Se acontecer de você passar uma noite ao sul do equador da Terra, e o céu negro aveludado do sul espalhar padrões incomuns de constelações diante de você (por alguma razão, você sempre quer acreditar que em algum lugar lá, além dos mares, o tempo está sempre bom ), preste atenção a duas pequenas nuvens nebulosas no céu. Estas nuvens “anormais” não se movem em relação às estrelas e estão, por assim dizer, “coladas” ao céu.

Na Europa, nuvens misteriosas eram conhecidas na Idade Média, e os habitantes indígenas das regiões equatoriais e das terras do hemisfério sul aparentemente as conheciam muito antes disso. No século XV, os marinheiros chamavam as nuvens de Cabo (o nome é semelhante ao nome da Colônia do Cabo - possessões britânicas medievais na África do Sul, localizadas no território da atual República da África do Sul).

O pólo sul do mundo, ao contrário do norte, é mais difícil de encontrar no céu, uma vez que não existem estrelas brilhantes e visíveis perto dele como Polaris. As Nuvens do Cabo estão localizadas perto do pólo sul da esfera celeste e formam com ele um triângulo quase equilátero. Esta propriedade das nuvens tornou-as objetos bastante conhecidos e, portanto, há muito que são utilizadas na navegação. No entanto, sua natureza permaneceu um mistério para os cientistas da época.

Durante a viagem de Fernão de Magalhães ao redor do mundo em 1518-1520, seu companheiro e cronista Antonio Pigafetta descreveu as nuvens em suas notas de viagem, que deram a conhecer a sua existência ao grande público europeu. Depois que Magalhães morreu em 1521 em um conflito armado com a população local nas Filipinas, Pigafetta propôs chamar as nuvens de Magalhães - Grandes e Pequenas, de acordo com seu tamanho.

Visível a olho nu, o tamanho das Nuvens de Magalhães no céu é um dos maiores entre todos os objetos astronômicos. A Grande Nuvem de Magalhães (LMC) tem uma extensão de mais de 5 graus, ou seja, 10 diâmetros aparentes da Lua. A Pequena Nuvem de Magalhães (SMC) é um pouco menor - pouco mais de 2 graus. Nas fotografias, onde é possível registrar regiões externas fracas, os tamanhos das Nuvens são de 10 e 6 graus, respectivamente. A Pequena Nuvem está localizada na constelação de Tucana, e a Grande Nuvem ocupa parte de Doradus, assim como a Table Mountain.

Mesmo no início do nosso século, os cientistas não tinham uma opinião comum sobre a natureza das Nuvens. Na enciclopédia de Brockhaus e Efron, por exemplo, diz-se que as nuvens “não são manchas contínuas como outras, representam as mais surpreendentes acumulações de muitas manchas nebulosas, aglomerados de estrelas e estrelas individuais”. E somente depois que os astrônomos mediram as distâncias até algumas nebulosas na década de 20 do século 20, e ficou claro que havia mundos estelares muito além dos limites da nossa Galáxia, as Nuvens de Magalhães ocuparam seu “nicho” entre os objetos celestes.

Sabe-se agora que as Nuvens de Magalhães são as vizinhas mais próximas da nossa Galáxia em todo o Grupo Local de galáxias. A luz da GNM leva 230 mil anos para chegar até nós, e da MMC leva ainda menos - “apenas” 170 mil anos. Em comparação, a galáxia espiral gigante mais próxima é a Nebulosa de Andrômeda, quase 10 vezes mais distante que a GNM. As dimensões lineares das nuvens são relativamente pequenas. Seus diâmetros são de 30 e 10 mil anos-luz (lembre-se que nossa Galáxia tem mais de 100 mil anos-luz de diâmetro).

As nuvens têm forma e estrutura típicas de galáxias irregulares: áreas irregularmente distribuídas de maior brilho destacam-se contra o fundo de uma estrutura irregular. E ainda assim há ordem na estrutura destas galáxias. Na GNM, por exemplo, há um movimento ordenado de estrelas em torno do centro, o que faz com que esta Nuvem pareça galáxias espirais “regulares”, as estrelas da galáxia estão concentradas em direção a um plano chamado plano galáctico.

