Gran Nube de Magallanes
| Gran Nube de Magallanes | |
|---|---|
| Galaxia | |
| Imagen infrarroja de la Gran Nube de Magallanes tomada con el Telescopio Vista | |
| Historia de la investigación | |
| Notación | ESO-LV 56-1150 , PGC 17223, ESO 56-115 , IRAS 05240-6948LED 17223 _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ _ |
| Datos observacionales ( época J2000.0 ) |
|
| Constelación | pez dorado |
| ascensión recta | 5 h 23 min 34,60 s |
| declinación | −69° 45′ 22″ |
| Dimensiones visibles | 5,4°×4,6° |
| sonido visible magnitud | + 0,4m |
| Características | |
| Tipo de | Galaxia espiral de Magallanes |
| Incluido en | grupo local |
| velocidad radial | 284 kilómetros por segundo [1] |
| z | 0.00093 |
| Distancia | 50 kiloparsec |
| Magnitud absoluta (V) | −18,5 m _ |
| Peso | 0.6—2⋅10 10 M ☉ |
| Radio | 5,4 kiloparsecs |
| Propiedades | La galaxia satélite más grande y masiva de la Vía Láctea |
| Información en bases de datos | |
| SIMBAD | NOMBRE LMC |
| ¿ Información en Wikidata ? | |
| Archivos multimedia en Wikimedia Commons | |
La Gran Nube de Magallanes ( LMC , ing. LMC ) es la galaxia satélite más grande y masiva de la Vía Láctea , que se encuentra a una distancia de 50 kiloparsecs de ella. La galaxia tiene un diámetro de 9,9 kiloparsecs y una masa de 0,6—2⋅10 10 M ⊙ , contiene alrededor de 5 mil millones de estrellas. La magnitud absoluta de la galaxia en la banda V es −18,5 m y la magnitud aparente es 0,4 m . Las dimensiones angulares visibles en el cielo son 5,4° por 4,6°, aunque la propia galaxia se extiende sobre un área mayor.
La Gran Nube de Magallanes a menudo se denomina galaxias irregulares , aunque hay cierto orden en su estructura, por lo que es más correcto clasificarla como una galaxia espiral de Magallanes . La parte más notoria de la Gran Nube de Magallanes es una barra , también están presentes un disco y un halo, y la estructura espiral , aunque observada, se expresa débilmente.
Se conocen alrededor de 3.000 cúmulos de estrellas en la Gran Nube de Magallanes , y debería haber alrededor de 4.600 de estos objetos en total. El sistema de cúmulos estelares de la Gran Nube de Magallanes difiere del de la Vía Láctea: en la Gran Nube de Magallanes hay objetos similares a los cúmulos globulares de nuestra Galaxia, pero mucho más jóvenes. Los cúmulos abiertos son generalmente similares a los que se encuentran en la Vía Láctea.
La masa del hidrógeno atómico neutro en la galaxia es 7⋅10 8 M ⊙ , y la del hidrógeno molecular es 10 8 M ⊙ . El gas en la Gran Nube de Magallanes está menos concentrado en el centro que las estrellas y se observa a mayores distancias del centro. La galaxia contiene la región H II más brillante de todo el Grupo Local : 30 Doradus , también conocida como la Nebulosa de la Tarántula. En 1987, estalló en la galaxia la única supernova SN 1987A en la historia de las observaciones : es la más cercana a nosotros desde la explosión de la supernova de 1604 .
La Gran Nube de Magallanes interactúa notablemente con nuestra Galaxia, de la cual es un satélite, así como con la Pequeña Nube de Magallanes : el conjunto de Nubes de Magallanes y sus estructuras circundantes, como la Corriente de Magallanes, se denomina sistema de Magallanes . La interacción entre estas galaxias, así como la influencia de las mareas de la Vía Láctea, influyeron significativamente en la estructura de la galaxia y la historia de la formación estelar en ella.
Las Nubes de Magallanes Grande y Pequeña en el Hemisferio Sur se conocen desde la antigüedad, en el Hemisferio Norte al menos desde el siglo X. Las nubes de Magallanes obtuvieron su nombre moderno en honor a Fernando de Magallanes , quien realizó la primera circunnavegación del mundo en 1519-1522: uno de los miembros del equipo de Magallanes, Antonio Pigafetta , dio una descripción de estos objetos. La Gran Nube de Magallanes es visible a simple vista , pero solo se puede observar al sur de los 20° de latitud norte.
Propiedades
Características principales
La Gran Nube de Magallanes es una galaxia espiral de Magallanes [2] , que se encuentra a una distancia de 50 kiloparsecs del centro de la Vía Láctea [comm. 1] y es uno de sus satélites [4] [5] . Se observa en la constelación Dorado [6] [7] . La Gran Nube de Magallanes es una de las galaxias más cercanas a la nuestra y es la más cercana de las fácilmente detectables: aunque, por ejemplo, la galaxia enana de Sagitario se encuentra a 24 kiloparsecs de nuestra Galaxia, prácticamente no destaca sobre el fondo de la estrellas de la Vía Láctea [8] .
