Magellanic lớn và nhỏ. Điều tra sự cạnh tranh trong không gian của các đám mây Magellan lớn và nhỏ. Cướp trong không gian

Đối thủ của nhau là hai thiên hà lùn, Đám mây Magellan Lớn và Nhỏ, xoay quanh Dải Ngân hà và xung quanh nhau. Mỗi người trong số họ hút vật chất từ ​​vật chất kia, và một người vẫn cố gắng hút ra một đám mây khí khổng lồ từ người bạn đồng hành của nó.

Cái gọi là "Cánh tay phía trước", bao gồm khí giữa các vì sao, kết nối Đám mây Magellan với Thiên hà của chúng ta. Một nồng độ khí khổng lồ được Milky Way hấp thụ và hỗ trợ sự hình thành sao của nó. Nhưng loại thiên hà lùn nào đã hút ra khí mà ngôi nhà sao của chúng ta hiện đang ăn? Sau một thời gian dài tranh luận, các nhà khoa học đã nhận được câu trả lời cho câu đố này.

“Câu hỏi đặt ra: liệu khí này bị xé ra từ Đám mây Magellan Lớn hay Đám mây Magellan Nhỏ? Thoạt nhìn, có vẻ như nó đang quay trở lại Đám mây Magellan Lớn. Nhưng chúng tôi tiếp cận câu hỏi này theo một cách khác, hỏi: Tay áo trước được làm bằng gì? - Andrew Fox, tác giả của nghiên cứu từ Viện Khoa học quản lý Kính viễn vọng Không gian ở Baltimore (Mỹ), giải thích.

Đám mây Magellan lớn. Tín dụng: AURA / NOAO / NSF

Nghiên cứu của Fox là sự tiếp nối của công trình nghiên cứu năm 2013 của ông, tập trung vào đặc điểm đằng sau Đám mây Magellan Lớn và Nhỏ. Khí trong một cấu trúc giống như dải băng được gọi là Dòng Magellanic đã được tìm thấy trong cả hai thiên hà lùn. Bây giờ Fox đang nghĩ về Tay áo trước. Không giống như Suối Magellanic, cấu trúc dài và gãy này đã tiến đến Dải Ngân hà và thực hiện cuộc hành trình vào bên trong đĩa thiên hà.

Cánh tay trước là một ví dụ về sự tích tụ khí theo thời gian thực. Rất khó để nhìn thấy nó trong các thiên hà xa Milky Way. “Bởi vì hai thiên hà này nằm trên sân sau, chúng tôi đã có một chỗ ngồi ở hàng ghế đầu để theo dõi hành động này ”, Kat Barger đến từ Đại học Texas Christian (Mỹ) cho biết.

Đám mây Magellan Nhỏ được kính thiên văn VISTA nhìn thấy. Tín dụng: ESO / VISTA VMC

TẠI việc làm mới Fox và nhóm của ông đã sử dụng tầm nhìn tia cực tím của Hubble để phân tích hóa học khí ở tay áo trước. Họ quan sát ánh sáng của bảy chuẩn tinh, hạt nhân sáng của các thiên hà đang hoạt động, qua đám mây khí này. Sử dụng quang phổ của kính viễn vọng không gian, các nhà khoa học đã đo cách ánh sáng được lọc.

Đặc biệt, họ đang tìm kiếm sự hấp thụ tia cực tím của oxy và lưu huỳnh. nó hiệu suất tốt có bao nhiêu nguyên tố nặng trong chất khí. Sau đó, nhóm nghiên cứu so sánh các phép đo của Hubble với các phép đo hydro được thực hiện bởi Đài quan sát Ngân hàng Xanh của Quỹ Khoa học Quốc gia Robert Byrd, cũng như một số kính thiên văn vô tuyến khác.

Barger nói: “Với sự kết hợp giữa các quan sát của Hubble và Green Bank, chúng tôi có thể đo thành phần và vận tốc của khí để xác định thiên hà lùn nào là thủ phạm.

Một cuộc giằng co vũ trụ đã diễn ra ở ngoại ô thiên hà của chúng ta và chỉ Kính viễn vọng Không gian Hubble mới có thể nhìn thấy ai là người chiến thắng. Nhà cung cấp hình ảnh: D. Nidever và cộng sự, NRAO / AUI / NSF và A. Mellinger, Khảo sát Leiden-Argentine-Bonn (LAB), Đài quan sát Parkes, Đài quan sát Westerbork, Đài quan sát Arecibo và A. Feild

Câu trả lời chỉ được tìm thấy nhờ vào khả năng độc đáo của "Hubble". Do tác động lọc của bầu khí quyển Trái đất, tia cực tím không thể được nghiên cứu bằng kính thiên văn trên mặt đất. Sau nhiều lần phân tích, cuối cùng nhóm nghiên cứu đã xác định được "dấu vân tay" hóa học phù hợp với nguồn gốc khí của Front Arm. “Chúng tôi nhận thấy rằng khí phù hợp với Đám mây Magellan Nhỏ. Điều này cho thấy Đám mây Magellan Lớn đang chiến thắng trong cuộc giằng co vì nó đã tách quá nhiều khí ra khỏi người hàng xóm nhỏ hơn, ”Andrew Fox nói.

Khí từ Cánh tay phía trước bây giờ đi qua đĩa Thiên hà của chúng ta. Khi băng qua, nó tương tác với khí riêng của Dải Ngân hà và tan biến. nó nghiên cứu quan trọng cho thấy cách khí đi vào các thiên hà và đốt cháy các ngôi sao. Một ngày nào đó, các hành tinh và hệ thống sao trong Dải Ngân hà sẽ được sinh ra từ vật chất từng là một phần của Đám mây Magellan Nhỏ.

