Jos joskus satut viettämään yön Maan päiväntasaajan eteläpuolella ja eteläinen sametinmusta taivas levittää edessäsi epätavallisia tähtikuvioita (jostain syystä haluat aina uskoa, että jossain siellä, merien takana, on on aina hyvä sää), kiinnitä huomiota kahteen pieneen sumuiseen pilveen taivaalla. Nämä "epänormaalit" pilvet eivät liiku tähtiin nähden ja näyttävät olevan "liimattu" taivaalle.

Euroopassa salaperäiset pilvet tunnettiin jo keskiajalla, ja päiväntasaajan alueiden ja eteläisen pallonpuoliskon maiden alkuperäiskansat tiesivät niistä ilmeisesti kauan ennen sitä. 1400-luvulla merimiehet kutsuivat pilviä Cape (nimi on samanlainen kuin Cape Colony - keskiaikainen brittiläinen omaisuus Etelä-Afrikassa, joka sijaitsee nykyisen Etelä-Afrikan tasavallan alueella).

Maailman etelänapa, toisin kuin pohjoinen, on vaikeampi löytää taivaalta, koska sen vieressä ei ole niin kirkkaita ja silmiinpistäviä tähtiä kuin napa. Kappilvet sijaitsevat lähellä taivaanpallon etelänapaa ja muodostavat sen kanssa lähes tasasivuisen kolmion. Tämä pilvien ominaisuus teki niistä tunnettuja esineitä, ja siksi niitä on käytetty pitkään navigoinnissa. Niiden luonne jäi kuitenkin mysteeriksi tuon ajan tutkijoille.

Ferdinand Magellanin maailmanympärimatkalla vuosina 1518-1520 hänen seuralaisensa ja kronikoitsija Antonio Pigafetta kuvaili pilviä matkamuistiinpanoissaan, mikä teki niiden olemassaolosta suuren eurooppalaisen yleisön omaisuutta. Kun Magellan kuoli vuonna 1521 aseellisessa konfliktissa paikallisen väestön kanssa Filippiineillä, Pigafetta ehdotti, että pilvet kutsuttaisiin Magellaniksi - suureksi ja pieneksi niiden koon mukaan.

Silmälle näkyvä Magellanin pilvien koko taivaalla on yksi suurimmista tähtitieteellisistä kohteista. Suuren Magellanin pilven (LMC) pituus on yli 5 astetta, ts. 10 kuun näennäistä halkaisijaa. Pieni Magellanin pilvi (LMC) on hieman pienempi - hieman yli 2 astetta. Kuvissa, joissa on mahdollista korjata heikkoja ulkoalueita, Pilvien koot ovat 10 ja 6 astetta. Pieni Pilvi sijaitsee Tucanin tähdistössä, ja Suuri Pilvi miehittää osan Kultaisesta kalasta sekä Pöytävuoresta.

Edes vuosisadamme alussa tiedemiehillä ei ollut yhtä mielipidettä pilvien luonteesta. Esimerkiksi Brockhausin ja Efronin tietosanakirja sanoo, että pilvet "eivät ole kiinteitä pisteitä kuten muut; ne edustavat monien sumuisten täplien, tähtikasojen ja yksittäisten tähtien hämmästyttävimpiä kasautumia." Ja vasta sen jälkeen, kun tähtitieteilijät mittasivat etäisyydet joihinkin sumuihin 1920-luvulla ja kävi selväksi, että on olemassa tähtimaailmoja, jotka sijaitsevat kaukana galaksimme ulkopuolella, Magellanin pilvet valtasivat "rakoalueensa" taivaankappaleiden joukossa.

Nyt tiedetään, että Magellanin pilvet ovat galaksimme lähimmät naapurit koko paikallisessa galaksiryhmässä. LMC:n valo saavuttaa meidät 230 tuhannen vuoden kuluttua ja vielä vähemmän MMO:lta - "vain" 170 tuhatta vuotta. Vertailun vuoksi lähin jättiläinen spiraaligalaksi, Andromeda-sumu, on lähes 10 kertaa kauempana kuin LMC. Pilvien lineaariset mitat ovat suhteellisen pieniä. Niiden halkaisijat ovat 30 ja 10 tuhatta valovuotta (muistakaa, että galaksissamme on yli 100 tuhatta valovuotta).

Pilvien muoto ja rakenne ovat tyypillisiä epäsäännöllisille galakseille: epäsäännöllisesti jakautuneet kirkkaammat alueet erottuvat repaleisen rakenteen taustalla. Ja silti näiden galaksien rakenteessa on järjestys. Esimerkiksi LMC:ssä on säännöllistä tähtien liikettä keskustan ympärillä, mikä saa tämän Pilven näyttämään "säännöllisiltä" spiraaligalakseilta, galaksin tähdet ovat keskittyneet tasolle, jota kutsutaan galaksin tasoksi.

Pilvien aineen liikkeen avulla voidaan selvittää, kuinka niiden galaktiset tasot sijaitsevat. Kävi ilmi, että LMC on melkein "tasainen" taivaanpallolla (kaltevuus on alle 30 astetta). Tämä tarkoittaa, että kaikki Suuren Pilven monimutkainen "täyte" - tähdet, kaasupilvet, klusterit - sijaitsevat lähes samalla etäisyydellä meistä, ja havaittu ero eri tähtien kirkkaudessa on totta, eikä se vääristy johtuen eri etäisyyksillä niihin. Galaxyssamme vain tähtien joukoissa on tämä ominaisuus.

LMC:n onnistunut suuntautuminen, sen "avoimuus" sekä Magellanin pilvien läheisyys meille teki niistä todellisen tähtitieteellisen laboratorion, "objektin numero 1" tähtien, tähtiklustereiden ja monien muiden mielenkiintoisten kohteiden fysiikkaan.

