Pieni Magellanin pilvi

Pieni Magellanin pilvi ( MMO , SMC , NGC 292 ) on Linnunradan satelliittigalaksi , joka sijaitsee 56 kiloparsekin etäisyydellä siitä. Galaksin halkaisija on 5,8 kiloparsekkia ja massa 3-5⋅10 9 M ⊙ , siinä on noin 1,5 miljardia tähteä. V-kaistan galaksin absoluuttinen magnitudi on −17,07 m . Pieni Magellanin pilvi on epäsäännöllinen kääpiögalaksi .

Pienessä Magellanin pilvessä tunnetaan noin 600 tähtijoukkoa , ja yhteensä tällaisia ​​kohteita arvioidaan olevan noin 2000. Pienen Magellanin pilven tähtijoukkojen järjestelmä eroaa Linnunradan tähtijoukkojen järjestelmästä: Pienessä Magellanin pilvessä on esineitä, jotka ovat samankaltaisia ​​kuin galaksissamme pallomaisia ​​​​joukkoja, mutta paljon nuorempia. Avoimet klusterit ovat yleensä samanlaisia ​​kuin Linnunradalla. Pienen Magellanin pilven neutraalin atomivedyn massa on 5⋅10 8 M ⊙ ja molekyylivedyn massa 7,5⋅10 7 M ⊙ , joten kaasu muodostaa merkittävän osan galaksin koko massasta. Pölyn massa galaksissa on 5⋅10 5 M ⊙ , ja galaksin tähtienvälisessä väliaineessa olevien pölyhiukkasten koostumus ja koko eroaa Linnunradan pölyn massasta.

Ominaisuudet

Tärkeimmät ominaisuudet

Pieni Magellanin pilvi on galaksi, joka sijaitsee 56 kiloparsekin etäisyydellä [comm. 1] Linnunradan keskustasta ja on yksi sen satelliiteista [4] . Havaittu Tucanan tähdistössä [5] [6] .

Pienen Magellanin pilven kulmahalkaisija mitattuna isofotista 25 m kaaren neliösekuntia kohden fotometrisella B-kaistalla on 5,5°, mikä vastaa 5,8 kiloparsekin lineaarista kokoa [7] , mutta vain pienempi alue galaksi näkyy taivaalla (katso alla ) [6] [8] . Massa, joka sijaitsee 3 kiloparsekin sisällä sen keskustasta, on 3-5⋅10 9 M ⊙ [9] . Tässä galaksissa on noin 1,5 miljardia tähteä [5] . V-kaistan galaksin absoluuttinen magnitudi on −17,07 m [10] .

Galaksin näennäinen magnitudi V-kaistalla on 1,97 m , väriindeksi B−V on 0,61 m . Tähtienvälisen ekstinktion arvo V-kaistalla galaksille on 0,19 m ja tähtienvälinen punoitus B − V-värissä  on 0,06 m . Galaksin kiekon taso on 90° vinossa kuvatasoon nähden [11] .

Pienen Magellanin pilven pyörimiskäyrä neutraalin vedyn liikkeestä mitattuna saavuttaa huippunsa nopeudella 55 km/s 2,8 kiloparsekin etäisyydellä keskustasta. Ilmeisesti suuremmilla etäisyyksillä keskustasta se pysyy tasaisena [12] .

Rakenne ja tähtipopulaatio

Pieni Magellanin pilvi on epäsäännöllinen kääpiögalaksi [13] [14] . Siinä havaitaan rakenne, jota kutsutaan "palkiksi", mutta se ei ole tanko sanan yleisessä merkityksessä, vaan vain ulkoisesti sen kaltainen [15] . Toinen galaksin komponentti on "siipi", joka on vuorovesirakenne . "Baari" ja "siipi" sisältävät nuoren tähtipopulaation. Pienessä Magellanin pilvessä on myös litteä "keskusjärjestelmä", jossa on vanhempia tähtiä ja muita esineitä, sekä pallomainen halo , jossa on hyvin vanha tähtipopulaatio [16] . Pienen Magellanin pilven levyn kirkkauden jakautuminen on eksponentiaalinen ja levyn ominaissäde on 1,3 kiloparsekkia [10] [17] .

Pienen Magellanin pilven keskimääräinen metallisuus on −0,73 [comm. 2] . Tämänhetkinen tähtien muodostumisnopeus galaksissa on 0,046 M⊙ vuodessa [ 19] . Vanhojen tähtien populaatio on noin 6 % galaksin massasta [20] .

