YaChudo

Мала Магелланова Хмара

Переглядів: 0. Оновлено 27.10.2026.

Мала Магелланова Хмара
ВідкриттяАмеріго Веспуччі 1501
Розташування (епоха J2000.0)
Сузір'яТукан
Пряме піднесення00 год 52 хв 44,8 сек
Схилення-72° 49′ 43″
Відстань197± 9 тис. св.р.
Видима зоряна величина (V)2,2
Абсолютна зоряна величина (V)-16,2
Яскравість поверхні (specify)14,1 3
Характеристики
Габбл-типSA(s)b
ТипГалактика
Маса6,5 млрд. M☉

Мала́ Магелла́нова Хма́ра (ММХ, SMC, NGC 292) — галактика-супутник Чумацького Шляху, розташована на відстані 56 кілопарсеків від нього. Вона є другим за яскравістю супутником Чумацького Шляху після Великої Магелланової Хмари та п'ятою за яскравістю галактикою в Місцевій групі. Дві Магелланові Хмари пов'язані між собою Магеллановим Мостом, що складається із зір і газу, а також пов'язані з нашою Галактикою Магеллановим Потоком з нейтрального водню. З часом Мала Магелланова Хмара має злитися з нашою Галактикою.

Мала Магелланова Хмара — карликова неправильна галактика. Її діаметр становить 5,8 кілопарсека, маса — (3—5) × 109 M☉, а абсолютна зоряна величина галактики у смузі V дорівнює −17,07m. Галактика містить близько 1,5 мільярда зір. У ній відомо близько 600 зоряних скупчень, у тому числі кулясті скупчення, значно молодші за відомі в Чумацькому Шляху — так звані молоді населені скупчення. Галактика багата на міжзоряний газ і пил, причому склад і розміри пилових частинок у міжзоряному середовищі відрізняються від Чумацького Шляху.

Галактика розташована на небі в сузір'ї Тукана недалеко від південного полюса небесної сфери, так що з Європи її не видно. Європейським науковцям вона стала найбільше відома після опису Антоніо Пігафетти, одного із супутників Фернана Магеллана в першому навколосвітньому плаванні 1519—1522 років, звідки й походить її назва. На початку XX століття цефеїди в Магелланових Хмарах допомогли визначити залежність період — світність і таким чином встановити шкалу відстаней до інших галактик.

Історія дослідження

Мала Магелланова Хмара (Nubecula Minor) під правою лапою Тукана в «Уранометрії» Йоганна Баєра 1603 року

Мала та Велика Магелланові Хмари були відомі мешканцям Південної півкулі з давніх часів і були відображені в культурах різних народів. Наприклад, австралійські аборигени уявляли їх як двох велетнів, які іноді спускаються з небес і душать сплячих людей[1][2]. Для мореплавців Магелланові Хмари становили інтерес через те, що розташовані поблизу Південного полюса світу, поруч з яким немає яскравих зір[1][3]. Моряки Португалії та Нідерландів називали їх Капськими Хмарами, і ця назва зберігалася кілька століть[4].

Перший відомий європейський опис Малої Магелланової Хмари датується 1515 роком, коли її помітив італійський мореплавець Андреа Корсалі під час подорожі до Кочі[1][5]. Свою сучасну назву Магелланові Хмари отримали на честь Фернана Магеллана[6], який здійснив перше навколосвітнє плавання в 1519—1522 роках. Один із членів його експедиції, Антоніо Пігафетта, залишив опис цих об'єктів[1][7]. Крім того, Пігафетта правильно припустив, що Магелланові Хмари складаються з окремих зір[1].

У зоряному атласі «Уранометрія» Йоганна Баєра, опублікованому 1603 року, меншу хмару названо «Мала Хмаринка» (лат. Nubecula Minor)[8][9]. У 1847 році Джон Гершель опублікував каталог із 244 окремих об'єктів у Малій Магеллановій Хмарі з координатами та короткими описами. У 1867 році Клівленд Еббі вперше висловив припущення, що Магелланові Хмари є окремими від Чумацького Шляху галактиками[10][11]. Перші фотографії Малої Магелланової Хмари отримав Генрі Чемберлен Расселл у Сіднейській обсерваторії 1890 року[12].