Magellanin pilvet ovat tuoneet yllätyksiä tähtitieteilijöille. Yksi niistä oli tähtijoukkoja. Niitä on löydetty Magellanin pilvistä sekä galaksistamme. Niistä noin 2000 löydettiin MMC:stä, yli 6000 LMC:stä, joista noin sata on pallomaisia ​​klustereita. Galaksissamme on useita satoja pallomaisia ​​klustereita, ja ne kaikki sisältävät poikkeuksellisen vähän heliumia raskaampia kemiallisia alkuaineita. Metallien pitoisuus puolestaan ​​riippuu selvästi kohteen iästä - loppujen lopuksi mitä kauemmin tähdet elävät, sitä kauemmin ne rikastavat "ympäristöä" heliumia raskaammilla kemiallisilla alkuaineilla. Alhainen metallipitoisuus tähtijärjestelmämme pallomaisten tähtien tähdissä osoittaa, että niiden ikä on erittäin pitkä - 10-18 miljardia vuotta. Nämä ovat vanhimmat esineet galaksissamme.

Yllätys odotti tähtitieteilijöitä, jotka mittasivat pilvien klustereiden "metallisuutta". LMC:stä on löydetty yli 20 pallomaista klusteria, joissa on sama metallipitoisuus kuin tähdillä, jotka eivät ole vielä kovin vanhoja. Tämä tarkoittaa, että tähtitieteellisten objektien standardien mukaan klusterit syntyivät ei niin kauan sitten. Galaxyssamme ei ole sellaisia ​​esineitä! Näin ollen Magellanin pilvissä pallomaisten klustereiden muodostuminen jatkuu, kun taas galaksissa tämä prosessi päättyi monia miljardeja vuosia sitten. Todennäköisimmin tähtijärjestelmämme jättimäisillä vuorovesivoimilla on aikaa "irrottaa" syntymättömät pallomaiset klusterit. Pienikokoisissa ja massaisissa Magellanin pilvissä "kohteliaammassa" ympäristössä on kaikki edellytykset pallomaisten tähtijoukkojen muodostumiselle.

Pilvet itsessään eivät erotu galaksimaailmasta vaatimattoman kokonsa ja valovoimansa vuoksi. Suuressa Magellanin pilvessä on kuitenkin esine, joka on merkittävä hahmo lajissaan. Puhumme valtavasta, kuumasta ja kirkkaasta kaasupilvestä, joka näkyy selvästi LMC:n valokuvissa. Sitä kutsutaan Tarantula-sumuksi tai muodollisemmin 30 Doradoksi. Tarantula-nimi annettiin sumulle sen ulkonäön vuoksi, jossa rikkaan mielikuvituksen omaava henkilö voi nähdä muistutuksen suuren hämähäkin kanssa. Sumun pituus on noin tuhat valovuotta ja kaasun kokonaismassa on 5 miljoonaa kertaa Auringon massa. Tarantula hehkuu kuin useita tuhansia tähtiä yhteensä. Tämä johtuu siitä, että sumun sisällä syntyy massiivisia kuumia tähtiä, jotka säteilevät paljon enemmän energiaa kuin aurinkomme kaltaiset tähdet. Ne lämmittävät ympärillään olevan kaasun ja saavat sen hehkumaan. Galaksissamme on vain muutamia samankokoisia sumuja, mutta ne kaikki on piilotettu meiltä tiheän galaktisen pölyn verholla. Jos ei pölyä, ne olisivat myös näkyviä ja kirkkaita taivaankappaleita.

Tarantula-sumun sisällä on monia tähtien syntymäkeskuksia, joissa tähdet syntyvät "irtotavarana". Nuoret massiiviset tähdet, joiden ikä ei ylitä useita miljoonia vuosia, osoittavat meille ne alueet, joilla tähtien muodostuminen kaasumöykkyistä on edelleen käynnissä.

Tarantulassa on myös toistuvasti räjähtänyt supernovat. Tällaiset tähtien räjähdykset niiden kehityksen viimeisessä vaiheessa johtavat siihen, että suurin osa tähdestä on hajallaan avaruudessa useiden tuhansien kilometrien sekunnissa nopeuksilla. Supernovaräjähdykset ovat tehneet sumun rakenteesta hämmentävän, kaoottisen, täynnä leikkaavia kaasumaisia ​​filamentteja ja kuoria. Tarantula-sumu toimii hyvänä testausalustana tähtien syntymää ja kuolemaa koskeville teorioille.

Magellanin pilvillä oli myös tärkeä rooli galaksien välisen etäisyysasteikon rakentamisessa. Pilvistä on löydetty yli 2000 muuttuvaa tähteä, joista suurin osa on kefeidejä. Kefeidien kirkkauden muutosjakso liittyy läheisesti niiden kirkkauteen, mikä tekee näistä tähdistä yhden luotettavimmista galaksien etäisyyden indikaattoreista. Pilviä esimerkkinä käyttäen on erittäin kätevää verrata erilaisia ​​etäisyysindikaattoreita, joiden mukaan etäisyyksien galaaktiset "tikkaat" rakennetaan.

Jos ihmissilmä kykenisi havaitsemaan radioaaltoja, joiden aallonpituus on 21 cm (atomivety säteilee tällä aallonpituudella), se näkisi hämmästyttävän kuvan taivaalla. Hän olisi nähnyt tiheitä kaasupilviä galaksimme tasossa - Linnunradalla ja yksittäisiä pilviä eri leveysasteilla - lähellä olevia kaasusumuja ja pilviä "vaeltelemassa" korkeilla leveysasteilla. Magellanin pilvet muuttuisivat hämmästyttävästi. Kahden erillisen kohteen sijasta "pitkäaaltoinen" ihminen näkisi yhden suuren pilven, jossa on kaksi kirkasta kondensaatiota, missä olemme tottuneet näkemään Suuret ja Pienet Magellanin pilvet.

Vielä 1950-luvulla havaittiin, että pilvet ovat upotettuina yhteiseen kaasuvaippaan. Kuorikaasu kiertää jatkuvasti: intergalaktisessa tilassa jäähtyessään se putoaa Pilviin painovoiman vaikutuksesta ja työnnetään takaisin supernova "männät", minkä seurauksena ilmaantuu kuuman kaasun laajeneva kuori, jonka sisällä on ylipaine (tämä prosessi muistuttaa veden liikettä kaasupolttimen alta lämmitetyssä kattilassa).

