Большое Магелланово Облако


Большое Магелланово Облако
Галактика
Изображение Большого Магелланова Облака в инфракрасном диапазоне, полученное с помощью телескопа Vista  (англ.) (рус.
Изображение Большого Магелланова Облака в инфракрасном диапазоне, полученное с помощью телескопа Vista  (англ.)
История исследования
Обозначения ESO-LV 56-1150, PGC 17223, ESO 56-115, IRAS 05240-6948, LEDA 17223, 3FHL J0530.0-6900e, Anon 0524-69, 2FGL J0526.6-6825e, 2EG J0532-6914, 3EG J0533-6916, 3FGL J0526.6-6825e и 2FHL J0526.6-6825e
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Созвездие Золотая Рыба
Прямое восхождение 5ч 23м 34,60с
Склонение −69° 45′ 22″
Видимые размеры 5,4°×4,6°
Видимая зв. величина +0,4m
Характеристики
Тип Магелланова спиральная галактика
Входит в Местная группа
Лучевая скорость 284 км/с[1]
z 0,00093
Расстояние 50 килопарсек
Абсолютная звёздная величина (V) −18,5m
Масса 0,6—2⋅1010 M
Радиус 2,1 килопарсека
Свойства Крупнейшая и самая массивная галактика-спутник Млечного Пути
Информация в базах данных
SIMBAD NAME LMC
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе

Большое Магелланово Облако (БМО, LMC) — крупнейшая и самая массивная галактика-спутник Млечного Пути, которая расположена на расстоянии в 50 килопарсек от него. Диаметр галактики составляет 4,2 килопарсека, а масса — 0,6—2⋅1010 M, она содержит около 5 миллиардов звёзд. Абсолютная звёздная величина галактики в полосе V составляет −18,5m, а видимая — 0,4m, угловые размеры составляют 5,4° на 4,6°.

Большое Магелланово Облако часто относят к неправильным галактикам, хотя в нём присутствует некоторая упорядоченность структуры, поэтому правильнее его классифицировать как Магелланову спиральную галактику. Наиболее заметная часть Большого Магелланова Облака — бар, также присутствуют диск и гало, а спиральная структура хоть и наблюдается, но выражена слабо.

В Большом Магеллановом Облаке известно около 3000 звёздных скоплений, а всего должно быть около 4600 таких объектов. Система звёздных скоплений в Большом Магеллановом Облаке отличается от таковой в Млечном Пути: в Большом Магеллановом Облаке есть объекты, похожие на шаровые скопления нашей Галактики, но гораздо более молодые. Рассеянные же скопления в целом похожи на те, что встречаются в Млечном Пути.

Масса нейтрального атомарного водорода в галактике составляет 7⋅108 M, а молекулярного — 108 M. Газ в Большом Магеллановом Облаке менее сосредоточен в центре, чем звёзды, и наблюдается на более далёких расстояниях от центра. В галактике присутствует самая яркая область H II во всей Местной группе: 30 Золотой Рыбы, также известная как туманность Тарантул. В 1987 году в галактике вспыхнула единственная в ней за историю наблюдений сверхновая SN 1987A — она является ближайшей к нам со времён вспышки сверхновой 1604 года.

Большое Магелланово Облако заметно взаимодействует с нашей Галактикой, спутником которой является, а также с Малым Магеллановым Облаком — совокупность Магеллановых Облаков и окружающих их структур, таких, как Магелланов Поток, называется Магеллановой cистемой. Взаимодействие между этими галактиками, а также приливное воздействие Млечного Пути заметно повлияли на структуру галактики и историю звездообразования в ней.

Большое и Малое Магеллановы Облака в Южном полушарии известны с древности, в Северном — как минимум, с X века. Своё современное название Магеллановы облака получили в честь Фернана Магеллана, совершившего первое кругосветное плавание в 1519—1522 годах: один из членов команды Магеллана, Антонио Пигафетта, дал описание этим объектам. Большое Магелланово Облако видимо невооружённым глазом, но его можно наблюдать только южнее 20° северной широты.