Велика та Мала Магелланові Хмари, вигляд з Паранальської обсерваторії

З 1904 року співробітники Гарвардської обсерваторії почали відкривати цефеїди в Магелланових Хмарах. У 1912 році Генрієтта Свон Лівітт, яка також працювала в Гарвардській обсерваторії, виявила для цефеїд Магелланових Хмар залежність між періодом і світністю[13]. У 1913 році Ейнар Герцшпрунг, дослідивши кілька близьких цефеїд, зміг відкалібрувати залежність Лівітт і вперше оцінити відстань до Малої Магелланової Хмари. Утім отримане ним значення, 10 кпк, значно нижче за сучасні оцінки[14]. З 1914 року астрономи Лікської обсерваторії почали систематично вимірювати променеві швидкості емісійних туманностей у Магелланових Хмарах. З'ясувалося, що всі ці об'єкти мають великі додатні променеві швидкості, що стало свідченням на користь відокремленості Магелланових Хмар від Чумацького Шляху. Ці три відкриття, а також виявлення за допомогою радіотелескопів нейтрального водню в Магелланових Хмарах і навколо них, американський астроном Гарлоу Шеплі 1956 року назвав найважливішими досягненнями, пов'язаними з Магеллановими Хмарами. Крім того, Шеплі відзначив ще кілька відкриттів, зокрема виявлення різних зоряних населень у Магелланових Хмарах[3][15]. Пізніше, у XX столітті, зробили багато інших відкриттів: зокрема, виявили Магелланів Потік, відкрили рентгенівські джерела в Магелланових Хмарах, а за допомогою космічного телескопа IRAS дослідили пилову складову Хмар[16]. За велику роль у розробленні нових методів галактичної астрономії Магелланові Хмари іноді називають «майстернею астрономічних методів»[7].

Властивості

Основні характеристики

Розташування Малої Магелланової Хмари (SMC) у сузір'ї Тукан (ліворуч внизу)

Мала Магелланова Хмара — галактика, розташована в сузір'ї Тукана[6][17] на відстані 56 кілопарсеків від центру Чумацького Шляху[18], або ж 59 кілопарсеків від Сонця[19]. Вона є однією з галактик-супутників Чумацького Шляху[18], другим за яскравістю його супутником після Великої Магелланової Хмари та п'ятою за яскравістю галактикою в Місцевій групі[20].

Кутовий діаметр Малої Магелланової Хмари, виміряний за ізофотою 25m на квадратну кутову секунду у фотометричній смузі B, становить 5,5°, що відповідає лінійному розміру 5,8 кілопарсека[21], однак неозброєним оком на небі помітна лише менша частина галактики[17][22]. Маса в межах 3 кілопарсеків від центра становить (3—5) × 109 M☉[23]. У галактиці налічується близько 1,5 мільярда зір[24]. Абсолютна зоряна величина у смузі V становить −17,07m[25].

Видима зоряна величина галактики у смузі V дорівнює 1,97m, показник кольору B−V — 0,61m. Міжзоряне поглинання у смузі V становить 0,19m, а міжзоряне почервоніння у кольорі B−V — 0,06m. Площина диска галактики нахилена до картинної площини на 90°[26].

Крива обертання Малої Магелланової Хмари, визначена за рухом нейтрального водню, досягає максимуму 55 км/с на відстані 2,8 кілопарсека від центра. Імовірно, на більших відстанях вона залишається пласкою[27].

Структура й зоряне населення

Зображення Малої Магелланової Хмари, створене за даними Gaia

Мала Магелланова Хмара є карликовою неправильною галактикою[28]. У ній спостерігають структуру, яку називають «баром», однак у строгому значенні це не бар, а лише зовні подібне до нього утворення[29]. Інша компонента галактики — «крило», що є припливною структурою. «Бар» і «крило» містять молоде зоряне населення. Також у Малій Магеллановій Хмарі є пласка «центральна система» зі старішими зорями та іншими об'єктами й гало сферичної форми з дуже старим зоряним населенням[30]. Розподіл яскравості в диску Малої Магелланової Хмари є експоненціальним, а характерний радіус диска становить 1,3 кілопарсека[25][31].

