Magellanin pilvet

Magellanin pilvet ovat Linnunradan  kaksi suurinta satelliittigalaksia : Suuri Magellanin pilvi ja Pieni Magellanin pilvi . Ne ovat gravitaatiosidonnaisia, niillä on yhteinen neutraali vetykuori ja muutama yhteisempi rakenne - niiden kokonaisuutta kutsutaan Magellanin järjestelmäksi.

Suuri Magellanin pilvi on 50 kiloparsekin päässä Linnunradan keskustasta ja Pieni Magellaninpilvi 56 kiloparsekkia. Nämä kaksi galaksia luokitellaan usein epäsäännöllisiksi , mutta Suuren Magellanin pilven rakenteessa on jonkin verran järjestystä, ja se on oikeammin liitetty Magellanin spiraaligalakseihin .

Galaksiimme verrattuna Magellanin pilvissä, erityisesti Pienissä, on suurempi tähtienvälisen kaasun massaosuus ja pienempi raskaiden alkuaineiden pitoisuus. Erot kemiallisessa koostumuksessa osoittavat, että Magellanin pilvissä ei ollut alkuvaiheessa tähtien muodostumista , jossa muodostui suuri määrä tähtiä, kuten Linnunradalla.

Magellanijärjestelmään kuuluu galaksien lisäksi useita toisiinsa liittyviä rakenteita: nämä ovat Magellanin kaasuvirta, joka ulottuu 180 kiloparsekkia, Magellanin kaasun ja galakseja yhdistävien tähtien silta sekä yhteinen neutraalin vedyn kuori.

Ominaisuudet

Magellanin pilvet ovat Linnunradan kaksi suurinta satelliittigalaksia : Pieni Magellanin pilvi (LMC) ja Suuri Magellanin pilvi (LMC) [1] . Ne ovat melko lähellä toisiaan ja ovat gravitaatiosidonnaisia. Magellanin pilvistä ulottuu Magellanin virta - pitkänomainen neutraalin vedyn rakenne . Lisäksi tällä galaksiparilla on yhteinen neutraali vetykuori [2] [3] ja niiden välissä on tähtien ja kaasun "silta" - Magellanin silta [4] . Näiden galaksien ja niiden yhteisten rakenteiden kokonaisuutta kutsutaan Magellanin järjestelmäksi [5] .

Galaksit

Suuri Magellanin pilvi on 50 kiloparsekin päässä Linnunradan keskustasta ja Pieni Magellaninpilvi 56 kiloparsekkia [comm. 1] , ja Magellanin pilvien välinen etäisyys on 21 kiloparsekkia [7] . Nämä kaksi galaksia luokitellaan usein epäsäännöllisiksi , mutta Suurella Magellanin pilvellä on jokin rakenteellinen järjestys, ja on oikeampaa viitata Magellanin spiraaligalakseihin [8] .

Jotkut Magellanin pilvien parametrit [9]
BMO IMO
Deklinaatio ( J2000 ) [10] [11] −69° 45′ 22″ −72° 48′ 01″
Right Ascension (J2000) [10] [11] 5 h  23 m  34,6 s 0 h  52 min  38,0 s
Etäisyys Auringosta 50 kpc 59 kpc
Halkaisija [12] [13] 9,9 kpc 5,8 kpc
Paino [14] 0,6-2⋅10 10 M ⊙ 3-5⋅10 9 M ⊙
Neutraalin atomisen vedyn massa 7⋅10 8 M ⊙ 5⋅10 8 M ⊙
Molekyylivedyn massa 10 8 M ⊙ 7,5⋅107M⊙ _ _ _
Tähtien määrä [15] 5⋅10 9 1,5⋅10 9
Metallillisuus [Fe/H] −0.30 -0,73
Absoluuttinen magnitudi ( V ) −18,5 m _ −17,07 m _
Näennäinen magnitudi (V) + 0,4 m + 1,97 m
Väriindeksi B−V + 0,52 m + 0,61 m
Taivaalla näkyvät kulmamitat [10] [11] [comm. 2] 5,4° × 4,6° 2,6° × 1,6°
Koostumus ja tähtipopulaatio

Galaksiimme verrattuna Magellanin pilvissä, erityisesti Pienessä, on suurempi tähtienvälisen kaasun massaosuus: LMC:ssä neutraalin vedyn osuus on useita kertoja suurempi kuin Linnunradassa, ja MMO:ssa se on järjestys. suuruusluokkaa korkeampi. Magellanin pilvien raskaiden alkuaineiden pitoisuus on päinvastoin paljon pienempi kuin Linnunradassa [3] . Tiedetään, että tähtienvälinen sukupuutto Magellanin pilvissä lisääntyy lyhyissä aalloissa voimakkaammin kuin Linnunradalla, mikä saattaa johtua eroista kemiallisessa koostumuksessa [18] .