Свойства

Основные характеристики

Изображение Большого Магелланова Облака, построенное по данным Gaia

Большое Магелланово Облако — Магелланова спиральная галактика[2], которая находится на расстоянии в 50 килопарсек от центра Млечного Пути[комм. 1] и является одним из его спутников[4][5]. Наблюдается в созвездии Золотой Рыбы[6][7]. Большое Магелланово Облако — одна из самых близких галактик к нашей и является самой близкой из легко обнаружимых: хотя, например, карликовая галактика в Стрельце находится в 24 килопарсеках от нашей Галактики, она практически не выделяется на фоне звёзд Млечного Пути[8].

Большое Магелланово Облако имеет диаметр около 14 тысяч световых лет (4,2 килопарсека)[7], а его масса составляет 0,6—2⋅1010 M. Эта галактика содержит около 5 миллиардов звёзд, что приблизительно в 20 раз меньше, чем в нашей Галактике[6]. Абсолютная звёздная величина галактики в полосе V составляет −18,5m. Таким образом, Большое Магелланово Облако — четвёртая по светимости и размеру галактика Местной группы после галактики Андромеды, Млечного Пути и галактики Треугольника[9][10], а также это крупнейший и самый массивный спутник Млечного Пути[11][12].

Видимая звёздная величина галактики в полосе V составляет 0,4m, показатель цвета B−V ― 0,52m. Величина межзвёздного поглощения в полосе V для галактики составляет 0,4m, а межзвёздное покраснение в цвете B−V — 0,13m. Плоскость диска галактики наклонена к картинной плоскости на 27―45°, позиционный угол большой полуоси видимого диска галактики составляет 170°[13]. Восточная часть диска Большого Магелланова Облака — ближайшая к Галактике[14].

Кривая вращения Большого Магелланова Облака достигает максимального значения 71 км/с на расстоянии около 4 килопарсек от центра[15]. Внутренние области совершают один оборот за 250 миллионов лет[16]. Центр вращения галактики не совпадает с её оптическим центром[17].

Структура и звёздное население

Большое Магелланово Облако часто относят к неправильным галактикам, хотя в нём присутствует некоторая упорядоченность структуры, поэтому правильнее его классифицировать как Магелланову спиральную галактику[2].

Наиболее заметная часть Большого Магелланова Облака — бар, положение которого не совпадает с центром диска галактики. Бар содержит относительно молодое звёздное население. Плоская составляющая галактики представлена двумя компонентами: «центральной системой», также содержащей молодое звёздное население, и более протяжённым диском с более старым звёздным населением. Также в Большом Магеллановом Облаке присутствует гало с очень старым звёздным населением: возможно, гало имеет форму, близкую к форме диска, с характерной высотой около 3 килопарсек[8][18][19]. Кроме старых звёзд, в гало 2 % массы составляют относительно молодые и богатые металлами звёзды[20].

В Большом Магеллановом Облаке наблюдаются фрагменты спиральной структуры, однако она довольно неупорядочена и слабо выделяется на фоне окружающих частей галактики[8][18]. Распределение яркости в диске Большого Магелланова Облака экспоненциальное, а характерный радиус диска составляет 1,5 килопарсека[13].

Средняя металличность Большого Магелланова Облака составляет −0,30[комм. 2]. Нынешний темп звездообразования в галактике — 0,26 M в год. В Большом Магеллановом Облаке объекты населения II составляют около 1 % полной массы — 1,6⋅108 M, а абсолютная звёздная величина их совокупности равна −15,2m. При этом характерный радиус для распределения объектов населения II больше, чем для всего вещества ― 2,6 килопарсека. Это свидетельствует о том, что зона в галактике, где происходит звездообразование, уменьшалась со временем[22].

Звёздные скопления

Диаграмма цвет — звёздная величина для скоплений Большого Магелланова Облака. Можно заметить чёткое разделение по цветам между самыми яркими скоплениями.

По теоретическим оценкам, в Большом Магеллановом Облаке всего должно быть около 4600 звёздных скоплений[23], из них известно около 3000[24].