Середня металічність Малої Магелланової Хмари становить −0,73. Сучасний темп зореутворення в галактиці становить 0,046 M☉ на рік[32]. Частка старого зоряного населення дорівнює приблизно 6 % маси галактики[33].

Ще 1986 року астрономи припускали, що Мала Магелланова Хмара насправді може складатися з двох частин: основної та меншої, розташованої позаду неї на відстані близько 10 кпк. Цю меншу частину, яка могла утворитися в результаті минулої взаємодії з Великою Магеллановою Хмарою, назвали Міні-Магеллановою Хмарою (англ. Mini Magellanic Cloud)[34][35][36]. Зараз спостережні дані інтерпретують або як те, що Мала Магелланова Хмара справді складається з двох окремих структур із різним хімічним складом зоряного населення та газу, розділених відстанню близько 5 кілопарсеків[37][38], або як просто її велику витягнутість уздовж променя зору на приблизно 10 кпк[39][40].

Зоряні скупчення

Розсіяне скупчення NGC 376 в Малій Магеллановій Хмарі, зняте за допомогою космічного телескопа «Габбл»[41]

За теоретичними оцінками, у Малій Магеллановій Хмарі має бути близько 2000 зоряних скупчень[42], з яких відомо приблизно 600[43].

Система зоряних скупчень у Малій Магеллановій Хмарі відрізняється від зоряних скупчень Чумацького Шляху. Кулясті скупчення, що містять багато зір, у нашій Галактиці є старими об'єктами віком понад 12 мільярдів років. У Малій Магеллановій Хмарі є лише одне скупчення такого віку — NGC 121. Існує також кілька відносно старих скупчень, але вони молодші за кулясті скупчення нашої Галактики: зокрема, L 1, K 3 і NGC 416 мають вік відповідно 10, 9 і 7 мільярдів років. Інші багаті на зорі скупчення мають блакитніший колір і менший вік: у цьому вони подібні до розсіяних скупчень, але містять значно більше зір, мають більші розміри та майже сферичну форму[44]. Такі об'єкти називають молодими населеними скупченнями (англ. young populous clusters); у Чумацькому Шляху подібних об'єктів не виявлено[45]. Розсіяні скупчення в Малій Магеллановій Хмарі загалом подібні до розсіяних скупчень нашої Галактики[46].

У середньому зоряні скупчення в Малій Магеллановій Хмарі старші, ніж у Чумацькому Шляху. Це пояснюється тим, що в умовах цієї галактики скупчення рідше взаємодіють із молекулярними хмарами та, відповідно, руйнуються повільніше. Середній вік скупчень у Малій Магеллановій Хмарі становить 0,9 мільярда років, тоді як у Чумацькому Шляху — лише 0,2 мільярда років[47].

Міжзоряне середовище

Розподіл міжзоряного середовища в Малій Магеллановій Хмарі

Міжзоряне середовище Малої Магелланової Хмари складається з газу різної температури та пилу. Маса нейтрального атомарного водню в галактиці дорівнює 5 × 108 M☉, а молекулярного — 7,5 × 107 M☉, тож газ становить значну частку всієї маси галактики[48]. Маса пилу в галактиці — 5 × 105 M☉[49]. Променеві швидкості газу в галактиці варіюються від -60 до -100 км/с. Цей розкид інтерпретують або як обертання галактики (що загалом узгоджується зі співвідношенням Таллі — Фішера), або як радіальне витікання газу з галактики (що також узгоджується з відсутністю помітного обертання у зоряного населення галактики)[39].