Pelo movimento da matéria das Nuvens, você pode descobrir como estão localizados seus planos galácticos. Descobriu-se que a GNM fica quase “plana” na esfera celeste (inclinação inferior a 30 graus). Isso significa que todo o complexo “recheio” da Grande Nuvem - estrelas, nuvens de gás, aglomerados - estão localizados quase à mesma distância de nós, e a diferença observada no brilho das diferentes estrelas corresponde à realidade e não é distorcida devido para distâncias diferentes diante deles. Na nossa Galáxia, apenas estrelas em aglomerados possuem esta propriedade.

A orientação bem-sucedida da GNM, a sua “abertura”, bem como a proximidade das Nuvens de Magalhães a nós, fizeram dela um verdadeiro laboratório astronômico, “objeto número 1” para a física de estrelas, aglomerados de estrelas e muitos outros objetos interessantes.

As Nuvens de Magalhães trouxeram diversas surpresas aos astrônomos. Um deles eram aglomerados de estrelas. Eles foram descobertos nas Nuvens de Magalhães, assim como na nossa Galáxia. Cerca de 2.000 deles foram encontrados no MMC, mais de 6.000 no LMC, dos quais cerca de cem são aglomerados globulares. Existem várias centenas de aglomerados globulares em nossa Galáxia, e todos eles contêm anormalmente poucos elementos químicos mais pesados ​​que o hélio. Por sua vez, o conteúdo de metais depende claramente da idade do objeto - afinal, quanto mais as estrelas vivem, mais tempo elas enriquecem o “meio ambiente” com elementos químicos mais pesados ​​que o hélio. O baixo teor de metais nas estrelas dos aglomerados globulares do nosso sistema estelar sugere que sua idade é muito avançada - 10-18 bilhões de anos. Estes são os objetos mais antigos da nossa Galáxia.

Uma surpresa aguardou os astrônomos que mediram a “metalicidade” dos aglomerados nas Nuvens. Mais de 20 aglomerados globulares foram descobertos na GNM, que possuem o mesmo conteúdo metálico de estrelas que ainda não são muito antigas. Isso significa que, pelos padrões dos objetos astronômicos, os aglomerados nasceram há não muito tempo. Não existem tais objetos em nossa Galáxia! Consequentemente, a formação de aglomerados globulares continua nas Nuvens de Magalhães, enquanto na Galáxia este processo parou há muitos milhares de milhões de anos. Muito provavelmente, as gigantescas forças das marés no nosso sistema estelar conseguem “separar” os aglomerados globulares ainda não nascidos. Nas Nuvens de Magalhães, de pequeno tamanho e massa, num ambiente mais “educado”, existem todas as condições para a formação de aglomerados estelares globulares.

As próprias nuvens não se destacam no mundo das galáxias devido ao seu tamanho e luminosidade modestos. No entanto, existe um objeto na Grande Nuvem de Magalhães que é uma figura proeminente entre a sua espécie. Estamos falando de uma enorme nuvem de gás quente e brilhante, que é claramente visível nas fotografias da GNM. É chamada de Nebulosa da Tarântula, ou mais oficialmente 30 Doradus. O nome Tarântula foi dado à nebulosa por causa de sua aparência, em que uma pessoa com imaginação rica pode ver a semelhança com uma grande aranha. O comprimento da nebulosa é de cerca de mil anos-luz e a massa total do gás é 5 milhões de vezes a massa do Sol. A tarântula brilha como milhares de estrelas combinadas. Isto acontece porque estrelas massivas e quentes nascem dentro da nebulosa, emitindo muito mais energia do que estrelas como o nosso Sol. Eles aquecem o gás ao seu redor e fazem com que ele brilhe. Existem apenas algumas nebulosas de tamanho semelhante em nossa galáxia, mas todas elas estão escondidas de nós por uma densa cortina de poeira galáctica. Se não fosse pela poeira, eles também seriam objetos celestes visíveis e brilhantes.

Dentro da Nebulosa da Tarântula existem muitos centros de nascimento de estrelas, onde as estrelas nascem "em massa". Estrelas jovens massivas, com menos de alguns milhões de anos, mostram-nos as regiões onde a formação estelar a partir de aglomerados de gás ainda está em curso.

