La Pequeña Nube de Magallanes ( SMC ), o Nubecula Minor , es una galaxia enana cerca de la Vía Láctea . [5] Clasificada como una galaxia irregular enana , la SMC tiene un diámetro de aproximadamente 7.000 años luz , [3] contiene varios cientos de millones de estrellas, [5] y tiene una masa total de aproximadamente 7 mil millones de masas solares . [6] El SMC contiene una estructura de barra central, y los astrónomos especulan que alguna vez fue una galaxia espiral barrada que fue interrumpida por la Vía Láctea para volverse algo irregular .[7] A una distancia de unos 200.000 años luz , el SMC se encuentra entre los vecinos intergalácticos más cercanos de la Vía Láctea y es uno de los objetos más distantes visibles a simple vista .
Pequeña nube de Magallanes | |
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Datos de observación ( época J2000 ) | |
Constelación | Tucana e Hydrus |
Ascensión recta | 00 h 52 m 44,8 s [1] |
Declinación | −72 ° 49 ′ 43 ″ [1] |
Redshift | 0,000527 [1] |
Distancia | 203,7 ± 1,5 kly (62,44 ± 0,47 kpc ) [2] |
Magnitud aparente (V) | 2.7 [1] |
Caracteristicas | |
Tipo | SB (s) m pec [1] |
Tamaño | 7.000 ly (diámetro) [3] |
Tamaño aparente (V) | 5 ° 20 ′ × 3 ° 5 ′ [1] |
Características notables | Compañero enano de la Vía Láctea |
Otras designaciones | |
SMC, [1] NGC 292, [1] PGC 3085, [1] Nubecula Minor [1] |
El SMC es visible desde todo el hemisferio sur , pero se puede vislumbrar completamente por encima del horizonte sur desde latitudes al sur de unos 15 ° norte . La galaxia está ubicada a través de las constelaciones de Tucana y parte de Hydrus , apareciendo como una mancha nebulosa tenue que se asemeja a un trozo desprendido de la Vía Láctea . El SMC tiene un diámetro aparente promedio de aproximadamente 4,2 ° (8 veces el de la Luna) y, por lo tanto, cubre un área de aproximadamente 14 grados cuadrados (70 veces el de la Luna). Dado que el brillo de su superficie es muy bajo, este objeto de cielo profundo se ve mejor en noches despejadas sin luna y lejos de las luces de la ciudad . El SMC forma un par con la Gran Nube de Magallanes (LMC), que se encuentra 20 ° al este, y al igual que el LMC, es miembro del Grupo Local y muy probablemente es un antiguo satélite de la Gran Nube de Magallanes y un satélite actual. de la Vía Láctea.
Historial de observación
En el hemisferio sur, las nubes de Magallanes se han incluido durante mucho tiempo en la tradición de los habitantes nativos, incluidos los isleños del mar del sur y los australianos indígenas . El astrónomo persa Al Sufi etiquetó a la más grande de las dos nubes como Al Bakr, el Buey Blanco. Los marineros europeos pueden haber notado las nubes por primera vez durante la Edad Media, cuando se utilizaban para la navegación. Los marineros portugueses y holandeses los llamaron Cape Clouds, un nombre que se mantuvo durante varios siglos. Durante la circunnavegación de la Tierra por Fernando de Magallanes en 1519–22, Antonio Pigafetta las describió como cúmulos de estrellas tenues. [8] En el atlas celestial Uranometria de Johann Bayer , publicado en 1603, nombró a la nube más pequeña, Nubecula Minor. [9] En latín , Nubecula significa una pequeña nube. [10]
Entre 1834 y 1838, John Frederick William Herschel hizo observaciones de los cielos del sur con su reflector de 14 pulgadas (36 cm) del Observatorio Real . Mientras observaba la Nubecula Minor, la describió como una masa nublada de luz con una forma ovalada y un centro brillante. Dentro del área de esta nube catalogó una concentración de 37 nebulosas y cúmulos. [11]