Залежність величини міжзоряного поглинання від оберненої довжини хвилі для Чумацького Шляху (MW), Великої (LMC) та Малої (SMC) Магелланових Хмар

Відомо, що міжзоряне поглинання в Малій Магеллановій Хмарі зростає на коротких хвилях різкіше, ніж у Чумацькому Шляху, а в залежності поглинання від довжини хвилі відсутній локальний максимум на довжині хвилі 2175 Å. Крім того, міжзоряне середовище галактики інакше поляризує випромінювання. Отже, розподіл пилинок за розмірами та вміст вуглецю в міжзоряному середовищі Малої Магелланової Хмари відрізняються від Чумацького Шляху[50].

Зони H II у Малій Магеллановій Хмарі менші за розмірами та менш яскраві, ніж у Великій Магеллановій Хмарі, що пов'язано з нижчим темпом зореутворення. Порівняно з Великою Магеллановою Хмарою, у Малій водень розподілений рівномірніше — ймовірно, через нижчу металічність і, відповідно, меншу кількість пилу: пилові частинки сприяють швидшому охолодженню газу та його згущенню[51].

У Малій Магеллановій Хмарі відомо щонайменше 70 планетарних туманностей, а їхню загальну кількість оцінюють приблизно у 280[52].

Змінні зорі

Залишок наднової 1E0102.2-7219 у Малій Магеллановій Хмарі

У Малій Магеллановій Хмарі спостерігають змінні зорі різних типів. Наприклад, цефеїди в середньому мають коротші періоди, ніж у нашій Галактиці. Імовірно, це пов'язано з нижчою металічністю Малої Магелланової Хмари, через що цефеїдами можуть ставати зорі меншої маси, ніж у Чумацькому Шляху. Крім того, вважають, що саме через низьку металічність у Малій Магеллановій Хмарі відсутні змінні типу β Цефея, механізм змінності яких пов'язаний із наявністю важких елементів[53][54].

Середню частоту спалахів нових зір у галактиці оцінюють у щонайменше 0,12 на рік. Протягом XX століття зафіксували 7 спалахів, причому 6 із них — у другій половині століття. Можливо, нові зорі в Малій Магеллановій Хмарі менше концентруються до центру галактики, ніж яскраві зорі та газова складова[55].

У галактиці відомо 12 залишків наднових і ще 2 кандидати. Частоту спалахів наднових оцінюють як одну подію приблизно раз на 350 років[56].

Рентгенівські джерела

У Малій Магеллановій Хмарі відомо щонайменше 40 рентгенівських джерел. Найяскравіші з них — SMC X-1, яскрава й добре досліджена рентгенівська подвійна зоря, а також джерела SMC X-2 і SMC X-3, для яких характерна змінність рентгенівського випромінювання. Значну частину рентгенівського потоку становить дифузна складова: у діапазоні енергій 0,16—3,5 кеВ вона забезпечує близько 60 % загального випромінювання. Імовірно, дифузне рентгенівське випромінювання створює плазма з температурою порядку 106 K, причому воно надходить із області, більшої за розміри самої галактики в оптичному діапазоні[57].

Взаємодія з іншими галактиками

Положення Малої Магелланової Хмари (Small Magellanic Cloud) серед Чумацького Шляху та його супутників

Мала Магелланова Хмара є супутником Чумацького Шляху[24]. Крім того, вона тісно пов'язана й помітно взаємодіє з Великою Магеллановою Хмарою. Відстань між галактиками становить 21 кілопарсек[58], і вони обертаються одна навколо одної з періодом близько 900 мільйонів років[59] уже протягом кількох мільярдів років. Оцінюють, що останнє тісне зближення між ними сталося близько 150 млн років тому з відстанню до 10 кпк. Ймовірно, раніше Мала Магелланова Хмара була значно масивнішою, але втратила більшу частину своєї темної матерії та значну частку газу[40]. Велика й Мала Магелланові хмари мають спільну оболонку з нейтрального водню, а між ними простягається «міст» із зір і газу — Магелланів Міст[60]. Від Магелланових Хмар до нашої Галактики простягається Магелланів Потік — витягнута структура з нейтрального водню[24][61]. Сукупність цих галактик і пов'язаних із ними структур називають Магеллановою системою[62].