Viime aikoina on myös käynyt selväksi, että Pilviä yhdistää yhteinen kaasusilta, ei vain keskenään. Kaasulanka on löydetty - ohut kaasunauha, joka alkaa Pilvistä ja kulkee koko taivaan halki. Se yhdistää Magellanin pilvet galaksiimme ja useisiin muihin paikallisryhmän galakseihin. Sitä kutsuttiin "Magellan-virtaukseksi". Miten tämä stream syntyi? Todennäköisesti useita miljardeja vuosia sitten Magellanin pilvet lähestyivät galaksiamme. Jättitähtijärjestelmämme "vei" osan kaasusta Pilvistä painovoimallaan, kuten pölynimuri. Tämä kaasu rikasti osittain tähtijärjestelmäämme. Loput siitä "roiskui" galaksien välisessä avaruudessa muodostaen Magellanin virran.

Magellanin pilvien läheisyys massiiviseen galaksiimme ei ole heille turhaa. On mahdollista, että Pilvien ja Linnunradan lähentyminen, joka aiheutti kaasun ja tähtien vaihdon, tapahtui useammin kuin kerran menneisyydessä. Jos lähin pilvistä - Pieni - tulee galaksiamme 3 kertaa lähempänä kuin nyt, vuorovesivoimat tuhoavat sen kokonaan. Kaukaisessa tulevaisuudessa samanlaisia ​​törmäyksiä saattaa tapahtua, ja Magellanin pilvet imeytyvät kokonaan Linnunrattamme. Ne eivät pian "sulaudu" galaksimme valtavassa vatsassa ja aktivoi tähtien syntymistä niiden putoamispaikoissa, kuten on havaittu vahvemmassa muodossa suurten galaksien yhdistämisen aikana.

NASAn ja Pennsylvania State Universityn tutkijat ovat tehneet yksityiskohtaisimman ultraviolettitutkimuksen, joka on koskaan tehty suurista ja pienistä Magellanin pilvistä Swift-avaruusaluksella. Tuloksena saatu 160 megapikselin mosaiikki Large Magellanic Cloud (LMC) ja 57 megapikselin Small Magellanic Cloud (LMC) esiteltiin 3. kesäkuuta 2013 American Astronomical Societyn 222. kongressissa.

Uusissa kuvissa näkyy noin miljoona lähdettä LMC:ssä ja noin 250 000 MMO:ssa, vaihteluvälillä 1600–3300 angströmiä (angstrom on kansainvälinen aallonpituuden yksikkö, joka vastaa yhtä millimetrin kymmentämiljoonasosaa), mikä vastaa ultraviolettiaallonpituutta. alue, josta suurin osa on täysin tukossa maan ilmakehästä.

160 megapikselin LMO-mosaiikin saamiseksi tästä kohteesta otettiin 2 200 kuvaa, ja niiden lisääminen kesti noin viisi ja puoli päivää. MMO-kuva on hieman yksinkertaisempi ja koostuu 656 osasta, käsittelyaika oli noin kaksi päivää. Molempien kuvien kulmaresoluutio on 2,5 kaarisekuntia, mikä on suurin mahdollinen tälle kaukoputkelle.

Swiftin ultravioletti/optinen teleskooppi (UVOT) -ohjelman johtava tutkija Michael Siegel sanoo:

"Tähän asti näistä galakseista on tehty hyvin vähän ultraviolettihavaintoja, eikä yhtäkään tutkimusta ole tehty näin ennennäkemättömällä resoluutiolla. Näin ollen tämä katsaus sulkee monia kysymyksiä suurten ja pienten pilvien nykytilasta. Saatujen mosaiikkien avulla voimme havainnoida yhdessä kuvassa, kuinka tähdet käyvät läpi kaikki elämänsä vaiheet, mitä on erittäin vaikea ymmärtää galaksiamme tutkiessa, koska olemme sen sisällä.

LMC ja MMO sijaitsevat vastaavasti 163 tuhannen ja 200 tuhannen valovuoden etäisyydellä meistä ja kiertävät toistensa sekä Linnunradan ympärillä. LMC on noin kymmenesosa galaksimme koosta ja sisältää vain yhden prosentin sen massasta. MMO on puolet LMO:n koosta ja sisältää kaksi kolmasosaa sen massasta.

Galaksien tutkiminen ultraviolettisäteilyssä antaa tähtitieteilijöille mahdollisuuden tutkia yksityiskohtaisesti niitä muodostavia tähtiä. Ultraviolettialueella himmeiden tähtien valo vaimenee, mikä paljastaa kuumien klustereiden, kaasupilvien ja tähtienmuodostusalueiden rakenteen. Tähän mennessä Swift-laitteeseen ei ole asennettu analogia ultraviolettiteleskoopille resoluution ja näkökentän suhteen.

Yleiskuva suuresta ja pienestä Magellanin pilvestä. Lähde: Axel Mellinger, Keski-Michiganin yliopisto.



Ultraviolettikuva suuresta Magellanin pilvestä.

> Magellanin pilvet

Magellanin pilvet– Suuret ja pienet Magellanin pilvet: kuvaus Linnunradan galakseista ja satelliiteista, etäisyys, koko, Dorado- ja Toucan-tähtikuviot.

Muinaiset ihmiset eivät kyllästyneet ihailemaan yötaivaan esineitä. Tiedon puutteen vuoksi monet heistä luultiin tietysti jumalalliseksi ilmentymäksi tai komeetoksi. Tekniikan kehittyessä jokainen muodostelma sai oman nimityksensä.

Esimerkiksi on suuri ja pieni Magellanin pilvi. Nämä ovat suuria kaasu- ja tähtipilviä, jotka voidaan havaita ilman teknologian käyttöä. Poistettu 200 000 ja 160 000 valovuoden päässä galaksistamme. Mutta lyhyestä etäisyydestä huolimatta niiden piirteet voitiin paljastaa vasta viime vuosisadalla. He kuitenkin piilottavat edelleen mysteereitä.

Magellanin pilvien ominaisuudet

Suuret ja pienet Magellanin pilvet- tähtien alueet, jotka pyörivät ympäri ja erottuvat erillisinä kappaleina. Niitä erottaa 21 astetta, mutta niiden etäisyys on 75 000 valovuotta.