En 1891, el Observatorio de la Universidad de Harvard abrió una estación de observación en Arequipa en Perú . Entre 1893 y 1906, bajo la dirección de Solon Bailey , el telescopio de 24 pulgadas (610 mm) en este sitio se usó para inspeccionar fotográficamente las Nubes de Magallanes Grandes y Pequeñas. [12] Henrietta Swan Leavitt , astrónoma del Observatorio de la Universidad de Harvard , usó las placas de Arequipa para estudiar las variaciones en la luminosidad relativa de las estrellas en el SMC. En 1908, se publicaron los resultados de su estudio, que mostró que un tipo de estrella variable llamada "variable de cúmulo", más tarde llamada variable cefeida después de la estrella prototipo Delta Cephei , mostró una relación definida entre el período de variabilidad y la aparente estrella. brillo. Leavitt se dio cuenta de que, dado que todas las estrellas en el SMC están aproximadamente a la misma distancia de la Tierra, este resultado implica que existe una relación similar entre el período y el brillo absoluto. [13] Esta importante relación período-luminosidad permitió estimar la distancia a cualquier otra variable cefeida en términos de la distancia al SMC. [14] Ella esperaba que se pudieran encontrar algunas variables cefeidas lo suficientemente cerca de la Tierra para que se pudiera medir su paralaje y, por lo tanto, la distancia a la Tierra. Esto sucedió pronto, lo que permitió que las variables Cefeidas se usaran como velas estándar , lo que facilitó muchos descubrimientos astronómicos. [15]
Utilizando esta relación período-luminosidad, en 1913 Ejnar Hertzsprung estimó por primera vez la distancia al SMC . Primero midió trece variables cefeidas cercanas para encontrar la magnitud absoluta de una variable con un período de un día. Al comparar esto con la periodicidad de las variables medidas por Leavitt, pudo estimar una distancia de 10,000 parsecs (30,000 años luz) entre el Sol y el SMC. [16] Esto más tarde demostró ser una gran subestimación de la distancia real, pero demostró la utilidad potencial de esta técnica. [17]
Anunciado en 2006, las mediciones con el Telescopio Espacial Hubble sugieren que las Nubes de Magallanes Grandes y Pequeñas pueden estar moviéndose demasiado rápido para estar orbitando la Vía Láctea . [18]
Características
Hay un puente de gas que conecta la Pequeña Nube de Magallanes con la Gran Nube de Magallanes (LMC), que es evidencia de la interacción de las mareas entre las galaxias. [19] Las Nubes de Magallanes tienen una envoltura común de hidrógeno neutro que indica que han estado ligadas gravitacionalmente durante mucho tiempo. Este puente de gas es un sitio de formación de estrellas. [20]
En 2017, utilizando datos de Dark Energy Survey más MagLiteS, se descubrió una sobredensidad estelar asociada con la Pequeña Nube de Magallanes, que probablemente sea el resultado de interacciones entre SMC y LMC. [21]
Fuentes de rayos X
La Pequeña Nube de Magallanes contiene una población grande y activa de binarias de rayos-X . La formación estelar reciente ha dado lugar a una gran población de estrellas masivas y binarias de rayos X de gran masa (HMXB) que son las reliquias del extremo superior de corta duración de la función de masa inicial . La población estelar joven y la mayoría de los binarios de rayos X conocidos se concentran en la barra de SMC. Los púlsares HMXB son estrellas de neutrones en rotación en sistemas binarios con tipo Be (tipo espectral 09-B2, clases de luminosidad V-III) o compañeros estelares supergigantes . La mayoría de los HMXB son del tipo Be, que representan el 70% en la Vía Láctea y el 98% en el SMC. [22] El disco ecuatorial de la estrella Be proporciona un depósito de materia que puede acumularse en la estrella de neutrones durante el paso del periastrón (la mayoría de los sistemas conocidos tienen una gran excentricidad orbital) o durante episodios de eyección de disco a gran escala. Este escenario conduce a series de estallidos de rayos X con luminosidades típicas de rayos X L x = 10 36 –10 37 erg / s, espaciadas en el período orbital, además de estallidos gigantes infrecuentes de mayor duración y luminosidad. [23]
Los estudios de seguimiento del SMC realizados con el Explorador de temporización de rayos X Rossi (RXTE) de la NASA [24] ven púlsares de rayos X en explosión a más de 10 36 erg / sy han contado 50 a finales de 2008. Las misiones ROSAT y ASCA detectaron muchas fuentes puntuales de rayos X débiles, [25] pero las típicas incertidumbres posicionales con frecuencia dificultaban la identificación positiva. Estudios recientes que utilizan XMM-Newton [26] y Chandra [27] han catalogado varios cientos de fuentes de rayos X en la dirección del SMC, de las cuales quizás la mitad se considera probable HMXB, y el resto una mezcla de estrellas en primer plano y fondo. AGN.