Erot kemiallisessa koostumuksessa osoittavat, että Magellanin pilvissä ei ollut alkuvaiheessa tähtien muodostumista , jossa muodostui suuri määrä tähtiä, kuten Linnunradassa, mutta Magellanin pilvien tähtien muodostuminen alkoi samaan aikaan kuin Linnunradassa. , koska vanhoja esineitä havaitaan myös Magellanin pilvissä [3] . Tähtien muodostumisnopeus Suuressa Magellanin pilvessä lisääntyi huomattavasti 3-5 miljardia vuotta sitten. Pieni Magellanin pilvi on evoluution aikaisemmassa vaiheessa kuin Suuri, ja sen tähtien muodostumisnopeus on hitaampi [19] .

Tähtiklusterit ja tähtien muodostusalueet

Magellanin pilvien tähtijoukkojärjestelmät ovat erilaisia ​​kuin Linnunradan tähtijoukkojärjestelmät . Rikkaat tähtijoukot galaksissamme ovat vanhoja, yli 12 miljardia vuotta vanhoja esineitä, kun taas Magellanin pilvissä on kaksi ryhmää runsaasti tähtiä. Jotkut klusterit ovat samanlaisia ​​kuin galaksissamme olevat pallomaiset tähtijoukot: niillä on punainen väri , alhainen metallisuus , ja joissakin niistä havaitaan RR Lyrae -muuttujia . Muut klusterit ovat sinisempiä ja alle miljardi vuotta vanhoja: tässä ne ovat samanlaisia ​​kuin avoimet klusterit , mutta sisältävät paljon enemmän tähtiä, ovat suurempia ja muodoltaan lähellä pallomaisia. Tällaisia ​​kohteita kutsutaan nuoriksi asukasklusteriksi , samanlaisia ​​kohteita ei tunneta Linnunradalla [20] .  Magellanin pilvien avoimet klusterit ovat yleensä samanlaisia ​​kuin galaksissamme [21] .

Suuri Magellanin pilvi sisältää koko paikallisryhmän kirkkaimman H II -alueen , 30 Doraduksen , joka tunnetaan myös Tarantula-sumuna. Sen halkaisija on 200 parsekkia , lähellä sen keskustaa on nuori ja erittäin massiivinen tähtijoukko R136 [22] [23] . Tämä tähtijoukko sisältää erittäin suurimassaisia ​​tähtiä, mukaan lukien kaikista tunnetuista massiivisin - R136a1 , jonka massa on 265 M ⊙ [17] [24] .

Muuttuva tähdet

Magellanin pilvissä havaitaan erityyppisiä muuttuvia tähtiä . Esimerkiksi kefeideillä on keskimäärin lyhyempiä jaksoja kuin galaksissamme. Ilmeisesti tämä johtuu Magellanin pilvien alhaisemmasta metallisuudesta, jonka vuoksi massaltaan pienemmistä tähdistä voi tulla kefeidejä kuin Linnunradalla [25] .

Vuonna 1987 rekisteröitiin ainoa supernova suuren Magellanin pilven havaintojen historiassa, SN 1987A . Se on lähimpänä meitä sitten vuoden 1604 supernovan [26] .

Liike

Magellanin pilvet pyörivät suhteessa toisiinsa 900 miljoonan vuoden jaksolla, ja Linnunradan ympärillä ne tekevät yhden kierroksen 1,5 miljardissa vuodessa [27] . Muutaman viime kiertoratajakson aikana galaksit ovat lähestyneet toisiaan 2-7 kiloparsekin etäisyyksille – viimeinen lähestyminen tapahtui 200 miljoonaa vuotta sitten. Galaksien välinen maksimietäisyys niiden kiertoradalla voi olla 50 kiloparsekkia [28] .