El diámetro angular de la Gran Nube de Magallanes, medido a partir de la isófota de 25 m por segundo cuadrado de arco en la banda fotométrica B , es de 11,5°, lo que corresponde a un tamaño lineal de 9,9 kiloparsecs [9] , pero sólo una región más pequeña de la galaxia es visible en el cielo (ver abajo ) [7] [10] . La masa de la galaxia es 0,6—2⋅10 10 M ⊙ , contiene alrededor de 5 mil millones de estrellas, que es unas 20 veces menos que en nuestra Galaxia [6] . La magnitud absoluta de la galaxia en la banda V es −18,5 m . Así, la Gran Nube de Magallanes es la cuarta galaxia más grande del Grupo Local en términos de luminosidad y tamaño después de la galaxia de Andrómeda , la Vía Láctea y la galaxia del Triángulo [11] [12] , y es también el satélite más grande y masivo. de la Vía Láctea [13] [14] .
La magnitud aparente de la galaxia en la banda V es de 0,4 m , el índice de color B−V es de 0,52 m . El valor de extinción interestelar en la banda V para la galaxia es de 0,4 m , y el enrojecimiento interestelar en el color B−V es de 0,13 m . El plano del disco de la galaxia está inclinado con respecto al plano de la imagen entre 27 y 45°, el ángulo de posición del semieje principal del disco visible de la galaxia es de 170° [15] . La parte oriental del disco de la Gran Nube de Magallanes es la más cercana a la Galaxia [16] .
La curva de rotación de la Gran Nube de Magallanes alcanza un valor máximo de 71 km/s a una distancia de unos 4 kiloparsecs del centro [17] . Las regiones interiores hacen una revolución cada 250 millones de años [18] . El centro de rotación de la galaxia no coincide con su centro óptico [19] .
Estructura y población estelar
La Gran Nube de Magallanes se clasifica a menudo como una galaxia irregular , aunque hay cierto orden en su estructura, por lo que es más correcto clasificarla como una galaxia espiral de Magallanes [2] .
La parte más notable de la Gran Nube de Magallanes es la barra , cuya posición no coincide con el centro del disco de la galaxia. La barra contiene una población estelar relativamente joven. El componente plano de la galaxia está representado por dos componentes: el "sistema central", que también contiene una población estelar joven, y un disco más extenso con una población estelar más vieja. También hay un halo con una población estelar muy antigua en la Gran Nube de Magallanes : es posible que el halo tenga una forma cercana a la de un disco, con una altura característica de unos 3 kiloparsecs [8] [20] [21] . Además de las estrellas viejas, las estrellas relativamente jóvenes y ricas en metales constituyen el 2% de la masa del halo [22] .
Se observan fragmentos de una estructura espiral en la Gran Nube de Magallanes, pero está bastante desordenada y se destaca débilmente contra el fondo de las partes circundantes de la galaxia [8] [20] . La distribución del brillo en el disco de la Gran Nube de Magallanes es exponencial , y el radio característico del disco es de 1,5 kiloparsec [15] .
La metalicidad promedio de la Gran Nube de Magallanes es −0.30 [comm. 2] . La tasa actual de formación de estrellas en la galaxia es de 0,26 M⊙ por año. En la Gran Nube de Magallanes, los objetos de la población II constituyen aproximadamente el 1 % de la masa total — 1,6⋅10 8 M ⊙ , y la magnitud absoluta de su totalidad es −15,2 m . En este caso, el radio característico para la distribución de objetos en la población II es mayor que para toda la sustancia, es decir, 2,6 kiloparsec. Esto indica que la zona de la galaxia donde ocurre la formación de estrellas disminuyó con el tiempo [24] .
Cúmulos estelares
Según estimaciones teóricas, debería haber alrededor de 4600 cúmulos estelares en la Gran Nube de Magallanes [25] , de los cuales se conocen alrededor de 3000 [26] .
El sistema de cúmulos de estrellas en la Gran Nube de Magallanes es diferente al de la Vía Láctea. Los cúmulos globulares ricos en estrellas en nuestra galaxia son objetos antiguos de más de 12 mil millones de años, mientras que hay dos grupos de cúmulos ricos en estrellas en la Gran Nube de Magallanes. Algunos cúmulos son similares a los cúmulos de estrellas globulares en nuestra galaxia: tienen colores rojos , baja metalicidad , algunos de ellos tienen variables RR Lyrae : hay 13 de estos objetos en la galaxia [27] . Otros cúmulos son más azules y tienen menos de 1000 millones de años: en esto son similares a los cúmulos abiertos , pero contienen muchas más estrellas, son más grandes y tienen formas cercanas a la esférica. Estos objetos se denominan cúmulos populosos jóvenes; se desconocen objetos similares en la Vía Láctea [28] . Los cúmulos abiertos en la Gran Nube de Magallanes son generalmente similares a los de nuestra Galaxia [29] .