Tähtiklusterit

Teoreettisten arvioiden mukaan Pienessä Magellanin pilvessä pitäisi olla noin 2000 tähtijoukkoa [21] , joista noin 600 tunnetaan [22] .

Pienen Magellanin pilven tähtijoukkojen järjestelmä on erilainen kuin Linnunradan tähtijoukkojen järjestelmä. Galaksissamme monia tähtiä sisältävät pallomaiset joukot ovat vanhoja esineitä, joiden ikä on yli 12 miljardia vuotta. Pienessä Magellanin pilvessä on vain yksi tämän ikäinen klusteri, NGC 121 . On olemassa useita muita suhteellisen vanhoja klustereita, mutta eivät yhtä vanhoja kuin galaksimme pallomaiset klusterit: esimerkiksi L 1, K 3 ja NGC 416 , joiden ikä on 10, 9 ja 7 miljardia vuotta. Muut rikkaat tähtijoukot ovat sinisempiä ja nuorempia: tässä ne ovat samanlaisia ​​kuin avoimet klusterit , mutta sisältävät paljon enemmän tähtiä, ovat kooltaan ja muodoltaan suurempia, lähellä pallomaisia ​​[23] . Tällaisia ​​kohteita kutsutaan nuoriksi asukasklusteriksi , samanlaisia ​​kohteita ei tunneta Linnunradalla [24] .  Pienen Magellanin pilven avoimet klusterit ovat yleensä samanlaisia ​​kuin galaksissamme [25] .

Pienen Magellanin pilven tähtijoukot ovat keskimäärin vanhempia kuin Linnunradan tähtijoukot. Tämä johtuu siitä, että tämän galaksin olosuhteissa klusterit ovat harvemmin vuorovaikutuksessa molekyylipilvien kanssa, ja siksi ne tuhoutuvat pidemmän ajan kuluessa. Pienessä Magellanin pilvessä klustereiden keski-ikä on 0,9 miljardia vuotta, kun taas Linnunradalla se on vain 0,2 miljardia vuotta [26] .

Interstellar medium

Pienen Magellanin pilven tähtienvälinen väliaine koostuu erilämpöisistä kaasuista ja pölystä. Neutraalin atomivedyn massa galaksissa on 5⋅10 8 M ⊙ ja molekyylivedyn massa 7,5⋅10 7 M ⊙ , joten kaasu muodostaa merkittävän osan galaksin koko massasta [27] . Pölymassa galaksissa on 5⋅10 5 M ⊙ [28] .

Tiedetään, että tähtienvälinen absorptio Pienessä Magellanin pilvessä kasvaa voimakkaammin lyhyissä aalloissa kuin Linnunradalla, eikä aallonpituudella 2175 Å ole paikallista maksimia absorption riippuvuudessa aallonpituudesta Pienen Magellanin pilvessä . Lisäksi galaksin tähtienvälinen väliaine polarisoi säteilyä eri tavalla. Siten pölyrakeiden kokojakauma ja hiilipitoisuus Pienen Magellanin pilven tähtienvälisessä väliaineessa eroavat Linnunradan vastaavista [29] .

Pienen Magellanin pilven H II - alueet ovat pienempiä ja vähemmän kirkkaita kuin Suuren Magellanin pilven hitaamman tähtien muodostumisnopeuden vuoksi . Suureen Magellanin pilveen verrattuna Pienessä Magellanin pilvessä on tasaisempi vedyn jakautuminen - todennäköisimmin alhaisemman metallisuuden vuoksi, ja siksi vähemmän pöly-pölyhiukkasia mahdollistaa kaasun jäähtymisen ja paakkuuntumisen nopeammin [30] .

Pienestä Magellanin pilvestä tunnetaan ainakin 70 planetaarista sumua , joiden kokonaismääräksi arvioidaan noin 280 [31] .

Muuttuva tähdet

Pienessä Magellanin pilvessä havaitaan erityyppisiä muuttuvia tähtiä . Esimerkiksi kefeideillä on keskimäärin lyhyempiä jaksoja kuin galaksissamme. Ilmeisesti tämä johtuu Pienen Magellanin pilven alhaisemmasta metallisuudesta , jonka vuoksi pienemmän massan tähdistä voi tulla kefeidejä kuin Linnunradalla. Lisäksi uskotaan, että nimenomaan Pienen Magellanin pilven alentuneen metallisuuden vuoksi ei ole Beta Cephei -tyyppisiä muuttujia , joiden vaihtelumekanismi liittyy raskaiden alkuaineiden läsnäoloon [32] [33] .