Também ocorreram múltiplas explosões de supernovas dentro da Tarântula. Essas explosões de estrelas no estágio final de sua evolução levam ao fato de que a maior parte da estrela está espalhada pelo espaço a velocidades de vários milhares de quilômetros por segundo. As explosões de supernovas tornaram a estrutura da nebulosa confusa, caótica, cheia de filamentos e conchas gasosas que se cruzam. A Nebulosa da Tarântula serve como um bom campo de testes para testar teorias sobre o nascimento e a morte de estrelas.

As Nuvens de Magalhães também desempenharam um papel importante na construção da escala de distância intergaláctica. Mais de 2.000 estrelas variáveis ​​​​foram encontradas nas nuvens, a maioria das quais são Cefeidas. O período de mudança no brilho das Cefeidas está intimamente relacionado com a sua luminosidade, o que torna estas estrelas um dos indicadores mais confiáveis ​​da distância às galáxias. Usando as Nuvens como exemplo, é muito conveniente comparar vários indicadores de distância, que são usados ​​para construir uma “escada” intergaláctica de distâncias.

Se o olho humano fosse capaz de perceber ondas de rádio com comprimento de onda de 21 cm (nesse comprimento de onda o hidrogênio atômico emite), veria uma imagem incrível no céu. Ele teria visto densas nuvens de gás no plano da nossa Galáxia - a Via Láctea, e nuvens individuais em diferentes latitudes - nebulosas de gás próximas e nuvens "vagando" em altas latitudes. As Nuvens de Magalhães mudariam surpreendentemente. Em vez de dois objetos separados, uma pessoa de “ondas longas” veria uma grande nuvem com duas condensações brilhantes onde estamos acostumados a ver a Grande e a Pequena Nuvens de Magalhães.

Já na década de 50, descobriu-se que as nuvens estão imersas em uma concha gasosa comum. O gás da concha circula continuamente: esfriando no espaço intergaláctico, cai nas nuvens sob a influência da gravidade e é empurrado para trás pelos “pistões” das supernovas, como resultado da explosão da qual uma concha em expansão de gás quente com excesso de pressão aparece dentro (este processo lembra o movimento da água em uma panela aquecida por baixo do queimador de gás).

Recentemente também ficou claro que as Nuvens estão conectadas por uma ponte de gás comum, não apenas entre si. Um filamento de gás foi encontrado - uma fina faixa de gás que começa nas nuvens e percorre todo o céu. Liga as Nuvens de Magalhães à nossa Galáxia e a várias outras galáxias do Grupo Local. Foi chamado de "Rio de Magalhães". Como esse fluxo foi formado? Muito provavelmente, há vários bilhões de anos, as Nuvens de Magalhães chegaram perto da nossa Galáxia. Nosso sistema estelar gigante “puxou” parte do gás das Nuvens com sua atração gravitacional, como um aspirador de pó. Este gás enriqueceu parcialmente o nosso sistema estelar. O resto “espirrou” no espaço intergaláctico, formando a Corrente de Magalhães.

A proximidade das Nuvens de Magalhães com a nossa enorme Galáxia não é em vão para eles. É possível que a convergência das Nuvens e da Via Láctea, provocando a troca de gases e estrelas, tenha ocorrido mais de uma vez no passado. Se a nuvem mais próxima, a Pequena, chegar 3 vezes mais perto da nossa Galáxia do que está agora, as forças das marés irão destruí-la completamente. Num futuro distante, colisões semelhantes poderão ocorrer e as Nuvens de Magalhães serão completamente absorvidas pela nossa Via Láctea. Eles não serão “digeridos” em breve no enorme ventre da nossa Galáxia, mas ativarão o nascimento de estrelas nos locais onde caem, como é observado de forma mais forte durante a fusão de grandes galáxias.

Pesquisadores da NASA e da Universidade Estadual da Pensilvânia, usando o Swift, concluíram o levantamento ultravioleta mais detalhado já feito das Grandes e Pequenas Nuvens de Magalhães. O mosaico resultante de 160 megapixels da Grande Nuvem de Magalhães (LMC) e da Pequena Nuvem de Magalhães (SMC) de 57 megapixels foram apresentados em 3 de junho de 2013 na 222ª reunião da American Astronomical Society.

