Nubes de Magallanes

Las Nubes de Magallanes  son las dos galaxias satélite más grandes de la Vía Láctea : la Gran Nube de Magallanes y la Pequeña Nube de Magallanes . Están unidos gravitacionalmente, tienen una capa común de hidrógeno neutro y algunas estructuras más comunes; su totalidad se denomina sistema de Magallanes.

La Gran Nube de Magallanes está a 50 kiloparsecs del centro de la Vía Láctea, y la Pequeña Nube de Magallanes está a 56 kiloparsecs. Estas dos galaxias a menudo se clasifican como irregulares , sin embargo, existe cierto orden en la estructura de la Gran Nube de Magallanes, y se atribuye más correctamente a las galaxias espirales de Magallanes .

En comparación con nuestra Galaxia, las Nubes de Magallanes, especialmente la Pequeña, tienen una mayor fracción de masa de gas interestelar y una menor abundancia de elementos pesados. Las diferencias en la composición química indican que las Nubes de Magallanes no tuvieron un estallido inicial de formación estelar en el que se formó una gran cantidad de estrellas, como en la Vía Láctea.

Además de las galaxias, el Sistema de Magallanes incluye varias estructuras relacionadas: estas son la Corriente de gas de Magallanes, que se extiende por 180 kiloparsecs, el Puente de Magallanes de gas y estrellas que conectan galaxias, así como una capa común de hidrógeno neutro.

Características

Las Nubes de Magallanes son las dos galaxias satélite más grandes de la Vía Láctea : la Pequeña Nube de Magallanes (LMC) y la Gran Nube de Magallanes (LMC) [1] . Están muy cerca uno del otro y están unidos gravitacionalmente. Desde las Nubes de Magallanes se extiende la Corriente de Magallanes , una estructura alargada de hidrógeno neutro . Además, este par de galaxias tiene una capa común de hidrógeno neutro [2] [3] , y entre ellas hay un "puente" de estrellas y gas: el Puente de Magallanes [4] . La totalidad de estas galaxias y sus estructuras comunes se denomina sistema de Magallanes [5] .

Galaxias

La Gran Nube de Magallanes está a 50 kiloparsecs del centro de la Vía Láctea, y la Pequeña Nube de Magallanes está a 56 kiloparsecs [comm. 1] , y la distancia entre las Nubes de Magallanes es de 21 kiloparsecs [7] . Estas dos galaxias a menudo se clasifican como irregulares , sin embargo, la Gran Nube de Magallanes tiene cierto orden estructural, y es más correcto referirse a las galaxias espirales de Magallanes [8] .

Algunos parámetros de las Nubes de Magallanes [9]
BMO OMI
Declinación ( J2000 ) [10] [11] −69° 45′ 22″ −72° 48′ 01″
Ascensión recta (J2000) [10] [11] 5 h  23 min  34,6 s 0 h  52 min  38,0 s
Distancia al Sol 50 kpc 59 kpc
Diámetro [12] [13] 9,9 kpc 5,8 kpc
Peso [14] 0.6—2⋅10 10 M ⊙ 3—5⋅10 9 H ⊙
Masa de hidrógeno atómico neutro 7⋅10 8 METRO ⊙ 5⋅10 8 METRO ⊙
Masa de hidrógeno molecular 10 8 METRO ⊙ 7.5⋅107M⊙ _ _ _
Número de estrellas [15] 5⋅10 9 1.5⋅10 9
Metalicidad [Fe/H] −0,30 −0,73
Magnitud absoluta ( V ) −18,5 m _ −17.07m _
Magnitud aparente (V) + 0,4m + 1,97m
Índice de color B−V + 0,52m + 0,61 m
Dimensiones angulares visibles en el cielo [10] [11] [comm. 2] 5,4° × 4,6° 2,6° × 1,6°
Composición y población estelar

En comparación con nuestra Galaxia, las Nubes de Magallanes, especialmente la Pequeña, tienen una fracción de masa de gas interestelar más alta: en la LMC, la fracción de hidrógeno neutro es varias veces mayor que en la Vía Láctea, y en el MMO es un orden de magnitud superior. El contenido de elementos pesados ​​en las Nubes de Magallanes, por el contrario, es mucho menor que en la Vía Láctea [3] . Se sabe que la extinción interestelar en las Nubes de Magallanes aumenta en ondas cortas más bruscamente que en la Vía Láctea, lo que puede deberse a diferencias en la composición química [18] .