Система звёздных скоплений в Большом Магеллановом Облаке отличается от таковой в Млечном Пути. Шаровые скопления, содержащие много звёзд, в нашей Галактике — старые объекты с возрастами более 12 миллиардов лет, в то время как в Большом Магеллановом Облаке есть две группы богатых звёздами скоплений. Одни скопления сходны с шаровыми звёздными скоплениями нашей Галактики: они имеют красные цвета, низкие металличности, в некоторых из них наблюдаются переменные типа RR Лиры — таких объектов в галактике насчитывается 13[25]. Другие скопления имеют более голубой цвет и возрасты менее 1 миллиарда лет: в этом они похожи на рассеянные скопления, но содержат гораздо больше звёзд, имеют большие размеры и формы, близкие к сферическим. Такие объекты называют молодыми населёнными скоплениями (англ. young populous clusters), подобные объекты в Млечном Пути неизвестны[26]. Рассеянные скопления в Большом Магеллановом Облаке в целом похожи на таковые в нашей Галактике[27].

В Большом Магеллановом Облаке есть шаровые скопления с возрастом более 11,5 миллиардов лет, а также большое количество скоплений моложе 3 миллиардов лет, и практически полностью отсутствуют скопления промежуточного возраста. Старые и молодые скопления разделены и по металличности: у старых эта величина не превышает −1,5, а у молодых она выше −1,0[28].

Самые молодые звёздные скопления с возрастами менее 4 миллионов лет, распределены в диске Большого Магелланова Облака. Более старые скопления, возрастом до 200 миллионов лет, также распределены в диске и показывают некоторую концентрацию к бару. Скопления с возрастами от 200 миллионов лет до 1 миллиарда также чаще встречаются вблизи бара, а ещё более старые скопления распределены в более широкой области, чем все остальные, и не более сконцентрированы у бара, чем в остальных областях.

В среднем, звёздные скопления в Большом Магеллановом Облаке старше, чем в Млечном Пути. Это связано с тем, что в условиях в этой галактике скопления реже взаимодействуют с молекулярными облаками, и, следовательно, разрушаются за более длительный срок. В Большом Магеллановом Облаке средний возраст скоплений составляет 1,1 миллиарда лет, в то время как в Млечном Пути — только 0,2 миллиарда лет[29].

Межзвёздная среда

Зависимость величины межзвёздного поглощения от обратной длины волны для Млечного Пути (MW), Большого (LMC) и Малого (SMC) Магеллановых Облаков

Межзвёздная среда Большого Магелланова Облака состоит из газа с различной температурой и пыли[30]. Масса нейтрального атомарного водорода в галактике составляет 7⋅108 M, а молекулярного — 108 M[31]. Содержание пыли относительно газа в Большом Магеллановом Облаке ниже, чем в нашей Галактике, на порядок[17].

Газ в Большом Магеллановом Облаке менее сосредоточен в центре, чем звёзды, и наблюдается на более далёких расстояниях от центра. Бо́льшая доля нейтрального водорода располагается во вращающемся диске галактики диаметром 7,3 килопарсека, а часть — перед ним. Также у галактики есть корона, состоящая из горячего газа, подобная той, что наблюдается у Млечного Пути[32].

За диском Большого Магелланова Облака наблюдается некоторое количество квазаров, которые возможно использовать для изучения межзвёздного поглощения в его диске. Известно, что межзвёздное поглощение в Большом Магеллановом Облаке усиливается в коротких волнах более резко, чем в Млечном Пути. Возможно, это вызвано отличиями в химическом составе[32].

В Большом Магеллановом Облаке известно как минимум 265 планетарных туманностей[33], их общее количество оценивается как приблизительно 1000[34].

30 Золотой Рыбы

30 Золотой Рыбы, также известная как туманность Тарантул — самая яркая область H II в Большом Магеллановом Облаке и во всей Местной группе. Её диаметр составляет около 200 парсек, во всей галактике звездообразование в 30 Золотой Рыбы идёт наиболее активно. Вблизи центра 30 Золотой Рыбы располагается молодое и очень массивное звёздное скопление R136, в котором больше звёзд класса O, чем во всей оставшейся галактике, а концентрация звёзд в нём в 200 раз превышает таковую в типичных OB-ассоциациях[35][36]. В этом скоплении есть звёзды очень больших масс, в том числе самая массивная из всех известных — R136a1, масса которой составляет 265 M[7][37].