As novas imagens mostram aproximadamente um milhão de fontes na GNM e cerca de 250 mil na MMC, variando de 1.600 a 3.300 angstroms (unidade internacional de comprimento de onda igual a um décimo milionésimo de milímetro), que corresponde à faixa de comprimento de onda ultravioleta, a maior parte é completamente bloqueada pela atmosfera da Terra.

Para obter um mosaico de 160 megapixels do LMC, foram necessárias 2.200 fotos desse objeto, e sua adição demorou cerca de cinco dias e meio. A imagem do MMO é um pouco mais simples e é composta por 656 partes. O tempo de processamento foi de cerca de dois dias; Ambas as imagens obtidas possuem resolução angular de 2,5 segundos de arco, que é a máxima possível para este telescópio.

Michael Siegel, investigador principal do programa Ultraviolet/Optical Telescope (UVOT) de Swift, diz:

“Até agora, houve muito poucas observações ultravioleta destas galáxias, e nenhum estudo com uma resolução tão sem precedentes. Assim, esta revisão encerra muitas questões sobre o estado atual das Nuvens Grandes e Pequenas. Com os mosaicos resultantes, podemos observar numa só imagem como as estrelas passam por todas as fases da sua vida, o que é muito difícil de compreender quando se estuda a nossa Galáxia, uma vez que estamos localizados dentro dela.”

A LMC e a SMC estão localizadas a uma distância de 163 mil e 200 mil anos-luz de nós, respectivamente, e giram em torno uma da outra, bem como em torno da Via Láctea. A GNM tem aproximadamente um décimo do tamanho da nossa Galáxia e contém apenas um por cento da sua massa. O MMO tem metade do tamanho do BMO e contém dois terços de sua massa.

Estudar galáxias em luz ultravioleta permite aos astrônomos estudar detalhadamente suas estrelas constituintes. No ultravioleta, a luz emitida por estrelas fracas é suprimida, revelando a estrutura de aglomerados quentes, nuvens de gás e regiões de formação estelar. Hoje não existem análogos ao telescópio ultravioleta instalado no aparelho Swift em termos de resolução e campo de visão.

Vista geral das Grandes e Pequenas Nuvens de Magalhães. Fonte: Axel Mellinger, Central Michigan Univ.



Imagem ultravioleta da Grande Nuvem de Magalhães.

Nuvens de Magalhães

- galáxias satélites da nossa Galáxia; localizados relativamente próximos um do outro, eles formam um sistema gravitacionalmente ligado (duplo). A olho nu parecem nuvens isoladas da Via Láctea. M. O. foi descrito pela primeira vez por Pigafetta, que participou da circunavegação do mundo de Magalhães (1519-22). Ambas as nuvens - Grande (LMC) e Pequena (SMC) - aparecem. galáxias irregulares. As características integrais do MO são fornecidas na tabela.

Características integrais das Nuvens de Magalhães

	OMO	MMO
Coordenadas centrais	05h 24m -70º	00h51m -73o
Latitude galáctica	-33º	-45º
Diâmetro angular	8h	2,5º
Tamanho linear correspondente, kpk	9	3
Distância, kpk	50	60
Valor integral, MV	-17,9eu	-16,3eu
Inclinação para a linha de visão	27 horas	60º
Velocidade radial média, km/s	+275	+163
Peso total,
Massa de hidrogênio interestelar HI,

Os maiores telescópios no Oceano de Moscou podem detectar estrelas com luminosidade próxima à do Sol; ao mesmo tempo devido aos meios. quando a distância ao MO excede seu diâmetro, a diferença nas magnitudes aparentes dos objetos incluídos no MO é igual à diferença em sua magnitude absoluta. eu(para LMC o erro não excede 0,1 ). Como M.O. estão localizados em altos níveis galácticos. latitudes, a absorção de luz pelo meio interestelar de nossa Galáxia e a mistura de suas estrelas distorcem pouco a imagem do MO. Além disso, o plano do LMC (Fig. 1) é quase perpendicular à linha de visão, portanto. que a proximidade visível dos objetos nele incluídos significa, via de regra, sua intimidade espacial. Tudo isso ajuda a estudar a relação das estrelas vários tipos

