Введение

Спутниковая галактика Млечного Пути

Большое Магелланово Облако (LMC) — карликовая галактика и спутник Млечного Пути. На расстоянии около 163 000 световых лет, LMC является второй или третьей ближайшей галактикой к Млечному Пути, после карликовой сфероидальной галактики Стрельца (около 70 000 световых лет) и возможной карликовой неправильной галактики, известной как переизбыток в созвездии Большой Пёс. Основываясь на изофоте D25 в B-диапазоне (длина волны света 445 нм), Большое Магелланово Облако имеет диаметр около 32 000 световых лет и является четвёртой по величине галактикой в Местной группе, после галактики Андромеды (M31), Млечного Пути и галактики Треугольника (M33). LMC классифицируется как спираль Магеллана. Она содержит звездную перемычку, геометрически смещённую от центра, что указывает на то, что ранее это была карликовая спиральная галактика с перемычкой, пока её спиральные рукава не были разрушены, вероятно, из-за приливных взаимодействий с близлежащим Малым Магеллановым Облаком (SMC) и гравитацией Млечного Пути. Прогнозируется, что LMC сольётся с Млечным Путём примерно через 2,4 миллиарда лет. Благодаря склонению около −70°, LMC видно как слабое «облако» из южного полушария Земли и из точек, расположенных к северу до 20° северной широты. Оно охватывает созвездия Dorado и Mensa и имеет видимую длину около 10° невооружённым глазом, что в 20 раз превышает диаметр Луны, при наблюдении из мест с минимальным световым загрязнением.

История наблюдений

Большое и Малое Магеллановы Облака были легко видны южным наблюдателям в ночное время ещё в доисторические времена. Утверждается, что первое известное письменное упоминание о Большом Магеллановом Облаке содержится в трудах персидского астронома 'Abd al Rahman al Sufi Shirazi (позже известного в Европе как "Азофи"), который назвал его Аль-Бакр, Белым Тельцом, в своей "Книге неподвижных звёзд" около 964 года н.э. Однако, это, по-видимому, является ошибочной интерпретацией ссылки на звёзды, расположенные южнее Канопа, которые, по его собственным словам, он не наблюдал. Первое подтвержденное зарегистрированное наблюдение было сделано Америго Веспуччи в 1503–1504 годах в письме о его третьем путешествии. Он упоминал "три Канопа, два ярких и один тусклый"; "яркие" относятся к двум Магеллановым Облакам, а "тусклый" – к Угольному мешку. Фердинанд Магеллан увидел Большое Магелланово Облако во время своего путешествия в 1519 году, и его записи сделали его широко известным в Европе. Галактика теперь носит его имя. В ноябре 2021 года астрономы обнаружили новую чёрную дыру внутри Большого Магелланового Облака, используя Очень Большой Телескоп Европейской Южной Обсерватории в Чили. Астрономы утверждают, что на её гравитацию оказывает влияние находящаяся поблизости звезда, масса которой примерно в пять раз превышает массу Солнца.

Геометрия

Большое Магелланово Облако обладает выраженной центральной перемычкой и спиральным рукавом. Центральная перемычка, по-видимому, искривлена таким образом, что восточные и западные концы находятся ближе к Млечному Пути, чем середина. В 2014 году измерения, полученные с космического телескопа Хаббл, позволили определить период вращения, равный 250 миллионам лет. Долгое время Большое Магелланово Облако считалось плоской галактикой, предполагалось, что она находится на одном расстоянии от Солнечной системы. Однако в 1986 году Колдуэлл и Коулсон обнаружили, что полевые цефеиды в северо-восточной части находятся ближе к Млечному Пути, чем в юго-западной. С 2001 по 2002 год эта наклонная геометрия была подтверждена тем же методом, а также по звездам красного гигантского ветвя, сжигающим гелий в ядре, и по вершине ветви красных гигантов. Все три работы указывают на наклон в 35°, при этом для галактики, обращенной к нам плоскостью, наклон составляет 0°. Последующие исследования структуры Большого Магелланова Облака, основанные на кинематике углеродных звезд, показали, что диск Большого Магелланова Облака имеет значительную толщину, вероятно, из-за взаимодействия с Малым Магеллановым Облаком. Были измерены скорости для 80 шаровых скоплений, и было обнаружено, что кинематика системы скоплений Большого Магелланова Облака соответствует движению скоплений в дискообразном распределении. Эти результаты были подтверждены Грохольски и др., которые рассчитали расстояния до выборки скоплений и показали, что система скоплений распределена в той же плоскости, что и полевые звезды.