Las diferencias en la composición química indican que las Nubes de Magallanes no tuvieron un estallido inicial de formación estelar en el que se formó una gran cantidad de estrellas, como en la Vía Láctea, pero la formación estelar en las Nubes de Magallanes comenzó al mismo tiempo que en la Vía Láctea . , porque también se observan objetos antiguos en las Nubes de Magallanes [3] . La tasa de formación de estrellas en la Gran Nube de Magallanes aumentó notablemente hace 3-5 mil millones de años. La Pequeña Nube de Magallanes se encuentra en una etapa anterior de evolución que la Gran, y tiene una tasa más baja de formación estelar [19] .

Cúmulos estelares y regiones de formación estelar

Los sistemas de cúmulos de estrellas en las Nubes de Magallanes son diferentes a los 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 las Nubes de Magallanes. Algunos cúmulos son similares a los cúmulos estelares globulares de nuestra Galaxia: tienen colores rojos, metalicidades bajas , y en algunos de ellos se observan variables RR Lyrae . 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 [20] .  Los cúmulos abiertos en las Nubes de Magallanes son generalmente similares a los de nuestra Galaxia [21] .

La Gran Nube de Magallanes contiene la región H II más brillante de todo el Grupo Local , 30 Doradus , también conocida como Nebulosa de la Tarántula. Su diámetro es de 200 parsecs , cerca de su centro hay un cúmulo estelar joven y muy masivo R136 [22] [23] . Este cúmulo contiene estrellas de masas muy grandes, incluida la más masiva de todas las conocidas: R136a1 , cuya masa es de 265 M ⊙ [17] [24] .

Estrellas variables

En las Nubes de Magallanes se observan estrellas variables de varios tipos . Por ejemplo, las Cefeidas , en promedio, tienen periodos más cortos que los de nuestra galaxia. Aparentemente, esto se debe a la menor metalicidad de las Nubes de Magallanes, por lo que estrellas de menor masa pueden convertirse en Cefeidas que en la Vía Láctea [25] .

En 1987 se registró la única supernova en la historia de las observaciones en la Gran Nube de Magallanes, SN 1987A . Es el más cercano a nosotros desde la supernova de 1604 [26] .

Movimiento

Las Nubes de Magallanes giran entre sí con un período de 900 millones de años, y alrededor de la Vía Láctea hacen una revolución cada 1.500 millones de años [27] . Durante los últimos períodos orbitales, las galaxias se han acercado entre sí hasta distancias de 2 a 7 kiloparsecs ; el último acercamiento ocurrió hace 200 millones de años. La distancia máxima entre galaxias durante su movimiento orbital puede alcanzar los 50 kiloparsecs [28] .

Galaxias circundantes

Además de dos galaxias, el sistema de Magallanes incluye varias estructuras asociadas a ellas: la Corriente de Magallanes , el Puente de Magallanes y una capa común de hidrógeno neutro [5] . Todas estas estructuras contienen el 37% de todo el hidrógeno atómico neutro del sistema de Magallanes [29] .

Arroyo de Magallanes

Un flujo alargado de gas emana de las Nubes de Magallanes: la Corriente de Magallanes . Tiene una longitud de unos 180 kiloparsecs (600 mil años luz ) y pasa en los dos sentidos de las Nubes de Magallanes: en el sentido de su movimiento y en contra. En la esfera celeste , la Corriente de Magallanes ocupa un arco de 180° o más y pasa por el polo sur de la Galaxia . La Corriente de Magallanes se observa sólo en el rango de radio , no se observan estrellas en ella [27] [30] . Su masa es 5⋅10 8 M ⊙ [31] , la sustancia de la Corriente de Magallanes desemboca en la Vía Láctea: el caudal es de 0,4 M ⊙ por año para el hidrógeno neutro y al menos el mismo para el hidrógeno ionizado [29] .

La Corriente de Magallanes se formó a partir de la sustancia de una de las Nubes de Magallanes, muy probablemente, la Pequeña, pero se desconoce el mecanismo exacto de este proceso. Se supone que la Pequeña Nube de Magallanes ha perdido parte de su masa debido a la presión de la cabezadurante el último paso por el disco de la Vía Láctea, o como resultado de interacciones de marea de las Nubes entre sí o con nuestra Galaxia [27] [30] .