La Gran Nube de Magallanes contiene cúmulos globulares de más de 11.500 millones de años, así como un gran número de cúmulos de menos de 3.000 millones de años, y casi no hay cúmulos de edad intermedia. Los racimos viejos y jóvenes también están separados por la metalicidad : en los viejos este valor no supera -1,5, mientras que en los jóvenes es superior a -1,0 [30] .
Los cúmulos estelares más jóvenes, con edades inferiores a los 4 millones de años, se distribuyen en el disco de la Gran Nube de Magallanes. Los cúmulos más antiguos, de hasta 200 millones de años, también se distribuyen en el disco y muestran cierta concentración hacia la barra. Los cúmulos de 200 millones de años a mil millones de años también son más comunes cerca de la barra, e incluso los cúmulos más antiguos se distribuyen en un área más amplia que todos los demás, y no están más concentrados cerca de la barra que en otras áreas.
En promedio, los cúmulos estelares de la Gran Nube de Magallanes son más antiguos que los de la Vía Láctea. Esto se debe al hecho de que, en las condiciones de esta galaxia, los cúmulos interactúan con menos frecuencia con las nubes moleculares y, por lo tanto, se destruyen durante un período más prolongado. En la Gran Nube de Magallanes, la edad promedio de los cúmulos es de 1100 millones de años, mientras que en la Vía Láctea es de solo 200 millones de años [31] .
Medio interestelar
El medio interestelar de la Gran Nube de Magallanes se compone de gas con diferentes temperaturas y polvo [32] . La masa del hidrógeno atómico neutro en la galaxia es 7⋅10 8 M ⊙ , y la del hidrógeno molecular es 10 8 M ⊙ [33] . El contenido de polvo en relación con el gas en la Gran Nube de Magallanes es inferior al de nuestra galaxia en un orden de magnitud [19] .
El gas en la Gran Nube de Magallanes está menos concentrado en el centro que las estrellas y se observa a mayores distancias del centro. Una gran proporción de hidrógeno neutro se encuentra en el disco giratorio de la galaxia con un diámetro de 7,3 kiloparsecs, y parte se encuentra frente a él. La galaxia también tiene una corona de gas caliente , similar a la observada en la Vía Láctea [34] .
Se observan varios cuásares detrás del disco de la Gran Nube de Magallanes , que pueden usarse para estudiar la extinción interestelar en su disco. Se sabe que la extinción interestelar en la Gran Nube de Magallanes aumenta más bruscamente en ondas cortas que en la Vía Láctea. Quizás esto se deba a diferencias en la composición química [34] .
Hay al menos 265 nebulosas planetarias conocidas [35] en la Gran Nube de Magallanes , con un total estimado en aproximadamente 1000 [36] .
30 peces dorados30 Doradus , también conocida como la Nebulosa de la Tarántula, es la región H II más brillante de la Gran Nube de Magallanes y de todo el Grupo Local . Su diámetro es de unos 200 parsecs , en toda la galaxia, la formación estelar en 30 Doradus es la más activa. Cerca del centro de 30 Doradus hay un cúmulo estelar joven y muy masivo R136 , que contiene más estrellas O que el resto de la galaxia, y la concentración de estrellas en él es 200 veces mayor que en las asociaciones OB típicas [37] [38] . Este cúmulo contiene estrellas de masas muy grandes, incluida la más masiva de todas las conocidas: R136a1 , cuya masa es de 265 M ⊙ [7] [39] .
Estrellas variables
La mayoría de los tipos de estrellas variables conocidas en la Vía Láctea también se encuentran en la Gran Nube de Magallanes. Casi todas las estrellas más brillantes de la galaxia exhiben variabilidad [40] .
Por ejemplo, se conocen al menos 1470 Cefeidas en la Gran Nube de Magallanes , y en promedio son más cortas que las Cefeidas de la Vía Láctea. Aparentemente, esto se debe a la menor metalicidad de la Gran Nube de Magallanes, por lo que estrellas con masas menores que en nuestra Galaxia pueden convertirse en Cefeidas. Se estima que las variables del tipo RR Lyrae son al menos 10 mil en la Gran Nube de Magallanes, y sus luminosidades pueden diferir sistemáticamente de las luminosidades de tales estrellas en la Vía Láctea [41] .
