Велика Магелланова Хмара

Вели́ка Магелла́нова Хма́ра — найбільша й наймасивніша галактика-супутник Чумацького Шляху, найяскравіша галактика нічного неба, видима в Південній півкулі як світла туманна хмарка. Діаметр галактики становить приблизно 9,9 кілопарсека, а маса — (0,6—2)×10¹⁰M_☉. Вона містить близько 5 мільярдів зір. Абсолютна зоряна величина галактики у смузі V дорівнює −18,5^m, а видима +0,4^m. Видимі на небі кутові розміри становлять 5,4° × 4,6°, хоча сама галактика простягається на значно більшу ділянку неба.

Велика Магелланова Хмара
Відкриття	Ас-Суфі 946
Розташування (епоха J2000.0)
Сузір'я	Золота Риба
Пряме піднесення	00^h 42,8^m
Схилення	+41° 16′
Червоний зсув	0,00093
Відстань	163 тис. св.р.
Видима зоряна величина (V)	+0,4
Характеристики
Габбл-тип	SA(s)b
Тип	Галактика

Велику Магелланову Хмару часто класифікують як неправильну галактику, однак у її будові простежується певна впорядкованість, тому точнішим є віднесення до однойменного типу магелланових спіральних галактик. Найпомітнішою частиною є бар; також наявні диск і гало. Спіральна структура спостерігається, проте виражена слабко.

У Великій Магеллановій Хмарі відомо близько 3000 зоряних скупчень, а загальна їхня кількість, імовірно, сягає приблизно 4600. Система зоряних скупчень Великої Магелланової Хмари істотно відрізняється від Чумацького Шляху: тут наявні об'єкти, подібні до кулястих скупчень нашої Галактики, але значно молодшого віку. Розсіяні скупчення загалом подібні до тих, що присутні в Чумацькому Шляху.

Маса нейтрального атомарного водню у галактиці становить близько 7×10⁸M_☉, а молекулярного водню — приблизно 10⁸M_☉. Галактика містить найяскравішу зону H II в усій Місцевій групі — 30 Золотої Риби, також відому як Туманність Тарантул. 1987 року у Великій Магеллановій Хмарі спалахнула єдина наднова за всю історію спостережень цієї галактики — SN 1987A, яка стала найближчою до Землі спостережуваною надновою з часів наднової Кеплера 1604 року.

Велика Магелланова Хмара зазнає помітної взаємодії з нашою Галактикою, супутником якої вона є, а також з Малою Магеллановою Хмарою. Магелланові Хмари та пов'язані із ними структури, зокрема Магелланів потік, називають Магеллановою системою. Взаємодія між цими галактиками, а також припливна взаємодія з Чумацьким Шляхом істотно позначилися на структурі галактики та історії зореутворення в ній.

Велика й Мала Магелланові Хмари здавна відомі в Південній півкулі, а в Північній півкулі — щонайменше з X століття. Свою сучасну назву Магелланові Хмари отримали на честь Фернана Магеллана, керівника першої навколосвітньої подорожі 1519—1522 років: один із членів його експедиції, Антоніо Пігафетта, залишив опис цих об'єктів. Велика Магелланова Хмара видима неозброєним оком, однак спостерігати її можна лише південніше 20° північної широти.

Властивості

Основні характеристики

Велика Магелланова Хмара — магелланова спіральна галактика, що розташована на відстані близько 50 кілопарсеків від центру Чумацького Шляху і є одним із його супутників. Спостерігається в сузір'ї Золота Риба. Велика Магелланова Хмара — одна з найближчих до нас галактик і найближча серед легко спостережуваних: хоча, наприклад, карликова галактика в Стрільці розташована на відстані близько 24 кілопарсеків, вона майже не вирізняється на тлі зір Чумацького Шляху.

Кутовий діаметр Великої Магелланової Хмари, виміряний за ізофотою 25^m на квадратну секунду дуги у фотометричній смузі B, становить 11,5°, що відповідає лінійному розміру близько 9,9 кілопарсека, хоча оком добре помітна лише частина галактики значно меншого розміру. Масу галактики оцінюють у 0,6—2× 10¹⁰M_☉, вона містить близько 5 мільярдів зір, що приблизно у 20 разів менше, ніж у Чумацькому Шляху. Абсолютна зоряна величина галактики в смузі V становить −18,5^m. Таким чином, Велика Магелланова Хмара є четвертою за світністю та розмірами галактикою Місцевої групи після галактики Андромеди, Чумацького Шляху та галактики Трикутника, а також найбільшим і наймасивнішим супутником Чумацького Шляху.