Em M.O. há um grande número de todos os tipos de idades e massas; O catálogo de clusters LMC inclui 1.600 objetos e seu número total é ca. 5.000. Cerca de cem delas se parecem com galáxias e estão muito próximas delas em massa e grau de concentração de estrelas. No entanto, os aglomerados globulares da Galáxia são todos muito antigos [(10-18) anos], enquanto no MO, juntamente com aglomerados igualmente antigos, há vários aglomerados globulares (23 na LMC) com idades de ~10 7 -10 8 anos. A idade dos clusters M.O. está claramente correlacionada com a química. composição (aglomerados jovens contêm elementos relativamente mais pesados), enquanto aglomerados de galáxias. disco não existe tal correlação.

Na GNM também são conhecidos 120 grandes grupos de estrelas jovens de alta luminosidade (associações OB), geralmente associadas a regiões de hidrogênio ionizado (zonas HII). No MMO há uma ordem de magnitude menos grupos desse tipo concentrados principalmente lá; corpo e na “asa” do MMO, estendidos em direção ao LMC, enquanto no LMC estão espalhados pela Nuvem, e basicamente. O corpo é dominado por estrelas com idade de 10 8 a 10 10 anos. Radioastronômico Observações na linha = 21 cm de hidrogênio neutro (HI) mostraram que no LMC existem 52 complexos HI isolados com média. massa e tamanho 300-900 pc, e no MMO a densidade HI aumenta quase uniformemente em direção ao centro. A participação do HI em relação à massa total na LMC é variada. vezes mais do que na Galáxia, e em MMOs uma ordem de grandeza maior. Mesmo nos objetos mais jovens da GNM, o conteúdo de elementos pesados ​​é aparentemente um pouco menor do que na Galáxia, na SMC é sem dúvida 2 a 4 vezes menor; Todas essas características do MO podem ser explicadas pelo fato de não ter ocorrido uma explosão violenta inicial, o que levou ao esgotamento da energia básica da Galáxia. reservas de gás e o enriquecimento relativamente rápido dos seus restos com elementos pesados ​​durante os primeiros milhares de milhões (ou centenas de milhões) de anos de existência da Galáxia. A presença de aglomerados globulares antigos e do tipo RR Lyrae prova, entretanto, que a formação estelar começou no MO e na Galáxia aproximadamente ao mesmo tempo. A presença de um grande número de aglomerados globulares jovens no MO (não há nenhum na Galáxia) pode significar que sua formação nos tempos modernos. O disco da Galáxia é prejudicado por uma onda de densidade espiral, que também pode iniciar a formação de estrelas em nuvens de gás que não atingiram um alto grau de compressão (ver).

Em cada um dos MOs, ~10 3 Cefeidas são conhecidas, e o máximo em sua distribuição ao longo dos períodos é deslocado no IMC para períodos curtos (em comparação com as Cefeidas na Galáxia), o que também pode ser explicado pelo menor conteúdo de elementos pesados nas estrelas do IMC. A distribuição das Cefeidas por períodos não é a mesma nas diferentes partes do MO, o que, de acordo com a relação período-idade, é explicado pela diferença na idade das estrelas massivas nessas áreas. O diâmetro das regiões em que as cefeidas e os aglomerados têm idades semelhantes é de 300-900 pc. Os objetos nesses complexos estelares são obviamente relacionados geneticamente entre si - eles surgiram do mesmo complexo gasoso.