Nuevas y supernovasLa frecuencia de estallidos de nuevas estrellas en la Gran Nube de Magallanes es de al menos 0,7 por año, y las supernovas entran en erupción en promedio una vez cada 100 años. Sólo se ha registrado una supernova en la historia de las observaciones - SN 1987A en 1987 - es la más cercana a nosotros desde la explosión de supernova de 1604 . Durante los últimos 800 años, al menos dos supernovas han entrado en erupción en la galaxia: además de SN 1987A, se conoce el remanente de supernova SNR 0540-693 . Otros remanentes de supernova conocidos han entrado en erupción más recientemente [6] [42] .
Fuentes de rayos X y gamma
En el rango de rayos X blandos , la Gran Nube de Magallanes irradia gas caliente. Además, se conocen al menos 105 fuentes separadas, de las cuales 28 se identifican como remanentes de supernova , 6 como binarias de rayos X y 20 están asociadas con asociaciones OB [43] .
En 1979, la galaxia experimentó un estallido de rayos gamma brillante , asociado con el remanente de supernova SNR N49 , seguido de un decaimiento de 8 segundos. Durante los siguientes cuatro años, se observaron repetidamente explosiones más débiles y más cortas asociadas con la misma fuente [43] .
En general, la densidad de la radiación cósmica en la Gran Nube de Magallanes es comparable a la de nuestra Galaxia [43] .
Interacción con otras galaxias
La Gran Nube de Magallanes es un satélite de la Vía Láctea [6] . En este momento, esta galaxia se mueve con respecto al centro de nuestra Galaxia a una velocidad de 293 km/s: la componente radial de la velocidad es de 84 km/s, la componente tangencial es de 281 km/s. La Gran Nube de Magallanes se mueve en una órbita con una distancia pericéntrica de 45 kiloparsecs y una distancia apocéntrica de 2,5 veces mayor, con un período de unos 1.500 millones de años [44] .
Además, la Gran Nube de Magallanes está unida gravitacionalmente e interactúa visiblemente con la Pequeña Nube de Magallanes . La distancia entre las galaxias es de 21 kiloparsecs [45] , giran entre sí con un período de 900 millones de años [46] . Las galaxias tienen una capa común de hidrógeno neutro , y entre ellas hay un "puente" de estrellas y gas: el Puente de Magallanes [47] . Desde las Nubes de Magallanes hasta nuestra Galaxia se extiende la Corriente de Magallanes , una estructura alargada de hidrógeno neutro [6] [19] . La totalidad de estas galaxias y sus estructuras comunes se denomina sistema de Magallanes [48] .
Evolución
Mediante la distribución de los cúmulos estelares por edad, se puede seguir la historia de la formación estelar en la galaxia. Los cúmulos de edad intermedia, de 3 a 11.500 millones de años, están prácticamente ausentes en la galaxia (ver arriba ), solo se conoce uno de esos objetos: ESO 121-SC03 . Su edad es de 8-9 mil millones de años. Una hipótesis sugiere que este cúmulo se formó en la Pequeña Nube de Magallanes , donde la tasa de formación estelar fue más uniforme a lo largo del tiempo. En los últimos 4 mil millones de años, la tasa de formación de estrellas en la galaxia ha aumentado significativamente. Aunque el historial de formación de los cúmulos estelares no refleja completamente el historial de formación de todas las estrellas del cúmulo, otros métodos, como medir el número de estrellas de carbono en relación con las estrellas de clase M , respaldan estas conclusiones [49] .
Los parámetros modernos de la Gran Nube de Magallanes fueron significativamente influenciados por la historia de su interacción con nuestra Galaxia y con la Pequeña Nube de Magallanes. Inicialmente, la Gran Nube de Magallanes era un disco delgado sin barra, pero durante los últimos 9 mil millones de años, debido a las interacciones de las mareas con estas dos galaxias, ha aparecido una barra y un halo en la Gran Nube de Magallanes, y el grosor del disco ha disminuido. aumentó. Además, debido a la interacción con nuestra Galaxia, se formó la Corriente de Magallanes , que incluía alrededor del 15 % de las estrellas y el 20 % del gas que había originalmente en la Gran Nube de Magallanes [22] , aunque también es posible que la La Corriente de Magallanes surgió de la sustancia de la Pequeña Nube de Magallanes [cincuenta]
El estallido de formación de estrellas que ha llevado a la formación de cúmulos estelares masivos en los últimos 3 mil millones de años es causado por interacciones con la Pequeña Nube de Magallanes. Otra explicación menos probable para la formación estelar renovada es que la Gran Nube de Magallanes fue originalmente un satélite de la Galaxia de Andrómeda , después de lo cual fue capturada por nuestra Galaxia y por primera vez se acercó a ella hace 3 mil millones de años. Además, cada vez que la Gran Nube de Magallanes pasaba por el pericentro en su movimiento alrededor de la Vía Láctea, la tasa de formación de estrellas aumentaba temporalmente [22] . Según los cálculos, en el futuro, el período de tiempo más probable es de 2.400 millones de años, habrá una colisión y fusión de la Gran Nube de Magallanes con nuestra Galaxia. Esto sucederá antes de la colisión de la Vía Láctea y la galaxia de Andrómeda y conducirá al hecho de que algunos parámetros de la Vía Láctea se volverán más típicos para galaxias con masas comparables, por ejemplo, la metalicidad promedio del halo aumentará, como será la masa del agujero negro supermasivo en el centro de la Galaxia [51] .