Uusien tähtien keskimääräisen purkautumistiheyden galaksissa arvioidaan olevan vähintään 0,12 vuodessa. Koko 1900-luvun aikana havaittiin 7 epidemiaa, joista 6 oli toisella puoliskolla. Pienen Magellanin pilven uudet tähdet voivat keskittyä vähemmän galaksin keskustaan ​​kuin kirkkaat tähdet ja galaksin kaasukomponentti [34] .

Galaksissa on 12 tunnettua supernovajäännöstä ja 2 muuta ehdokasta . Arvio supernovaräjähdysten tiheydestä on kerran 350 vuodessa [35] .

Röntgenlähteet

Pienestä Magellanin pilvestä tunnetaan ainakin 40 röntgenlähdettä . Kirkkaimmat niistä ovat SMC X-1  , kirkas ja hyvin tutkittu röntgensädebinääri sekä lähteet SMC X-2 ja SMC X-3 , joissa havaitaan röntgensäteen vaihtelua. Merkittävä osa röntgenvuosta on diffuusikomponentilla - energiaalueella 0,16-3,5 keV hajasäteily muodostaa 60 % kokonaisvuosta. Diffuusi röntgensäteily syntyy todennäköisimmin plasmasta, jonka lämpötila on noin 10 6 K , ja se tulee itse galaksia suuremmalta alueelta optisella alueella [36] .

Vuorovaikutus muiden galaksien kanssa

Pieni Magellanin pilvi on Linnunradan satelliitti [5] . Lisäksi Pieni Magellanin pilvi liittyy Suureen Magellanin pilveen ja on huomattavassa vuorovaikutuksessa sen kanssa . Galaksien välinen etäisyys on 21 kiloparsekkia [37] , ne pyörivät suhteessa toisiinsa 900 miljoonan vuoden jaksolla [38] . Galakseilla on yhteinen neutraali vetykuori , ja niiden välissä on tähtien ja kaasun "silta" - Magellanin silta [39] . Magellanin pilvistä galaksiimme ulottuu Magellanin virta  - neutraalin vedyn pitkänomainen rakenne [5] [40] . Näiden galaksien ja niiden yhteisten rakenteiden kokonaisuutta kutsutaan Magellanin järjestelmäksi [41] .

Evoluutio

Kaasun suuri osuus Pienen Magellanin pilven massassa osoittaa, että tällä galaksilla ei ollut paljon aikaa kehittyä . Tähtien muodostuminen Pienessä Magellanin pilvessä on vähemmän aktiivista kuin Suuressa Magellanin pilvessä: tästä kertoo esimerkiksi H II -alueiden pieni koko, Wolf-Rayet-tähtien pieni määrä ja galaksin punaisempi väri . kokonaisuutena [42] .

Pallomaisten klustereiden muodostuminen Pienessä Magellanin pilvessä alkoi myöhemmin kuin Suuressa tai vähemmän äkillisesti. Suuri Magellanin pilvi sisältää 13 vanhaa pallomaista klusteria, kun taas Pieni Magellanin pilvi sisältää vain yhden. Jos Pienen Magellanin pilven pallomaisten klustereiden spesifinen sisältö olisi sama kuin Suuressa, niin pienemmän valoisuuden huomioon ottaen siinä voisi odottaa näkevän 3–4 tällaista kohdetta [43] .

Tulevaisuudessa galaksimme nielee Pienen Magellanin pilven [44] .

Opiskeluhistoria

Eteläisen pallonpuoliskon asukkaat ovat tunteneet Pienet ja Suuret Magellanin pilvet antiikista lähtien. Ne heijastuivat eri kansojen kulttuureihin: esimerkiksi jotkin eteläamerikkalaiset heimot esittivät niitä nandulintujen höyheninä ja Australian aboriginaalit  - kahtena jättiläisenä , jotka joskus laskeutuvat taivaasta ja kuristavat nukkuvia ihmisiä [45] [46] .

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 [45] [47] .

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 [45] .

Vuonna 1847 John Herschel julkaisi luettelon 244 yksittäisestä esineestä Pienen Magellanin pilvessä koordinaatteineen ja lyhyine kuvauksineen. Vuonna 1867 Cleveland Abbe ehdotti ensimmäisen kerran, että Magellanin pilvet ovat Linnunradan erillisiä galakseja [ 48] [49] .

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 [50] . 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 Shapley pani merkille useita muita löytöjä: esimerkiksi erilaisten tähtipopulaatioiden löytämisen Magellanin pilvistä [47] [51] .

