Magellaani pilved
- meie galaktikate satelliitgalaktikad; paiknedes üksteisele suhteliselt lähedal, moodustavad nad gravitatsiooniliselt seotud (kaksik)süsteemi. Palja silmaga vaadates näevad nad välja nagu Linnutee üksikud pilved. M. O. kirjeldas esmakordselt Pigafetta, kes osales Magellani ümbermaailmareisil (1519–22). Ilmuvad nii pilved – suur (LMC) kui ka väike (SMC) – pilved. ebakorrapärased galaktikad. MO integraalkarakteristikud on toodud tabelis.Magellaani pilvede lahutamatud omadused
| BMO | MMO | |
| Keskpunkti koordinaadid | 05 h 24 m -70 o | 00 h 51 m -73 o |
| Galaktiline laiuskraad | -33 o | -45 o |
| Nurga läbimõõt | 8 o | 2,5 o |
| Vastav lineaarne suurus, kpk | 9 | 3 |
| Kaugus, kpk | 50 | 60 |
| Integraalne väärtus, M V | -17,9m | -16,3m |
| Kaldumine vaatejoonele | 27 o | 60 o |
| Keskmine radiaalkiirus, km/s | +275 | +163 |
| Kogukaal, | ||
| Tähtedevahelise vesiniku mass HI, |
Moskva ookeani suurimad teleskoobid suudavad eraldada tähti, mille heledus on Päikesele lähedal; samas tänu vahenditele. kui kaugus MO-st ületab nende läbimõõdu, on MO-sse kuuluvate objektide näivate suuruste erinevus võrdne nende absoluutsuuruse erinevusega. (LMC puhul ei ületa viga 0,1 m). Kuna M.O. asuvad kõrgel galaktilisel tasemel. laiuskraadidel, valguse neeldumine meie galaktika tähtedevahelise keskkonna poolt ja selle tähtede segunemine moonutab vähe MO pilti. Lisaks on LMC tasand (joonis 1) vaatejoonega peaaegu risti, nii et. et selles sisalduvate objektide nähtav lähedus tähendab reeglina nende ruumilist lähedust. Kõik see aitab uurida erinevat tüüpi tähtede, parvede ja hajusaine vahelisi seoseid (eelkõige on suure heledusega tähed seal nähtavad mitte kaugemal kui 5-10" nende sünnikohast). M.O.-d nimetatakse "astronoomiliste meetodite töökojaks". " (H. Shapley) , eelkõige avastati MO-s perioodi-heleduse suhe. MO objektidel on koos sarnasustega mitmeid silmatorkavaid erinevusi galaktika sarnastest liikmetest, mis viitab seosele struktuuride vahel. galaktikate iseärasused ja nende populatsiooni omadused.
M.O.-s on tohutult palju igasuguseid vanuseid ja masse; LMC klastrite kataloogis on 1600 objekti ja nende koguarv on ca. 5000. Umbes sada neist näevad välja nagu galaktikad ning on neile massilt ja tähtede kontsentratsioonilt väga lähedased. Galaktika kerasparved on aga kõik väga vanad [(10-18) aastat], samas kui MO-s on koos sama vanade parvedega ka hulk kerasparvesid (23 LMC-s), mille vanus on ~10 7-10 8 aastat. M.O. klastrite vanus on selgelt korrelatsioonis keemiaga. koostis (noored klastrid sisaldavad suhteliselt rohkem raskeid elemente), samas kui galaktikate parved. ketas sellist korrelatsiooni pole.
