Kleine Magellansche Wolke - Small Magellanic Cloud

Kleine Magellansche Wolke
Kleine Magellansche Wolke (Digitalized Sky Survey 2).jpg
Die kleine Magellansche Wolke
(Quelle: Digitized Sky Survey 2)
Beobachtungsdaten ( J2000 Epoche )
Konstellation Tucana und Hydrus
Rektaszension 00 h 52 m 44,8 s
Deklination -72° 49′ 43″
Rotverschiebung 0,000527
Distanz 203,7 ± 1,5 kly (62,44 ± 0,47 kpc )
Scheinbare Größe  (V) 2.7
Eigenschaften
Typ SB(s)m pec
Größe 7.000 ly (Durchmesser)
Scheinbare Größe  (V) 5° 20′ × 3° 5′
Bemerkenswerte Funktionen Begleiterzwerg der
Milchstraße
Andere Bezeichnungen
SMC, NGC 292, PGC 3085, Nubecula Minor
Position der Magellanschen Wolken relativ zur Milchstraße. Abkürzungen:
• GMW   –   Große Magellansche Wolke
• KMW –   Kleine Magellansche Wolke
• APS –   Galaktischer Südpol
• MSI – Erste Wasserstoffkompression im Magellanschen Strom
• 3 –   30 Doradus
• W – Flügel des KMW
Der grüne Pfeil zeigt die Drehrichtung der Magellanschen Wolken um das Zentrum der Milchstraße an.

Die Kleine Magellansche Wolke ( SMC ) oder Nubecula Minor ist eine Zwerggalaxie in der Nähe der Milchstraße . Als irreguläre Zwerggalaxie klassifiziert , hat die SMC einen Durchmesser von etwa 7.000 Lichtjahren , enthält mehrere hundert Millionen Sterne und hat eine Gesamtmasse von etwa 7 Milliarden Sonnenmassen . Das SMC enthält eine zentrale Balkenstruktur, und Astronomen spekulieren, dass es einst eine Balkenspiralgalaxie war, die von der Milchstraße unterbrochen wurde, um etwas unregelmäßig zu werden . Mit einer Entfernung von etwa 200.000 Lichtjahren gehört die SMC zu den nächsten intergalaktischen Nachbarn der Milchstraße und ist eines der am weitesten entfernten Objekte, die mit bloßem Auge sichtbar sind .

Der SMC ist von der gesamten südlichen Hemisphäre aus sichtbar , kann jedoch von südlichen Breitengraden von etwa 15° nördlicher Breite tief über dem südlichen Horizont gesehen werden . Die Galaxie ist auf die beiden sich Konstellationen von Tucana und ein Teil des Hydrus , als ein schwaches verschwommenen Flecken erscheinen , eine freistehende Stück der ähnelnd Milchstraße . Die SMC hat einen durchschnittlichen scheinbaren Durchmesser von etwa 4,2° (8-mal der Mond) und bedeckt damit eine Fläche von etwa 14 Quadratgrad (70-mal der Mond). Da seine Oberflächenhelligkeit sehr gering ist, ist dieses Deep-Sky-Objekt am besten in klaren mondlosen Nächten und abseits der Lichter der Stadt zu sehen . Die SMC bildet mit der 20° östlich liegenden Großen Magellanschen Wolke (LMC) ein Paar und ist wie die LMC Mitglied der Lokalen Gruppe und mit hoher Wahrscheinlichkeit ein ehemaliger Satellit der Großen Magellanschen Wolke und ein aktueller Satellit der Milchstraße.

Beobachtungshistorie

Panorama-Große und die Kleine Magellansche Wolken wie aus gesehen ESO ‚s VLT Beobachtungsort. Die Galaxien sind auf der linken Seite des Bildes.

Auf der südlichen Hemisphäre sind die Magellanschen Wolken seit langem in der Überlieferung der Ureinwohner enthalten, darunter Südsee- Insulaner und indigene Australier . Der persische Astronom Al Sufi bezeichnete die größere der beiden Wolken als Al Bakr, den Weißen Ochsen. Europäische Seefahrer haben die Wolken vielleicht zum ersten Mal im Mittelalter bemerkt, als sie zur Navigation verwendet wurden. Portugiesische und niederländische Seefahrer nannten sie die Kapwolken, ein Name, der mehrere Jahrhunderte lang beibehalten wurde. Während der Erdumrundung durch Ferdinand Magellan in den Jahren 1519–1522 wurden sie von Antonio Pigafetta als schwache Sternhaufen beschrieben. In Johann Bayers Himmelsatlas Uranometria , der 1603 veröffentlicht wurde, nannte er die kleinere Wolke Nubecula Minor. Auf Latein bedeutet Nubecula eine kleine Wolke.