Đám mây Magellan lớn- thiên hà lùn và vệ tinh gần nhất của Dải Ngân hà: khoảng cách, chòm sao Dorado, phát hiện, sinh sao, quay.

Đám mây Magellan Lớn (LMC) là một thiên hà lùn là vệ tinh cho Dải Ngân hà (một trong những thiên hà gần hành tinh của chúng ta nhất). Nó cách xa 163.000 năm ánh sáng (giữa các chòm sao và) và giống như một tinh vân mờ nhạt ở quả cầu phía nam.

Cùng với tên của Ferdinand Magellan. Tuy nhiên, các nhà thiên văn học từ Nam bán cầu đã phát hiện ra những hiện tượng này ngay cả trước khi thế giới quay vòng năm 1519. Bản thân Magellan đã chết trong chuyến đi, nhưng thủy thủ đoàn đã để lại ghi chú khi họ trở về.

Vị trí của Đám mây Magellan Lớn

Các đám mây có thể nhìn thấy bằng mắt thường, vì vậy khám phá của chúng có trước sự phát minh ra kính thiên văn. Nhưng phải mất nhiều thế kỷ nữa để tính toán chính xác khoảng cách. Cho đến năm 1994, nó được coi là vật thể thiên hà gần nhất, cho đến khi một thiên hà hình elip lùn xuất hiện. Nhưng cô ấy cũng chỉ đứng vững trên bệ đỡ cho đến năm 2003, khi họ tìm thấy Dwarf Galaxy trong Canis Major.

Đám mây Magellan Lớn đang ở trong. Thành viên được biết đến nhiều nhất là (ở bán cầu bắc) được quan sát mà không sử dụng công nghệ. Nó cách chúng ta 2,5 triệu năm ánh sáng và đang tiến đến gần chúng ta để chịu tác động cuối cùng.

Sự hình thành sao trong Đám mây Magellan Lớn

Sự ra đời của những ngôi sao mới cũng rất đáng chú ý ở đây. Có thể chụp ở một số khu vực rộng lớn tích tụ khí, nơi chuẩn bị các điều kiện cho cuộc “chào đời”.

Các dấu hiệu hoạt động và bức xạ đã được nhìn thấy trong Tinh vân Tarantula. Điều này cho thấy hàng nghìn ngôi sao lớn tập trung ở phần trung tâm, chúng thổi bay vật chất và tạo ra bức xạ cường độ cao với gió mạnh. Bạn có thể chiêm ngưỡng các ngôi sao của thiên hà Đám mây Magellan Lớn trong ảnh.

Hình ảnh cho thấy một nhóm sao trẻ trong Đám mây Magellan Lớn.

Một vùng hình thành sao nhỏ nằm ở LHA 120-N 11. Nó nằm cách xa mặt phẳng, nhưng khoảng cách này đủ để nghiên cứu các "trẻ sơ sinh". Hơn nữa, khu vực được quay "mặt", điều này chỉ giúp đơn giản hóa việc quan sát.

Các vòng quay của Đám mây Magellan Lớn

Khoảng cách nhỏ so với Trái đất cũng giúp nghiên cứu Đám mây Magellan Lớn chi tiết hơn để hiểu được hành vi của các thiên hà khác. Điều đáng chú ý là luân chuyển, góp phần hiểu được cơ cấu nội bộđĩa thiên hà. Nếu chúng ta có tốc độ quay, thì chúng ta có thể tính được khối lượng.

Phải mất 250 triệu năm để LMC quay. Điều này được phát hiện bằng cách theo dõi chuyển động của sao so với mặt phẳng thiên thể (lần đầu tiên phương pháp này được sử dụng trong thiên hà). Nếu bạn tiến hành một thử nghiệm tương tự trên Small, bạn có thể tìm hiểu cách chúng di chuyển và sau đó áp dụng lược đồ này cho các đối tượng khác trong Nhóm cục bộ.

Đám mây Magellan Nhỏ là một thiên hà nhỏ, do những đặc tính độc đáo của nó, xuất hiện cận cảnh trước các nhà thiên văn học trên trái đất.

Vũ trụ là một chuỗi thế giới vô tận. Chúng tôi không biết, và hầu như không thể tưởng tượng được, nó bắt đầu từ đâu và nó mở rộng bao xa. Trái đất tự nhiên của chúng ta, giống như tất cả các vật thể hệ mặt trời, chiếm một thể tích nhỏ không đáng kể trong Vũ trụ, đề cập đến thiên hà. Giống như các hành tinh có mặt trăng, nó đi kèm với các vệ tinh. Đoàn tùy tùng của một vật thể có quy mô vũ trụ, có số lượng từ 200 đến 400 tỷ ngôi sao, có thể trở thành các cụm sao để khớp với nó.

Sao chổi Lemmon và Đám mây Magellan Nhỏ. Cụm sao cầu 47 Tucanae có thể nhìn thấy bên dưới.

Sự đồng hành và mối quan hệ chặt chẽ đã kết nối thiên hà của chúng ta và Đám mây Magellan Nhỏ. Những cư dân ở các vĩ độ phía nam có thể tìm thấy nó trong chòm sao Tucan. Điều này không yêu cầu dụng cụ quang học, vì các ngôi sao sáng của vật thể làm cho Đám mây có thể nhìn thấy ở khoảng cách khoảng 200 nghìn năm ánh sáng, hay 60 kiloparsec.