Historia del estudio
Las Nubes de Magallanes Grande y Pequeña son conocidas por los habitantes del Hemisferio Sur desde la antigüedad. Se reflejaron en las culturas de diferentes pueblos: por ejemplo, algunas tribus sudamericanas los representaron como plumas de pájaros nandu , y los aborígenes australianos , como dos gigantes que a veces descienden del cielo y estrangulan a las personas dormidas [52] [53] .
En el hemisferio norte al menos en el siglo X d.C. mi. las Nubes de Magallanes eran conocidas por As-Sufi . Para los navegantes, las Nubes de Magallanes eran de interés porque se encuentran cerca del Polo Sur del Mundo , cerca del cual no hay estrellas brillantes [52] [54] .
Las Nubes de Magallanes obtuvieron su nombre moderno en honor a Fernando de Magallanes , quien realizó la primera circunnavegación del mundo en 1519-1522. Uno de los miembros del equipo de Magallanes, Antonio Pigafetta , hizo una descripción de estos objetos. Además, Pigafetta asumió correctamente que las Nubes de Magallanes están compuestas de estrellas individuales [52] .
En 1847 , John Herschel publicó un catálogo de 919 objetos individuales en la Gran Nube de Magallanes con coordenadas y breves descripciones. En 1867, Cleveland Abbe sugirió por primera vez que las Nubes de Magallanes son galaxias separadas de la Vía Láctea [ 55] [56] .
Desde 1904, los empleados del Observatorio de Harvard comenzaron a descubrir Cefeidas en las Nubes de Magallanes. En 1912, Henrietta Leavitt , que también trabajaba en el Observatorio de Harvard, descubrió para las Nubes de Magallanes una relación entre período y luminosidad para las Cefeidas [57] . Esta relación más tarde comenzó a jugar un papel importante en la medición de las distancias entre las galaxias. Desde 1914, los astrónomos del Observatorio Lick comenzaron a medir sistemáticamente las velocidades radiales de las nebulosas de emisión en las Nubes de Magallanes. Resultó que todos estos objetos tienen grandes velocidades radiales positivas; esto era evidencia a favor del hecho de que las Nubes de Magallanes están separadas de la Vía Láctea. Estos tres descubrimientos, así como la detección por radiotelescopios de hidrógeno neutro en y alrededor de las Nubes de Magallanes , fueron nombrados por Harlow Shapley en 1956 como los logros más importantes relacionados con las Nubes de Magallanes. Además, Shapley señaló varios otros descubrimientos: por ejemplo, el descubrimiento de varias poblaciones estelares en las Nubes de Magallanes [54] [58] .
Más tarde, en el siglo XX, también se realizaron una gran cantidad de descubrimientos: por ejemplo, se descubrió la Corriente de Magallanes, se descubrieron fuentes de rayos X en las Nubes de Magallanes y se estudió el componente de polvo de las Nubes utilizando el telescopio espacial IRAS . Además, la supernova SN 1987A explotó en la Gran Nube de Magallanes en 1987 , lo que también proporcionó información sobre esta galaxia [59] . En el siglo XXI, los telescopios espaciales como Gaia , Spitzer y Hubble [60] [61] [62] proporcionaron mucha información sobre la Gran Nube de Magallanes .
Observaciones
En las latitudes medias del Hemisferio Norte , la Gran Nube de Magallanes no es visible, al menos parte de ella se puede observar al sur de los 20° de latitud norte. La galaxia se encuentra principalmente en la constelación de Dorado , pero una pequeña parte de ella se encuentra en la constelación Table Mountain [12] .
La magnitud aparente de la Gran Nube de Magallanes es de +0,4 m , y las dimensiones angulares aparentes son de 5,4° por 4,6° [10] . La Gran Nube de Magallanes se puede ver a simple vista incluso con algo de contaminación lumínica , parece una mancha nebulosa de forma ovalada. La parte más brillante de la Gran Nube de Magallanes es la barra, su longitud es de 5°, que es 10 veces el diámetro de la Luna llena , y su ancho es de 1°. Cuando se usan binoculares o un pequeño telescopio , las regiones periféricas más débiles de la galaxia se hacen visibles [12] [63] .