Suuri Magellanin pilvi (LMC) sijaitsee. Tästä syystä se on kolmannella sijalla läheisyyden suhteen. Pieni Magellanin pilvi (LMO) asuu.

Suuri on halkaisijaltaan kaksi kertaa suurempi kuin Pieni (14 000 valovuotta), minkä vuoksi siitä tulee myös neljänneksi suurin galaksi vuonna 2010. 10 miljardia kertaa massiivisempi ja pieni - 7 miljardia kertaa.

Jos puhumme rakenteesta, niin Suuri viittaa epäsäännöllisiin galakseihin, joiden keskellä on näkyvä palkki. Malyssa on myös baari (sen uskotaan olleen spiraaligalaksi, jonka rakennetta Linnunrata häiritsi).

Rakenteen ja massan lisäksi ne eroavat galaksistamme kahdella muulla ominaisuudella. Ensinnäkin niissä on paljon enemmän kaasua ja alhainen metallipitoisuus (tähdet ovat vähemmän metallipitoisia). Lisäksi heillä on sumuja ja nuoria tähtiryhmiä.

Kaasun runsaus viittaa siihen, että Magellanin pilvet voivat muodostaa uusia tähtiä, jotka voivat olla vain muutaman sadan miljoonan vuoden ikäisiä. Tämä on erityisen ilmeistä Bolshoissa, jossa tähtiä muodostuu valtavia määriä. Voit jäljittää tämän hetken kirkkaasta Tarantula-sumusta.

Magellanin pilvien uskotaan ilmestyneen 13 miljardia vuotta sitten (kuten Linnunrata). Ennen luultiin, että ne olivat lähempänä, mutta kaikki selitettiin sillä, että Linnunrata vääristää niiden muotoa. Tämä vahvistaa ajatusta, että he eivät usein pääse näin lähelle. Hubblen havainnot vuonna 2006 osoittivat, että niiden nopeus saattaa olla liian suuri pysyäkseen galaksimme satelliiteina pitkällä aikavälillä. Lisäksi eksentrinen kiertoradat näyttävät vahvistavan, että lähestyminen tapahtui vain kerran kaukaisessa menneisyydessä.

Vuoden 2010 tutkimus osoitti, että Pilvet saattavat olla ohikulkevia pilviä, jotka on poimittu jossain vaiheessa. Se, että ne ovat kosketuksissa galaksiimme, on todisteena muuttuneesta rakenteesta ja neutraalin vedyn virtauksista. Niiden painovoima vaikutti myös Linnunrataan, mikä muutti levyn ulkoosan muotoaan.

Magellanin pilvien löytämisen historia

Magellanin pilvet olivat kiinnostuksen ja palvonnan kohde monille heimoille, mukaan lukien Australian aboriginaalit, Uuden-Seelannin maorit ja polynesialaiset (käytettiin navigointimerkkeinä). Vakavaan tutkimukseen 1. vuosituhannella eKr. persialainen tähtitieteilijä As-Sufi hyväksyi. Hän kutsui suuria "lampaita" ja huomautti, että sitä ei voitu nähdä Pohjois-Arabiassa tai Bagdadissa.

1400-luvulla eurooppalaiset liittyivät tuttavuuteen. Sillä hetkellä kauppa kukoisti ja laivoja lähetettiin hakemaan tavaroita. Portugalilaiset ja hollantilaiset merimiehet kutsuivat niitä "niemipilviksi", kun he purjehtivat Hyväntoivon niemen ja Hornin ohi.

Ferdinand Magellanin maailmanympäripurjehduksen aikana pilviä kuvattiin himmeiksi tähtijoukkoiksi. Johann Bayer lisäsi ne kartastoinsa vuonna 1603 ja nimesi pienemmän "Pikkusumuksi".

John Herschel vuosina 1834-1838 tutki eteläistä taivasta ja kuvasi Smalla pilviseksi valomassaksi, joka on tehty soikean muotoiseksi. Vuonna 1891 Etelä-Peruun ilmestyi havaintoasema 24 tuuman kaukoputkella, jota käytettiin pilvien tarkkailuun.

Yksi tutkijoista oli Henrietta Leavitt, joka löysi muuttuvan tähden Pienestä. Hänen tulokset ilmestyivät painettuna vuonna 1908, "1777 Variables in the Magellanic Clouds", jossa osoitettiin jaksollisen vaihtelun ja kirkkauden välinen suhde.

Vuonna 2006 tehty löytö (pilvet voivat liikkua liian nopeasti) herätti epäilyksiä ja ajatuksia, että ne muodostuivat toisessa galaksissa. Andromedasta tuli ehdokas. Niiden kokoonpanon perusteella voimme sanoa, että he luovat silti uusia tähtiä. Mutta miljoonia vuosia kuluu, ja he voivat päästä Linnunradalle. Tai ne pysyvät hyvin lähellä vetymme ruokkimana.

Magellanin pilvet ovat meitä lähimmät galaksit. Ne on nimetty siksi, koska seuralainen ja historiografi Magellan Pigafetta havaitsi ja kuvaili niitä. Näitä pilvigalaksia voidaan havaita vain eteläisellä pallonpuoliskolla. Siellä Magellanin retkikunnan merimiehet kiinnittivät huomion kahteen taivaalla loistaviin sumuihin. He seurasivat aina vuosien 1519-1522 tutkimusmatkaa.

Magellanin pilven galaksit erottuvat rikkaasta ja monipuolisesta tähtikoostumuksesta. Suunnat suuriin ja pieniin Magellanin pilviin muodostavat 33 ja 45° kulmat galaksin tason kanssa. Tämä on erittäin hyvä havainnointiin, koska galaksin tasossa oleva pöly ei häiritse.