Видима зоряна величина галактики у смузі V становить 0,4^m, показник кольору B−V — 0,52^m. Значення міжзоряного поглинання у смузі V для галактики дорівнює 0,4^m, а міжзоряне почервоніння у кольорі B−V — 0,13^m. Площина диска галактики нахилена до площини зображення на 27—45°, а позиційний кут великої півосі видимого диска становить 170°. Східна частина диска Великої Магелланової Хмари є ближчою до Чумацького Шляху.

Крива обертання Великої Магелланової Хмари досягає максимального значення 71 км/с на відстані близько 4 кілопарсеків від центру. Внутрішні частини галактики здійснюють один оберт приблизно за 250 мільйонів років. Центр обертання галактики не збігається з її оптичним центром.

Структура та зоряне населення

Велику Магелланову Хмару часто відносять до неправильних галактик, однак її структура має певну впорядкованість, тому коректніше класифікувати її як магелланову спіральну галактику.

Найпомітніша частина Великої Магелланової Хмари — бар, положення якого не збігається з центром диска галактики. Бар містить відносно молоде зоряне населення. Плоска частина галактики представлена двома компонентами: «центральною системою», яка також містить молоде зоряне населення, та більш протяжним диском зі старішим зоряним населенням. Крім того, у Великій Магеллановій Хмарі наявне гало з дуже старим зоряним населенням: імовірно, гало має форму, близьку до дископодібної, з характерною висотою близько 3 кілопарсеки. Окрім старих зір, близько 2 % маси гало становлять відносно молоді та багаті на метали зорі.

У Великій Магеллановій Хмарі спостерігаються фрагменти спіральної структури, однак вона є доволі невпорядкованою й слабко виділяється на тлі інших частин галактики. Розподіл яскравості в диску Великої Магелланової Хмари є експоненційним, а характерний радіус диска становить 1,5 кілопарсека.

Середня металічність Великої Магелланової Хмари дорівнює −0,30. Сучасний темп зореутворення в галактиці становить 0,26 M_☉ на рік. У Великій Магеллановій Хмарі об'єкти населення II становлять близько 1 % повної маси — 1,6× 10⁸M_☉, а їхня сукупна абсолютна зоряна величина дорівнює −15,2^m. Водночас характерний радіус розподілу об'єктів населення II є більшим, ніж для всієї речовини, — 2,6 кілопарсека. Це свідчить про те, що зона в галактиці, де відбувається зореутворення, зменшувалася з часом.

Зоряні скупчення

За теоретичними оцінками, у Великій Магеллановій Хмарі має бути близько 4600 зоряних скупчень, з яких відомо близько 3000.

Система зоряних скупчень у Великій Магеллановій Хмарі відрізняється від системи Чумацького Шляху. Кулясті скупчення, що містять багато зір, у нашій Галактиці — старі об'єкти з віком понад 12 мільярдів років, тоді як у Великій Магеллановій Хмарі виділяються дві групи багатих на зорі скупчень. Одні скупчення схожі на кулясті зоряні скупчення нашої Галактики: вони мають червоний колір, низьку металічність, у деяких з них спостерігаються змінні типу RR Ліри — таких об'єктів у галактиці налічується 13. Інші скупчення мають більш блакитний колір і вік менш як 1 мільярд років: вони схожі на розсіяні скупчення, але містять значно більше зір, мають великі розміри та форми, близькі до сферичних. Такі об'єкти називають молодими населеними скупченнями (англ. young populous clusters), подібні об'єкти у Чумацькому Шляху не відомі. Розсіяні скупчення у Великій Магеллановій Хмарі в цілому схожі на розсіяні скупчення нашої Галактики.

У Великій Магеллановій Хмарі є кулясті скупчення віком понад 11,5 мільярдів років, а також велика кількість скупчень, молодших за 3 мільярди років, і практично відсутні скупчення проміжного віку. Старі та молоді скупчення розрізняються й за металічністю: у старих вона менша за −1,5, а у молодих — більша за −1,0.

Наймолодші зоряні скупчення віком менше ніж 4 мільйони років розподілені в диску Великої Магелланової Хмари. Старші скупчення віком до 200 мільйонів років також розташовані в диску і демонструють певну концентрацію до бару. Скупчення віком від 200 мільйонів до 1 мільярда років частіше трапляються поблизу бару, а ще старші — розподілені в ширшому регіоні й сконцентровані у барі не сильніше, ніж у решті галактики. У середньому, зоряні скупчення у Великій Магеллановій Хмарі старші, ніж у Чумацькому Шляху. Це пов'язано з тим, що в умовах цієї галактики скупчення рідше взаємодіють з молекулярними хмарами та, відповідно, руйнуються повільніше. Середній вік скупчень у Великій Магеллановій Хмарі становить 1,1 мільярда років, у той час, як у Чумацькому Шляху — лише 0,2 мільярда років.