LMC-s on teada ka 120 suurt noorte suure heledusega tähtede rühma (OB assotsiatsioone), mis on tavaliselt seotud ioniseeritud vesiniku piirkondadega (HII tsoonid). MMO-s on selliseid rühmitusi koondunud suurusjärgu võrra vähem; MMO kehas ja "tiivas", mis on laiendatud LMC suunas, samas kui LMC-s on need hajutatud kogu pilves ja põhimõtteliselt. Kehas domineerivad tähed vanusega 10 8 -10 10 aastat. Radioastronoomiline Vaatlused joonel = 21 cm neutraalset vesinikku (HI) näitasid, et LMC-s on 52 eraldatud HI kompleksi keskmisega. mass ja suurus 300-900 tk ning MMO-s suureneb HI tihedus peaaegu ühtlaselt keskme suunas. HI osakaal kogumassist LMC-s mitmes. korda rohkem kui Galaxys ja MMO-des suurusjärgu võrra rohkem. Isegi kõige nooremates LMC objektides on raskete elementide sisaldus ilmselt mõnevõrra madalam kui SMC-s kahtlemata 2-4 korda väiksem. Kõiki neid MO omadusi saab seletada sellega, et esialgset vägivaldset puhangut ei toimunud, mis viis Galaktika põhienergia ammendumiseni. gaasivarud ja selle jäänuste suhteliselt kiire rikastamine raskete elementidega Galaxy esimeste miljardite (või sadade miljonite) aastate jooksul. Vanade kerasparvede ja RR Lyrae tüübi olemasolu tõestab aga, et tähtede teke algas MO-s ja galaktikas ligikaudu samal ajal. Suure hulga noorte kerasparvede olemasolu MO-s (Galaktikas neid pole) võib tähendada nende moodustumist kaasajal. Galaktika ketast takistab spiraalse tihedusega laine, mis võib algatada tähtede tekke ka gaasipilvedes, mis ei ole saavutanud kõrget kokkusurumisastet (vt.).Igas MO-s on teada ~10 3 tsefeidi, mille maksimaalne jaotus perioodide lõikes on IMC-s nihkunud lühikestele perioodidele (võrreldes galaktika tsefeididega), mis on samuti seletatav raskete elementide väiksema sisaldusega. IMC tähtedes. Tsefeidide jaotus perioodide lõikes ei ole MO eri osades ühesugune, mis vastavalt perioodi ja vanuse suhtele on seletatav massiivsete tähtede vanuse erinevusega neil aladel. Piirkondade läbimõõt, kus tsefeidid ja klastrid on sarnase vanusega, on 300-900 tk. Nendes tähekompleksides olevad objektid on ilmselgelt üksteisega geneetiliselt seotud – need tekkisid samast gaasikompleksist.
Mitmes Moskva ookeani piirkondades on uuritud RR Lyrae tüüpi tähti, mille LMC-s on keskm. magnituudiga 19,5 m väga väikese dispersiooniga, mis tähendab nende heleduse madalat hajumist ja valguse nõrka neeldumist LMC-s. LMC-st on leitud vähe tolmuudusid (umbes 70) ja ainult mõnes piirkonnas hiiglasliku HII Tarantula tsooni sees ja selle lähedal (30 Doradust) ulatub neeldumine 1-2-ni. m. Tolmu massi ja gaasi massi suhe LMC-s on suurusjärgu võrra väiksem kui Galaxys ja madal tolmusisaldus peaks kajastuma tähtede moodustumise tunnustes LMC-s (mitmed on teada tosin) on märgatavalt suuremad sama pinna heleduse juures nagu Galaxy ja nende läbimõõt ulatub sarnaselt HII rõngastsoonidele 200 tk. Seal on 9 ülihiiglaslikku HII kesta, mille läbimõõt on u. 1 kpk. MO-s näitavad lähimat seost gaasiga mitte 0-tärnid, vaid . Samuti on täheldatud, et tähtede moodustumise piirkonnad LMC-s asuvad reeglina piirkondades, kus on kõrgeim HI tiheduse gradient.
HII tsoonid, superhiiglased ja planetaarsed udukogud (viimaseid on LMC-s avastatud 137 ja IMC-s 47) võimaldavad määrata LMC pöörlemiskeskme. See asub 1 kpc kaugusel oma optilisest. Keskus. Lahknevus on ilmselt seletatav asjaoluga, et viimase määravad eredad objektid, mille mass ei ole ilmne. domineeriv. Kiire pöörlemine ja kiiruse väike dispersioon (noorte objektide puhul umbes 10 km/s) viitavad LMC suurele laabumisastmele (mõned astronoomid peavad LMC-d massiivse lati ja nõrgalt väljendunud spiraalõlgadega spiraalgalaktikaks). Vanad kerasparved ja ilmselt RR Lyrae tähed on samuti koondunud pigem kettale kui LMC kroonile. MMO kinemaatika eripära ja tsefeidide väga suur pinnatihedus selles on seletatav sellega, et MMO on oma põhikeha otsaga meie poole orienteeritud. keha, samas kui LMC on nähtav selle ketta tasapinnaga peaaegu risti olevast suunast.LMC tähelepanuväärne omadus on selles avastatud tähtede superassotsiatsioon, mille keskmes on hiiglaslik tsoon HII (30 Doradus, joon. 2) läbimõõduga ca. 250 tk ja mass . Tsooni keskel on kompaktne kogumassiga väga suure heledusega tähtede parv 
(joonis 3). See selgub. noorimad teadaolevad kerasparved ja sisaldab kõige massiivsemaid noori tähti. Klastri keskne objekt on 2 võrra heledam mülejäänud tähed. Ilmselt on see kompaktne kuumade tähtede rühm, mis erutab HII piirkonda. Mitmete omaduste poolest näib 30 Doraduse klaster olevat mõõdukalt aktiivne
>Suur Magellani pilv
Suur Magellaani pilv– kääbusgalaktika ja Linnutee lähim satelliit: kaugus, Doraduse tähtkuju, avastamine, tähtede sünd, pöörlemine.
Suur Magellani pilv (LMC) on kääbusgalaktika, mis toimib Linnutee satelliidina (üks meie planeedile lähimaid). See asub 163 000 valgusaasta kaugusel (tähtkujude ja ) vahel ning sarnaneb nõrga udukoguga lõunasfääris.
Koos nad nimetati Ferdinand Magellani auks. Lõunapoolkera astronoomid avastasid need nähtused aga juba enne ümbermaailmareisi 1519. aastal. Magellan ise suri reisi ajal, kuid meeskond jättis pärast naasmist märkmeid.
Suure Magellani pilve asukoht
Pilved on palja silmaga nähtavad, seega eelnes nende tuvastamine teleskoobi leiutamisele. Kuid kauguse täpseks arvutamiseks kulus veel palju sajandeid. Kuni 1994. aastani peeti seda lähimaks galaktiliseks objektiks, kuni aastal ilmus elliptiline kääbusgalaktika. Kuid see püsis pjedestaalil vaid kuni 2003. aastani, mil avastati Canis Majoris asuv kääbusgalaktika.
Suur Magellani pilv koosneb . Tuntuim liige on (põhjapoolkeral), mida vaadeldakse ilma tehnoloogiat kasutamata. See on 2,5 miljoni valgusaasta kaugusel ja läheneb meile lõplikuks kokkupõrkeks.
Tähtede teke Suures Magellani pilves
Siin on märgata ka uute staaride sündi. Mõnes piirkonnas oli võimalik tabada tohutuid gaasikogumeid, mis valmistavad ette tingimused "sünniks".
Tarantula udukogus on nähtud aktiivsuse ja kiirguse märke. See näitas, et keskossa on koondunud tuhanded massiivsed tähed, mis puhuvad materjali minema ja tekitavad võimsate tuultega intensiivset kiirgust. Fotol saate imetleda Suure Magellani Pilve galaktika tähti.
Pildil on noor täherühm Suures Magellani pilves.
Väike tähetekke tsoon asub LHA 120-N 11. See asub tasapinnast kaugel, kuid sellest kaugusest piisab “vastsündinute” uurimiseks. Pealegi on ala pööratud näoga, mis ainult lihtsustab vaatlust.
Suure Magellani pilve pöörded
Selle lühike kaugus Maast on aidanud meil uurida ka Suurt Magellani pilve üksikasjalikumalt, et mõista teiste galaktikate käitumismustreid. Tähelepanu tasub pöörata pöörlemisele, mis aitab mõista ketasgalaktikate sisemist struktuuri. Kui meil on pöörlemiskiirus, siis saame arvutada massi.
LMC pöörlemiseks kulub 250 miljonit aastat. See selgitati välja tähtede liikumise jälgimisega taevatasandi suhtes (seda meetodit kasutati esmakordselt galaktikas). Kui teete väikese katsega sarnase katse, saate teada, kuidas need liiguvad, ja seejärel rakendada seda skeemi teistele kohaliku rühma objektidele.
Kui juhtute kunagi veetma öö Maa ekvaatorist lõuna pool ja lõunapoolne sametmust taevas levitab teie ette ebatavalisi tähtkujude mustreid (millegipärast tahate alati uskuda, et kuskil seal, mere taga, on ilm alati hea ), pöörake tähelepanu kahele väikesele udupilvele taevas. Need "ebanormaalsed" pilved ei liigu tähtede suhtes ja on justkui "liimitud" taeva külge.
Euroopas tunti salapäraseid pilvi juba keskajal ning ekvatoriaalpiirkondade ja lõunapoolkera maade põliselanikud teadsid neist ilmselt ammu enne seda. 15. sajandil nimetasid meremehed pilvi Cape'iks (nimi sarnaneb Cape Colony nimega - keskaegsed Briti valdused Lõuna-Aafrikas, mis asuvad praeguse Lõuna-Aafrika Vabariigi territooriumil).
Erinevalt põhjaosast on maailma lõunapoolust taevast raskem leida, kuna selle läheduses pole nii eredaid ja märgatavaid tähti nagu Polaris. Neeme pilved asuvad taevasfääri lõunapooluse lähedal ja moodustavad sellega peaaegu võrdkülgse kolmnurga. See Pilvede omadus tegi neist üsna tuntud objektid ja seetõttu on neid navigatsioonis juba ammu kasutatud. Nende olemus jäi tolleaegsetele teadlastele aga saladuseks.
Ferdinand Magellani ümbermaailmareisil 1518-1520 kirjeldas tema kaaslane ja kroonik Antonio Pigafetta pilvi oma reisimärkmetes, mis tegi nende olemasolu fakti teatavaks laiemale Euroopa avalikkusele. Pärast seda, kui Magellan suri 1521. aastal relvakonfliktis Filipiinide kohalike elanikega, tegi Pigafetta ettepaneku nimetada pilved vastavalt nende suurusele Magalhãesideks – Suurteks ja Väikesteks.
Silmaga nähtav Magalhãesi pilved on taevas üks suurimaid astronoomiliste objektide seas. Suure Magellani pilve (LMC) ulatus on üle 5 kraadi, s.o. Kuu 10 näivat läbimõõtu. Väike Magellani pilv (SMC) on veidi väiksem – veidi üle 2 kraadi. Fotodel, kus on võimalik jäädvustada nõrku välispiirkondi, on Pilvede suurused vastavalt 10 ja 6 kraadi. Väike Pilv asub Tucana tähtkujus ja Suur Pilv hõivab osa Doradusest, aga ka Lauamäest.
Isegi meie sajandi alguses ei olnud teadlastel Pilvede olemuse kohta ühtset arvamust. Näiteks Brockhausi ja Efroni entsüklopeedias öeldakse, et pilved "ei ole pidevad laigud nagu teised, vaid kujutavad endast paljude uduste täppide, tähehunnikute ja üksikute tähtede kõige hämmastavamaid kogumeid." Ja alles pärast seda, kui astronoomid mõõtsid 20. sajandi 20ndatel kaugusi mõne udukoguni ja sai selgeks, et meie galaktika piiridest kaugel asuvad tähemaailmad, hõivasid Magellaani pilved oma "niši" taevaobjektide seas.
Nüüd on teada, et Magellani pilved on meie galaktika lähimad naabrid kogu kohalikus galaktikate rühmas. LMC valgusel kulub meieni jõudmiseks 230 tuhat aastat ja MMC-lt veelgi vähem - “ainult” 170 tuhat aastat. Võrdluseks, lähim hiiglaslik spiraalgalaktika on Andromeeda udukogu, mis asub LMC-st peaaegu 10 korda kaugemal. Pilvede lineaarsed mõõtmed on suhteliselt väikesed. Nende läbimõõt on 30 ja 10 tuhat valgusaastat (tuletage meelde, et meie galaktika läbimõõt on üle 100 tuhande valgusaasta).
Pilvedel on ebakorrapärastele galaktikatele omane kuju ja struktuur: ebakorrapäraselt jaotunud suurenenud heledusega alad paistavad räbala struktuuri taustal silma. Ja ometi on nende galaktikate ehituses kord. Näiteks LMC-s toimub tähtede korrapärane liikumine ümber keskpunkti, mistõttu see Pilv näeb välja nagu "tavalised" spiraalgalaktikad, galaktika tähed on koondunud tasapinnale, mida nimetatakse galaktika tasapinnaks.
Pilvede aine liikumise järgi saate teada, kuidas paiknevad nende galaktilised lennukid. Selgus, et LMC asub taevasfääril peaaegu “tasane” (kalle alla 30 kraadi). See tähendab, et kõik Suure Pilve keerukad “täidised” - tähed, gaasipilved, klastrid - asuvad meist peaaegu samal kaugusel ning erinevate tähtede heleduse täheldatud erinevus vastab tegelikkusele ega ole seetõttu moonutatud. neile erinevatele kaugustele. Meie galaktikas on see omadus ainult parvedes olevatel tähtedel.
LMC edukas orientatsioon, selle "avatus" ja ka Magellani pilvede lähedus meile muutis neist tõelise astronoomilise labori, "objekti number 1" tähtede, täheparvede ja paljude muude huvitavate objektide füüsika jaoks.
Magellaani pilved on astronoomidele esitanud mitmeid üllatusi. Üks neist oli täheparved. Need avastati Magellani pilvedest, täpselt nagu meie galaktikas. Umbes 2000 neist leiti MMC-st, üle 6000 LMC-st, millest umbes sada on kerasparved. Meie galaktikas on mitusada kerasparve ja kõik need sisaldavad anomaalselt vähe heeliumist raskemaid keemilisi elemente. Omakorda sõltub metallide sisaldus selgelt objekti vanusest - mida kauem elavad tähed, seda kauem rikastavad nad "keskkonda" heeliumist raskemate keemiliste elementidega. Meie tähesüsteemi kerasparvede tähtede vähene metallide sisaldus viitab sellele, et nende vanus on väga arenenud – 10–18 miljardit aastat. Need on meie galaktika vanimad objektid.
Astronoomid, kes mõõtsid pilvedes asuvate klastrite metallilisust, ootas ees üllatus. LMC-st on avastatud üle 20 kerasparve, mille metallisisaldus on sama kui veel mitte väga vanadel tähtedel. See tähendab, et astronoomiliste objektide standardite kohaselt sündisid klastrid mitte nii kaua aega tagasi. Meie galaktikas pole selliseid objekte! Järelikult jätkub Magalhãesi pilvedes kerasparvede teke, samas kui galaktikas peatus see protsess miljardeid aastaid tagasi. Tõenäoliselt õnnestub meie tähesüsteemi hiiglaslikel loodete jõududel sündimata kerasparved “lahti tõmmata”. Väikeste mõõtmete ja massiga Magellaani pilvedes on “viisakamas” keskkonnas kõik tingimused kerakujuliste täheparvede tekkeks.
Pilved ise ei paista galaktikate maailmas silma oma tagasihoidliku suuruse ja heledusega. Suures Magellani pilves on aga objekt, mis on omasuguste seas silmapaistev tegelane. Me räägime tohutust, kuumast ja eredast gaasipilvest, mis on LMC fotodel selgelt nähtav. Seda nimetatakse Tarantula udukoguks või ametlikumalt 30 Doraduseks. Nime Tarantula sai udukogu välimuse tõttu, milles rikkaliku kujutlusvõimega inimene võib näha sarnasust suure ämblikuga. Udu pikkus on umbes tuhat valgusaastat ja gaasi kogumass on 5 miljonit korda suurem Päikese massist. Tarantula helendab nagu mitu tuhat tähte kokku. See juhtub seetõttu, et udukogu sees sünnivad massiivsed kuumad tähed, mis kiirgavad palju rohkem energiat kui tähed nagu meie Päike. Nad soojendavad enda ümber olevat gaasi ja panevad selle hõõguma. Meie galaktikas on vaid mõned sarnase suurusega udukogud, kuid neid kõiki varjab meie eest tihe galaktilise tolmu eesriie. Kui mitte tolm, oleksid needki märgatavad ja eredad taevaobjektid.
Tarantula udukogu sees on palju tähtede sünnikeskusi, kus tähed sünnivad "hulgaliselt". Noored massiivsed, vähem kui mõne miljoni aasta vanused tähed näitavad meile piirkondi, kus tähtede moodustumine gaasiklompidest veel kestab.
Tarantula sees on toimunud ka mitu supernoova plahvatust. Sellised tähtede plahvatused nende evolutsiooni viimasel etapil viivad selleni, et suurem osa tähest hajub kogu kosmoses kiirusega mitu tuhat kilomeetrit sekundis. Supernoova plahvatused muutsid udukogu struktuuri segaseks, kaootiliseks, täitusid ristuvate gaasikiudude ja kestadega. Tarantula udukogu on hea katsepolügoon tähtede sünni ja surma teooriate testimiseks.
Magellani pilved mängisid olulist rolli ka galaktikatevahelise kauguse skaala koostamisel. Pilvedest on leitud üle 2000 muutuva tähe, millest enamik on tsefeidid. Tsefeidide heleduse muutumise periood on tihedalt seotud nende heledusega, mistõttu on need tähed üks usaldusväärsemaid galaktikate kauguse indikaatoreid. Pilvede näitel on väga mugav võrrelda erinevaid kaugusnäitajaid, mida kasutatakse galaktikatevahelise kauguste “redeli” konstrueerimiseks.
Kui inimsilm oleks võimeline tajuma raadiolaineid lainepikkusega 21 cm (sel lainepikkusel kiirgab aatomi vesinik), näeks ta taevas hämmastavat pilti. Ta oleks näinud tihedaid gaasipilvi meie galaktika – Linnutee – tasapinnal ja üksikuid pilvi erinevatel laiuskraadidel – lähedalasuvaid gaasiudusid ja kõrgetel laiuskraadidel “rändavat” pilvi. Magellani pilved muutuksid hämmastavalt. Kahe eraldatud objekti asemel näeks "pika lainepikkusega" inimene ühte suurt pilve kahe ereda kondensatsiooniga, kus oleme harjunud nägema Suurt ja Väikest Magellaani pilve.
Veel 50ndatel leiti, et pilved on sukeldatud ühisesse gaasikarpi. Kostagaas ringleb pidevalt: galaktikatevahelises ruumis jahtudes langeb see gravitatsiooni mõjul Pilvedele ja surutakse supernoova “kolbide” poolt tagasi, mille plahvatuse tagajärjel paisub ülerõhuga kuuma gaasi kest. sees ilmub (see protsess meenutab vee liikumist gaasipõleti alt soojendatud pannil).
Samuti on viimasel ajal selgunud, et Pilvi ühendab ühine gaasisild mitte ainult üksteisega. Leiti gaasiniit – õhuke gaasiriba, mis algas Pilvedest ja jooksis läbi kogu taeva. See ühendab Magellani pilved meie galaktika ja mitme teise kohaliku rühma galaktikaga. Seda kutsuti "Magellaani ojaks". Kuidas see voog tekkis? Tõenäoliselt jõudsid Magellani pilved meie galaktika lähedale mitu miljardit aastat tagasi. Meie hiiglaslik tähesüsteem "tõmbas" osa pilvedest gaasist gravitatsioonilise tõmbe abil nagu tolmuimeja. See gaas rikastas osaliselt meie tähesüsteemi. Ülejäänud osa sellest "pritsis" galaktikatevahelises ruumis, moodustades Magellani oja.
Magellaani pilvede lähedus meie massiivsele galaktikale pole nende jaoks asjatu. Võimalik, et pilvede ja Linnutee lähenemine, mis põhjustab gaasi ja tähtede vahetust, toimus minevikus rohkem kui üks kord. Kui lähim pilv, Väike, tuleb meie galaktikale 3 korda lähemale kui praegu, hävitavad loodete jõud selle täielikult. Kaugemas tulevikus võivad sarnased kokkupõrked aset leida ja Magellani pilved neelavad täielikult meie Linnutee. Neid ei „seeditata” meie galaktika tohutus kõhus niipea ja nad aktiveerivad tähtede sündi nende langemise kohtades, nagu on märgata tugevamal kujul suurte galaktikate ühinemisel.
Nagu Päikesesüsteemi hiidplaneetidel, on ka meie Linnuteel palju satelliite – väikseid galaktikaid, mis on sellega gravitatsiooniliselt seotud. Tuntuimad sellised objektid on Suur ja Väike Magellani pilv. Need on kaks kääbusgalaktikat, mis asuvad meist umbes 170 tuhande valgusaasta kaugusel. Neid on lõunataevas palja silmaga näha.
Astronoomid on juba ammu teadnud, et mõned Suure Magellani pilve valgustid on "ebakorrapärased". Nende kiirus, orbiidid ja keemiline koostis erinevad oluliselt enamiku naabrite omast. Teadlaste sõnul varastas need tähed suure tõenäosusega teisest galaktikast Suur Magellani pilv. Aga milline täpselt?
Kuni viimase ajani peeti selle rolli peamiseks kandidaadiks Väikest Magellani Pilve. Tema naabri anomaalsetel tähtedel on temaga sarnane keemiline koostis. Lisaks on mõlemad galaktikad ühendatud, koosnedes vesinikust ja valgustite ahelast. Arvatakse, et see tekkis 200 miljonit aastat tagasi, kui mõlemad galaktikad möödusid üksteisest lühikese vahemaa tagant ja Suure Magellani pilve gravitatsioon rebis sõna otseses mõttes naabrist tähtede ja gaasi voogu.
Ajakirja Monthly Notices of the Royal Astronomical Society viimases numbris oli aga avaldus, mis viitas anomaalsete valgustite erinevale päritolule. Selle autor, Austraalia astronoom Benjamin Armstrong, viis läbi arvutisimulatsioonid, mis näitasid, et põhjuseks võis olla naabruses asuva kääbusgalaktika neeldumine Suure Magellani pilve poolt, mis toimus 3–5 miljardit aastat tagasi. Selline protsess peaks viima selleni, et galaktika keskmesse ilmub suur retrograadsete orbiitidega tähtede rühm, mis on väga sarnane tegelikult vaadeldud pildiga.
Armstrongi sõnul võib selline stsenaarium seletada, miks Suure Magalhãesi pilve kerasparvedes olevad tähed on kas väga vanad või väga noored ning nende vahel pole ühtegi tähte. Naabergalaktika neeldumine oleks pidanud käivitama võimsa tähetekkepuhangu, mille tulemusena tekkis korraga suur hulk uusi tähti.
Suur Magellani pilv on nii meremeeste suunav objekt kui ka huvitav kosmosemoodustis, mis on sajandeid astronoomide tähelepanu köitnud.
Lõunapoolkera tume taevas on värvitud lugematute helendavate punktidega, nende hulgas on selgelt nähtav pilvekujuline hele tähtede kogum. Need on meie kodumaise Linnutee – suure ja väikese Magellaani pilve – ustavad satelliidid. Paljud sajandid on need olnud lõunapoolsetele laiuskraadidele reisijatele ainsaks võrdluspunktiks. Nende klastrite kirjeldused jõudsid Euroopasse koos esimese ümbermaailmareisija Ferdinand Magellani laevadega.
Diagrammi allosas on Doraduse tähtkuju, Suur Magellani pilv
Salvestades kõik reisi olulised sündmused, tehes märkmeid kõigest, mida ta nägi, rääkis Pythaget 1519. aastal põhjapoolkera elanikele pilvedest, mida nad polnud kunagi näinud. Nad võlgnevad oma kaasaegse nime ka Magellani tänulikule kaaslasele. Pärast pioneeri traagilist surma lahingus põliselanikega tegi kroonik ettepaneku suure ränduri mälestust sel viisil põlistada.
Mõõtmed ja omadused
Pärast ekvaatori ületamist lõuna suunas on näha Suur Magellani pilv (LMC), mis on eriline maailm, eraldiseisev galaktika. Suuruse poolest on see Linnuteest märgatavalt madalam, nagu kõik satelliidid - kesksetest objektidest. LMC liigub ringikujulisel orbiidil, kogedes meie galaktika gravitatsiooni tugevat mõju. Selle tähtede parve suuruseks hinnatakse 10 tuhat valgusaastat ning selles sisalduvate kosmiliste kehade ja gaasi massi poolest on see Linnuteest 300 korda väiksem. Meie planeeti ja LMC-d eraldab 163 tuhat valgusaastat, kuid siiski on see meie lähim naaber kohaliku rühma kaugete maailmade seas. Uuringu alguses liigitati Magellani pilved ebaregulaarseteks galaktikateks, millel puudub selgelt määratletud struktuur, kuid uued faktid aitasid märgata spiraalharude ja lati olemasolu. Kääbusgalaktika klassifitseeriti SBm alamkategooriasse.
Asukoht ja koosseis
Suures Magellani pilves on 30 miljardit tähte, mis hõivab olulise osa doraduse tähtkujust. See on palju suurem ja Maale lähemal kui Väike Pilv, mis on sellega seotud vesinikuvoolu ja üldise gaasilooriga. Selle uuringus, mille pärslased alustasid 10. sajandil, suutsid teadlased teha märkimisväärseid edusamme. Selle põhjuseks oli objekti soodne asukoht ja asjaolu, et kõik selle komponendid asuvad ligikaudu samal kaugusel. Paljud unikaalsed objektid, mis täidavad väikest galaktikat: udukogud, ülihiidtähed, kerasparved, tsefeidid, on saanud hindamatute teadmiste allikateks universumi evolutsiooni kohta.
Tähtede varjutuste ja nende heleduse muutuste süstemaatilised vaatlused aitasid täpselt välja arvutada kauguse kosmiliste kehadeni, nende suuruse ja massi. Suure Magellani pilve uurimine on andnud palju olulisi avastusi, mida ei saa üle hinnata. Täheldatud on meie galaktika kõrgele eale ebaloomulikku dünaamikat, mis kaasnevad uute tähtede ilmumisega. Linnutee jaoks lõppesid sellised protsessid mitu miljardit aastat tagasi. Suur pilv sisaldab tuhandeid I tüüpi objekte, mis sisaldavad suures koguses noortele tähtedele omast metalli.
BMO olulised objektid
Ha, OIII ja SII filtrite abil saadud pilt Tarantula udukogust. Kokku 3,5 tundi Autor Alan Tough.
Kuulus jõulise tähtede moodustumise piirkond on Tarantula udukogu, mis on oma nime saanud selle sarnasuse tõttu tohutu ämblikuga. LMC-piltidel paistab see koht eriti eredana. Uued tähed sünnivad tuhande valgusaasta läbimõõduga gaasipilve sees, vabastades ümbritsevasse ruumi kolossaalset energiat ja pannes selle hõõguma.
Tähtede elutsükli lõpuga kaasnevad kataklüsmid on udukogus tavaline nähtus. Astronoomid registreerisid sellise energia vabanemise 1987. aastal – see oli Maale lähim sähvatus kõigist registreeritutest. Tarantula keskosa on tuntud siin asuva ainulaadse objekti R131a1 poolest. Seda esindab kõige massiivsem uuritud täht, mis kaalult ületab Päikese 265 korda ja valgusvoo poolest 10 miljonit korda.
Ühest unikaalsest tähest Suures Magellani pilves sai eraldi valgustite klassi esivanem. S Doradus on hüpergiant, üsna haruldane, tohutu massi ja heledusega, eksisteerib lühikest aega. Tema nime kasutati siniste muutuvate tähtede klassi nimetamiseks. Selle poolt kiiratav valgusvoog ületab päikesevoogu 500 tuhat korda. Lisaks loetletud sinistele hiiglastele on vaja esile tõsta LMC tähte WHO G64. See on punane superhiiglane, selle temperatuur on madal - 3200 K, selle raadius võrdub meie tähe 1540 raadiusega ja heledus on 280 tuhat korda suurem.
Vaadeldes miljardeid tähti, mis täidavad Suurt Magellani Pilve, on märgata, et mõned neist liiguvad vastupidises suunas ja erinevad oma koostiselt. Need on objektid, mille galaktika gravitatsioon varastas selle naabrilt, Väikeselt Pilvelt. LMC asukoht lõunapoolkeral muudab põhjapoolsete laiuskraadide elanikel selle jälgimise võimatuks. Ja kui S Dorado asendaks meile lähima tähe, poleks Maal pimedat kellaaega.