Еволюція

Висока частка газу в масі Малої Магелланової Хмари свідчить про те, що галактика ще не зазнала значної еволюції. Зореутворення в ній відбувається менш активно, ніж у Великій Магеллановій Хмарі: про це свідчать, зокрема, невеликі розміри зон H II, невелика кількість зір Вольфа — Рає та загалом червоніший колір галактики[63].

Формування кулястих скупчень у Малій Магеллановій Хмарі почалося пізніше, ніж у Великій, або відбувалося менш інтенсивно. У Великій Магеллановій Хмарі відомо 13 старих кулястих скупчень, тоді як у Малій — лише одне. Якби питома кількість кулястих скупчень у Малій Магеллановій Хмарі була такою самою, як у Великій, то з огляду на її меншу світність можна було б очікувати наявності 3—4 таких об'єктів[64].

Наявність таких структур, як Магелланів Міст і Магелланів Потік вказують на сильну взаємодію між Великою й Малою Магеллановими Хмарами[65]. Ця взаємодія виявляється настільки руйнівною для Малої Магеланової Хмари, що вона не могла пережити багато зближень з Великою Магеллановою Хмарою в минулому, і взаємодія між галактиками мала розпочатися відносно нещодавно за космологічними мірками[66]. Припускають, що ця взаємодія має зрештою зруйнувати Малу Магелланову Хмару[65], і рух зір у ній вже виявляє ознаки такого руйнування[67][68]. Пізніше, приблизно за 1,6—3,6 млрд років відтепер, Велика Магелланова Хмара має злитися з нашою Галактикою[69].

Спостереження

Зображення Малої Магелланової Хмари в телескоп із 150-кратним збільшенням
Мала Магелланова Хмара на фотографії астронома-аматора. Непов'язані з нею зорі вилучено під час обробки зображення.

Магелланові Хмари не видно на північ від 17° північної широти. Мала Магелланова Хмара розташована в сузір'ї Тукана. Її видима зоряна величина становить +1,97m[25], а видимі кутові розміри — 2,6° × 1,6°[22]. За достатньо темного неба галактику можна побачити неозброєним оком[70][71].

Під час спостережень у телескоп з невеликим діаметром об'єктива, близько 100 мм, можна розрізнити деякі об'єкти в галактиці. Найяскравіший із них — NGC 346, зоряне скупчення з туманністю, у якому видно окремі зорі. Поруч розташовані менш яскраві, але також помітні скупчення NGC 371 та NGC 395. Крім того, можна спостерігати розсіяне скупчення NGC 330 і кулясте скупчення NGC 121. Добре помітне також кулясте скупчення NGC 362, яке проєктується на тло галактики, але не належить до неї. У більші телескопи стає видно значно більше об'єктів, а в деяких із них можна розрізнити окремі деталі. Наприклад, під час спостереження в телескоп з діаметром об'єктива 200 мм у NGC 346 стає помітною форма туманності, подібна до спіралі, а за допомогою телескопа з апертурою 300 мм можна розрізняти окремі зорі в скупченні в центральній частині NGC 346[71][72].

У культурі

Мала Магелланова Хмара є місцем дії або батьківщиною персонажів у багатьох науково-фантастичних романах, наприклад:

2003 року на острові Святої Єлени випустили поштову марку із зображенням Малої Магелланової Хмари[77].