Переменные звёзды

Большинство типов переменных звёзд, известных в Млечном Пути, встречаются и в Большом Магеллановом Облаке. Среди ярчайших звёзд галактики переменность проявляют практически все[38].

Например, в Большом Магеллановом Облаке известно не менее 1470 цефеид, причём в среднем они более короткопериодичны, чем цефеиды Млечного Пути. По всей видимости, это связано с более низкой металличностью Большого Магелланова Облака, благодаря которой цефеидами могут становиться звёзды меньших масс, чем в нашей Галактике. Переменных типа RR Лиры, по оценкам, в Большом Магеллановом Облаке не менее 10 тысяч, причём их светимости, возможно, систематически отличаются от светимостей таких звёзд в Млечном Пути[39].

Новые и сверхновые

Остаток сверхновой SN 1987A, фотография телескопа Хаббл

Частота вспышек новых звёзд в Большом Магеллановом Облаке — не менее 0,7 в год, а сверхновые вспыхивают в среднем раз в 100 лет. За историю наблюдений была зарегистрирована лишь одна сверхновая — SN 1987A в 1987 году — она является ближайшей к нам со времён вспышки сверхновой 1604 года. За последние 800 лет в галактике вспыхнули как минимум две сверхновые: кроме SN 1987A известен остаток сверхновой SNR 0540-693. Другие известные остатки сверхновых вспыхнули более давно[6][40].

Рентгеновские и гамма- источники

В мягком рентгеновском диапазоне в Большом Магеллановом Облаке излучает горячий газ. Кроме того, известно не менее 105 отдельных источников, из которых 28 определены как остатки сверхновых, 6 ― как рентгеновские двойные, а 20 связаны с OB-ассоциациями[41].

В 1979 году в галактике наблюдался яркий гамма-всплеск, связанный с остатком сверхновой SNR N49, после которого наблюдался 8-секундный спад. В течение следующих четырёх лет неоднократно наблюдались более слабые и короткие всплески, связанные с тем же источником[41].

В целом, плотность космического излучения в Большом Магеллановом Облаке сравнима с таковой в нашей Галактике[41].

Взаимодействие с другими галактиками

Положение Большого Магелланова Облака (Large Magellanic Cloud) среди Млечного Пути и его спутников

Большое Магелланово Облако является спутником Млечного Пути[6]. На данный момент эта галактика движется относительно центра нашей Галактики со скоростью 293 км/с: радиальная компонента скорости составляет 84 км/с, тангенциальная — 281 км/с. Большое Магелланово Облако движется по орбите с перицентрическим расстоянием в 45 килопарсек и апоцентрическим в 2,5 раза больше, с периодом около 1,5 миллиардов лет[42].

Кроме того, Большое Магелланово Облако гравитационно связано и заметно взаимодействует с Малым Магеллановым Облаком. Расстояние между галактиками составляет 21 килопарсек[43], они обращаются друг относительно друга с периодом в 900 миллионов лет[44]. Галактики имеют общую оболочку из нейтрального водорода, а между ними наблюдается «мост» из звёзд и газа — Магелланов Мост[45]. От Магеллановых Облаков к нашей Галактике тянется Магелланов Поток — вытянутая структура из нейтрального водорода[6][17]. Совокупность этих галактик и их общих структур называется Магеллановой системой[46].

Эволюция

Большое Магелланово Облако в инфракрасном диапазоне, изображение получено с помощью телескопа Спитцер

По распределению звёздных скоплений по возрастам можно отследить историю звездообразования в галактике. Скопления промежуточного возраста, от 3 до 11,5 миллиардов лет, в галактике практически отсутствуют (см. выше[⇨]), известен только один такой объект: ESO 121-SC03. Его возраст составляет 8—9 миллиардов лет. Одна из гипотез предполагает, что это скопление сформировалось в Малом Магеллановом Облаке, где темп звездообразования был более равномерным по времени. За последние 4 миллиарда лет темп звездообразования в галактике значительно увеличился. Хотя история формирования звёздных скоплений не вполне отражает историю формирования всех звёзд в скоплении, другие методы, например, измерение количества углеродных звёзд относительно звёзд класса M, подтверждают эти выводы[47].