Tên xuất hiện

Trong một thời gian dài, cụm này, được gọi là Cape Clouds, đóng vai trò dẫn đường cho những thủy thủ dũng cảm. Riêng tên hiện đại nó được tiếp nhận vào đầu thế kỷ 16, sau một mô tả được thực hiện bởi người bạn đồng hành của nhà du hành vòng quanh thế giới đầu tiên Ferdinand Magellan, biên niên sử lâu đời của ông Antonio Pythaghetta. Sau khi đoàn thám hiểm trở về châu Âu, chính ông là người đề xuất giữ nguyên tên của nhà thám hiểm, người đã chết vào thời điểm đó, để tưởng nhớ ông.

Cấu trúc hệ thống

Ban đầu, thiên hà lùn này được cho là có hình dạng bất thường, vì sau khi hình thành, nó không tạo được cấu trúc xoắn ốc hoặc hình elip. Hiện tượng như vậy không phải là hiếm, nó được giải thích là do quá trình hình thành còn trẻ, mật độ vật chất thấp, hoặc ảnh hưởng của một thiên hà lớn hơn cản trở việc tạo ra một hệ thống chặt chẽ. Các quan sát sau đó đã xác định sự cộng sinh của các Thiên hà Nhỏ và, được gán cho một loại thiên hà xoắn ốc có thanh đặc biệt. Trong thiên văn học, nó được ký hiệu là SBm.

Thuộc tính chung

Luồng Magellanic trong băng tần

Đám mây không chứa đầy các ngôi sao nhỏ gọn như Thiên hà của chúng ta, số lượng của chúng lên tới 1,5 tỷ vật thể. LMC (Đám mây Magellan Nhỏ) là vệ tinh thứ ba của nó về khoảng cách từ Dải Ngân hà. Các cơ hội tuyệt vời để quan sát hệ thống trên bầu trời đêm được giải thích bởi giá trị cao của cường độ sao biểu kiến ​​- 2,2. Hai Đám mây, Lớn và Nhỏ, có chung một lớp vỏ hydro, trong đó tỷ lệ phần trăm của khí này cao hơn trong hệ thống của chúng ta. Giữa chúng được nối với nhau bằng một dây nối, được gọi là Cầu Magellan. Thông qua dòng khí này nhiều hơn đội hình lớn kéo một số vật thể từ một thiên hà lân cận.

Kích thước của Đám mây Nhỏ bằng một nửa kích thước của Big Brother, đường kính của nó là 14 nghìn năm ánh sáng. Cụm sao này vẫn chưa hoàn thành quá trình hình thành sao, mặc dù lượng khí tự do hạn chế khiến nó trở nên kém dữ dội hơn so với thời kỳ ra đời của MMO. Cụm sao trẻ bao gồm những ngôi sao nóng sáng hơn Mặt trời của chúng ta 300.000 lần.

Cơ sở MMO

Việc quan sát các vật thể mới hình thành có độ sáng thay đổi, các vết nứt, được phát hiện trong MMO, đã trở thành cơ sở của phương pháp đáng tin cậy nhất để tính toán khoảng cách tới các thiên thể. Mối quan tâm lớn chỉ là các cụm hình thành được quan sát thấy trong thiên hà lùn này. Tinh vân N81 đã trở thành địa điểm cung cấp sự sống cho một số ngôi sao lớn. Sự ra đời như vậy luôn đi kèm với một vầng hào quang của khí và sự bùng phát của năng lượng. Các kính thiên văn tiên tiến hơn ngày nay giúp chúng ta có thể quan sát các quá trình như vậy xảy ra ở khoảng cách 200 nghìn năm ánh sáng.

Có nhiều lý do để nghĩ rằng ngôi sao Wolf-Rayet duy nhất nằm trong cụm Đám mây Magellan Nhỏ, đang trải qua giai đoạn cuối cùng của vòng đời vũ trụ của nó. Sau một thời gian, nó sẽ phát nổ như một siêu tân tinh. Bất chấp mối quan hệ chặt chẽ giữa các Đám mây, các loại sao của chúng có sự khác biệt nghiêm trọng, vì chúng được hình thành trong các thời kỳ tồn tại khác nhau của các thiên hà. Đây là một trong những lập luận mạnh mẽ ủng hộ giả thuyết rằng các Đám mây Magellan không được kết nối bởi lực hấp dẫn vào thời kỳ đầu trong lịch sử của chúng.

Theo các nhà khoa học, sự kết nối của hai thiên hà lùn - Mây Lớn và Mây Nhỏ - đã xảy ra cách đây gần 300 triệu năm. Từ vụ va chạm này, IMO đã bị thiệt hại đáng kể - nó mất 5% số sao của nó. Việc nghiên cứu các vật thể không gian lấp đầy thiên hà nhỏ bé này không bị cản trở bởi hiệu ứng hấp thụ ánh sáng, vì vậy chúng ta dễ dàng hiểu được những bí ẩn về các ngôi sao của nó hơn là của chúng ta. Các nhà khoa học trên Trái đất dự đoán một tương lai đáng buồn cho Hệ thống Đám mây Magellan: trong 4 tỷ năm nữa, nó sẽ bị Dải Ngân hà nuốt chửng và nó sẽ không còn tồn tại. Không thể quan sát IMO ở Bắc bán cầu; để nhìn thấy nó, bạn cần phải băng qua đường xích đạo.