Примітки

  1. ↑ а б в г д Westerlund, 1997, p. 1.
  2. ↑ Olsen K. (20 листопада 2020). Meet the Magellanic Clouds: Our galaxy’s brightest satellites. Astronomy.com (англ.). Архів оригіналу за 19 травня 2021. Процитовано 29 квітня 2022.
  3. ↑ а б van den Bergh, 2000, p. 92.
  4. ↑ Westerlund, Bengt E. (1997). The Magellanic Clouds. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-48070-3.
  5. ↑ Alexander von Humboldt, Kritische Untersuchungen über die historische Entwickelung der geographischen Kenntnisse von der Neuen Welt und die Fortschritte der nautischen Astronomie in dem 15ten und 16ten Jahrhundert. Band 2, Berlin 1836 (S. 175).
  6. ↑ а б Магелланові хмари // Українська радянська енциклопедія / гол. ред. М. П. Бажан ; редкол.: О. К. Антонов та ін. — 2-ге вид. — Київ : Головна редакція УРЕ, 1981. — Т. 6 : Куликів — Мікроклімат. — С. 290.
  7. ↑ а б Магелланові Хмари // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 260. — ISBN 966-613-263-X.
  8. ↑ O'Meara, Stephen James (2002). The Caldwell Objects. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-82796-6.
  9. ↑ Johann Bayer: Uranometria. (Архівна копія на сайті Wayback Machine.)
  10. ↑ Westerlund, 1997, pp. 1—2.
  11. ↑ Abbe C. On the Distribution of the Nebulae in Space : [англ.] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1867-04-12. — Vol. 27, no. 7. — С. 257–264. — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966. — doi:10.1093/mnras/27.7.257a.
  12. ↑ Nebelflecke (Photographische Aufnahmen). In: Meyers Konversationslexikon. 4 Auflage. Jahres-Supplement 1891–1892 (https://www.retrobibliothek.de/retrobib/seite.html?id=119943).
    Museum of Applied Arts & Sciences. Photograph, mounted, Smaller Magellan Cloud, albumen print / cardboard, photographed by H C Russell, Sydney Observatory, Sydney, New South Wales, Australia, 8th October 1890. Museum of Applied Arts & Sciences, Australia. Процитовано 2 січня 2021.
  13. ↑ Leavitt H. S., Pickering E. C. Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud. // Harvard College Observatory Circular. — 1912-03-01. — Т. 173. — С. 1–3.
  14. ↑ John Gribbin, The Birth of Time: How Astronomers Measured the Age of the Universe. Yale University Press, 1999, ISBN 978-0-300-08914-1, S. 89.
  15. ↑ Westerlund, 1997, p. 2.
  16. ↑ Westerlund, 1997, pp. 3—5.
  17. ↑ а б Hodge P. W. Magellanic Cloud. Encyclopedia Britannica (англ.). Архів оригіналу за 2 травня 2015. Процитовано 24 березня 2022.
  18. ↑ а б van den Bergh, 2000, pp. 143, 145—146.
  19. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 145—146.
  20. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 280.
  21. ↑ Results for object Small Magellanic Cloud (SMC). ned.ipac.caltech.edu. Архів оригіналу за 16 серпня 2022. Процитовано 16 серпня 2022.
  22. ↑ а б LMC. SIMBAD. Архів оригіналу за 24 квітня 2022. Процитовано 6 травня 2022.
  23. ↑ Harris J., Zaritsky D. Spectroscopic Survey of Red Giants in the Small Magellanic Cloud. I. Kinematics : [англ.] // The Astronomical Journal. — 2006-05. — Vol. 131, no. 5. — С. 2514–2524. — ISSN 1538-3881 0004-6256, 1538-3881. — doi:10.1086/500974.
  24. ↑ а б в Жаров В. Е. Магеллановы облака // Большая российская энциклопедия / председ. ред. кол. Ю. С. Осипов, отв. ред. С. Л. Кравец. — Москва : Науч. изд-во «БРЭ», 2011. — Т. 18. Ломоносов — Манизер. — С. 334. — ISBN 978-5-85270-351-4. Архів оригіналу.
  25. ↑ а б в van den Bergh, 2000, p. 143.
  26. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 142—143.