Ympäröivät galaksit

Kahden galaksin lisäksi Magellanin järjestelmä sisältää erilaisia ​​niihin liittyviä rakenteita: Magellanin virran , Magellanin sillan ja yhteisen neutraalin vedyn kuoren [5] . Kaikki nämä rakenteet sisältävät 37 % Magellanin järjestelmän neutraaleista atomivedyistä [29] .

Magellanic Stream

Magellanin pilvistä - Magellanin virta - tulee pitkänomainen kaasuvirtaus . Sen pituus on noin 180 kiloparsekkia (600 tuhatta valovuotta ) ja se kulkee Magellanin pilvistä molempiin suuntiin: niiden liikkeen suuntaan ja sitä vastaan. Taivaanpallolla Magellanin virta on 180° tai enemmän kaaressa ja kulkee galaksin etelänavan läpi . Magellanin virtaa havaitaan vain radioalueella , tähtiä siinä ei havaita [27] [30] . Sen massa on 5⋅10 8 M ⊙ [31] , Magellanivirran aine virtaa Linnunrataan: virtausnopeus on 0,4 M ⊙ vuodessa neutraalilla vedyllä ja vähintään sama ionisoidulla vedyllä [29] .

Magellanin virta muodostui yhden Magellanin pilven aineesta - todennäköisimmin Pienen, mutta tämän prosessin tarkkaa mekanismia ei tunneta. Pienen Magellanin pilven oletetaan menettäneen osan massastaan ​​joko pään paineen vuoksiviimeisimmän Linnunradan kiekon läpikulun aikana tai Pilvien toistensa tai galaksimme kanssa tapahtuneiden vuorovesivuorovaikutusten seurauksena [27] [30] .

Magellan Bridge

Magellanin silta on kaasun ja tähtien rakenne, joka yhdistää Magellanin pilviä [4] [32] . Siinä olevan neutraalin vedyn massa on 3,3⋅10 8 M ⊙ ja ionisoidun vedyn massa 0,7–1,7⋅10 8 M ⊙ . Joskus Magellanin sillasta erillään pidetään niin kutsuttua Pienen Magellanin pilven häntää ( englanniksi Small Magellanic Cloud Tail ) - aluetta, joka rajoittuu Pienen Magellanin pilveen. Erityisesti Tail eroaa sillasta huomattavasti pienemmällä ionisoidun kaasun osuudella [29] .  

Uskotaan, että Magellanin silta muodostui 200 miljoonaa vuotta sitten Pilvien viimeisimmän lähentymisen aikana. Vuorovesivoimien vaikutuksesta osa Pienen Magellanin pilven massasta muodosti tämän rakenteen. Sillassa on sekä nuori tähtipopulaatio, joka muodostui sillan ilmestymisen jälkeen, että vanhempi tähtipopulaatio, joka sisältää 400 miljoonasta 5 miljardiin vuoteen ikäisiä tähtiä [29] [32] [33] . Useita tähtijoukkoja on myös löydetty Mostista [34] .

Neutraalin vedyn yhteinen kuori

Suurella ja pienellä Magellanin pilvellä on yhteinen neutraali vetykuori, jonka kulmakoko on kymmeniä asteita [35] . Tällaisen rakenteen olemassaolo osoittaa, että Pilvet ovat olleet gravitaatiosidonnalla pitkään [5] .

Järjestelmän kehitys

Ei tiedetä, muodostuivatko Magellanin pilvet alun perin galaksiparina vai tuliko niistä galaksipari vasta suhteellisen hiljattain [36] . Uskotaan, että galaksit ovat olleet gravitaatiosidonnalla ainakin viimeisen 7 miljardin vuoden ajan [5] .

Molempien galaksien nykyaikaisiin parametreihin vaikutti merkittävästi niiden vuorovaikutuksen historia keskenään ja galaksimme kanssa. Esimerkiksi Suuri Magellanin pilvi oli alun perin ohut kiekko ilman palkkia, mutta viimeisten 9 miljardin vuoden aikana vuorovesivuorovaikutusten vuoksi näiden kahden galaksin kanssa Suureen Magellanin pilveen on kehittynyt pylväs ja sädekehä. levy on kasvanut [36] [37] .

Tulevaisuudessa Magellanin pilvet sulautuvat galaksiimme. Suuren Magellanin pilven todennäköisin aika sulautumisen tapahtumiselle on 2,4 miljardia vuotta, mikä on aikaisemmin kuin Linnunradan ja Andromedan galaksin odotettu törmäys [38] [39] .

