素晴らしい マゼラン雲 これは近くにある銀河で、天文学者が詳しく調べるまで不規則銀河と考えられていました。 スパイラルかもしれません。 大マゼラン雲とその矮小銀河であるマゼラン雲は、地球の南半球の空でのみ見ることができます。 天の川銀河は、マゼラン雲からマゼラン フローを通じて流れるガスを絶えず消費しています。 最終的に、これら XNUMX つの小さな銀河が天の川銀河に衝突する可能性があります。
この記事では、大マゼラン雲、その特徴、起源などについて知っておくべきことをすべてお伝えします。
主要な機能
マゼラン雲の主な特徴は次のとおりです。
- 南半球から見ることができ、マゼラン雲に XNUMX 番目に近い銀河です。
- それは私たち自身の天の川を周回する XNUMX 個の矮小銀河の XNUMX つであり、 不規則銀河と考えられています。
- それは、赤い岩、星、若い星の雲、タランチュラ星雲として知られる目に見える形成の明るい領域で構成されています。
- 最も明るい現代の超新星 SN1987A は、マゼラン雲で爆発しました。
- 約30.000光年の延長があります。
- 天の川銀河の衛星銀河の中で最も巨大であると考えられています。
- 下部にある目立つ赤い結び目は、大マゼラン雲の星形成領域であるタランチュラ星雲として知られています。
- 断続ロッドスパイラルタイプです。
- 直径は 14.000 メートル、距離は 163.000 メートルです。
- 星の数は約30億個。
マゼラン雲の主な特徴は、矮小銀河として定義されているその全体構造です。これは、楕円形や渦巻状の特徴を持たないという点で、他の多くの銀河と同様に型を破ることを意味します。 その形状により、科学者はそれを独特の不規則な形状を持つ銀河のリストに含めるようになりました。
宇宙に存在するすべての銀河が楕円などの一般的な形をしているわけではないことに注意してください。 ほとんどの銀河は渦巻模様を持っていますが、しばしば矮小銀河と呼ばれるいくつかの銀河は渦巻き模様を持つ傾向があります。 不規則な銀河としてすぐにそれらを説明する特定の形状が含まれています。
マゼラン雲の発見
しばらくして射手座楕円銀河が発見されたという事実により、科学者は宇宙空間のどこに存在するかを調査するようになりました。 この結果は驚くべきものであり、これとマゼラン雲が相互に関連していることがわかった。
約75.000光年の距離で、 射手座銀河とマゼラン雲は遠く離れています。 天の川との相互作用を通じて潮汐によって加えられる力によって生成される歪みは、XNUMX つの銀河が特定の電流を通じて相互作用する特定の効果に影響を与える歪みを引き起こします。
これらの流れは中性水素で構成されており、XNUMX つの銀河間の相互作用効果を引き起こし、多くの場合、銀河円盤に対応する外側の特徴に最終的に損傷を与える状態につながります。
マゼラン雲も土星銀河も ユニークで注目に値する形態学的特徴を持っている、それらの質量と構造の観点から、それらをこれらXNUMXつのコンポーネント、質量と構造から区別するXNUMXつの側面を、天の川のサンプルからのものから明らかにします。
いくつかの歴史
大マゼラン雲の特異な位置は、正確に黄道の南極の方向にあるため、地中海の緯度からはいつでも見ることができないため、古典時代には不明のままでした。
大マゼラン雲の最初の言及は、964 年頃にペルシャの天文学者アブドゥルラーマン アル スーフィによって書かれた星の書に見られます。 南アラビアから大マゼラン雲が見えることから、彼は南アラビアの白い雄牛であるアルバクルと呼ばれていました。
アメリゴ・ヴェスプッチは、1503 年から 1504 年にかけての XNUMX 回目の航海で次のような観察を手紙に記録しました。 フェルディナンド・マゼランは、地球を一周している間に、今日彼の名前が付けられた銀河の存在を最初に西側に知らせました。 大マゼラン雲を最初に詳細に研究したのは、ジョン・ハーシェルでした。は、1834 年から 1838 年にかけてケープタウンに定住し、そこに含まれていた 278 のさまざまなオブジェクトを分析しました。
大マゼラン雲は、1994 年にいて座矮小楕円銀河が発見されるまで、天の川に最も近い銀河と考えられていました。
マゼラン雲の形態と天体
NASA の銀河外天体データベースによると、大マゼラン雲は SB(s)m に分類されます。これは、不規則な形のリング構造とバルジ (m) のない棒渦巻 (SB) 銀河です。 銀河の不規則な姿 天の川と小マゼラン雲との相互作用の結果かもしれません。
長い間、マゼラン雲は渦巻銀河のような平らな銀河であり、私たちから遠く離れていると考えられていました. しかし、1986 年にコールドウェルとコールソンは、大きな雲域の北東にあるセファイド変光星が、南西部にあるセファイド変光星よりも天の川に近いことを発見しました。 最近、ヘリウム核融合相におけるセファイド変光星と赤色巨星の観測によって、この傾斜した幾何学が確認されました。 これらの研究は、LMC の傾きが約 35 度であることを示しています。これは、0 度が銀河に垂直な平面に対応することを考慮したものです。
大マゼラン雲 約 10.000 億個の星が含まれており、差し渡しは約 35.000 光年です。 その質量は太陽の約 10 億倍、天の川の約 60 分の 400 です。 ほとんどの不規則銀河と同様に、大きな雲はガスと塵に富み、現在星形成の活発な時期にあります。 さまざまな研究により、約 700 個の球状星団 (天の川銀河の半分以下のサイズ)、XNUMX 個の惑星状星雲、および XNUMX 個の散開星団が大マゼラン雲で発見され、さらに数十万個の巨星および超巨星が発見されました。
この情報で、マゼラン雲とその特徴についてさらに理解していただければ幸いです。