  27. ↑ Di Teodoro E. M., McClure-Griffiths N. M., Jameson K. E., Dénes H., Dickey J. M. On the dynamics of the Small Magellanic Cloud through high-resolution ASKAP H I observations // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2019-02-01. — Т. 483. — С. 392–406. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/sty3095.
  28. ↑ SMC. SIMBAD. Архів оригіналу за 6 травня 2022. Процитовано 6 травня 2022.
  29. ↑ Zaritsky D., Harris J., Grebel E. K., Thompson I. B. The Morphologies of the Small Magellanic Cloud // The Astrophysical Journal. — 2000-05-01. — Т. 534. — С. L53–L56. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/312649.
  30. ↑ Westerlund, 1997, pp. 32—34.
  31. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 143, 146—148.
  32. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 143, 158.
  33. ↑ Westerlund, 1997, p. 118.
  34. ↑ Mathewson, D. S.; Ford, V. L.; Visvanathan, N. (1986). The structure of the Small Magellanic Cloud. The Astrophysical Journal. 301: 664. Bibcode:1986ApJ...301..664M. doi:10.1086/163932. ISSN 0004-637X.
  35. ↑ Crowl, Hugh H. та ін. (2001). The Line-of-Sight Depth of Populous Clusters in the Small Magellanic Cloud. The Astronomical Journal. 122 (1): 220—231. arXiv:astro-ph/0104227v1. Bibcode:2001AJ....122..220C. doi:10.1086/321128. ISSN 0004-6256. S2CID 45263795.
  36. ↑ Мала Магелланова Хмара // Енциклопедія космосу / Пер. з англ. А. Колоколової, наук. ред. О. Голубов і Н. Солодовнікова. — Харків : Пегас, 2019. — С. 39. — ISBN 978-966-947-499-5.
  37. ↑ Murray, Claire E.; Hasselquist, Sten; Peek, Joshua E. G.; Christina Willecke Lindberg; Almeida, Andres; Choi, Yumi; Craig, Jessica E. M.; Denes, Helga; Dickey, John M.; Di Teodoro, Enrico M.; Federrath, Christoph; Gerrard, Isabella A.; Gibson, Steven J.; Leahy, Denis; Lee, Min-Young; Lynn, Callum; Yik Ki Ma; Marchal, Antoine; McClure-Griffiths, N. M.; Nidever, David; Nguyen, Hiep; Pingel, Nickolas M.; Tarantino, Elizabeth; Uscanga, Lucero; van Loon, Jacco Th. (2023). A Galactic Eclipse: The Small Magellanic Cloud is Forming Stars in Two, Superimposed Systems. The Astrophysical Journal. 962 (2): 120. arXiv:2312.07750. Bibcode:2024ApJ...962..120M. doi:10.3847/1538-4357/ad1591.
  38. ↑ Мала Магелланова Хмара складається з двох галактик. // Автор: Анна Неволіна. 29.12.2023
  39. ↑ а б Rathore, Himansh; Besla, Gurtina; van der Marel, Roeland P.; Kallivayalil, Nitya (2026). The American Astronomical Society, find out more. The following article isOpen access A Galactic Transformation—Understanding the SMC’s Structural and Kinematic Disequilibrium. Astrophysical Journal. 1000: 50. doi:10.3847/1538-4357/ae4507.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  40. ↑ а б Vasiliev, Eugene (2023). The Effect of the LMC on the Milky Way System. Galaxies. 11(2): 59. doi:10.3390/galaxies11020059.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  41. ↑ Head in the Clouds. Процитовано 24 серпня 2023.
  42. ↑ Westerlund, 1997, p. 46.
  43. ↑ Nayak P. K., Subramaniam A., Choudhury S., Sagar R. Star clusters in the Magellanic Clouds. II. Age-dating, classification, and spatio-temporal distribution of the SMC clusters // Astronomy and Astrophysics. — 2018-09-01. — Т. 616. — С. A187. — ISSN 0004-6361. — doi:10.1051/0004-6361/201732227.
  44. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 148—149.
  45. ↑ Westerlund, 1997, pp. 43—46.