Hay al menos 114 objetos del Nuevo Catálogo General en la Gran Nube de Magallanes . Entre ellos se encuentra la Nebulosa de la Tarántula , que se destaca del fondo de otros detalles de la galaxia: algunos detalles de su estructura son distinguibles incluso cuando se observan a través de un telescopio con una apertura de 100 mm. En un telescopio con un diámetro de lente de 150 mm, se pueden ver muchas nebulosas individuales y cúmulos de estrellas de la galaxia. Cuando se usa un telescopio con una apertura de 200 mm, objetos como NGC 1714 , una pequeña nebulosa de emisión , son claramente visibles , cerca de la cual se encuentra la nebulosa más tenue NGC 1715 . En el cúmulo abierto NGC 1755 , las estrellas más brillantes se pueden resolver contra un resplandor nebuloso creado por estrellas más débiles. Puede ver la nebulosa de emisión NGC 1763 , dentro de los 9 minutos de un arco del que hay tres nebulosas más débiles: NGC 1760 , NGC 1769 y NGC 1773 , así como otro grupo similar, aún más cercano, que consiste en las nebulosas NGC 1962 , NGC 1965 , NGC 1966 y NGC 1970 . También son visibles los cúmulos globulares NGC 1835 y NGC 2019 y el supercúmulo NGC 1850 , en el que se pueden resolver unas 50 estrellas individuales. Finalmente, se pueden observar los cúmulos abiertos NGC 2100 , donde es posible distinguir algunos detalles de la estructura y estrellas individuales, y NGC 2214 [12] .
Notas
Comentarios
- ↑ La distancia de esta galaxia al Sol también es de 50 kiloparsecs [3] .
- ↑ La metalicidad corresponde a la proporción de elementos más pesados que el helio igual al solar [23] .
![{\displaystyle {\ce {[Fe/H]}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/3fb5957e21c7dcebdab239e84038e30c37bf4b4b)
![{\displaystyle {\ce {Z=10^{[Fe/H]))))](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/4a8eea054806476725d1e491557afc382bdb06b0)
Fuentes
- ↑ Tully R. B., Courtois H. M., Sorce J. G. Cosmicflows-3 // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2016. - vol. 152, edición. 2.- Pág. 50.- ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.3847/0004-6256/152/2/50 - arXiv:1605.01765
- ↑ 1 2 Wilcots EM Galaxias de tipo magallánico en todo el Universo // Actas de la Unión Astronómica Internacional. - N. Y .: Cambridge University Press , 2009. - 1 de marzo ( vol. 256 ). — págs. 461–472 . — ISSN 1743-9213 . -doi : 10.1017 / S1743921308028871 . Archivado desde el original el 24 de marzo de 2022.
- ↑ van den Bergh, 2000 , págs. 145-146.
- ↑ Pietrzyński G., Graczyk D., Gallenne A., Gieren W., Thompson IB Una distancia a la Gran Nube de Magallanes con una precisión del uno por ciento // Nature . - 2019. - 1 de marzo ( vol. 567 ). — pág. 200–203 . — ISSN 0028-0836 . -doi : 10.1038/ s41586-019-0999-4 . Archivado desde el original el 24 de marzo de 2022.
- ↑ van den Bergh, 2000 , pág. 93, 145-146.
- ↑ 1 2 3 4 5 Zharov V. E. Nubes de Magallanes . Gran Enciclopedia Rusa . Consultado el 24 de marzo de 2022. Archivado desde el original el 24 de marzo de 2022.
- ↑ 1 2 3 Hodge PW Nube de Magallanes . Enciclopedia Britannica . Consultado el 24 de marzo de 2022. Archivado desde el original el 2 de mayo de 2015.
- ↑ 1 2 3 van der Marel RP La Gran Nube de Magallanes: estructura y cinemática // El Grupo Local como Laboratorio Astrofísico Actas del Simposio del Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial, celebrado en Baltimore, Maryland, del 5 al 8 de mayo de 2003. — N. Y .: Cambridge University Press , 2006. — 1 de enero ( vol. 17 ). — págs. 47–71 . — ISBN 9780511734908 . -doi : 10.1017 / CBO9780511734908.005 . -arXiv : astro - ph/0404192 .
- ↑ Resultados del objeto Gran Nube de Magallanes (LMC) . ned.ipac.caltech.edu . Recuperado: 16 Agosto 2022.
- ↑ 12 LMC._ _ _ SIMBAD . Consultado el 24 de abril de 2022. Archivado desde el original el 24 de abril de 2022.
- ↑ van den Bergh, 2000 , págs. 93, 280.
- ↑ 1 2 3 4 Echa un vistazo más de cerca a la Gran Nube de Magallanes . Astronomy.com . Consultado el 23 de abril de 2022. Archivado desde el original el 23 de abril de 2022.