Em vários Em áreas do Oceano de Moscou, foram estudadas estrelas do tipo RR Lyrae, que na GNM têm média. magnitude 19,5 eu com dispersão muito pequena, o que implica uma baixa dispersão das suas luminosidades e fraca absorção de luz na GML. Poucas nebulosas de poeira foram encontradas na GNM (cerca de 70), e apenas em algumas áreas dentro e perto da zona gigante da Tarântula HII (30 Doradus) a absorção atinge 1-2 eu. A relação entre a massa de poeira e a massa de gás na GNM é uma ordem de grandeza menor do que na Galáxia, e o baixo teor de poeira deve ser refletido nas características de formação de estrelas no M.O. dezenas são conhecidas) são visivelmente maiores em tamanho com o mesmo brilho de superfície e na Galáxia, seus diâmetros, como as zonas do anel HII, chegam a 200 pc. Existem 9 conchas supergigantes HII com um diâmetro de aprox. 1kpk. No MO, a conexão mais próxima com o gás é mostrada não por 0 estrelas, mas por . Também foi notado que as regiões de formação estelar na GNM estão, via de regra, localizadas em regiões com o maior gradiente de densidade HI.

Zonas HII, supergigantes e nebulosas planetárias (estas últimas são 137 descobertas na GNM e 47 no IMC) permitem determinar o centro de rotação da GNM. Ele está localizado a 1 kpc de sua óptica. centro. A discrepância é explicada, aparentemente, pelo fato de este último ser determinado por objetos brilhantes, cuja massa não é visível. dominante. A rotação rápida e a pequena dispersão da velocidade (cerca de 10 km/s para objetos jovens) indicam um alto grau de achatamento da GNM (alguns astrônomos consideram a GNM uma galáxia espiral com uma barra massiva e braços espirais fracamente pronunciados). Antigos aglomerados globulares e, aparentemente, estrelas RR Lyrae também estão concentrados no disco, e não na coroa da GNM. A peculiaridade da cinemática do MMO e a altíssima densidade superficial das Cefeidas nele contidas podem ser explicadas pelo fato de o MMO estar orientado para nós com a extremidade de seu corpo principal. corpo, enquanto o LMC é visível de uma direção quase perpendicular ao plano de seu disco.

Uma característica notável do LMC é uma superassociação estelar descoberta nele, no centro da qual existe uma zona gigante HII (30 Doradus, Fig. 2) com um diâmetro de aprox. 250 peças e massa . No centro da zona existe um aglomerado compacto de estrelas de altíssima luminosidade com massa total (Fig. 3). Está revelado. os aglomerados globulares mais jovens conhecidos e contém as estrelas jovens mais massivas. O objeto central do aglomerado é 2 vezes mais brilhante eu o resto das estrelas. Aparentemente, este é um grupo compacto de estrelas quentes que excitam a região HII. Em uma série de características, o aglomerado 30 Doradus parece ser moderadamente ativo

As rivais são duas galáxias anãs, a Grande e a Pequena Nuvens de Magalhães, que orbitam a Via Láctea e uma à outra. Cada um deles puxa matéria do outro, e um ainda conseguiu arrancar uma enorme nuvem de gás de seu companheiro.

O chamado "Braço Avançado", composto por gás interestelar, conecta as Nuvens de Magalhães à nossa Galáxia. Uma enorme concentração de gás é absorvida pela Via Láctea e apoia a sua formação estelar. Mas qual galáxia anã sugou o gás que agora alimenta a nossa casa estelar? Depois de muito debate, os cientistas receberam uma resposta para este enigma.

“Surge a questão: este gás foi arrancado da Grande Nuvem de Magalhães ou da Pequena Nuvem de Magalhães? À primeira vista, parece estar a regressar à Grande Nuvem de Magalhães. Mas abordamos esta questão de forma diferente, perguntando: De que é feita a manga frontal?” – explica Andrew Fox, autor do estudo do Space Telescope Science Institute, em Baltimore (EUA).

Grande Nuvem de Magalhães. Crédito: AURA/NOAO/NSF

A pesquisa de Fox é uma continuação do seu trabalho de 2013 que se concentrou na função por trás das Grandes e Pequenas Nuvens de Magalhães. O gás em uma estrutura semelhante a uma fita chamada Corrente de Magalhães foi encontrado em ambas as galáxias anãs. Agora a Fox pensou na manga frontal. Ao contrário da Corrente de Magalhães, esta estrutura esfarrapada e alongada já alcançou a Via Láctea e fez a sua viagem para o disco galáctico.