Myöhemmin 1900-luvulla tehtiin myös lukuisia löytöjä: esimerkiksi Magellanin virta löydettiin, Magellanin pilvistä löydettiin röntgenlähteitä ja pilvien pölykomponenttia tutkittiin IRAS- avaruusteleskoopilla [ 52] .

Havainnot

Magellanin pilvet eivät ole näkyvissä linjan 17° N pohjoispuolella. Pieni Magellanin pilvi havaitaan Tucanan tähdistössä . Pienen Magellanin pilven näennäinen magnitudi on +1,97 m [10] ja näennäiset kulmamitat ovat 2,6° x 1,6° [8] , galaksi näkyy paljaalla silmällä melko tummalla taivaalla [53] [54] .

Käytettäessä kaukoputkea , jonka linssin halkaisija on pieni, noin 100 mm, jotkut galaksin kohteet ovat erotettavissa. Näistä kirkkain on NGC 346 , tähtijoukko , jossa on sumu, josta voidaan erottaa yksittäisiä tähtiä. Lähistöllä ovat vähemmän kirkkaat mutta myös näkyvät klusterit NGC 371 ja NGC 395 . Näkyvissä ovat myös avoin klusteri NGC 330 ja pallomainen klusteri NGC 121 . Myös galaksin taustalla oleva, mutta siihen kuulumaton pallomainen tähtijoukko NGC 362 näkyy selvästi. Suurempia kaukoputkia käytettäessä näkyy paljon enemmän esineitä ja joissakin yksittäisissä yksityiskohdissa tulee erottuvia. Esimerkiksi NGC 346:ssa objektiivin halkaisijaltaan 200 mm:n kaukoputken läpi katsottuna sumun spiraalimainen muoto tulee näkyviin, ja 300 mm:n aukolla varustetun kaukoputken avulla on mahdollista erottaa yksittäisiä tähtiä joukossa. NGC 346:n [54] [55] keskiosassa .

Muistiinpanot

Kommentit

1. ↑ Etäisyys tästä galaksista aurinkoon on 59 kiloparsekkia [3] .
2. ↑ Metallillisuus vastaa heliumia raskaampien alkuaineiden osuutta, joka on yhtä suuri kuin aurinkoenergia [18] .