No se observaron rayos X sobre el fondo de las Nubes de Magallanes durante el vuelo Nike-Tomahawk del 20 de septiembre de 1966 . [28] La observación con globo desde Mildura, Australia, el 24 de octubre de 1967, del SMC estableció un límite superior de detección de rayos X. [29] Un instrumento astronómico de rayos X fue llevado a bordo de un misil Thor lanzado desde el Atolón Johnston el 24 de septiembre de 1970, a las 12:54 UTC para altitudes superiores a 300 km, para buscar la Pequeña Nube de Magallanes. [30] El SMC se detectó con una luminosidad de rayos X de 5 × 10 38 ergios / s en el rango de 1,5 a 12 keV, y 2,5 × 10 39 ergios / s en el rango de 5 a 50 keV para una fuente aparentemente extendida. [30]
El cuarto catálogo de Uhuru enumera una fuente de rayos X temprana dentro de la constelación de Tucana : 4U 0115-73 (3U 0115-73, 2A 0116-737, SMC X-1). [31] Uhuru observó el SMC el 1, 12, 13, 16 y 17 de enero de 1971, y detectó una fuente ubicada en 01149-7342, que luego se denominó SMC X-1. [32] También se recibieron algunos recuentos de rayos X el 14, 15, 18 y 19 de enero de 1971. [33] El tercer catálogo de Ariel 5 (3A) también contiene esta fuente de rayos X temprana dentro de Tucana: 3A 0116-736 (2A 0116-737, SMC X-1). [34] El SMC X-1, un HMXRB, está en J2000 ascensión recta (RA) 01 h 15 m 14 s declinación (Dec) 73 ° 42 ′ 22 ″.
Dos fuentes adicionales detectadas y enumeradas en 3A incluyen SMC X-2 en 3A 0042-738 y SMC X-3 en 3A 0049-726. [34]
Mini Nube de Magallanes (MMC)
Los astrofísicos DS Mathewson, VL Ford y N. Visvanathan han propuesto que el SMC puede, de hecho, estar dividido en dos, con una sección más pequeña de esta galaxia detrás de la parte principal del SMC (visto desde la perspectiva de la Tierra), y separado alrededor de 30.000 años antes. Sugieren que la razón de esto se debe a una interacción pasada con el LMC que dividió el SMC, y que las dos secciones aún se están separando. Han apodado a este remanente más pequeño como la Mini Nube de Magallanes. [35] [36]
Ver también
- Pequeña Nube de Magallanes en la ficción
- Gran Nube de Magallanes
- Nubes de Magallanes
- Objetos dentro de la Pequeña Nube de Magallanes:
- NGC 265
- NGC 290
- NGC 346
- NGC 602
Referencias
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enlaces externos
- Entrada de la base de datos extragaláctica de la NASA en el SMC
- Entrada SEDS en el SMC
- SMC en ESA / Hubble
- Imagen astronómica del día 7 de enero de 2010 La cola de la pequeña nube de Magallanes : probablemente arrancada de la galaxia por las mareas gravitacionales, la cola contiene principalmente gas, polvo y estrellas recién formadas.
- Una sobredensidad estelar asociada con la Pequeña Nube de Magallanes
Coordenadas : 00 h 52 m 44,8 s , −72 ° 49 ′ 43 ″