O braço frontal é um exemplo de acúmulo de gás em tempo real. É muito difícil ver galáxias distantes da Via Láctea. “Como estas duas galáxias estão no nosso quintal, conseguimos um lugar na primeira fila da ação”, diz Kat Barger, da Texas Christian University.

A Pequena Nuvem de Magalhães vista pelo telescópio VISTA. Crédito: ESO/VISTA VMC

EM novo emprego Fox e sua equipe usaram a visão ultravioleta do Hubble para analisar quimicamente o gás no antebraço. Eles observaram a luz de sete quasares, os núcleos brilhantes de galáxias ativas, através desta nuvem de gás. Usando o espectrógrafo do telescópio espacial, os cientistas mediram como a luz era filtrada.

Em particular, procuraram a absorção ultravioleta pelo oxigênio e pelo enxofre. Esse bom desempenho quantos elementos pesados ​​existem no gás. A equipe então comparou as medições do Hubble com as medições de hidrogênio feitas pelo Observatório Robert Byrd da National Science Foundation no Observatório Green Bank, bem como por vários outros radiotelescópios.

“Usando uma combinação de observações do Hubble e do Green Bank, podemos medir a composição e a velocidade do gás para determinar qual galáxia anã é culpada do roubo”, explicou Kat Barger.

Um cabo de guerra cósmico desenrolou-se nos arredores da nossa Galáxia e apenas o Telescópio Espacial Hubble pode ver quem está a ganhar. Crédito: D. Nidever et al., NRAO/AUI/NSF e A. Mellinger, Pesquisa Leiden-Argentine-Bonn (LAB), Observatório Parkes, Observatório Westerbork, Observatório Arecibo e A. Feild

A resposta foi encontrada apenas graças às habilidades únicas do Hubble. Devido aos efeitos de filtragem da atmosfera terrestre, a luz ultravioleta não pode ser estudada por telescópios terrestres. Depois de muita análise, a equipe finalmente identificou as impressões digitais químicas consistentes com a origem do gás Forward Arm. “Descobrimos que o gás corresponde à Pequena Nuvem de Magalhães. Isto indica que a Grande Nuvem de Magalhães está a vencer o cabo de guerra porque retirou muito gás do seu vizinho mais pequeno", disse Andrew Fox.

O gás do Braço Frontal está agora atravessando o disco da nossa Galáxia. À medida que atravessa, interage com o próprio gás da Via Láctea e se dissipa. Esta importante pesquisa mostra como o gás entra nas galáxias e ilumina as estrelas. Um dia, os planetas e sistemas estelares da Via Láctea nascerão de material que já fez parte da Pequena Nuvem de Magalhães.

A Grande Nuvem de Magalhães é ao mesmo tempo um objeto guia para os marinheiros e uma interessante formação espacial que atrai a atenção dos astrônomos há séculos.

O céu escuro do Hemisfério Sul é colorido com miríades de pontos luminosos, entre eles um aglomerado brilhante de estrelas em forma de nuvem é claramente visível. Estes são satélites fiéis da nossa Via Láctea nativa - as Grandes e Pequenas Nuvens de Magalhães. Durante muitos séculos serviram como único ponto de referência para viajantes às latitudes meridionais. As descrições desses aglomerados chegaram à Europa com os navios do primeiro circunavegador Fernão de Magalhães.

A constelação Doradus, a Grande Nuvem de Magalhães, está na parte inferior do diagrama

Registrando todos os acontecimentos significativos da viagem, fazendo anotações sobre tudo o que viu, Pitageta em 1519 contou aos habitantes do Hemisfério Norte sobre nuvens que eles nunca tinham visto. Eles também devem seu nome moderno ao agradecido companheiro de Magalhães. Após a trágica morte do pioneiro em uma batalha com os indígenas, o cronista propôs desta forma perpetuar a memória do grande viajante.

