն ՝ ամսագիր: - 2013 .-- 7 մարտի (հատոր 495, թիվ 7439): - P. 76-79: - DOI ՝ 10.1038 / բնություն 11878: - Bibcode: 2013Natur. 495 ... 76P... - arXiv ՝ 1303.2063: - PMID 23467166:
2. SIMBAD աստղագիտական \u200b\u200bշտեմարան
3. R. Brent Tully, Courtois H. M., Sorce J. G. Տիեզերական հոսքեր -3 // Աստրոն . / J. G. III - IOP հրատարակչություն, 2016. - հատոր: 152, թող. 2. - P. 50-50: - ISSN 0004-6256; 1538-3881 - դոի ՝ 10.3847 / 0004-6256 / 152/2/50
4. Vնևիվ; Shattow; Լո՛բ, Աբրահամ: Կաթնային ճանապարհի պտույտի վերջին չափումների հետևանքները Մեծ Մագելանյան ամպի ուղեծրի համար // Թագավորական աստղագիտական \u200b\u200bընկերության ամսական ծանուցումներ. Նամակներ. Ամսագիր: - 2009. - հատոր: 392: - P. L21: - DOI ՝ 10.1111 / ժ.1745-3933.2008.00573.x. - Bibcode: 2009MNRAS.392L..21S... - arXiv ՝ 0808.0104:
5. Macri, L. M. et al. Նոր ցեֆիդային հեռավորություն Maser-Host Galaxy NGC 4258- ին և դրա հետևանքները Hubble Constant- ի համար // The Astrophysical Journal: ամսագիր: - IOP հրատարակչություն, 2006. - հատոր: 652, ոչ: 2 - P. 1133-1149: - DOI ՝ 10.1086 / 508530: - Bibcode: 2006ApJ ... 652.1133M... - arXiv ՝ astro-ph / 0608211:
6. Ֆրիդման, Վենդի Լ. Մադորե, Բարի Ֆ. Հաբլ Կոնստանտ (անհայտ) // Աստղագիտության և աստղաֆիզիկայի տարեկան ակնարկ: - 2010 .-- T. 48: - S. 673-710: - doi ՝ 10.1146 / annurev-astro-082708-101829: - Bibcode: 2010ARA & A..48..673F... - arXiv ՝ 1004.1856:
7. Մաժաես, Դանիել.. Թըրներ, Դեյվիդ Գ. Լեյն, Դեյվիդ.. Հենդեն, Առնե; Կրաչչի, Թոմ: Ուեսենհայթի ձևանմուշի միջոցով հեռավորության համընդհանուր սանդղակի խարսխում // Ամերիկյան փոփոխական աստղերի ասոցիացիայի հանդես. Ամսագիր: - 2010. - Bibcode: 2011JAVSO..39..122M... - arXiv ՝ 1007.2300:
8. Պետերսոն, Բարբարա Ռայդեն, Բրեդլի Մ. Աստղաֆիզիկայի հիմքերը: - Նյու Յորք. Փիրսոն Ադիսոն-Ուեսլի, 2009. - էջ 471. -

\u003e Մագելանյան մեծ ամպ

Մագելանյան մեծ ամպ - գաճաճ գալակտիկա և kyիր Կաթինի ամենամոտ արբանյակը. հեռավորությունը, Դորադոյի համաստեղությունը, հայտնագործությունը, աստղերի ծնունդը, ռոտացիան:

Մեծ Մագելանյան ամպը (LMC) թզուկ գալակտիկա է, որը ծառայում է որպես արբանյակ kyիր Կաթինի համար (մեր մոլորակին ամենամոտ գտնվողներից մեկը): Այն 163,000 լուսային տարի հեռավորության վրա է (համաստեղությունների միջև) և հիշեցնում է հարավային ոլորտի թույլ միգամածություն:

Ֆերդինանդ Մագելանի պատվին անվանակոչվել է միասին: Այնուամենայնիվ, հարավային կիսագնդի աստղագետները հայտնաբերեցին այս երեւույթները նույնիսկ 1519 թվականին աշխարհով մեկ ճանապարհորդելուց առաջ: Մագելանն ինքը մահացավ ուղևորության ընթացքում, բայց թիմը վերադառնալուն պես գրություններ թողեց:

Մեծ Մագելանյան ամպի գտնվելու վայրը

Ամպերը տեսանելի են անզեն աչքով, ուստի դրանց հայտնաբերումը եղել է աստղադիտակի գյուտից առաջ: Բայց հեռավորությունը ճշգրիտ հաշվարկելու համար պահանջվել են ևս շատ դարեր: Մինչև 1994 թվականը համարվում էր ամենամոտ գալակտիկական օբյեկտը, մինչև հայտնվեց գաճաճ էլիպսաձեւ գալակտիկա: Բայց նա նաև ամբիոնի վրա տևեց միայն մինչև 2003 թվականը, երբ նրանք գտան Գաճաճ Գալակտիկան Canis Major- ում:

Մագելանյան մեծ ամպը բաղկացած է. Առավել հայտնի անդամը (հյուսիսային կիսագնդում) է, որը դիտվում է առանց տեխնոլոգիայի օգտագործման: Այն գտնվում է 2,5 միլիոն լուսային տարի հեռավորության վրա և մեզ է մոտենում վերջնական բախման:

Աստղերի առաջացումը Մագելանյան մեծ ամպում

Այստեղ նկատելի է նաեւ նոր աստղերի ծնունդը: Որոշ տարածքներում հնարավոր էր որսալ գազի հսկայական կուտակումներ, որոնք նախապատրաստում են «ծննդյան» պայմանները:

Ակտիվության և ճառագայթման նշաններ են նկատվել Տարանտուլայի միգամածությունում: Սա ցույց տվեց, որ հազարավոր զանգվածային աստղեր կենտրոնացած են կենտրոնական մասում, որոնք պայթեցնում են նյութը և ուժեղ քամիների միջոցով ստեղծում են ուժեղ ճառագայթում: Լուսանկարում կարող եք հիանալ Large Magellanic Cloud գալակտիկայի աստղերով:

Պատկերը ցույց է տալիս մի մեծ աստղային խումբ `Մագելանյան մեծ ամպում:

Աստղերի գոյացման փոքր գոտի գտնվում է LHA 120-N 11 հասցեում: Այն գտնվում է ինքնաթիռից հեռու, բայց այս հեռավորությունը բավարար է «նորածինին» ուսումնասիրելու համար: Ավելին, տարածքը վերածվում է «դեմքի», ինչը միայն պարզեցնում է դիտումը:

Մեծ Մագելանյան ամպի շրջում

Երկրից փոքր հեռավորությունը նաև օգնեց ավելի մանրամասն ուսումնասիրել Մագելանյան մեծ ամպը ՝ հասկանալու այլ գալակտիկաների վարքը: Արժե նշել ռոտացիան, ինչը նպաստում է սկավառակի գալակտիկաների ներքին կառուցվածքի ըմբռնմանը: Եթե \u200b\u200bունենք պտտման արագություն, ապա կարող ենք հաշվարկել զանգվածը:

LMC- ին ռոտացիայի համար անհրաժեշտ է 250 միլիոն տարի: Դա պարզվել է աստղային շարժումը երկնային հարթության նկատմամբ հետևելով (առաջին անգամ այս մեթոդը օգտագործվել է գալակտիկայում): Եթե \u200b\u200bդուք նմանատիպ փորձ եք կատարում Մալիի վրա, կարող եք պարզել, թե ինչպես են դրանք շարժվում, ապա կիրառեք այս սխեման Տեղական խմբի այլ օբյեկտների վրա: