Малая Магелланова Облако: История Наблюдений и Исследований

Введение

Карликовая неправильная галактика, спутниковая галактика Млечного Пути. Малое Магелланово Облако (SMC) видно со всего Южного полушария и может быть полностью разглядено низко над южным горизонтом с широт южнее примерно 15° северной широты. Галактика расположена в созвездиях Тукана и частично Гидры, и выглядит как слабое туманное пятно, напоминающее отделившийся фрагмент Млечного Пути. SMC имеет средний видимый диаметр около 4,2° (в 8 раз больше диаметра Луны) и, следовательно, занимает площадь около 14 квадратных градусов (в 70 раз больше площади Луны). Из-за очень низкой поверхностной яркости этот объект глубокого космоса лучше всего наблюдать в ясные безлунные ночи вдали от городского освещения. SMC образует пару с Большим Магеллановым Облаком (LMC), которое находится на 20° восточнее, и, как и LMC, является членом Местной группы. В настоящее время SMC является спутником Млечного Пути, но, вероятно, ранее был спутником LMC.

История наблюдений

В южном полушарии Магеллановы Облака давно вошли в предания коренных народов, включая жителей островов Южных морей и австралийских аборигенов. Персидский астроном Аль-Суфи упоминает их в своей «Книге неподвижных звезд», повторяя цитату ученого Ибн Кутайбы, но сам их не наблюдал. Европейские моряки, возможно, впервые заметили эти облака в Средние века, используя их для навигации. Португальские и голландские моряки называли их «Облаками Мыса», и это название сохранялось на протяжении нескольких столетий. Во время кругосветного плавания Фердинанда Магеллана в 1519–1522 годах Антонио Пигафетта описал их как тусклые звездные скопления. В небесном атласе Иоганна Байера «Uranometria», опубликованном в 1603 году, он назвал меньшее облако Nubecula Minor. На латыни «Nubecula» означает «маленькое облачко». В период с 1834 по 1838 год Джон Фредерик Уильям Гершель проводил наблюдения южного неба с помощью своего рефлектора из Королевской обсерватории. Наблюдая за Nubecula Minor, он описал её как облачную, протяженную массу света овальной формы с ярким центром. В пределах этого облака он каталогизировал 37 туманностей и звездных скоплений. В 1891 году обсерватория Гарвардского колледжа открыла наблюдательную станцию в Арекипе (Перу). В период с 1893 по 1906 год, под руководством Солона Бейли, телескоп на этой станции использовался для фотографической съемки как Большого, так и Малого Магеллановых Облаков. Генриетта Свон Ливитт, астроном из обсерватории Гарвардского колледжа, использовала пластинки из Арекипы для изучения изменений относительной яркости звезд в Малом Магеллановом Облаке. В 1908 году были опубликованы результаты её исследования, которые показали, что тип переменных звезд, называемый «переменными в скоплениях», позднее названный цефеидами в честь прототипа Дельты Цефеи, демонстрирует четкую зависимость между периодом изменения яркости и кажущейся яркостью звезды. Ливитт пришла к выводу, что поскольку все звезды в Малом Магеллановом Облаке находятся примерно на одинаковом расстоянии от Земли, эта зависимость подразумевает существование аналогичной связи между периодом и абсолютной яркостью. Это важное соотношение период-светимость позволило оценивать расстояние до любой другой цефеиды, исходя из расстояния до Малого Магелланова Облака. Она надеялась обнаружить несколько цефеид достаточно близко к Земле, чтобы измерить их параллакс и, следовательно, расстояние до них. Вскоре это удалось, что позволило использовать цефеиды в качестве «стандартных свечей», способствуя множеству астрономических открытий. Используя это соотношение период-светимость, в 1913 году Эйнар Герцшпрунг впервые оценил расстояние до Малого Магелланова Облака. Сначала он измерил тринадцать близких цефеид, чтобы определить абсолютную звездную величину переменной звезды с периодом в один день. Сравнивая это с периодами переменных, измеренными Ливитт, он смог оценить расстояние в 10 000 парсек (30 000 световых лет) между Солнцем и Малым Магеллановым Облаком. Позже выяснилось, что это значительная недооценка истинного расстояния, но она продемонстрировала потенциальную полезность этого метода. Результаты измерений, полученных в 2006 году с помощью космического телескопа «Хаббл», позволяют предположить, что Большое и Малое Магеллановы Облака движутся слишком быстро, чтобы находиться на орбите вокруг Млечного Пути.

In the southern hemisphere, the Magellanic clouds have long been included in the lore of native inhabitants, including south sea islanders and indigenous Australians. Persian astronomer Al Sufi mentions them in his Book of Fixed Stars, repeating a quote by the polymath Ibn Qutaybah, but had not observed them himself. European sailors may have first noticed the clouds during the Middle Ages when they were used for navigation. Portuguese and Dutch sailors called them the Cape Clouds, a name that was retained for several centuries. During the circumnavigation of the Earth by Ferdinand Magellan in 1519–1522, they were described by Antonio Pigafetta as dim clusters of stars. In Johann Bayer's celestial atlas Uranometria, published in 1603, he named the smaller cloud, Nubecula Minor. In Latin, Nubecula means a little cloud. Between 1834 and 1838, John Frederick William Herschel made observations of the southern skies with his reflector from the Royal Observatory. While observing the Nubecula Minor, he described it as a cloudy mass of light with an oval shape and a bright center. Within the area of this cloud he catalogued a concentration of 37 nebulae and clusters. In 1891, Harvard College Observatory opened an observing station at Arequipa in Peru. Between 1893 and 1906, under the direction of Solon Bailey, the telescope at this site was used to survey photographically both the Large and Small Magellanic Clouds. Henrietta Swan Leavitt, an astronomer at the Harvard College Observatory, used the plates from Arequipa to study the variations in relative luminosity of stars in the SMC. In 1908, the results of her study were published, which showed that a type of variable star called a "cluster variable", later called a Cepheid variable after the prototype star Delta Cephei, showed a definite relationship between the variability period and the star's apparent brightness. Leavitt realized that since all the stars in the SMC are roughly the same distance from Earth, this result implied that there is similar relationship between period and absolute brightness. This important period luminosity relation allowed the distance to any other cepheid variable to be estimated in terms of the distance to the SMC. She hoped a few Cepheid variables could be found close enough to Earth so that their parallax, and hence distance from Earth, could be measured. This soon happened, allowing Cepheid variables to be used as standard candles, facilitating many astronomical discoveries. Using this period luminosity relation, in 1913 the distance to the SMC was first estimated by Ejnar Hertzsprung. First he measured thirteen nearby cepheid variables to find the absolute magnitude of a variable with a period of one day. By comparing this to the periodicity of the variables as measured by Leavitt, he was able to estimate a distance of 10,000 parsecs (30,000 light years) between the Sun and the SMC. This later proved to be a gross underestimate of the true distance, but it did demonstrate the potential usefulness of this technique. Announced in 2006, measurements with the Hubble Space Telescope suggest the Large and Small Magellanic Clouds may be moving too fast to be orbiting the Milky Way.

Особенности

В СМК присутствует центральная перемычка, и астрономы предполагают, что когда-то это была спиральная галактика с перемычкой, которая была разрушена Млечным Путем и стала частично неправильной формы. Газовый мост соединяет Малое Магелланово Облако с Большим Магеллановым Облаком (LMC), что свидетельствует о приливном взаимодействии между этими галактиками. В этом газовом мосте происходит звездообразование. Облака Магеллана окружены общей оболочкой нейтрального водорода, что указывает на их длительное гравитационное взаимодействие. В 2017 году, на основе данных Dark Energy Survey и MagLiteS, была обнаружена область повышенной плотности звезд, связанная с Малым Магеллановым Облаком, которая, вероятно, является результатом взаимодействия СМК и LMC.