Расстояние

Расстояние до Большого Магелланова Облака (LMC) было рассчитано с использованием стандартных свечей; цефеиды – одни из самых популярных. Установлено, что существует зависимость между их абсолютной светимостью и периодом изменения яркости. Однако, переменность металличности также может быть учтена, поскольку считается, что она влияет на зависимость период-светимость. К сожалению, цефеиды в Млечном Пути, обычно используемые для калибровки этой зависимости, имеют более высокое содержание металлов, чем цефеиды в LMC. Современные 8-метровые оптические телескопы обнаружили затмевающие двойные системы по всей Местной группе. Параметры этих систем можно измерить без предположений о массе или составе. Световые эхо сверхновой 1987A также являются геометрическими измерениями, не требующими использования звездных моделей или каких-либо предположений. В 2006 году абсолютная светимость цефеид была перекалибрована с использованием цефеид в галактике Messier 106, охватывающих широкий диапазон металличностей. Используя эту улучшенную калибровку, они получили модуль расстояния в , или . Это расстояние было подтверждено другими исследователями. Как и многие неправильные галактики, LMC богата газом и пылью и в настоящее время активно формирует звезды. В ней находится туманность Тарантула – наиболее активная область звездообразования в Местной группе. LMC содержит широкий спектр галактических объектов и явлений, благодаря чему она известна как «астрономическая сокровищница, великая небесная лаборатория для изучения роста и эволюции звезд», по словам Роберта Бернхема-младшего. Обследования галактики выявили около 60 шаровых скоплений, 400 планетарных туманностей и 700 открытых скоплений, а также сотни тысяч гигантских и сверхгигантских звезд. Сверхновая 1987A – ближайшая сверхновая за последние годы – произошла в Большом Магеллановом Облаке. Остаток сверхновой SNR (N86) имени Лайонела Мёрфи был назван астрономами из Обсерватории горы Стромло Австралийского национального университета в знак признания интереса судьи Верховного суда Австралии Лайонела Мёрфи к науке и его предполагаемого сходства с его большим носом. Газовый мост соединяет Малое Магелланово Облако (ММО) с LMC, что свидетельствует о приливном взаимодействии между галактиками. Облака Магеллана имеют общую оболочку из нейтрального водорода, что указывает на их долгосрочную гравитационную связь. Этот газовый мост является местом звездообразования.

Рентгеновские источники

Никаких рентгеновских лучей выше фонового уровня не было зафиксировано ни от одного из облаков во время полета ракеты Nike Tomahawk 20 сентября 1966 года, и во время полета через два дня. Вторая ракета стартовала с атолла Джонстон в 17:13 UTC и достигла апогея в , со стабилизацией вращения 5,6 об/с. Большое Магелланово Облако (ЛМК) не было обнаружено в рентгеновском диапазоне 8–80 кэВ. Этот источник рентгеновского излучения простирается примерно на 12° и соответствует Облаку. Его скорость излучения в диапазоне 1,5–10,5 кэВ на расстоянии 50 кпк составляет 4 фотона/с. Источник в ЛМК выглядел протяженным и содержал звезду ε Dor. Рентгеновская светимость (Lx) в диапазоне 1,5–12 кэВ составляла 6 × 10<sup>6</sup> (6). Из первых пяти наиболее ярких рентгеновских двойных систем в ЛМК: LMC X 1, X 2, X 3, X 4 и A 0538–66 (обнаруженных Ariel 5 в области A 0538–66), LMC X 2 является яркой низкомассивной рентгеновской двойной системой (LMXB) в ЛМК. DEM L316 в Облаке состоит из двух остатков сверхновых. Рентгеновские спектры, полученные с помощью Chandra, показывают, что горячая газовая оболочка в верхнем левом углу имеет повышенное содержание железа. Это указывает на то, что верхний левый остаток сверхновой является продуктом сверхновой типа Ia; значительно более низкое содержание в нижнем остатке свидетельствует о сверхновой типа II. SNR 0540–697 был разрешен с помощью ROSAT.