Puente de Magallanes

El Puente de Magallanes es una estructura de gas y estrellas que conecta las Nubes de Magallanes [4] [32] . La masa de hidrógeno neutro que contiene es 3.3⋅10 8 M ⊙ , y la masa de hidrógeno ionizado es 0.7–1.7⋅10 8 M ⊙ . A veces, separadamente del Puente de Magallanes, se considera la llamada Cola de la Pequeña Nube de Magallanes ( del inglés Small Magellanic Cloud Tail ), un área que colinda con la Pequeña Nube de Magallanes. En particular, el Tail se diferencia del Bridge en una proporción significativamente menor de gas ionizado [29] .  

Se cree que el Puente de Magallanes se formó hace 200 millones de años durante la última convergencia de las Nubes entre sí. Bajo la influencia de las fuerzas de marea, parte de la masa de la Pequeña Nube de Magallanes formó esta estructura. En el Puente, hay tanto una población estelar joven, que se formó después de la aparición del Puente, como una más vieja, que contiene estrellas con una edad de 400 millones a 5 mil millones de años [29] [32] [33] . También se han descubierto varios cúmulos estelares en Most [34] .

Capa común de hidrógeno neutro

Las Nubes de Magallanes Grande y Pequeña tienen una capa común de hidrógeno neutro, que tiene un tamaño angular de decenas de grados [35] . La presencia de tal estructura indica que las Nubes han estado unidas gravitacionalmente durante mucho tiempo [5] .

Evolución del sistema

No se sabe si las Nubes de Magallanes se formaron originalmente como un par de galaxias, o si se convirtieron en un par de galaxias hace relativamente poco tiempo [36] . Se cree que las galaxias han estado unidas gravitacionalmente durante al menos los últimos 7 mil millones de años [5] .

Los parámetros modernos de ambas galaxias se vieron significativamente influenciados por la historia de su interacción entre sí y con nuestra Galaxia. Por ejemplo, la Gran Nube de Magallanes era originalmente 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, se han desarrollado una barra y un halo en la Gran Nube de Magallanes, y el espesor de el disco ha aumentado [36] [37] .

En el futuro, habrá una fusión de las Nubes de Magallanes con nuestra Galaxia. Para la Gran Nube de Magallanes, el momento más probable para que ocurra la fusión es 2.400 millones de años, que es anterior a la colisión esperada entre la Vía Láctea y la galaxia de Andrómeda [38] [39] .

Historia del estudio

Las Nubes de Magallanes 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 [40] [41] .

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 [40] [42] .

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 [40] .

En 1847, John Herschel publicó un catálogo de 244 objetos individuales en la Pequeña Nube de Magallanes y 919 en la Gran, 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 [ 43] [44] .

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 [45] . 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, señaló varios otros descubrimientos: por ejemplo, el descubrimiento de varias poblaciones estelares en las Nubes de Magallanes [42] [46] . Varios descubrimientos importantes para la astronomía resultaron ser posibles, en particular, debido al hecho de que las Nubes de Magallanes se encuentran bastante cerca de la Vía Láctea, pero al mismo tiempo están separadas de su disco y están débilmente afectadas por la absorción interestelar. ; además, las distancias de la Tierra a los objetos de cada una de las Nubes de Magallanes son casi iguales, de modo que la diferencia en las magnitudes estelares aparentes de los objetos allí observados es igual a la diferencia en sus magnitudes estelares absolutas . Por estas razones, Shapley llamó a las Nubes de Magallanes "el taller de métodos astronómicos" [3] [27] .

Posteriormente, 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 [ 47] .

Notas

Comentarios

  1. ↑ Las distancias de estas galaxias al Sol son 50 y 59 kiloparsecs, respectivamente [6] .
  2. ↑ Los valores del tamaño lineal y el tamaño angular no se corresponden, ya que se indica el tamaño lineal, medido por la isófota de 25 m por segundo cuadrado en la banda fotométrica B , y el tamaño angular, según el tamaño visible en el cielo [16] [17]

Fuentes

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Literatura

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