Mây Magellanic là các thiên hà vệ tinh của Dải Ngân hà. Cả hai Đám mây - Đám mây Magellan Lớn và Đám mây Magellan Nhỏ trước đây được coi là những thiên hà không đều, nhưng sau đó đã tìm thấy các đặc điểm trong cấu trúc của các thiên hà xoắn ốc có thanh. Chúng nằm tương đối gần nhau và tạo thành một hệ thống liên kết hấp dẫn (kép). có thể nhìn thấy mắt thườngở Nam bán cầu. Một trong những mô tả đầu tiên được đưa ra bởi Antonio Pigafetta, một người tham gia vòng quanh Fernando Magellan (-). . Cả hai đám mây đều trôi nổi trong một lớp vỏ hydro chung.

Các đám mây Magellan nằm ở vĩ độ thiên hà cao, vì vậy ánh sáng từ chúng ít bị Thiên hà của chúng ta hấp thụ, ngoài ra, mặt phẳng của Đám mây Magellan Lớn gần như vuông góc với đường ngắm, vì vậy đối với các vật thể nhìn thấy gần đó thường sẽ đúng. để nói rằng chúng gần gũi về mặt không gian. Những đặc điểm này của các đám mây Magellan đã giúp chúng ta có thể nghiên cứu, sử dụng ví dụ của chúng, các mô hình phân bố của các ngôi sao và các cụm sao.

Các đám mây Magellan có một số đặc điểm để phân biệt chúng với Thiên hà. Ví dụ, các cụm sao có tuổi 10 7 -10 8 năm đã được tìm thấy ở đó, trong khi các cụm sao của Thiên hà thường có tuổi hơn 10 9 năm. Ngoài ra, rõ ràng, hàm lượng của các nguyên tố nặng ít hơn trong Magellanic Clouds.

Xem thêm

Ghi chú

Quỹ Wikimedia. 2010.

Xem "đám mây Magellan" là gì trong các từ điển khác:

- (được đặt theo tên của du khách Magellan). Các điểm sương mù trên bầu trời, gần cực nam, có thể nhìn thấy bằng mắt thường. Từ điển từ ngoại quốc bao gồm trong ngôn ngữ Nga. Chudinov A.N., 1910. MAGELLANIC CLOUDS được đặt theo tên của Magellan hai ... ... Từ điển các từ nước ngoài của tiếng Nga

- (Lớn và Nhỏ) hai Thiên hà gần chúng ta, vệ tinh của Thiên hà. Các đám mây magellan có thể nhìn thấy trên bầu trời ở Nam bán cầu bằng mắt thường (tương ứng trong các chòm sao Dorado và Toucan). Trong đám mây B. Magellanic vào tháng 2 năm 1987 bùng lên ... ... To lớn từ điển bách khoa

MAGELLANIC CLOUDS, hai GALAXIES gần chúng ta nhất, có thể nhìn thấy bằng mắt thường như các phần riêng biệt của Dải Ngân hà trên bầu trời dưới dạng chữ S. Đám mây Magellan Lớn nằm trong các chòm sao Cá vàng và Núi Bàn, Nhỏ Đám mây Magellanic ... ... Từ điển bách khoa khoa học và kỹ thuật

- ... Wikipedia

- (Lớn và Nhỏ) hai hệ thống sao (Thiên hà) có hình dạng bất thường, gần nhất với hệ sao của chúng ta (Thiên hà (Xem Thiên hà)), bao gồm cả Mặt trời. Có thể nhìn thấy trên bầu trời phía Nam bằng mắt thường dưới dạng các điểm sương mù (trên ... ... To lớn bách khoa toàn thư Liên Xô

- (Lớn và Nhỏ), hai thiên hà gần chúng ta, vệ tinh của Thiên hà. Các đám mây magellan có thể nhìn thấy trên bầu trời ở Nam bán cầu bằng mắt thường (tương ứng trong các chòm sao Dorado và Toucan). Khám phá của họ được cho là do một trong những người tham gia ... ... từ điển bách khoa

- (Lớn và Nhỏ) hai thiên hà gần chúng ta, vệ tinh của Thiên hà. Các đám mây magellan có thể nhìn thấy trên bầu trời ở Nam bán cầu bằng mắt thường (tương ứng trong các chòm sao Dorado và Toucan). Trong Đám mây Magellan Lớn vào tháng 2 năm 1987 đã lóe lên ... Từ điển thiên văn

- (Nubecula major và N. minor) những điểm sương mù tuyệt vời nằm ở bán cầu nam của bầu trời trong các chòm sao Dorado và Toucan, ở khoảng cách 20 ° so với nhau. M. mây không phải là những đốm rắn như những đám mây khác; chúng đại diện cho sự tuyệt vời ... Từ điển bách khoa F.A. Brockhaus và I.A. Efron

- (Lớn và Nhỏ), hai thiên hà gần chúng ta, vệ tinh của Thiên hà. M.O. có thể nhìn thấy trên bầu trời Nam. bán cầu bằng mắt thường (tương ứng trong các chòm sao Dorado và Toucan). Khám phá của họ được cho là do một trong những người tham gia vòng quanh F. ... ... Khoa học Tự nhiên. từ điển bách khoa

Mây Magellanic- Magellan Clouds a, Magellan Clouds (aster) ... Từ điển chính tả tiếng Nga

Xa xa trên bầu trời phía Nam, không thể nhìn thấy trước mắt của cư dân ở Bắc bán cầu của Trái đất, khó nắm bắt đối với những kính thiên văn lớn được chế tạo và lắp đặt ở Bắc bán cầu, có hai vật thể đáng chú ý nhất của bầu trời, hai kho báu của thiên văn học. - Những đám mây Magellan Lớn và Nhỏ.