Kleine Magellansche Wolke, fotografiert von Amateurastronomen . Nicht verwandte Sterne wurden herausgeschnitten.

Zwischen 1834 und 1838 machte John Frederick William Herschel mit seinem 14-Zoll (36 cm) Reflektor vom Royal Observatory aus Beobachtungen des südlichen Himmels . Während er die Nubecula Minor beobachtete, beschrieb er sie als eine wolkige Lichtmasse mit ovaler Form und einem hellen Zentrum. Im Bereich dieser Wolke katalogisierte er eine Konzentration von 37 Nebeln und Clustern.

1891 eröffnete das Harvard College Observatory eine Beobachtungsstation in Arequipa in Peru . Zwischen 1893 und 1906 wurde das 24-Zoll-Teleskop (610 mm) an diesem Standort unter der Leitung von Solon Bailey verwendet, um sowohl die Große als auch die Kleine Magellansche Wolke fotografisch zu vermessen. Henrietta Swan Leavitt , eine Astronomin am Harvard College Observatory , benutzte die Platten von Arequipa, um die Variationen der relativen Leuchtkraft der Sterne im SMC zu untersuchen. Im Jahr 1908 wurden die Ergebnisse ihrer Studie veröffentlicht, die zeigten, dass ein Typ eines variablen Sterns, der als "Clustervariable" bezeichnet wird, später nach dem Prototypstern Delta Cephei als Cepheid-Variable bezeichnet wird, eine eindeutige Beziehung zwischen der Variabilitätsperiode und der Erscheinung des Sterns aufwies Helligkeit. Leavitt erkannte, dass dieses Ergebnis auf eine ähnliche Beziehung zwischen Periode und absoluter Helligkeit schließen lässt, da alle Sterne in der SMC ungefähr gleich weit von der Erde entfernt sind. Diese wichtige Periode-Leuchtkraft-Beziehung ermöglichte es, die Entfernung zu jeder anderen Cepheiden-Variablen in Bezug auf die Entfernung zum SMC abzuschätzen. Sie hoffte, dass einige Cepheiden-Variablen nahe genug an der Erde gefunden werden könnten, damit ihre Parallaxe und damit die Entfernung von der Erde gemessen werden könnte. Dies geschah bald, wodurch Cepheid-Variablen als Standardkerzen verwendet werden konnten , was viele astronomische Entdeckungen erleichterte.

Unter Verwendung dieser Periode-Leuchtkraft-Beziehung wurde 1913 die Entfernung zum SMC erstmals von Ejnar Hertzsprung geschätzt . Zuerst maß er dreizehn nahegelegene Cepheiden-Variablen, um die absolute Größe einer Variablen mit einer Periode von einem Tag zu bestimmen. Durch Vergleich mit der von Leavitt gemessenen Periodizität der Variablen konnte er eine Entfernung von 10.000 Parsec (30.000 Lichtjahre) zwischen der Sonne und dem SMC abschätzen. Dies stellte sich später als eine grobe Unterschätzung der wahren Entfernung heraus, demonstrierte jedoch die potenzielle Nützlichkeit dieser Technik.

Im Jahr 2006 angekündigte Messungen mit dem Hubble-Weltraumteleskop deuten darauf hin, dass sich die Große und die Kleine Magellansche Wolke möglicherweise zu schnell bewegen, um die Milchstraße zu umkreisen .

Merkmale

VISTAs Ansicht der Kleinen Magellanschen Wolke. 47 Tucanae (NGC 104) ist rechts von der Kleinen Magellanschen Wolke sichtbar.

Es gibt eine Gasbrücke, die die Kleine Magellansche Wolke mit der Großen Magellanschen Wolke (LMC) verbindet, was ein Beweis für die Gezeitenwechselwirkung zwischen den Galaxien ist. Die Magellanschen Wolken haben eine gemeinsame Hülle aus neutralem Wasserstoff, was darauf hinweist, dass sie seit langem gravitativ gebunden sind. Diese Gasbrücke ist ein Ort der Sternentstehung.

Im Jahr 2017 wurde unter Verwendung von Dark Energy Survey plus MagLiteS-Daten eine stellare Überdichte im Zusammenhang mit der Kleinen Magellanschen Wolke entdeckt, die wahrscheinlich das Ergebnis von Interaktionen zwischen SMC und LMC ist.