  46. ↑ Star cluster. Encyclopedia Britannica (англ.). Архів оригіналу за 17 квітня 2022. Процитовано 29 березня 2022.
  47. ↑ Westerlund, 1997, pp. 51—55.
  48. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 143, 156.
  49. ↑ Westerlund, 1997, pp. 143—178.
  50. ↑ van den Bergh, 2000, p. 158.
  51. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 142, 155.
  52. ↑ Westerlund, 1997, p. 132.
  53. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 115—120, 149—152.
  54. ↑ Westerlund, 1997, pp. 116—131.
  55. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 150—151.
  56. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 159—160.
  57. ↑ Westerlund, 1997, pp. 179—190.
  58. ↑ van den Bergh, 2000, p. 145.
  59. ↑ Magellanic Clouds. Swinburne University of Technology. Архів оригіналу за 17 березня 2022. Процитовано 16 квітня 2022.
  60. ↑ Королев В. Между Магеллановыми Облаками нашли «звездный мост». N + 1. Архів оригіналу за 24 березня 2022. Процитовано 24 березня 2022.
  61. ↑ Ефремов Ю. Н. Магеллановы Облака. Астронет. Архів оригіналу за 29 червня 2020. Процитовано 24 березня 2022.
  62. ↑ Westerlund, 1997, p. 21.
  63. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 142—156.
  64. ↑ van den Bergh, 2000, p. 142.
  65. ↑ а б van den Bergh, 2000, pp. 291.
  66. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 277.
  67. ↑ Turner, Ben (10 квітня 2025). Astronomers are shocked to find our galaxy's nearest neighbor is being torn to shreds. Live Science.
  68. ↑ Satoya Nakano, Kengo Tachihara, Mao Tamashiro. Evidence of Galactic Interaction in the Small Magellanic Cloud Probed by Gaia-selected Massive Star Candidates // Astrophysical Journal Supplement Series,. — 2025. — Vol. 277, no. 2. — DOI:10.3847/1538-4365/adb8de.
  69. ↑ Marius Cautun, Alis J. Deason, Carlos S. Frenk, Stuart McAlpine. The aftermath of the Great Collision between our Galaxy and the Large Magellanic Cloud Free // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2018. — Vol. 483, iss. 2. — P. 2185–2196. — DOI:10.1093/mnras/sty3084.
  70. ↑ The Magellanic Clouds, our galactic neighbors. EarthSky (англ.). 8 грудня 2021. Архів оригіналу за 21 квітня 2022. Процитовано 23 квітня 2022.
  71. ↑ а б Touring the Small Magellanic Cloud. Cosmic Pursuits (англ.). 30 березня 2019. Архів оригіналу за 16 травня 2021. Процитовано 6 травня 2022.
  72. ↑ Treasures of The Small Magellanic Cloud. ozsky.org. Архів оригіналу за 10 квітня 2021. Процитовано 6 травня 2022.
  73. ↑ Leeds, Marc (25 жовтня 2016). Tralfamadore, Tralfamadorian. The Vonnegut Encyclopedia. Random House Publishing. с. 615—617. ISBN 9780804179928.
  74. ↑ Stableford, Brian (1999). Tralfamadore. The Dictionary of Science Fiction Places. Wonderland Press. с. 308. ISBN 978-0-684-84958-4.
  75. ↑ Clute, John (25 вересня 2023). Vonnegut, Kurt, Jr. The Encyclopedia of Science Fiction. Процитовано 30 жовтня 2024.
  76. ↑ Klinkowitz, Jerome (2009). Speaking Personally: Slaughterhouse-Five and the Essays. У Bloom, Harold (ред.). Kurt Vonnegut's Slaughterhouse-Five. Infobase Publishing. с. 110. ISBN 978-1-60413-585-5.
  77. ↑ Small Magellanic Cloud-Christmas 2003 - The Southern Sky-Saint Helena

Література

Посилання


◄ NGC 288 | NGC 289 | NGC 290 | NGC 291 | Мала Магелланова Хмара | NGC 293 | NGC 294 | NGC 296 | NGC 297 ►

Координати: Карта зоряного неба 00г 52м 44.8с, −72° 49′ 43″

Ця сторінка належить до добрих статей української Вікіпедії.

Джерело: стаття у Вікіпедії та історія редагувань (автори).