Міжзоряне середовище

Міжзоряне середовище Великої Магелланової Хмари складається з газу різних температур та пилу. Маса нейтрального атомарного водню у галактиці становить 7× 10⁸M_☉, а молекулярного — × 10⁸M_☉. Вміст пилу відносно газу у Великій Магеллановій Хмарі нижчий, ніж у нашій Галактиці, приблизно на порядок.

Газ у Великій Магеллановій Хмарі простягається на більші відстані від центру, ніж зорі. Більша частина нейтрального водню розташована в обертовому диску галактики діаметром 7,3 кілопарсека, а частина — перед ним. Також у галактики є корона, що складається з гарячого газу, подібна до тієї, що спостерігається у Чумацькому Шляху.

За диском Великої Магелланової Хмари спостерігається деяка кількість квазарів, які можна використовувати для вивчення міжзоряного поглинання у її диску. Відомо, що міжзоряне поглинання у Великій Магеллановій Хмарі зростає на коротких хвилях різкіше, ніж у Чумацькому Шляху. Можливо, це пов'язано з відмінностями у хімічному складі.

У Великій Магеллановій Хмарі відомо щонайменше 265 планетарних туманностей, їх загальну кількість оцінюють приблизно у 1000.

30 Золотої Риби

30 Золотої Риби, також відома як туманність Тарантул — найяскравіша зона H II у Великій Магеллановій Хмарі та у всій Місцевій групі. Її діаметр становить близько 200 парсек, й у цьому регіоні відбувається найактивніше зореутворення в галактиці. Біля центру 30 Золотої Риби розташоване молоде та дуже масивне зоряне скупчення R136, у якому більше зір класу O, ніж у решті галактики разом, а концентрація зір у ньому у 200 разів перевищує його концентрацію в типових OB-асоціаціях. У цьому скупченні є зорі дуже великої маси, зокрема наймасивніша з відомих — R136a1, маса якої становить 265 M_☉.

Змінні зорі

Більшість типів змінних зір, відомих у Чумацькому Шляху, зустрічаються й у Великій Магеллановій Хмарі. Майже всі найяскравіші зорі галактики виявляють змінність.

Наприклад, у Великій Магеллановій Хмарі відомо не менше 1470 цефеїд, причому в середньому вони мають коротші періоди, ніж цефеїди Чумацького Шляху. Ймовірно, це пов'язано з нижчою металічністю Великої Магелланової Хмари, завдяки чому цефеїдами можуть ставати зорі менших мас, ніж у нашій Галактиці. Змінних типу RR Ліри, за оцінками, у Великій Магеллановій Хмарі не менше 10 тисяч, при цьому їх світності, можливо, систематично відрізняються від світностей таких зір у Чумацькому Шляху.

Нові й наднові

Частота спалахів нових зір у Великій Магеллановій Хмарі — не менше 0,7 на рік, а наднові спалахують у середньому раз на 100 років. За історію спостережень була зареєстрована лише одна наднова — SN 1987A у 1987 році, яка є найближчою до нас після спалаху наднової 1604 року. Окрім електромагнітного випромінювання SN 1987A вдалося зареєструвати її нейтринне випромінювання. За останні 800 років у галактиці спалахнули щонайменше дві наднові: крім SN 1987A відомий залишок наднової SNR 0540-693. Інші відомі залишки наднових спалахнули значно раніше.

Рентгенівські та гамма-джерела

Гарячий газ у Великій Магеллановій Хмарі створює м'яке рентгенівське випромінювання. Крім газу, у галактиці відомо щонайменше 105 окремих джерел рентгенівського випромінювання, з яких 28 визначені як залишки наднових, 6 — як рентгенівські подвійні, а 20 пов'язані з OB-асоціаціями.

У 1979 році в галактиці спостерігався яскравий гамма-спалах, пов'язаний із залишком наднової LMC N49^[en], після якого спостерігався 8-секундний спад. Протягом наступних чотирьох років неодноразово спостерігали слабші й коротші спалахи, пов'язані з тим самим джерелом.

Щільність космічних променів у Великій Магеллановій Хмарі порівнянна з їхньою щільністю в нашій Галактиці.