Dimensões e propriedades

Depois de cruzar o equador em direção ao sul, você pode ver a Grande Nuvem de Magalhães (LMC), que é um mundo especial, uma galáxia separada. Em tamanho, é visivelmente inferior à Via Láctea, como todos os satélites - aos objetos centrais. A GNM se move em uma órbita circular, sofrendo a forte influência da gravidade da nossa Galáxia. O tamanho desse aglomerado de estrelas é estimado em 10 mil anos-luz e, em termos de massa dos corpos cósmicos e dos gases nele contidos, é 300 vezes inferior à Via Láctea. Nosso planeta e a GNM estão separados por uma distância de 163 mil anos-luz, mas ainda assim, este é o nosso vizinho mais próximo entre os mundos distantes do Grupo Local. No início do estudo, as Nuvens de Magalhães foram classificadas como galáxias irregulares que não possuem uma estrutura claramente definida, mas novos fatos ajudaram a notar a presença de ramos espirais e uma ponte. A galáxia anã foi classificada como uma subcategoria SBm.

Localização e composição

Ocupando uma porção significativa da constelação de Doradus, a Grande Nuvem de Magalhães contém 30 mil milhões de estrelas. É muito maior e mais próximo da Terra do que a Pequena Nuvem associada a ela pelo fluxo de hidrogênio e pelo véu geral de gás. No seu estudo, iniciado pelos persas no século X, os cientistas conseguiram fazer progressos significativos. Isso se deveu à localização favorável do objeto e ao fato de todos os seus componentes estarem localizados aproximadamente à mesma distância. Muitos objetos únicos que preenchem a pequena galáxia: nebulosas, estrelas supergigantes, aglomerados globulares, Cefeidas, tornaram-se fontes de conhecimento inestimável sobre a evolução do universo.

Observações sistemáticas de eclipses estelares e mudanças em seu brilho ajudaram a calcular com precisão a distância aos corpos cósmicos, seu tamanho e massa. O estudo da Grande Nuvem de Magalhães rendeu muitas descobertas importantes que não podem ser superestimadas. Foram notadas dinâmicas atípicas para a idade avançada da nossa Galáxia, acompanhando o aparecimento de novas estrelas. Para a Via Láctea, tais processos terminaram há vários milhares de milhões de anos. A Big Cloud contém milhares de objetos Tipo I contendo grande número metal inerente às estrelas jovens.

Objetos significativos do BMO

Imagem da Nebulosa da Tarântula obtida pelos filtros Ha, OIII e SII. Tempo total de exposição 3,5 horas. Autor Alan Tough.

Uma famosa área de formação estelar vigorosa é a Nebulosa da Tarântula, assim chamada por sua semelhança com uma enorme aranha. Nas imagens da GNM este local destaca-se como particularmente brilhante. Dentro de uma nuvem de gás com mil anos-luz de diâmetro, nascem novas estrelas, liberando energia colossal no espaço circundante e fazendo-o brilhar.

Cataclismos que acompanham o fim do ciclo de vida das estrelas são uma ocorrência comum na nebulosa. Os astrônomos registraram tal liberação de energia em 1987 - foi a erupção mais próxima da Terra de todas as registradas. A parte central da Tarântula é conhecida pelo objeto único localizado aqui, denominado R131a1. É representada pela estrela mais massiva estudada, que excede o Sol em peso em 265 vezes e em fluxo luminoso em 10 milhões de vezes.

Uma das estrelas únicas da Grande Nuvem de Magalhães tornou-se a ancestral de uma classe separada de luminares. S Doradus é uma hipergigante, bastante rara, possuindo enorme massa e luminosidade, existindo por um curto período de tempo. Seu nome foi usado para nomear uma classe de estrelas variáveis ​​azuis. O fluxo luminoso por ele emitido excede o fluxo solar em 500 mil vezes. Além dos gigantes azuis listados, é necessário destacar a estrela do LMC WHO G64. Esta é uma supergigante vermelha, sua temperatura é baixa - 3.200 K, seu raio é igual a 1.540 raios da nossa estrela e seu brilho é 280 mil vezes maior.

Observando os bilhões de estrelas que preenchem a Grande Nuvem de Magalhães, percebe-se que algumas delas se movem na direção oposta e diferem em sua composição. São objetos roubados pela gravidade da galáxia de sua vizinha, a Pequena Nuvem. A localização da GNM no Hemisfério Sul torna impossível a sua observação pelos residentes das latitudes setentrionais. E se S Dorado substituísse a estrela mais próxima de nós, não haveria hora escura do dia na Terra.