Röntgenquellen

Die Kleine Magellansche Wolke enthält eine große und aktive Population von Röntgen-Binärdateien . Die jüngste Sternentstehung hat zu einer großen Population von massereichen Sternen und massereichen Röntgendoppelsternen (HMXBs) geführt, die die Relikte des kurzlebigen oberen Endes der anfänglichen Massenfunktion sind . Die junge Sternpopulation und die Mehrheit der bekannten Röntgendoppelsterne sind in der SMC-Bar konzentriert. HMXB-Pulsare sind rotierende Neutronensterne in Doppelsternsystemen mit Be-Typ ( Spektraltyp 09-B2, Leuchtkraftklassen V–III) oder überriesigen Sternbegleitern. Die meisten HMXBs sind vom Be-Typ, die 70 % in der Milchstraße und 98 % in der SMC ausmachen. Die äquatoriale Scheibe des Be-Sterns bietet ein Reservoir an Materie, das während der Periastronpassage (die meisten bekannten Systeme haben eine große Umlaufexzentrizität) oder während groß angelegter Scheibenauswurfepisoden auf dem Neutronenstern akkretiert werden kann . Dieses Szenario führt zu Reihen von Röntgenstrahlungsausbrüchen mit typischen Röntgenstrahlungsleuchtstärken L x  = 10 36 –10 37  erg/s, die in der Umlaufperiode beabstandet sind, sowie zu seltenen Riesenausbrüchen von größerer Dauer und Leuchtkraft.

Überwachungsuntersuchungen des SMC, die mit dem Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) der NASA durchgeführt wurden, sehen Röntgenpulsare im Ausbruch mit mehr als 10 36 erg/s und haben bis Ende 2008 50 gezählt. Die ROSAT- und ASCA-Missionen entdeckten viele schwache Röntgenpunktquellen, aber die typischen Positionsunsicherheiten erschwerten häufig eine positive Identifizierung. Jüngste Studien mit XMM-Newton und Chandra haben nun mehrere hundert Röntgenquellen in Richtung des SMC katalogisiert, von denen vielleicht die Hälfte als wahrscheinliche HMXBs gilt und der Rest eine Mischung aus Vordergrundsternen und Hintergrund-AGN ist.

Während des Nike-Tomahawk- Fluges am 20. September 1966 wurden keine Röntgenstrahlen über dem Hintergrund von den Magellanschen Wolken beobachtet . Die Ballonbeobachtung von Mildura, Australien, am 24. Oktober 1967 des SMC setzte eine Obergrenze der Röntgendetektion. Ein Röntgen-Astronomie-Instrument wurde an Bord einer Thor- Rakete getragen, die am 24. September 1970 um 12:54 UTC für Höhen über 300 km vom Johnston-Atoll gestartet wurde, um nach der Kleinen Magellanschen Wolke zu suchen. Die SMC wurde mit einer Röntgenleuchtkraft von 5 × 10 38 ergs/s im Bereich 1,5–12 keV und 2,5 × 10 39 ergs/s im Bereich 5–50 keV für eine scheinbar ausgedehnte Quelle nachgewiesen.

Der vierte Uhuru- Katalog listet eine frühe Röntgenquelle im Sternbild Tucana auf : 4U 0115-73 (3U 0115-73, 2A 0116-737, SMC X-1). Uhuru beobachtete die SMC am 1., 12., 13., 16. und 17. Januar 1971 und entdeckte eine Quelle unter 01149-7342, die dann als SMC X-1 bezeichnet wurde. Einige Röntgenzählungen wurden auch am 14., 15., 18. und 19. Januar 1971 eingegangen. Der dritte Ariel 5- Katalog (3A) enthält auch diese frühe Röntgenquelle in Tucana: 3A 0116-736 (2A 0116-737, SMC X-1). Die SMC X-1, eine HMXRB, befindet sich bei J2000 Rektaszension (RA) 01 h 15 m 14 s Deklination (Dez.) 73° 42′ 22″.

Zwei zusätzliche Quellen, die in 3A entdeckt und aufgelistet sind, umfassen SMC X-2 unter 3A 0042-738 und SMC X-3 unter 3A 0049-726.

Mini-Magellansche Wolke (MMC)

Es wurde von den Astrophysikern DS Mathewson, VL Ford und N. Visvanathan vorgeschlagen, dass die SMC tatsächlich in zwei Teile gespalten werden könnte, mit einem kleineren Abschnitt dieser Galaxie hinter dem Hauptteil der SMC (aus Sicht der Erde) und getrennt um etwa 30.000 ly. Sie vermuten, dass der Grund dafür in einer früheren Interaktion mit der LMC liegt, die die SMC aufspaltet, und dass sich die beiden Abschnitte immer noch voneinander entfernen. Sie haben diesen kleineren Überrest die Mini Magellanic Cloud genannt.

Siehe auch

Verweise

Externe Links

Koordinaten : Himmelskarte 00 h 52 m 44,8 s , −72° 49′ 43″