- ↑ Rotación de la Gran Nube de Magallanes . Astronet . Consultado el 26 de marzo de 2022. Archivado desde el original el 24 de octubre de 2020.
- ↑ Mucciarelli A., Massari D., Minelli A., Romano D., Bellazzini M. Una reliquia de un evento de fusión anterior en la Gran Nube de Magallanes // Nature Astronomy. L .: Portafolio Naturaleza . Una impresión de Springer Nature , 2021. - Diciembre ( vol. 5 , edición 12 ). - P. 1247-1254 . — ISSN 2397-3366 . -doi : 10.1038 / s41550-021-01493-y . Archivado desde el original el 26 de marzo de 2022.
- ↑ 12 van den Bergh, 2000 , pág. 93.
- ↑ Westerlund, 1997 , pág. 29
- ↑ Indu G., Subramaniam A. H i revisión de la cinemática de la Gran Nube de Magallanes : Evidencia de posible entrada y salida // Astronomía y astrofísica . — Les Ulis: Ciencias EDP , 2015-01-01. — vol. 573 . — Pág. A136 . — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . -doi : 10.1051 / 0004-6361/201321133 . Archivado el 30 de octubre de 2020.
- ↑ La tasa de rotación de la Gran Nube de Magallanes . HubbleSite.org . Fecha de acceso: 14 de abril de 2022.
- ↑ 1 2 3 Efremov Yu. N. Nubes de Magallanes . Astronet . Consultado el 24 de marzo de 2022. Archivado desde el original el 29 de junio de 2020.
- ↑ 12 Westerlund , 1997 , págs. 30-32.
- ↑ Mazzi A., Girardi L., Zaggia S., Pastorelli G., Rubele S. La encuesta VMC - XLIII. La historia de formación de estrellas resuelta espacialmente a través de la Gran Nube de Magallanes // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2021. - 1 de noviembre ( vol. 508 ). — pág. 245–266 . — ISSN 0035-8711 . -doi : 10.1093 / mnras/stab2399 . Archivado desde el original el 16 de abril de 2022.
- ↑ 1 2 3 Bekki K., Chiba M. Formación y evolución de las Nubes de Magallanes - I. Origen de las propiedades estructurales, cinemáticas y químicas de la Gran Nube de Magallanes // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . — Oxf. : Blackwell Publishing , 2005. - Enero ( vol. 356 , edición 2 ). — pág. 680–702 . — ISSN 0035-8711 . -doi : 10.1111 / j.1365-2966.2004.08510.x . Archivado desde el original el 21 de marzo de 2022.
- ↑ Darling D. Metalicidad . Enciclopedia de Internet de la ciencia . Consultado el 29 de marzo de 2022. Archivado desde el original el 5 de octubre de 2021.
- ↑ van den Bergh, 2000 , pág. 93, 120, 135.
- ↑ Westerlund, 1997 , págs. 47-48.
- ↑ Nayak PK, Subramaniam A., Choudhury S., Indu G., Sagar R. Cúmulos estelares en las Nubes de Magallanes — I. Parametrización y clasificación de 1072 cúmulos en el LMC // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2016. - 1 de diciembre ( vol. 463 ). - P. 1446-1461 . — ISSN 0035-8711 . -doi : 10.1093 / mnras/stw2043 .
- ↑ van den Bergh, 2000 , pág. 142.
- ↑ Westerlund, 1997 , págs. 43-46.
- ↑ Cúmulo estelar . Enciclopedia Britannica . Consultado el 29 de marzo de 2022. Archivado desde el original el 17 de abril de 2022.
- ↑ van den Bergh, 2000 , págs. 102-103, 124-125.
- ↑ Westerlund, 1997 , págs. 51-55.
- ↑ Westerlund, 1997 , págs. 143-178.
- ↑ van den Bergh, 2000 , pág. 134.
- ↑ 12 van den Bergh, 2000 , págs. 134-136.
- ↑ van den Bergh, 2000 , págs. 133-134.
- ↑ Westerlund, 1997 , pág. 132.
- ↑ Westerlund, 1997 , págs. 202-220.
- ↑ van den Bergh, 2000 , págs. 112-115.
- ↑ Crowther PA, Schnurr O., Hirschi R., Yusof N., Parker RJ El cúmulo estelar R136 alberga varias estrellas cuyas masas individuales superan con creces el límite de masa estelar aceptado de 150 Msolar // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2010. - 1 de octubre ( vol. 408 ). — pág. 731–751 . — ISSN 0035-8711 . -doi : 10.1111 / j.1365-2966.2010.17167.x . Archivado desde el original el 20 de marzo de 2022.
- ↑ van den Bergh, 2000 , pág. 115.
- ↑ van den Bergh, 2000 , págs. 115-120.