Etäisyys jokaiseen Magellanin pilveen on 46 kpc. Tämä on vain puolitoista kertaa Galaxyn koko. Molemmat Pilvet eroavat toisistaan ​​noin 20 kpc:n etäisyydellä. Tämä on paljon pienempi kuin viereisten galaksien välinen etäisyys. Tutkijat uskovat, että koska galaksimme ja molemmat Magellanin pilvet ovat niin lähellä toisiaan, niitä tulisi pitää yhtenä, mutta kolminkertaisena galaksina. Molemmat Magellanin pilvet ovat upotettuina yhteiseen neutraalin vedyn kuoreen. Lisäksi ne on yhdistetty toisiinsa vetysillalla. On outoa, että vety, joka sijaitsee lähellä galaksin päätasoa, muodostaa reunan, joka on suunnattu Magellanin pilviä kohti. Jotain samanlaista kuin kierrehaara ulottuu Big Cloudista vastakkaiseen suuntaan kuin galaksi. Jos tämä on todellakin spiraalihaara, niin sitten täytyy olla toinen, sen kanssa pariksi suunnattu ja kohti galaksia. Tällainen toinen kierrevarsi voi todellakin olla olemassa, mutta sitä on vaikea erottaa perspektiivistä. On jopa myönnetty, että Big Cloud ja galaksimme ovat yhteydessä toisiinsa kaasusillalla. Kuvassa 41 näkyvä Suuri Magellanin pilvi on halkaisijaltaan noin 10 kpc. Pilvellä on monimutkainen ja monipuolinen rakenne. Selvästi näkyy pitkänomainen runko, joka muistuttaa ristikkäisissä spiraaleissa olevia puseroita. Näet paljon pieniä yksityiskohtia, jotka muodostuvat superjättitähtiryhmien sijainnin vuoksi.

Tyypin I tähtipopulaatio hallitsee Suuressa Magellanin pilvessä. Suuressa pilvessä on lähes viisi tuhatta erittäin kirkasta superjättiläistä. Jokainen niistä säteilee enemmän energiaa kuin 10 000 aurinkoa. Suuressa pilvessä on valkoinen tähti HD 33579. Tätä tähteä kutsutaan myös nimellä S Goldfish. Tämä tähti loistaa kuin miljoona tähteä.

Pienen Magellanin pilven (kuva 42) mitat ovat noin neljä kertaa pienemmät kuin Suuren - 2,2 kpc. Ja tyypin I tähtipopulaatio ei ole siinä niin monipuolinen. Molemmissa Magellanin pilvissä on 532 suurta kaasusumua. Suurin osa heistä on Big Cloudissa.

Riisi. 41. Suuri Magellanin pilvi

Riisi. 42. Pieni Magellanin pilvi

Magellanin pilvissä on paljon tähtijoukkoja. Tutkijat ovat rekisteröineet 1100 avointa klusteria Big Cloudiin ja yli 100 Small Cloudiin. Suuresta pilvestä on löydetty 35 pallomaista klusteria ja Pienestä pilvestä 5. Magellanin pilvistä löydettiin pallomaisia ​​klustereita, joita ei löydy galaksistamme. Ne sisältävät monia sinivalkoisia jättiläisiä. Siksi ne ovat valkoisia. Tavalliset pallomaiset klusterit koostuvat punaisista jättiläisistä, joten niiden väri on kelta-oranssi. Uskotaan, että valkoiset pallomaiset klusterit ovat hyvin nuoria tavallisiin verrattuna.

Magellanin pilvet sisältävät monia erityyppisiä muuttuvia tähtiä. Vain Magellanin pilvissä ja galaksissamme voidaan havaita pitkä- ja lyhytjaksoisia kefeidejä. Uusia tähtiä on havaittu Magellanin pilvissä. Itse asiassa ne eivät eronneet galaksimme uudesta.

Magellanin pilvissä on paljon hajaainetta. Vety on jakautunut koko galaksien tilavuuteen. Vedyn osuus Magellanin pilvissä on 6 %. Galaxyssamme vedyn osuus on vain 1–2 %.

Magellanin pilvissä ei ole pölyä. Mutta se ei tarkoita, etteikö sitä olisi olemassa. Epäsuorien tosiasioiden perusteella voimme päätellä, että Magellanin pilvissä on enemmän pölyä kuin galaksissamme.

Kaukana eteläisellä taivaalla, Maan pohjoisen pallonpuoliskon asukkaiden silmille saavuttamattomissa, pohjoisella pallonpuoliskolla rakennetuille ja asennetuille suurille teleskoopeille käsittämättömiä, on kaksi merkittävintä taivaankohdetta, kaksi tähtitieteen aarretta. - Suuret ja pienet Magellanin pilvet.

Ensimmäinen meille tullut kuvaus Magellanin pilvien havainnoista kuuluu Pigafettalle, Magellanin seuralaiselle ja historiografille hermoja raastavalla maailmanympärimatkalla. Kun vuosina 1519-1522. Magellanin alukset purjehtivat pitkin Atlantin ja sitten Tyynenmeren ja Intian valtameren eteläisiä vesiä. Pigafetta kiinnitti huomion kahteen korkealla taivaalla seisovaan loistavaan sumuun, jotka seurasivat tasaisesti tutkimusmatkaa, ja kuvaili niitä. Mitään tällaista ei näy pohjoisella taivaalla.

Magellanin pilvien suuri merkitys tieteelle määräytyy sen perusteella, että nämä ovat meitä lähimpänä olevat galaksit. Seuraava naapuri, Sculptor-järjestelmä, on kaksi kertaa kauempana. Lisäksi Magellanin pilvet ovat galakseja, joissa on erittäin rikas ja monipuolinen esinekoostumus. Tässä suhteessa he pitävät kämmenellä paikallisessa galaksijärjestelmässä. Sculptorin järjestelmä on paljon vähemmän kiinnostava galaksi, jossa ei ole superjättiläisiä tähtiä, tähtijoukkoja, kaasusumuja ja muita kohteita, jotka ovat tärkeitä tähtien ja tähtijärjestelmien kehityksen tutkimisessa. Lähimmät Magellanin pilviä koostumukseltaan verrattavat galaksit ovat Andromeda-sumu (NGC 224) ja Kolmiosumu (NGC 598). Mutta ne sijaitsevat 10 kertaa kauempana. Ja tämä tarkoittaa, että 60 cm:n kaukoputkella Magellanin pilviä voidaan tutkia samalla yksityiskohtaisesti kuin NGC 224:ää ja NGC 598:aa tutkitaan jättiläismäisellä 6 metrin kaukoputkella. Mitä mielenkiintoista tietoa voitaisiin saada osoittamalla 6 metrin kaukoputki Magellanin pilviin! Kuitenkin, kuten eräs tarkkailija huomautti, "Jumala päätti leikkiä vitsiä sijoittamalla tähtitieteilijät maan pohjoiselle pallonpuoliskolle ja sijoittamalla Magellanin pilvet eteläiselle taivaalle."