Lähteet

1. ↑ 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. - Voi. 152, Iss. 2. - s. 50. - ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.3847/0004-6256/152/2/50 - arXiv:1605.01765
2. ↑ Richter O.-G., Tammann GA, Huchtmeier WK HI galaksihavainnot lähellä olevien galaksien luettelossa. II. Auringon ja galaksin liike ja kenttägalaksien nopeusdispersio  (englanniksi) // Astron. Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 1987. - Voi. 171. - s. 33-40. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846
3. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 145-146.
4. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 143, 145-146.
5. ↑ 1 2 3 4 Zharov V. E. Magellanin pilvet . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 24. maaliskuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 24. maaliskuuta 2022. (määrätön)
6. ↑ 1 2 Hodge P.W. Magellanic Cloud  . Encyclopedia Britannica . Haettu 24. maaliskuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 2. toukokuuta 2015.
7. ↑ Tulokset kohteelle Small Magellanic Cloud (SMC) . ned.ipac.caltech.edu . Haettu: 16. elokuuta 2022. (määrätön)
8. ↑ 12 LMC . _ SIMBAD . Haettu 6. toukokuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 24. huhtikuuta 2022. (määrätön)
9. ↑ 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.
10. ↑ 1 2 3 van den Bergh, 2000 , s. 143.
11. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 142-143.
12. ↑ Di Teodoro EM, McClure-Griffiths NM, Jameson KE, Dénes H., Dickey JM Pienen Magellanin pilven dynamiikasta korkearesoluutioisten ASKAP HI -havaintojen avulla  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 2019-02-01. - T. 483 . — S. 392–406 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/sty3095 . Arkistoitu alkuperäisestä 27. toukokuuta 2022.
13. ↑ Zasov A.V. Kääpiögalaksit . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 2. toukokuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 2. toukokuuta 2022. (määrätön)
14. ↑ SMC . SIMBAD . Haettu 6. toukokuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 6. toukokuuta 2022. (määrätön)
15. ↑ Zaritsky D., Harris J., Grebel EK, Thompson IB The Morphologies of the Small Magellanic Cloud  // The Astrophysical Journal. - 2000-05-01. - T. 534 . — S. L53–L56 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/312649 . Arkistoitu alkuperäisestä 29. kesäkuuta 2022.
16. ↑ Westerlund, 1997 , s. 32-34.
17. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 143, 146-148.
18. ↑ Darling D. Metallicity . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 29. maaliskuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 5. lokakuuta 2021. (määrätön)
19. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 143, 158.
20. ↑ Westerlund, 1997 , s. 118.
21. ↑ Westerlund, 1997 , s. 46.
22. ↑ Nayak PK, Subramaniam A., Choudhury S., Sagar R. Tähtiklusterit Magellanin pilvissä. II. SMC-klusterien ikäajanjakso, luokittelu ja spatio-ajallinen jakautuminen  // Tähtitiede ja astrofysiikka. - 01-09-2018 - T. 616 . - S. A187 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201732227 . Arkistoitu alkuperäisestä 8. heinäkuuta 2022.
23. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 148-149.
24. ↑ Westerlund, 1997 , s. 43-46.
25. ↑ Tähtijoukko  . _ Encyclopedia Britannica . Haettu 29. maaliskuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 17. huhtikuuta 2022.
26. ↑ Westerlund, 1997 , s. 51-55.
27. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 143, 156.
28. ↑ Westerlund, 1997 , s. 143-178.
29. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 158.
30. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 142, 155.
31. ↑ Westerlund, 1997 , s. 132.
32. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 115-120, 149-152.
33. ↑ Westerlund, 1997 , s. 116-131.
34. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 150-151.
35. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 159-160.
36. ↑ Westerlund, 1997 , s. 179-190.
37. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 145.
38. ↑ Magellanin pilvet . Swinburnen teknillinen yliopisto . Haettu 16. huhtikuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 17. maaliskuuta 2022. (määrätön)
39. ↑ Korolev V. "Tähtisilta" löydettiin Magellanin pilvien välillä . N+1 . Haettu 24. maaliskuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 24. maaliskuuta 2022. (määrätön)
40. ↑ Efremov Yu. N. Magellanic Clouds . Astronetti . Haettu 24. maaliskuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 29. kesäkuuta 2020. (määrätön)
41. ↑ Westerlund, 1997 , s. 21.
42. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 142-156.
43. ↑ van den Bergh, 2000 , s. 142.
44. ↑ Pieni Magellanin pilvi: Satelliittikääpiögalaksi  naapuri . Space.com (13. joulukuuta 2018). Haettu 2. toukokuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 2. toukokuuta 2022.
45. ↑ 1 2 3 Westerlund, 1997 , s. yksi.
46. ↑ Olsen K. Tapaa Magellanin pilvet: galaksimme kirkkaimmat  satelliitit . Astronomy.com (20. marraskuuta 2020). Haettu 29. huhtikuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 19. toukokuuta 2021.
47. ↑ 12 van den Bergh, 2000 , s. 92.
48. ↑ Westerlund, 1997 , s. 1-2.
49. ↑ 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 .
50. ↑ 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.
51. ↑ Westerlund, 1997 , s. 2.
52. ↑ Westerlund, 1997 , s. 3-5.
53. ↑ Magellanin pilvet , galaktiset naapurimme  . EarthSky (8. joulukuuta 2021). Haettu 23. huhtikuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 21. huhtikuuta 2022.
54. ↑ 1 2 Kiertoajelu Pienessä Magellanin pilvessä  . Cosmic Pursuits (30. maaliskuuta 2019). Haettu 6. toukokuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 16. toukokuuta 2021.
55. ↑ Pienen Magellanin pilven aarteet . ozsky.org . Haettu 6. toukokuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 10. huhtikuuta 2021. (määrätön)

Kirjallisuus

• van den Bergh S. Paikallisen ryhmän galaksit . — Cambr. ; N. Y .: Cambridge University Press , 2000. - 348 s. — ISBN 978-1-139-42965-8 .
• Westerlund B.E. Magellanin pilvet . - Cambridge University Press, 1997. - 279 s. - ISBN 978-0-521-48070-3 .

Linkit

• Tiedot englanniksi ja ranskaksi alkuperäisestä " New General Catalog "
• Tiedot  (englanniksi) tarkistetusta "New General Catalogue" -luettelosta
• Visiiri  (englanniksi)
• NASA/IPAC ekstragalaktinen  tietokanta
• Luettelo NGC 292:n julkaisuista

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Britannica (verkossa)
Bibliografisissa luetteloissa	GND : 4164110-3 VIAF : 233741604 WorldCat VIAF : 233741604