- ↑ van den Bergh, 2000 , págs. 120-122, 129-133.
- ↑ 1 2 3 van den Bergh, 2000 , págs. 136-137.
- ↑ van der Marel RP, Alves DR, Hardy E., Suntzeff NB Nueva comprensión de la estructura, la dinámica y la órbita de la gran nube de Magallanes a partir de Carbon Star Kinematics // The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2002. - Noviembre ( vol. 124 , ed. 5 ). — pág. 2639–2663 . — ISSN 1538-3881 0004-6256, 1538-3881 . -doi : 10.1086/ 343775 . Archivado desde el original el 14 de abril de 2022.
- ↑ van den Bergh, 2000 , pág. 145.
- ↑ Nubes de Magallanes . astronomia _ Melbourne: Universidad Tecnológica de Swinburne . Consultado el 16 de abril de 2022. Archivado desde el original el 17 de marzo de 2022.
- ↑ Korolev V. Se encontró un "puente estelar" entre las Nubes de Magallanes . n + 1 . Consultado el 24 de marzo de 2022. Archivado desde el original el 24 de marzo de 2022.
- ↑ Westerlund, 1997 , pág. 21
- ↑ van den Bergh, 2000 , págs. 124-126.
- ↑ Arroyo de Magallanes . Universidad Tecnológica de Swinburne . Recuperado: 13 Agosto 2022.
- ↑ Cautun M., Deason AJ, Frenk CS, McAlpine S. Las secuelas de la Gran Colisión entre nuestra Galaxia y la Gran Nube de Magallanes // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2019. - 21 de febrero ( vol. 483 , número 2 ). — pág. 2185–2196 . — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966 . -doi : 10.1093 / mnras/sty3084 . Archivado desde el original el 8 de enero de 2019.
- ↑ 1 2 3 Westerlund, 1997 , pág. una.
- ↑ Olsen K. Conoce las Nubes de Magallanes: Los satélites más brillantes de nuestra galaxia . Astronomy.com (20 de noviembre de 2020). Consultado el 18 de abril de 2022. Archivado desde el original el 19 de mayo de 2021.
- ↑ 12 van den Bergh, 2000 , pág. 92.
- ↑ Westerlund, 1997 , págs. 1-2.
- ↑ Abbe C. Sobre la distribución de las nebulosas en el espacio // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . - L .: Royal Astronomical Society , 1867. - 12 de abril ( vol. 27 , iss. 7 ). — pág. 257–264 . — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966 . -doi : 10.1093 / mnras/27.7.257a .
- ↑ Leavitt HS, Pickering EC Períodos de 25 estrellas variables en la pequeña nube de Magallanes // Circular del Observatorio de la Universidad de Harvard. - Cambridge, MA: Universidad de Harvard , 1912. - 1 de marzo ( vol. 173 ). — P. 1–3 . Archivado desde el original el 14 de mayo de 2022.
- ↑ Westerlund, 1997 , pág. 2.
- ↑ Westerlund, 1997 , págs. 3-5.
- ↑ Vasiliev E. Dinámica interna de la Gran Nube de Magallanes de Gaia DR2 // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2018. - 1 de noviembre ( vol. 481 ). — P.L100–L104 . — ISSN 0035-8711 . -doi : 10.1093 / mnrasl/sly168 . Archivado desde el original el 27 de enero de 2022.
- ↑ Meixner M., Gordon KD, Indebetouw R., Hora JL, Whitney B. Spitzer Survey of the Large Magellanic Cloud: Surveying the Agents of a Galaxy's Evolution (SAGE). I. Resumen y resultados iniciales // The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2006. - 1 de diciembre ( vol. 132 ). — pág. 2268–2288 . — ISSN 0004-6256 . -doi : 10.1086/ 508185 . Archivado desde el original el 12 de febrero de 2022.
- ↑ Hubble explora la formación y evolución de cúmulos estelares en la Gran Nube de Magallanes . ESA . Consultado el 23 de abril de 2022. Archivado desde el original el 1 de noviembre de 2020.
- ↑ Las Nubes de Magallanes, nuestras vecinas galácticas . EarthSky (8 de diciembre de 2021). Consultado el 23 de abril de 2022. Archivado desde el original el 21 de abril de 2022.
Literatura
- Van den Bergh S. Las galaxias del grupo local . — Cambr. ; N. Y .: Cambridge University Press , 2000. - 348 p. — ISBN 978-1-139-42965-8 .
- Westerlund B.E. Las Nubes de Magallanes . — Cambr. : Cambridge University Press, 1997. - 279 p. — (Astrofísica de Cambridge). - ISBN 978-0-521-48070-3 . -doi : 10.1017 / CBO9780511564826 .
 diccionarios y enciclopedias | |
|---|---|
| En catálogos bibliográficos |