Mô tả đầu tiên về các quan sát của Đám mây Magellan đã đến với chúng ta thuộc về Pigafetta, một người bạn đồng hành và là nhà sử học của Magellan trong một chuyến đi vòng quanh thế giới đầy thần kinh. Khi vào năm 1519-1522. Các con tàu của Magellan đi dọc theo vùng biển phía nam của Đại Tây Dương, và sau đó là Thái Bình Dương và Ấn Độ Dương, Pigafetta thu hút sự chú ý đến hai tinh vân sáng chói đứng trên bầu trời, đều đặn đồng hành cùng Đoàn thám hiểm, và mô tả chúng. Không có gì như thế này được nhìn thấy trên bầu trời phía bắc.

Tầm quan trọng to lớn của Đám mây Magellan đối với khoa học được xác định bởi thực tế rằng đây là những thiên hà gần chúng ta nhất. Người hàng xóm tiếp theo, hệ thống Sculptor, cách xa gấp đôi. Ngoài ra, Mây Magellanic là thiên hà có thành phần vật thể vô cùng phong phú và đa dạng. Về mặt này, họ nắm trong tay hệ thống thiên hà Địa phương. Hệ thống trong Sculptor là một thiên hà kém thú vị hơn nhiều, không có các ngôi sao siêu khổng lồ, các cụm sao, tinh vân khí và các vật thể khác có tầm quan trọngđể nghiên cứu sự tiến hóa của các ngôi sao và hệ thống sao. Các thiên hà gần nhất có thành phần tương đương với Đám mây Magellan là Tinh vân Tiên nữ (NGC 224) và Tinh vân Tam giác (NGC 598). Nhưng chúng nằm xa hơn gấp 10 lần. Và điều này có nghĩa là với kính thiên văn 60 cm, các Đám mây Magellan có thể được nghiên cứu với chi tiết tương tự như NGC 224 và NGC 598 được nghiên cứu bằng kính viễn vọng khổng lồ 6 mét. Gì thông tin thú vị có thể thu được bằng cách hướng kính viễn vọng 6 mét vào Đám mây Magellan! Tuy nhiên, như một nhà quan sát lưu ý, "Chúa đã quyết định chơi một trò đùa bằng cách đặt các nhà thiên văn học ở bán cầu bắc của Trái đất, và đặt các đám mây Magellan ở bầu trời phía nam."

Các quốc gia ở Bắc bán cầu từ lâu đã có kính viễn vọng 5 mét và một số lượng lớn kính thiên văn có đường kính thấu kính từ hai đến ba mét. Và năm 1976

Ở Liên Xô, một kính thiên văn dài sáu mét đã được đưa vào hoạt động.

Cho đến gần đây, chỉ có hai kính thiên văn 180 cm ở Nam bán cầu. Với sự giúp đỡ của họ, các đám mây Magellanic chủ yếu được quan sát. Chỉ rất gần đây, bán cầu nam cuối cùng đã được làm giàu với các kính viễn vọng 4 và 3,7 mét. Sẽ mất nhiều năm, mười năm, trước khi những kính thiên văn này sẽ đóng góp đáng kể vào việc nghiên cứu Đám mây Magellan.

Nhiều vật thể được nghiên cứu trong Đám mây Magellan thậm chí còn thành công hơn cả trong chính Thiên hà của chúng ta. Điều này trước hết là do các vật thể thú vị nhất của Thiên hà nằm rất gần với mặt phẳng chính của nó, và vì chúng ta cũng ở gần mặt phẳng này, nên việc quan sát bị cản trở rất nhiều bởi sự hấp thụ ánh sáng của vật chất bụi tối. cũng tập trung gần mặt phẳng chính. Hướng đến các Đám mây Magellan Lớn và Nhỏ tạo thành các góc 33 và 45 ° với mặt phẳng của Thiên hà, do đó sự hấp thụ ánh sáng có hiệu ứng rất yếu. Một ưu điểm khác của Đám mây Magellan là khả năng, bằng cách so sánh độ lớn biểu kiến ​​của các ngôi sao của chúng, để so sánh độ lớn tuyệt đối của độ sáng. Có thể so sánh như vậy vì kích thước của các Đám mây Magellan là nhỏ so với khoảng cách đến chúng, và tất cả các ngôi sao của mỗi Đám mây có thể được coi là cách chúng ta gần như nhau. Tất nhiên, điều kiện này không được đáp ứng đối với các ngôi sao trong Thiên hà của chúng ta, và tầm quan trọng của nó có thể được nhìn thấy từ ví dụ lịch sử sau đây.