Opiskeluhistoria

Magellanin pilvet ovat olleet eteläisen pallonpuoliskon asukkaiden tiedossa antiikista lähtien. Ne heijastuivat eri kansojen kulttuureihin: esimerkiksi jotkin eteläamerikkalaiset heimot edustivat niitä nandulintujen höyheninä ja Australian aboriginaalit  - kahtena jättiläisenä , jotka joskus laskeutuvat taivaasta ja kuristavat nukkuvia ihmisiä [40] [41] .

Pohjoisella pallonpuoliskolla ainakin 10. vuosisadalla jKr. e. As-Sufi tunsi Magellanin pilvet . Navigaattorien kannalta Magellanin pilvet olivat kiinnostavia, koska ne sijaitsevat lähellä maailman etelänapaa, jonka lähellä ei ole kirkkaita tähtiä [40] [42] .

Magellanin pilvet saivat nykyaikaisen nimensä Fernand Magellanin kunniaksi , joka teki ensimmäisen maailmanympäripurjehduksen vuosina 1519-1522. Yksi Magellanin tiimin jäsenistä Antonio Pigafetta antoi kuvauksen näistä esineistä. Lisäksi Pigafetta oletti oikein, että Magellanin pilvet koostuvat yksittäisistä tähdistä [40] .

Vuonna 1847 John Herschel julkaisi luettelon 244 yksittäisestä esineestä Pienessä Magellanin pilvessä ja 919 kohteesta Suuressa, koordinaatteineen ja lyhyine kuvauksineen. Vuonna 1867 Cleveland Abbe ehdotti ensimmäisen kerran, että Magellanin pilvet ovat Linnunradan erillisiä galakseja [ 43] [44] .

Vuodesta 1904 lähtien Harvardin observatorion työntekijät alkoivat löytää kefeidejä Magellanin pilvistä. Vuonna 1912 Henrietta Leavitt , joka työskenteli myös Harvardin observatoriossa, havaitsi Magellanin pilvien suhteen ajanjakson ja kefeidien valoisuuden välillä [45] . Tällä suhteella alkoi myöhemmin olla tärkeä rooli galaksien välisten etäisyyksien mittaamisessa. Vuodesta 1914 lähtien Lick-observatorion tähtitieteilijät alkoivat systemaattisesti mitata Magellanin pilvien emissiosumujen säteittäisiä nopeuksia. Kävi ilmi, että kaikilla näillä esineillä on suuret positiiviset radiaalinopeudet - tämä oli todiste siitä, että Magellanin pilvet ovat erotettu Linnunradalta. Harlow Shapley nimesi vuonna 1956 nämä kolme löytöä, samoin kuin neutraalin vedyn havaitseminen radioteleskooppien avulla Magellanin pilvissä ja niiden ympäristössä , tärkeimmiksi Magellanin pilviin liittyviksi saavutuksiksi. Lisäksi hän pani merkille useita muita löytöjä: esimerkiksi erilaisten tähtipopulaatioiden löydön Magellanin pilvistä [42] [46] . Erilaiset tähtitieteen kannalta tärkeät löydöt osoittautuivat mahdollisiksi erityisesti siksi, että Magellanin pilvet sijaitsevat melko lähellä Linnunrataa, mutta samalla ne poistetaan sen kiekolta ja tähtienvälinen absorptio vaikuttaa heikosti niihin. ; lisäksi etäisyydet Maasta kunkin Magellanin pilvien esineisiin ovat lähes samat, joten ero siellä havaittujen kohteiden näennäisissä tähtien magnitudeissa on yhtä suuri kuin niiden absoluuttisten tähtien suuruusluokkien ero . Näistä syistä Shapley kutsui Magellanin pilviä "astronomisten menetelmien työpajaksi" [3] [27] .

Myöhemmin 1900-luvulla tehtiin myös lukuisia löytöjä: esimerkiksi Magellanin virta löydettiin, Magellanin pilvistä löydettiin röntgenlähteitä ja pilvien pölykomponenttia tutkittiin IRAS- avaruusteleskoopilla [ 47] .