Pohjoisen pallonpuoliskon maissa on pitkään ollut 5 metrin teleskooppi ja suuri määrä kaukoputkia, joiden linssin halkaisija on kahdesta kolmeen metriä. Ja vuonna 1976

Neuvostoliitossa otettiin käyttöön kuuden metrin kaukoputki.

Viime aikoihin asti eteläisellä pallonpuoliskolla oli vain kaksi 180 cm:n teleskooppia. Heidän avullaan Magellanin pilviä havaittiin pääasiassa. Vasta aivan äskettäin eteläinen pallonpuolisko vihdoin rikastui 4 ja 3,7 metrin kaukoputkilla. Kestää vuosia, kymmenen vuotta, ennen kuin nämä teleskoopit antavat merkittävän panoksen Magellanin pilvien tutkimukseen.

Monia esineitä tutkitaan Magellanin pilvissä jopa menestyksekkäämmin kuin itse galaksissamme. Tämä johtuu ensinnäkin siitä, että galaksin mielenkiintoisimmat kohteet sijaitsevat hyvin lähellä sen päätasoa, ja koska olemme myös lähellä tätä tasoa, havainnointia haittaa suuresti valon imeytyminen pimeään pölyiseen aineeseen, joka on myös keskittynyt päätason lähelle. Suunnat suureen ja pieneen Magellanin pilviin muodostavat 33 ja 45° kulmat galaksin tason kanssa, joten valon absorptiolla on erittäin heikko vaikutus. Toinen Magellanin pilvien etu on mahdollisuus verrata niiden tähtien näennäisiä suuruuksia vertaamalla valoisuuden absoluuttisia suuruuksia. Tällainen vertailu on mahdollista, koska Magellanin pilvien koko on pieni verrattuna etäisyyteen niihin, ja jokaisen Pilven kaikkia tähtiä voidaan pitää suunnilleen yhtä kaukana meistä. Tämä ehto ei tietenkään täyty galaksimme tähdille, ja kuinka tärkeä sen merkitys voi olla, voidaan nähdä seuraavasta historiallisesta esimerkistä.

Vuonna 1910 G. Leavitt (USA) havaitsi kefeidejä pienessä Magellanin pilvessä, että pitkäkestoisilla kefeideillä, joilla on suurempi kirkkaus, on myös pidempi kirkkauden muutosjakso. Melko tarkasti täyttyi sääntö, jonka mukaan kaksi kertaa pidempi jakso vastasi kefeidin magnitudia 0 m, 6:lla. Koska Magellanin pilvien tähtien absoluuttisten tähtien magnitudien ero on yhtä suuri kuin näennäisten tähtien magnitudien ero, tämä vahvistettiin fysikaalisella lailla - Pienen Magellanin pilven kefeideissä kaksi kertaa suurempi ajanjakso vastaa absoluuttista tähtien suuruutta. 0 m,6 pienempi, eli 1,7 kertaa valovoima. Myöhemmin kävi ilmi, että tämä laki on universaali. Se pätee suuren Magellanin pilven, galaksin, Andromeda-sumun ja muiden galaksien pitkän ajanjakson kefeideille; Samanlainen suhde perustettiin myös lyhytaikaisille kefeideille. Avoin riippuvuus mahdollisti uuden menetelmän kehittämisen etäisyyksien määrittämiseen, jolla oli tärkeä rooli tähtitieteessä. Jos sinun on määritettävä etäisyys tähtijoukkoon tai galaksiin, riittää, että löydät kefeidin tästä järjestelmästä, tarkkailet sen kirkkauden muutosta ja määrität jakson ja määrität sitten jälkimmäisen jakson ja absoluuttisen suhteen. magnitudi M. On myös tarpeen mitata näennäinen tähtien magnitudi m, jonka jälkeen lasketaan tuntematon etäisyys r.

Kuinka tärkeä menetelmä kefeideistä etäisyyksien määrittämiseksi on, voidaan arvioida sen perusteella, että siitä on tullut perusta etäisyyksien määrittämisessä muihin galakseihin.

Jos Magellanin pilvissä ei havaittu pitkäjaksoisia kefeidejä, niin niiden ajanjaksojen ja absoluuttisten tähtien suuruussuhteiden välinen suhde voitaisiin todeta vasta paljon myöhemmin, koska etäisyyksien ero galaksin pitkäjaksoisiin kefeideihin estää tämän riippuvuuden ilmentymisen. näkyvällä tavalla.

Etäisyys jokaiseen Magellanin pilveen, 46 kpc, on vain puolitoista kertaa galaksin halkaisija, ja Suuren ja Pienen Pilven välinen etäisyys on noin 20 kpc. Nämä etäisyydet ovat monta kertaa pienempiä kuin keskimääräinen etäisyys naapurigalaksien välillä yleensä ja jopa kuin keskimääräiset etäisyydet naapurigalaksien välillä paikallisessa galaksijärjestelmässä. Siksi on oikeampaa ajatella, että galaksi ja Magellanin pilvet muodostavat kolminkertaisen galaksin. Keskinäinen vaikutus tässä kolmoisjärjestelmässä, jossa galaksia tulisi pitää pääkappaleena ja Magellanin pilviä satelliitteina, voidaan jäljittää siitä tosiasiasta, että kuten radiohavainnot osoittavat, molemmat Magellanin pilvet ovat upotettuna yhteiseen neutraalin vedyn kuoreen. ja ne on lisäksi yhdistetty toisiinsa vetysillalla, ja vety, joka sijaitsee lähellä galaksin päätasoa, muodostaa Magellanin pilviä kohti suunnatun ulkoneman. Jotain spiraalin kaltaista haaraa ulottuu Suuresta Pilvestä vastakkaiseen suuntaan galaksiin nähden, ja sitten pitäisi olla samanlainen, perspektiivistä erottumaton haara, kohti galaksia. On mahdollista, että Big Cloud ja Galaxy on yhdistetty toisiinsa kaasusillalla.