Năm 1910, G. Leavitt (Mỹ), trong khi quan sát Cepheids trong Đám mây Magellan Nhỏ, đã phát hiện ra rằng các Cepheids lâu năm, có độ sáng lớn hơn, cũng có thời gian thay đổi độ sáng dài hơn. Khá chính xác, quy tắc đã được thực hiện, theo đó khoảng thời gian dài gấp đôi tương ứng với cường độ Cepheid nhỏ hơn 0 m, 6. Vì đối với các ngôi sao trong Đám mây Magellan, sự khác biệt về cường độ sao tuyệt đối bằng với sự khác biệt về cường độ sao biểu kiến, Sau đó, một định luật vật lý đã được thiết lập - chu kỳ lớn gấp đôi trong Cepheids của Đám mây Magellan nhỏ tương ứng với cường độ sao tuyệt đối nhỏ hơn bằng 0 m, 6, tức là 1,7 lần độ sáng. Sau đó, nó chỉ ra rằng luật này là phổ quát. Nó có giá trị đối với các Cepheid trong thời gian dài của Đám mây Magellan Lớn, Thiên hà, Tinh vân Tiên nữ và các thiên hà khác; Một mối quan hệ tương tự cũng được thiết lập cho Cepheids thời gian ngắn. Sự phụ thuộc mở cho phép sự phát triển phương pháp mới xác định khoảng cách, đóng một vai trò quan trọng trong thiên văn học. Nếu bạn cần xác định khoảng cách đến một cụm sao hoặc thiên hà, thì chỉ cần tìm một Cepheid trong hệ thống này, quan sát sự thay đổi độ sáng của nó và xác định chu kỳ, sau đó xác định chu kỳ sau từ tỷ lệ giữa chu kỳ và tuyệt đối. độ lớn M. Cũng cần phải đo độ lớn của sao biểu kiến ​​m, và sau đó khoảng cách r chưa biết sẽ được tính.

Phương pháp xác định khoảng cách từ Cepheids quan trọng như thế nào, có thể được đánh giá bởi thực tế là nó đã trở thành cơ sở để xác định khoảng cách tới các thiên hà khác.

Nếu các Cepheid trong thời gian dài không được quan sát thấy trong các Đám mây Magellan, thì mối quan hệ kết nối các chu kỳ của chúng và cường độ sao tuyệt đối chỉ có thể được thiết lập sau đó nhiều, vì sự khác biệt về khoảng cách đến các Cepheid của Thiên hà trong thời gian dài ngăn cản sự phụ thuộc này thể hiện ra ngoài. một cách dễ thấy.

Khoảng cách tới mỗi Đám mây Magellan, 46 kpc, chỉ bằng một lần rưỡi đường kính của Thiên hà, và khoảng cách giữa các Đám mây Lớn và Nhỏ là khoảng 20 kpc. Những khoảng cách này nhỏ hơn nhiều lần so với khoảng cách trung bình giữa các thiên hà lân cận nói chung và thậm chí so với khoảng cách trung bình giữa các thiên hà lân cận trong Hệ thống Thiên hà Cục bộ. Do đó, đúng hơn nếu coi Thiên hà và Đám mây Magellan tạo thành một thiên hà ba. Ảnh hưởng lẫn nhau trong hệ thống bộ ba này, nơi Thiên hà nên được coi là thiên thể chính, và Đám mây Magellan là vệ tinh, có thể được theo dõi trên thực tế rằng, như các quan sát vô tuyến cho thấy, cả hai Đám mây Magellan đều chìm trong một lớp vỏ chung của hydro trung tính. và được kết nối với nhau bằng một cầu hydro, và hydro, nằm gần mặt phẳng chính của Thiên hà, tạo thành một phần lồi hướng về phía Đám mây Magellan. Một cái gì đó giống như một nhánh xoắn ốc trải dài từ Đám mây Lớn theo hướng ngược lại với Thiên hà, và sau đó sẽ có một nhánh tương tự, không thể phân biệt được do góc nhìn, về phía Thiên hà. Có thể Đám mây lớn và Thiên hà được kết nối với nhau bằng một cây cầu khí.

Đám mây Magellan Lớn có chiều ngang khoảng 10 kpc, có cấu trúc đa dạng và phức tạp. Một cơ thể thon dài hiện rõ ràng, giống như những người nhảy ở những đường xoắn ốc bắt chéo. Có nhiều chi tiết nhỏ là kết quả của việc nhóm các ngôi sao siêu khổng lồ. Đám mây lớn được thống trị bởi các quần thể sao Loại I và có rất nhiều thành viên nổi bật của loại quần thể này. Về mặt này, Đám mây Magellan Lớn vượt qua cả vùng của các nhánh xoắn ốc trong Thiên hà của chúng ta. Nó chứa rất nhiều chất siêu khổng lồ màu xanh lam có độ sáng cực cao. Nhà thiên văn học người Pháp Vaucouler đã đếm được 4.700 siêu sao khổng lồ trong Đám mây lớn, mỗi siêu tinh thể tỏa ra sức mạnh hơn 10.000 mặt trời, và chính tại đây, vị trí quán quân về độ sáng trong số các ngôi sao mà chúng ta biết đến.

Bảng liệt kê các ngôi sao đã biết có độ sáng cao nhất trong các thiên hà khác nhau.

Chúng ta thấy rằng ngôi sao vô địch về độ sáng trong số tất cả các ngôi sao mà chúng ta phân biệt được (trong các thiên hà xa xôi, chúng ta không thể phân biệt các sao riêng lẻ) là ngôi sao trắng HD 33579, nằm trong Đám mây Magellan Lớn. Ngôi sao này còn được gọi là S Goldfish. Độ lớn tuyệt đối của nó là -10m, 1 và nó tỏa sáng như khoảng một triệu mặt trời. Nếu HD 33579 ở vị trí của ngôi sao gần chúng ta nhất thay vì Centauri, thì nhân loại trên Trái đất sẽ được cung cấp thêm và sáng hơn so với sự chiếu sáng ban đêm hiện tại. Ở khoảng cách này, HD 33579 sẽ tỏa sáng như năm mặt trăng. Bảng cho thấy; rằng xét về sức mạnh của những ngôi sao siêu khổng lồ, Đám mây Magellan Lớn đứng đầu; Thiên hà của chúng ta và Tinh vân Tam giác (NGC 598) ở vị trí thứ hai trong số các thiên hà lân cận, và Đám mây Magellan Nhỏ, Tinh vân Tiên nữ (NGC 224) và NGC 6822 ở vị trí thứ ba.