Muistiinpanot

Kommentit

  1. ↑ Etäisyydet näistä galakseista aurinkoon ovat 50 ja 59 kiloparsekkia [6] .
  2. ↑ Lineaarikoon ja kulmakoon arvot eivät vastaa toisiaan, koska lineaarinen koko on osoitettu mitattuna isofootilla 25 m per neliösekunti fotometrisessa kaistassa B , ja kulmakoon mukaan. taivaalla näkyvä koko [16] [17]

Lähteet

  1. ↑ SMASHin syvin ja levein näkymä Suuresta Magellanin pilvestä  . www.noirlab.edu . Haettu: 26.3.2022.
  2. ↑ Zharov V.E. Magellanin pilvet . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu: 24.3.2022.
  3. ↑ 1 2 3 4 Efremov Yu. N. Magellanic Clouds . Astronetti . Haettu: 24.3.2022.
  4. ↑ 1 2 Korolev V. "Tähtisilta" löydettiin Magellanin pilvien välillä . N+1 . Haettu: 24.3.2022.
  5. ↑ 1 2 3 4 Westerlund, 1997 , s. 21.
  6. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 145-146.
  7. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 93, 143, 145.
  8. ↑ Wilcots EM Magellan-tyyppiset galaksit kaikkialla universumissa . - 2009-03-01. - T. 256 . — S. 461–472 . - doi : 10.1017/S1743921308028871 .
  9. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 93, 142-143, 145.
  10. ↑ 123 LMC . _ _ SIMBAD . Haettu: 12.8.2022.
  11. ↑ 123 SMC . _ _ SIMBAD . Haettu: 12.8.2022.
  12. ↑ Tulokset kohteelle Large Magellanic Cloud (LMC) . ned.ipac.caltech.edu . Haettu: 16. elokuuta 2022.
  13. ↑ Tulokset kohteelle Small Magellanic Cloud (SMC) . ned.ipac.caltech.edu . Haettu: 16. elokuuta 2022.
  14. ↑ Harris J., Zaritsky D. Spektroskooppinen tutkimus punaisista jättiläisistä pienessä Magellanin pilvessä. I. Kinematiikka  (englanti)  // The Astronomical Journal. - 2006-05. — Voi. 131 , iss. 5 . — s. 2514–2524 . — ISSN 1538-3881 0004-6256, 1538-3881 . - doi : 10.1086/500974 . Arkistoitu alkuperäisestä 26. maaliskuuta 2022.
  15. ↑ Zharov V.E. Magellanin pilvet . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 24. maaliskuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 24. maaliskuuta 2022.
  16. ↑ RC3 - ​​Kolmas kirkkaiden galaksien viiteluettelo . heasarc.gsfc.nasa.gov . Haettu: 16. elokuuta 2022.
  17. ↑ 1 2 Hodge P.W. Magellanic Cloud  . Encyclopedia Britannica . Haettu 24. maaliskuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 2. toukokuuta 2015.
  18. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 134-136.
  19. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 126, 142.
  20. ↑ Westerlund, 1997 , s. 43-46.
  21. ↑ Tähtijoukko  . _ Encyclopedia Britannica . Haettu: 29.3.2022.
  22. ↑ Westerlund, 1997 , s. 202-220.
  23. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 112-115.
  24. ↑ Crowther PA, Schnurr O., Hirschi R., Yusof N., Parker RJ R136-tähtijoukossa on useita tähtiä, joiden yksittäiset massat ylittävät suuresti hyväksytyn 150 miljoonan auringon tähtimassarajan  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2010. - 1. lokakuuta ( nide 408 ). — s. 731–751 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x . Arkistoitu alkuperäisestä 20. maaliskuuta 2022.
  25. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 115-120, 149-152.
  26. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 129-133.
  27. ↑ 1 2 3 4 Magellanin pilvet . Swinburnen teknillinen yliopisto . Käyttöönottopäivä: 16.4.2022.
  28. ↑ Yoshizawa AM, Noguchi M. Pienen Magellanin pilven dynaaminen evoluutio ja tähtien muodostumisen historia: vuorovaikutuksen vaikutukset galaksin ja suuren Magellanin pilven kanssa  // Kuninkaallisen tähtitieteellinen seuran kuukausitiedotteet. - 2003-03-01. - T. 339 . — S. 1135–1154 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06263.x .