Рентгеновские источники

Малое Магелланово Облако содержит большое и активное количество рентгеновских двойных систем. Недавнее звездообразование привело к образованию большого числа массивных звезд и высокомассовых рентгеновских двойных звезд (HMXB), являющихся реликтами короткоживущей верхней части начальной функции масс. Молодая звездная популяция и большинство известных рентгеновских двойных систем сосредоточены в перемычке СМЦ. Пульсары HMXB – это вращающиеся нейтронные звезды в двойных системах с компаньонами типа Be (спектральный тип 09 B2, классы светимости V–III) или сверхгигантами. Большинство HMXB относятся к типу Be, составляя 70% в Млечном Пути и 98% в СМЦ. Экваториальный диск звезды типа Be предоставляет резервуар вещества, которое может аккрецировать на нейтронную звезду во время прохождения периастра (большинство известных систем имеют значительную орбитальную эксцентричность) или во время крупномасштабных эпизодов выброса диска. Этот сценарий приводит к серии рентгеновских вспышек с типичными рентгеновскими светимостями Lx = 1036–1037 эрг/с, расположенными с периодом обращения, а также к редким гигантским вспышкам большей продолжительности и светимости. Мониторинговые обзоры СМЦ, выполненные с помощью рентгеновского таймера Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) NASA, зафиксировали рентгеновские пульсары в состоянии вспышки с интенсивностью более 1036 эрг/с и насчитали 50 к концу 2008 года. Миссии ROSAT и ASCA обнаружили множество слабых точечных источников рентгеновского излучения, но типичные погрешности определения координат часто затрудняли их однозначную идентификацию. Недавние исследования с использованием XMM-Newton и Chandra каталогизировали несколько сотен рентгеновских источников в направлении СМЦ, из которых, вероятно, около половины являются HMXB, а остальные – смесью звезд переднего плана и активных галактических ядер (AGN) на заднем плане. Во время полета Nike Tomahawk 20 сентября 1966 года рентгеновское излучение над фоновым уровнем из Магеллановых Облаков не было обнаружено. Наблюдения СМЦ с воздушного шара в Мильдуре, Австралия, 24 октября 1967 года установили верхний предел обнаружения рентгеновского излучения. Рентгеновский астрономический инструмент был доставлен на борту ракеты Thor, запущенной с атолла Джонстон 24 сентября 1970 года в 12:54 UTC на высоту более 300 км для поиска Малого Магелланова Облака. СМЦ был обнаружен с рентгеновской светимостью 5 эрг/с в диапазоне 1,5–12 кэВ и 2,5 эрг/с в диапазоне 5–50 кэВ для, по-видимому, протяженного источника. Uhuru наблюдал СМЦ 1, 12, 13, 16 и 17 января 1971 года и обнаружил один источник, расположенный в координатах 01149 7342, который был обозначен как SMC X 1. Некоторые рентгеновские счета были получены также 14, 15, 18 и 19 января 1971 года. Третий каталог Ariel 5 (3A) также содержит этот ранний рентгеновский источник в созвездии Тукана: 3A 0116 736 (2A 0116 737, SMC X 1). SMC X 1, HMXRB, имеет координаты прямого восхождения (RA) и склонения (Dec) J2000. Два дополнительных источника, обнаруженных и перечисленных в 3A, включают SMC X 2 в 3A 0042 738 и SMC X 3 в 3A 0049 726. В 2023 году было сообщено, что СМЦ на самом деле состоит из двух отдельных структур с различными звездными и газовыми химическими составами, разделенных примерно на 5 килопарсек.

The Small Magellanic Cloud contains a large and active population of X ray binaries. Recent star formation has led to a large population of massive stars and high mass X ray binaries (HMXBs) which are the relics of the short lived upper end of the initial mass function. The young stellar population and the majority of the known X ray binaries are concentrated in the SMC's Bar. HMXB pulsars are rotating neutron stars in binary systems with Be type (spectral type 09 B2, luminosity classes V–III) or supergiant stellar companions. Most HMXBs are of the Be type which account for 70% in the Milky Way and 98% in the SMC. The Be star equatorial disk provides a reservoir of matter that can be accreted onto the neutron star during periastron passage (most known systems have large orbital eccentricity) or during large scale disk ejection episodes. This scenario leads to strings of X ray outbursts with typical X ray luminosities Lx = 1036–1037 erg/s, spaced at the orbital period, plus infrequent giant outbursts of greater duration and luminosity. Monitoring surveys of the SMC performed with NASA's Rossi X ray Timing Explorer (RXTE) see X ray pulsars in outburst at more than 1036 erg/s and have counted 50 by the end of 2008. The ROSAT and ASCA missions detected many faint X ray point sources, but the typical positional uncertainties frequently made positive identification difficult. Recent studies using XMM Newton and Chandra have now cataloged several hundred X ray sources in the direction of the SMC, of which perhaps half are considered likely HMXBs, and the remainder a mix of foreground stars, and background AGN. No X rays above background were observed from the Magellanic Clouds during the September 20, 1966, Nike Tomahawk flight. Balloon observation from Mildura, Australia, on October 24, 1967, of the SMC set an upper limit of X ray detection. An X ray astronomy instrument was carried aboard a Thor missile launched from Johnston Atoll on September 24, 1970, at 12:54 UTC for altitudes above 300 km, to search for the Small Magellanic Cloud. The SMC was detected with an X ray luminosity of 5 erg/s in the range 1.5–12 keV, and 2.5 erg/s in the range 5–50 keV for an apparently extended source. Uhuru observed the SMC on January 1, 12, 13, 16, and 17, 1971, and detected one source located at 01149 7342, which was then designated SMC X 1. Some X ray counts were also received on January 14, 15, 18, and 19, 1971. The third Ariel 5 catalog (3A) also contains this early X ray source within Tucana: 3A 0116 736 (2A 0116 737, SMC X 1). The SMC X 1, a HMXRB, is at J2000 right ascension (RA) declination (Dec)
Two additional sources detected and listed in 3A include SMC X 2 at 3A 0042 738 and SMC X 3 at 3A 0049 726. In 2023, it was reported that the SMC is indeed two separate structures with distinct stellar and gaseous chemical compositions, separated by around 5 kiloparsecs.