Do thực tế là tất cả các ngôi sao của Đám mây Magellan Lớn gần như ở cùng một khoảng cách với chúng ta, nên trong hệ thống này sẽ thuận tiện hơn trong Thiên hà của chúng ta để xác định số lượng tương đối các ngôi sao có độ sáng khác nhau.

Bằng cách đếm số lượng các ngôi sao có độ lớn biểu kiến ​​khác nhau ở một trong các phần của Đám mây Lớn và biết khoảng cách, Thackeray đã thu được kết quả được trình bày trong bảng

Thật không may, Thackeray chỉ có thể đếm được những siêu khổng lồ và những người khổng lồ sáng giá. Nếu kính viễn vọng 5 mét ở Nam bán cầu, thì các phép tính có thể được mở rộng cho các ngôi sao có M = +5 m, tức là, chẳng hạn như Mặt trời của chúng ta. Điều này sẽ cung cấp thông tin rất thú vị về quần thể sao của Đám mây Magellan. Theo kết quả của Thackeray rằng khi độ sáng của siêu khổng lồ và người khổng lồ giảm, số lượng các ngôi sao có độ sáng này tăng lên. Sẽ rất thú vị khi biết mức độ tuyệt đối, tuyệt đối mà sự gia tăng đều đặn này kéo dài đến mức nào. Có phải số lượng sao lớn nhất đạt được ở một giá trị độ sáng nhất định, sau đó, khi giảm độ sáng hơn nữa, số lượng sao của một độ sáng nhất định đã giảm? ,

Kích thước của Đám mây Magellan Nhỏ nhỏ hơn Đám mây Lớn khoảng 4 lần - 2,2 kpc. Mặc dù có sự giống nhau về ngoại hình, sự gần gũi lẫn nhau và dường như có nguồn gốc chung, sự khác biệt vẫn được tìm thấy trong quần thể sao của Mây. Trong Đám mây Nhỏ, quần thể sao loại I không được đại diện phong phú và các đại diện của nó không phải là những mẫu vật nổi bật như trong Đám mây Lớn.

Chúng ta quan sát các thiên hà khác thông qua thiên hà của chúng ta. Để xác định đặc điểm của các ngôi sao riêng lẻ trong các thiên hà khác, người ta phải có khả năng phân biệt, tách chúng khỏi các ngôi sao của Thiên hà chúng ta đang chiếu lên các thiên hà này. Mặt khác, nếu chúng ta lấy một ngôi sao yếu và gần, ví dụ, ở khoảng cách 46 kpc, như một ngôi sao là một phần của Đám mây Magellan Lớn, nằm xa hơn một nghìn lần, thì độ sáng của ngôi sao sẽ bị phóng đại. bằng 1000 2 - triệu lần. Vì vậy, bạn có thể nhận được rất nhiều "siêu khổng lồ" hư cấu. Một cách đáng tin cậy để bảo vệ nghiên cứu khỏi những sai số như vậy là xác định vận tốc xuyên tâm của ngôi sao. Ví dụ, nếu một ngôi sao nằm theo hướng của Đám mây Magellan Lớn có vận tốc hướng tâm không khác nhiều so với vận tốc hướng tâm của chính đám mây + 280 km / s, tức là, nếu vận tốc hướng tâm này nằm trong khoảng + 250- + 310 km / s, không nghi ngờ gì nữa, ngôi sao này thuộc Đám mây Magellan Lớn. Nếu một ngôi sao thuộc về Thiên hà và chỉ được chiếu vào Đám mây Magellan Lớn, thì tốc độ của nó sẽ không vượt quá +60 - +70 km / s. Theo hướng này, các vận tốc hướng tâm khác, ví dụ, nằm trong khoảng từ +70 đến + 260 km / s, không xảy ra.

Bạn cũng có thể sử dụng các chuyển động của riêng bạn. Trong các ngôi sao của các thiên hà khác, chúng luôn bằng 0 do khoảng cách rất lớn. Nếu một ngôi sao có chuyển động riêng, nó chắc chắn là một ngôi sao trong thiên hà của chúng ta. Quần thể sao loại I được đặc trưng bởi sự hiện diện của tinh vân khí hydro lớn. Và về mặt này, Đám mây Magellan Lớn, chứa đầy tinh vân hydro, nổi bật giữa các thiên hà gần đó. Trong cả hai Đám mây Magellan, có 532 tinh vân khí lớn, phần chủ yếu của chúng là một phần của Đám mây Lớn. Đây cũng là tinh vân khí khổng lồ nhất được biết đến - 30 Goldfish, có đường kính khoảng 200 ns và khối lượng bằng 500.000 Mặt trời. Để so sánh, chúng tôi chỉ ra rằng tinh vân hydro lớn nhất từng được biết đến trong Thiên hà của chúng ta có đường kính 6 kpc và khối lượng của nó chỉ bằng 100 lần khối lượng Mặt trời.

Có rất nhiều cụm sao trong Đám mây Magellan. Trở lại năm 1847, John Herschel, người đã đặc biệt đi du lịch đến Nam Phi, để quan sát Đám mây Magellan, đếm được 919 trong Đám mây Lớn, và 214 cụm sao và đám mây vật chất khuếch tán trong Đám mây Nhỏ. Hiện nay Tổng số; Có 1600 cụm mở được lập danh mục trong Đám mây lớn và hơn 100 cụm trong Đám mây Nhỏ. Tất cả các cụm này có kích thước và độ sáng tương đương với các cụm mở phong phú nhất trong Thiên hà của chúng ta. Người ta phải nghĩ rằng trong Đám mây Magellan có một số lượng lớn các cụm mở có kích thước nhỏ hơn và ít phong phú hơn về các ngôi sao vẫn chưa được xác định.