  29. ↑ 1 2 3 4 Barger KA, Haffner LM, Bland-Hawthorn J. Magellanin sillan vuorovesijäännöksestä paljastunut lämmin ionisoitu kaasu: Baryonin sisällön rajoittaminen ja kääpiögalaksien ympäriltä pakenevat ionisoivat fotonit  // The Astrophysical Journal. – 01.07.2013. - T. 771 . - S. 132 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/771/2/132 .
  30. ↑ 12 Magellanic Stream . Swinburnen teknillinen yliopisto . Haettu: 13.8.2022.
  31. ↑ Nidever DL, Majewski SR, Butler Burton W., Nigra L. The 200° Long Magellanic Stream System  // The Astrophysical Journal. – 11.11.2010. - T. 723 . - S. 1618-1631 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/723/2/1618 .
  32. ↑ 1 2 Bagheri G., Cioni M.-RL, Napiwotzki R. Vanhemman väestön havaitseminen Magellanin sillalla  // Astronomy and Astrophysics. - 2013-03-01. - T. 551 . — S. A78 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201118236 .
  33. ↑ Skowron DM, Jacyszyn AM, Udalski A., Szymański MK, Skowron J. OGLE-ing the Magellanic System: tähtipopulaatiot Magellanin sillassa  // The Astrophysical Journal. – 20.10.2014. - T. 795 , no. 2 . - S. 108 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1088/0004-637X/795/2/108 .
  34. ↑ Dias B., Angelo MS, Oliveira RAP, Maia F., Parisi MC VISCACHA-kysely. III. Tähtiklusterit ovat Magellanin sillan ja vastasillan vastine 8D:ssä  // Astronomy and Astrophysics. - 2021-03-01. - T. 647 . - C. L9 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/202040015 .
  35. ↑ Brüns C., Kerp J., Staveley-Smith L., Mebold U., Putman ME The Parkes HI Survey of the Magellanic System  // Astronomy and Astrophysics. - 2005-03-01. - T. 432 . — s. 45–67 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361:20040321 .
  36. ↑ 1 2 Bekki K., Chiba M. Magellanin pilvien muodostuminen ja evoluutio - I. Suuren Magellanin pilven rakenteellisten, kinemaattisten ja kemiallisten ominaisuuksien alkuperä  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 2005-01. — Voi. 356 , iss. 2 . — s. 680–702 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08510.x .
  37. ↑ Bekki K., Chiba M. Pienen Magellanin pilven rakenteellisten ja kinemaattisten ominaisuuksien alkuperä  // Australian Astronomical Societyn julkaisut. - 2009-04-01. - T. 26 . — s. 37–57 . — ISSN 1323-3580 . - doi : 10.1071/AS08020 .
  38. ↑ Cautun M., Deason AJ, Frenk CS, McAlpine S. Galaksimme ja suuren Magellanin pilven välisen suuren törmäyksen jälkimainingit  // Kuukausitiedotteet Royal Astronomical Societysta  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2019. - 21. helmikuuta ( nide 483 , painos 2 ). — s. 2185–2196 . — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966 . - doi : 10.1093/mnras/sty3084 . Arkistoitu alkuperäisestä 8. tammikuuta 2019.
  39. ↑ Pieni Magellanin pilvi: Satelliittikääpiögalaksi  naapuri . Space.com (13. joulukuuta 2018). Haettu 2. toukokuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 2. toukokuuta 2022.
  40. ↑ 1 2 3 Westerlund, 1997 , s. yksi.
  41. ↑ Olsen K. Tapaa Magellanin pilvet: galaksimme kirkkaimmat  satelliitit . Astronomy.com (20. marraskuuta 2020). Haettu 29. huhtikuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 19. toukokuuta 2021.
  42. ↑ 12 van den Bergh, 2000 , s. 92.
  43. ↑ Westerlund, 1997 , s. 1-2.
  44. ↑ Abbe C. Sumujen jakautumisesta avaruudessa  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 1867-04-12. — Voi. 27 , iss. 7 . — s. 257–264 . — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966 . - doi : 10.1093/mnras/27.7.257a .
  45. ↑ Leavitt HS, Pickering EC Periods of 25 Variable Stars in Small Magellanic Cloud.  // Harvard Collegen observatorion kiertokirje. - 1.3.1912. - T. 173 . - S. 1-3 . Arkistoitu alkuperäisestä 14. toukokuuta 2022.
  46. ↑ Westerlund, 1997 , s. 2.
  47. ↑ Westerlund, 1997 , s. 3-5.

Kirjallisuus

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
Bibliografisissa luetteloissa