Suuri Magellanin pilvi on halkaisijaltaan noin 10 kpc ja sillä on monimutkainen ja monipuolinen rakenne. Pitkänomainen runko on selvästi hämärässä, muistuttaen ristikkäisissä spiraaleissa olevia puseroita. On monia pieniä yksityiskohtia, jotka ovat tulosta superjättitähtien ryhmittymisestä. Big Cloudia hallitsevat tyypin I tähtipopulaatiot, ja se on täynnä tämän populaatiotyypin merkittäviä jäseniä. Tässä suhteessa Suuri Magellanin pilvi ylittää jopa galaksimme kierrehaarojen alueen. Se sisältää paljon sinisiä superjättiläisiä, joiden valoisuus on erittäin korkea. Ranskalainen tähtitieteilijä Vaucouler laski Big Cloudiin 4 700 superjättiläistä, joista jokainen säteilee voimakkaammin kuin 10 000 aurinkoa, ja juuri täällä sijaitsevat meidän tuntemamme tähtien kirkkauden mestarit.

Taulukossa luetellaan tunnetut tähdet, joilla on suurin kirkkaus eri galakseissa.

Näemme, että kaikkien erottamamme tähtien valoisuuden mestari (kaukaisissa galakseissa emme voi erottaa yksittäisiä tähtiä) on valkoinen tähti HD 33579, joka sijaitsee Suuressa Magellanin pilvessä. Tätä tähteä kutsutaan myös nimellä S Goldfish. Sen absoluuttinen magnitudi on -10m,1 ja se paistaa kuin noin miljoona aurinkoa. Jos HD 33579 olisi meitä lähimmän tähden sijasta kentaurin sijasta, maapallon ihmiskunta saisi ylimääräistä ja nykyistä kirkkaampaa yövaloa. Tällä etäisyydellä HD 33579 loistaisi kuin viisi kuuta. Taulukko näyttää; että superjättitähtien voiman suhteen Suuri Magellanin pilvi on ensimmäisellä sijalla; galaksimme ja kolmiosumu (NGC 598) ovat toisella sijalla lähellä olevien galaksien joukossa, ja Pieni Magellanin pilvi, Andromeda-sumu (NGC 224) ja NGC 6822 ovat kolmannella sijalla.

Ottaen huomioon, että kaikki Suuren Magellanin pilven tähdet ovat lähes samalla etäisyydellä meistä, tässä järjestelmässä on helpompaa kuin galaksissamme määrittää eri kirkkauden omaavien tähtien suhteellinen lukumäärä.

Thackeray sai taulukossa esitetyt tulokset laskemalla eri näennäissuuruisuuksilla olevien tähtien lukumäärän yhdessä Suuren Pilven osista ja tietämällä etäisyyden.

Valitettavasti Thackeray pystyi laskemaan vain superjättiläisiä ja kirkkaita jättiläisiä. Jos 5 metrin kaukoputki olisi eteläisellä pallonpuoliskolla, niin laskelmat voitaisiin laajentaa tähtiin, joiden M = +5 m, eli esimerkiksi aurinkoomme. Tämä antaisi erittäin mielenkiintoista tietoa Magellanin pilvien tähtipopulaatiosta. Thackerayn tuloksista seuraa, että superjättiläisten ja jättiläisten valoisuuden pienentyessä tämän kirkkauden tähtien lukumäärä kasvaa. Olisi mielenkiintoista tietää, mihin absoluuttisiin, tähtien suuruusluokkaan tämä säännöllisyys ulottuu. Saavutetaanko tähtien enimmäismäärä tietyllä kirkkausarvolla, jonka jälkeen luminositeetin edelleen pienentyessä tietyn kirkkauden tähtien määrä jo pienenee? ,

Pienen Magellanin pilven koko on noin neljä kertaa pienempi kuin Suuri - 2,2 kpc. Huolimatta ulkonäön samankaltaisuudesta, keskinäisestä läheisyydestä ja ilmeisesti yhteisestä alkuperästä, Pilvien tähtipopulaatiossa on eroja. Pienessä pilvessä tähtipopulaation tyyppi I ei ole niin runsaasti edustettuna, eivätkä sen edustajat ole yhtä merkittäviä yksilöitä kuin Suuressa pilvessä.

Tarkkailemme muita galakseja galaksimme kautta. Muiden galaksien yksittäisten tähtien ominaisuuksien määrittämiseksi on kyettävä erottamaan ne galaksemme näihin galakseihin heijastuvista tähdistä. Muuten, jos otamme heikon ja lähellä olevan tähden, joka sijaitsee esimerkiksi 46 kpc:n etäisyydellä, tähdeksi, joka on osa Suurta Magellanin pilveä, joka sijaitsee tuhat kertaa kauempana, niin tähden kirkkaus on liioiteltu. 1000 2 - miljoonaa kertaa. Joten voit saada paljon fiktiivisiä "superjättiläisiä". Luotettava tapa suojata tutkimusta tällaisilta virheiltä on määrittää tähden radiaalinen nopeus. Jos esimerkiksi Suuren Magellanin pilven suunnassa sijaitsevalla tähdellä on säteittäinen nopeus, joka ei eroa kovinkaan paljon itse pilven säteittäisnopeudesta + 280 km / s, eli jos tämä säteittäinen nopeus on välissä + 250- + 310 km/s , niin tähti kuuluu epäilemättä Suureen Magellanin pilveen. Jos tähti kuuluu galaksiin ja heijastetaan vain Suureen Magellanin pilveen, sen nopeus ei ylitä +60 - +70 km/s. Tässä suunnassa ei esiinny muita säteittäisiä nopeuksia, jotka ovat esimerkiksi välillä o r +70 - +260 km/s.