Взаємодія з іншими галактиками

Велика Магелланова Хмара є супутником Чумацького Шляху. Наразі ця галактика рухається відносно центру нашої Галактики зі швидкістю 293 км/с: радіальна компонента швидкості становить 84 км/с, тангенціальна — 281 км/с. Велика Магелланова Хмара рухається по орбіті з перицентричною відстанню близько 45 кілопарсек й апоцентричною у 2,5 раза більшою, з періодом близько 1,5 мільярда років.

Крім того, Велика Магелланова Хмара гравітаційно пов'язана й помітно взаємодіє з Малою Магеллановою Хмарою. Відстань між галактиками становить 21 кілопарсек, вони обертаються одна відносно одної з періодом 900 мільйонів років. Галактики мають спільну оболонку з нейтрального водню, а між ними спостерігається «міст» із зір і газу — Магелланів міст. Від Магелланових Хмар до нашої Галактики простягається Магелланів потік — витягнута структура з нейтрального водню. Сукупність цих галактик і їхніх спільних структур називають Магеллановою системою.

Еволюція

За розподілом зоряних скупчень за віком можна відстежити історію зореутворення в галактиці. Скупчення проміжного віку, від 3 до 11,5 мільярдів років, у галактиці практично відсутні, відомий лише один такий об'єкт: ESO 121-SC03. Його вік становить 8–9 мільярдів років. Одна з гіпотез передбачає, що це скупчення сформувалося в Малій Магеллановій Хмарі, де темп зореутворення був більш рівномірним у часі. За останні 4 мільярди років темп зореутворення в галактиці значно збільшився. Хоча історія формування зоряних скупчень не повністю відображає історію формування всіх зір у галактиці, інші методи, наприклад, вимірювання кількості вуглецевих зір відносно зір класу M, підтверджують ці висновки.

На сучасні параметри Великої Магелланової Хмари значно вплинула історія її взаємодії з нашою Галактикою та з Малою Магеллановою Хмарою. Спочатку Велика Магелланова Хмара була тонким диском без бара, але за останні 9 мільярдів років через припливні взаємодії з цими двома галактиками у Великій Магеллановій Хмарі з'явився бар і гало, а товщина диска збільшилася. Крім того, через взаємодію з нашою Галактикою утворився Магелланів потік — у нього увійшло близько 15 % зір і 20 % газу, які спочатку знаходилися у Великій Магеллановій Хмарі, хоча можливо також, що Магелланів потік виник із речовини Малої Магелланової Хмари.

Спалах зореутворення, який призвів до формування масивних зоряних скупчень за останні 3 мільярди років, був викликаний взаємодією з Малою Магеллановою Хмарою. Інше, менш ймовірне пояснення поновленого зореутворення полягає в тому, що Велика Магелланова Хмара спочатку була супутником Галактики Андромеди, після чого її захопила наша Галактика, і 3 мільярди років тому вони вперше зблизилися. Крім того, кожного разу, коли Велика Магелланова Хмара проходила перицентр своєї орбіти навколо Чумацького Шляху, темп зореутворення тимчасово підвищувався. За розрахунками, у майбутньому — найбільш ймовірний проміжок часу становить 2,4 мільярда років — відбудеться зіткнення та злиття Великої Магелланової Хмари з нашою Галактикою. Це станеться до зіткнення Чумацького Шляху та галактики Андромеди і призведе до того, що деякі параметри Чумацького Шляху стануть більш типовими для галактик зі схожою масою — наприклад, середня металічність гало зросте, як і маса надмасивної чорної діри у центрі Галактики.

Історія дослідження

Жителям Південної півкулі Велика й Мала Магелланові Хмари були відомі з давніх часів. Вони відображені в культурах різних народів: наприклад, деякі південноамериканські племена уявляли їх як пір'я птахів нанду, а австралійські аборигени — як двох велетнів, які іноді сходять із небес і душать сплячих людей.

У Північній півкулі про Магелланові Хмари, ймовірно, вже знав Ас-Суфі в X столітті н. е. Для мореплавців Магелланові Хмари були цікавими тим, що розташовані поблизу Південного полюса світу, в районі якого відсутні яскраві зорі.

Свою сучасну назву Магелланові Хмари отримали на честь Фернана Магеллана, який керував першою навколосвітньою подорожжю у 1519—1522 роках. Один із членів його команди, Антоніо Пігафетта, описав ці об'єкти. Крім того, Пігафетта правильно припустив, що Магелланові Хмари складаються з окремих зір.

У 1847 році Джон Гершель опублікував каталог 919 окремих об'єктів у Великій Магеллановій Хмарі з координатами та короткими описами. У 1867 році Клівленд Еббе^[en] вперше припустив, що Магелланові Хмари є окремими від Чумацького Шляху галактиками.