Các cụm cầu tương tự như của Thiên hà đã được phát hiện trong Đám mây Lớn 35 và Đám mây Nhỏ 5. Nhưng các vật thể mới cũng được phát hiện mà không được tìm thấy trong Thiên hà - các cụm cầu chứa nhiều sao khổng lồ màu xanh và trắng và do đó có màu trắng, trong khi cái gọi là các cụm sao cầu "bình thường", bao gồm tất cả các cụm sao cầu trong Thiên hà, chỉ có các sao khổng lồ màu đỏ và màu của chúng là vàng - cam. Những cụm hình cầu thuộc loại mới này rất được quan tâm. Có giả thiết cho rằng tuổi của chúng là nhỏ, trong khi các cụm sao cầu "bình thường" là các thành tạo cũ. Cần phải tìm ra câu trả lời cho câu hỏi tại sao lại có các cụm sao cầu màu xanh lam trong Đám mây Magellan Lớn, nhưng chúng không có trong Thiên hà.

Đám mây Magellanic có rất nhiều ngôi sao khác nhau. Chỉ trong hai thiên hà này, không kể thiên hà của chúng ta, mới có thể quan sát được Cepheid chu kỳ dài và chu kỳ ngắn vào thời điểm hiện tại. Tình huống này, như chúng ta sẽ thấy ở phần sau, là cực kỳ quan trọng đối với sự phát triển những cách đúng đắn xác định khoảng cách ngoài thiên hà.

Lần đầu tiên bùng phát Ngôi sao mới trong Đám mây Nhỏ đã được quan sát vào năm 1897, và trong Đám mây Lớn vào năm 1926. Cho đến nay, hơn một chục vụ bùng phát như vậy đã được ghi nhận.

Các đám mây Magellan cũng rất giàu vật chất khuếch tán. Một nghiên cứu về sự phát xạ vô tuyến phát ra từ chúng với bước sóng 21 cm cho thấy rằng hydro trong chúng không chỉ tập trung trong từng đám mây riêng lẻ, mà còn được phân bố trong toàn bộ thể tích của các thiên hà. Trong khi trong Thiên hà của chúng ta, hydro chỉ chiếm 1-2% tổng khối lượng, thì trong Đám mây Magellan, tỷ lệ của nó được ước tính là 6%.

Không thể quan sát trực tiếp vật chất bụi trong Đám mây Magellan. Việc quan sát trực tiếp vật chất trong các thiên hà thường chỉ có thể thực hiện được khi chúng ta nhìn thấy các thiên hà bị nén cao ở cạnh trên hoặc gần như ở cạnh. Chỉ trong trường hợp này, độ dày của vật chất bụi dọc theo đường ngắm mới có thể nhìn thấy rõ ràng. Do đó, để phát hiện vật chất bụi trong Đám mây Magellanic, một phương pháp ban đầu được sử dụng, được Shapley sử dụng lần đầu tiên. Số lượng các thiên hà xa xôi quan sát được qua Đám mây Magellan được đếm và so sánh với số lượng các thiên hà ở các vùng lân cận. Ví dụ, số lượng các thiên hà xa xôi quan sát được qua vùng trung tâm của Great 06 ^ Lacquer ít hơn xấp xỉ 10 lần so với số lượng các thiên hà có cùng độ lớn biểu kiến ​​được quan sát trong cùng một khu vực ở vùng lân cận của bầu trời. Sự khác biệt này nên được giải thích là do Đám mây Magellan Lớn chứa vật chất bụi làm suy giảm ánh sáng của các thiên hà xa xôi. Vì vậy, những cái xa hơn và yếu hơn trở nên vô hình. Từ thực tế là số lượng thiên hà, khi quan sát qua Đám mây Lớn, giảm đi 10, có thể kết luận rằng vật chất bụi nằm ở đó làm giảm độ sáng của tất cả các vật thể trung bình 1m.7. Để so sánh, chúng tôi chỉ ra rằng, theo các quan sát và tính toán, độ sáng của các thiên hà sẽ được quan sát qua Thiên hà của chúng ta theo hướng vuông góc với mặt phẳng chính của nó sẽ bị suy yếu trung bình chỉ 0m. Rõ ràng, Đám mây lớn cũng giàu chất bụi hơn Thiên hà của chúng ta. Sự hấp thụ ánh sáng cũng được tìm thấy trong Đám mây Magellan Nhỏ.

Nghiên cứu về Đám mây Magellan cho thấy sự thống nhất, giống nhau của các hệ sao khác nhau. Tất cả các vật thể đều là những ngôi sao thuộc các lớp quang phổ khác nhau, độ sáng khác nhau, thay đổi và đứng yên, các loại khác nhau các cụm sao, vật chất khí và bụi, tất cả sự đa dạng khiến nhà thám hiểm Thiên hà kinh ngạc, đều tìm thấy vị trí của nó trong Đám mây Magellan. Điều này có nghĩa là các quy luật chi phối sự hình thành của các ngôi sao và các cụm sao là giống nhau trong Thiên hà của chúng ta và trong Đám mây Magellan.

Chúng tôi mời bạn thảo luận về ấn phẩm này trên của chúng tôi.