Voit myös käyttää omia liikkeitäsi. Muiden galaksien tähdissä ne ovat aina yhtä suuret kuin nolla erittäin suurten etäisyyksien vuoksi. Jos tähdellä on oma liike, se on ehdottomasti tähti galaksissamme. Tyypin I tähtipopulaatiolle on ominaista suurten kaasumaisten vetysumujen läsnäolo. Ja tässä suhteessa Suuri Magellanin pilvi, joka on täynnä vetysumuja, erottuu läheisten galaksien joukosta. Molemmissa Magellanin pilvissä on 532 suurta kaasumaista sumua, joista suurin osa on osa Big Cloudia. Tässä on myös mahtavin tunnettu kaasumainen sumu - 30 Goldfish, jonka halkaisija on noin 200 ns ja massa vastaa 500 000 auringon massaa. Vertailun vuoksi huomautamme, että galaksissamme suurimman tunnetun vetysumun halkaisija on 6 kpc ja sen massa on vain 100 auringon massaa.

Magellanin pilvissä on paljon tähtijoukkoja. Vuonna 1847 John Herschel, joka matkusti erityisesti Etelä-Afrikkaan tarkkailemaan Magellanin pilviä, laski Big Cloudissa 919 ja Pienessä pilvessä 214 tähtiklusteria ja hajaaineen pilviä. Tällä hetkellä kokonaismäärä; Suuressa pilvessä on luetteloituja avoimia klustereita 1 600 ja Pienessä pilvessä yli 100. Kaikki nämä klusterit ovat kooltaan ja valoisuudeltaan verrattavissa galaksimme rikkaimpiin avoimiin klustereihin. Täytyy ajatella, että Magellanin pilvissä on suuri määrä avoimia ryhmiä, jotka ovat pienempiä ja vähemmän täynnä tähtiä, joita ei ole vielä tunnistettu.

Big Cloud 35:ssä ja Small Cloud 5:ssä on löydetty galaksin pallomaisia ​​klustereita. Mutta on löydetty myös uusia esineitä, joita ei löydy galaksista – pallomaisia ​​klustereita, jotka sisältävät monia sinertäviä ja valkoisia jättiläisiä ja joilla on siksi valkoinen väri. väri, kun taas niin sanotuissa "tavallisissa" pallomaisissa klusteissa, mukaan lukien kaikki galaksin pallomaiset klusterit, on vain punaisia ​​jättiläisiä ja niiden väri on kelta-oranssi. Nämä uudentyyppiset pallomaiset klusterit kiinnostavat suuresti. On oletettu, että niiden ikä on pieni, kun taas "tavalliset" pallomaiset klusterit ovat vanhoja muodostumia. On tarpeen löytää vastaus kysymykseen, miksi Suuressa Magellanin pilvessä on sinisiä pallomaisia ​​klustereita, mutta niitä ei ole galaksissa.

Magellanin pilvissä on runsaasti erityyppisiä muuttuvia tähtiä. Vain näissä kahdessa galaksissa, omaamme lukuun ottamatta, voidaan havaita pitkä- ja lyhytjaksoisia kefeidejä tällä hetkellä. Tämä seikka, kuten tulemme näkemään myöhemmin, on erittäin tärkeä oikeiden menetelmien kehittämiseksi ekstragalaktisten etäisyyksien määrittämiseksi.

Ensimmäinen uuden tähden purkautuminen Pienessä Pilvessä havaittiin vuonna 1897 ja Suuressa Pilvessä vuonna 1926. Tähän mennessä tällaisia ​​purkauksia on rekisteröity yli tusina.

Magellanin pilvissä on myös runsaasti diffuusia ainetta. Tutkimus niistä tulevasta radiosäteilystä, jonka aallonpituus on 21 cm, osoittaa, että niissä oleva vety ei ole keskittynyt vain yksittäisiin pilviin, vaan se on myös jakautunut koko galaksien tilavuuteen. Kun galaksissamme vedyn osuus kokonaismassasta on vain 1-2 %, Magellanin pilvissä sen osuuden arvioidaan olevan 6 %.

Magellanin pilvien pölyainetta ei voida suoraan havaita. Aineen suora havainnointi galakseissa on yleensä mahdollista vain silloin, kun näemme erittäin puristettuja galakseja reunassa tai melkein reunassa. Vain tässä tapauksessa pölyisen aineen paksuus näkölinjalla on niin merkittävä, että se näkyy selvästi. Siksi pölyisen aineen havaitsemiseksi Magellanin pilvistä käytetään alkuperäistä menetelmää, jota Shapley käytti ensimmäisenä. Magellanin pilvien kautta havaittujen kaukaisten galaksien määrä lasketaan ja sitä verrataan naapurialueiden galaksien määrään. Esimerkiksi Suuren 06^ Lakan keskialueen läpi havaittujen kaukaisten galaksien määrä on noin 10 kertaa pienempi kuin saman näennäisen suuruusluokan galaksien määrä, joka havaitaan samalla alueella taivaan naapurialueella. Tämä ero selittyy sillä, että Suuri Magellanin pilvi sisältää pölyistä ainetta, joka vaimentaa kaukaisten galaksien valoa. Siksi etäisemmät ja heikommat tulevat näkymättömiksi. Siitä, että galaksien määrä Big Cloudin läpi havainnoituna pienenee 10 kertaa, voidaan päätellä, että siellä oleva pölyinen aine heikentää kaikkien kohteiden kirkkautta keskimäärin 1m.7. Vertailun vuoksi huomautamme, että havaintojen ja laskelmien mukaan galaksiemme läpi katsottuna sen päätasoon nähden kohtisuorassa suunnassa katsottavien galaksien kirkkaus heikkenisi keskimäärin vain 0 m.7. Ilmeisesti Big Cloud on myös rikkaampi pölyaineesta kuin galaksissamme. Valon absorptio löytyy myös pienestä Magellanin pilvestä.

Magellanin pilvien tutkimus osoitti eri tähtijärjestelmien yhtenäisyyden, yhteisyyden. Kaikki kohteet - eri spektrityyppiset, eri valoisuudet, muuttuvat ja paikallaan olevat tähdet, erityyppiset tähtijoukot, kaasumaiset ja pölyiset aineet, kaikki galaksin tutkijaa hämmästyttävä monimuotoisuus löytää paikkansa Magellanin pilvissä. Tämä tarkoittaa, että tähtien ja tähtijoukkojen muodostumista säätelevät lait ovat samat galaksissamme ja Magellanin pilvissä.

Kutsumme sinut keskustelemaan tästä julkaisusta omassamme.