З 1904 року співробітники Гарвардської обсерваторії почали відкривати цефеїди в Магелланових Хмарах. У 1912 році Генрієтта Лівітт, яка також працювала в Гарвардській обсерваторії, встановила для Магелланових Хмар зв'язок між періодом та світністю для цефеїд. Це співвідношення згодом відіграло важливу роль у вимірюванні відстаней між галактиками. З 1914 року астрономи Лікської обсерваторії почали систематично вимірювати променеві швидкості емісійних туманностей у Магелланових Хмарах. Виявилося, що всі ці об'єкти мають великі додатні променеві швидкості — це стало свідченням того, що Магелланові Хмари відокремлені від Чумацького Шляху. Ці три відкриття, а також виявлення за допомогою радіотелескопів нейтрального водню в Магелланових Хмарах і навколо них, Гарлоу Шеплі у 1956 році назвав найважливішими досягненнями, пов'язаними з Магеллановими Хмарами. Крім того, Шеплі зазначив ще кілька відкриттів: наприклад, виявлення різних зоряних населень у Магелланових Хмарах.

Пізніше у XX столітті зробили багато нових відкриттів: виявили Магелланів потік, відкрили рентгенівські джерела у Магелланових Хмарах, за допомогою космічного телескопа IRAS дослідили пилову частину Хмар. Крім того, у 1987 році у Великій Магеллановій Хмарі спалахнула наднова SN 1987A, що також дало додаткову інформацію про цю галактику. У XXI столітті великий обсяг інформації про Велику Магелланову Хмару надали космічні телескопи, такі як Gaia, Спітцер та Габбл.

Спостереження

У середніх широтах Північної півкулі Велику Магелланову Хмару не видно, хоча частково її можна спостерігати південніше 20° північної широти. Галактика переважно розташована в сузір’ї Золотої Риби, проте невелика її частина знаходиться в сузір’ї Столової Гори.

Видима зоряна величина Великої Магелланової Хмари становить +0,4^m, а видимі кутові розміри — 5,4° на 4,6°. Велику Магелланову Хмару можна спостерігати неозброєним оком навіть за наявності деякого світлового забруднення, вона виглядає як туманна пляма овальної форми. Найяскравіша частина Великої Магелланової Хмари — бар, його довжина становить 5°, що в 10 разів більше діаметра повного Місяця, а ширина — 1°. Використання бінокля або невеликого телескопа дозволяє побачити тьмяніші периферійні регіони галактики.

У Великій Магеллановій Хмарі налічується як мінімум 114 об'єктів Нового загального каталогу. Серед них — туманність Тарантул, яка вирізняється на тлі інших деталей галактики: деякі елементи її структури можна розрізнити навіть у телескоп із апертурою 100 мм. У телескоп із діаметром об'єктива 150 мм видно численні окремі туманності та зоряні скупчення галактики. Використання телескопа з апертурою 200 мм дозволяє добре бачити такі об'єкти, як NGC 1714 — невелику емісійна туманність, поблизу якої розташована менш яскрава туманність NGC 1715. У розсіяному скупченні NGC 1755 видно найяскравіші зорі на фоні туманного сяйва тьмяніших зір. Можна побачити емісійну туманність NGC 1763, в межах 9 мінут від якої розташовані ще три менш яскраві туманності — NGC 1760, NGC 1769 та NGC 1773, а також ще одну компактну групу, що складається з туманностей NGC 1962, NGC 1965, NGC 1966 і NGC 1970. Крім того, видно кулясті скупчення NGC 1835 та NGC 2019 і надскупчення NGC 1850, у якому можна розрізнити близько 50 окремих зір. Нарешті, можна помітити розсіяні скупчення NGC 2100, де можна розрізнити деякі деталі структури та окремі зорі, і NGC 2214.

У культурі

Подорожі до Великої Магелланової Хмари фігурують у науково-фантастичних романах «Побачення з Рамою» Артура Кларка, «Двигуни Бога» Джека Макдевідта, «Курс на зіткнення»^[en]Роберта Сілвеберга. У Великій і Малій Магелланових Хмарах розгортаються події відеогри Infinite Space^[en].

Коментарі

1. Відстань від цієї галактики до Сонця також становить 50 кілопарсеків.
2. Металічність ${\displaystyle {\ce {[Fe/H]}}}$ відповідає частці елементів, важчих за гелій, що дорівнює ${\displaystyle {\ce {Z = 10^{[Fe/H]}}}}$ від сонячної.