На современные параметры Большого Магелланова Облака значительно повлияла история его взаимодействия с нашей Галактикой и с Малым Магеллановым Облаком. Изначально Большое Магелланово Облако представляло собой тонкий диск без бара, но за последние 9 миллиардов лет из-за приливных взаимодействий с этими двумя галактиками в Большом Магеллановом Облаке возник бар и гало, а толщина диска увеличилась. Кроме того, из-за взаимодействия с нашей Галактикой образовался Магелланов поток — в него вошло около 15 % звёзд и 20 % газа, изначально находившихся в Большом Магеллановом Облаке[20].

Вспышка звездообразования, которая привела к формированию массивных звёздных скоплений в последние 3 миллиарда лет, вызвана взаимодействием с Малым Магеллановым Облаком. Другое, менее вероятное объяснение возобновившегося звездообразования состоит в том, что Большое Магелланово Облако изначально было спутником Галактики Андромеды, после чего было захвачено нашей Галактикой и 3 миллиарда лет назад впервые тесно сблизился с ней. Кроме того, каждый раз, когда Большое Магелланово Облако проходило перицентр в своём движении вокруг Млечного Пути, темп звездообразования в нём временно повышался[20]. Согласно расчётам, в будущем — наиболее вероятный промежуток времени составляет 2,4 миллиарда лет — произойдёт столкновение и слияние Большого Магелланова Облака с нашей Галактикой. Это случится до столкновения Млечного Пути и галактики Андромеды и приведёт к тому, что некоторые параметры Млечного Пути станут более типичными для галактик со сравнимой массой — например, средняя металличность гало возрастёт, как и масса сверхмассивной чёрной дыры в центре Галактики[48].

История изучения

Жителям Южного полушария Большое и Малое Магеллановы Облака были известны с древности. Они находили отражение в культурах разных народов: например, некоторые южноамериканские племена представляли их как перья птиц нанду, а австралийские аборигены — как двух великанов, которые иногда спускаются с небес и душат спящих людей[49][50].

В Северном полушарии как минимум к X веку н. э. о Магеллановых Облаках было известно Ас-Суфи. Для мореплавателей Магеллановы облака представляли интерес тем, что находятся около Южного полюса мира, вблизи которого нет ярких звёзд[49][51].

Своё современное название Магеллановы облака получили в честь Фернана Магеллана, совершившего первое кругосветное плавание в 1519—1522 годах. Один из членов команды Магеллана, Антонио Пигафетта, дал описание этим объектам. Кроме того, Пигафетта верно предполагал, что Магеллановы облака состоят из отдельных звёзд[49].

В 1847 году Джон Гершель опубликовал каталог 919 отдельных объектов в Большом Магеллановом Облаке с координатами и короткими описаниями. В 1867 году Кливленд Эббе впервые сделал предположение, что Магеллановы Облака — отдельные от Млечного Пути галактики[52][53].

С 1904 года сотрудники Гарвардской обсерватории начали открывать цефеиды в Магеллановых Облаках. В 1912 году Генриетта Ливитт, которая также работала в Гарвардской обсерватории, обнаружила для Магеллановых Облаков зависимость между периодом и светимостью для цефеид[54]. Это соотношение в дальнейшем стало играть важную роль в измерении расстояний между галактиками. С 1914 года астрономы Ликской обсерватории начали систематически измерять лучевые скорости эмиссионных туманностей в Магеллановых Облаках. Выяснилось, что все эти объекты имеют большие положительные лучевые скорости — это стало свидетельством в пользу того, что Магеллановы Облака отделены от Млечного Пути. Эти три открытия, а также обнаружение с помощью радиотелескопов нейтрального водорода в Магеллановых Облаках и вокруг них Харлоу Шепли в 1956 году назвал важнейшими достижениями, связанными с Магеллановыми Облаками. Кроме того, Шепли отметил ещё несколько открытий: например, обнаружение различных звёздных населений в Магеллановых Облаках[51][55].

Позднее в XX веке также было сделано большое количество открытий: например, был обнаружен Магелланов Поток, открыты рентгеновские источники в Магеллановых Облаках, с помощью космического телескопа IRAS была изучена пылевая составляющая Облаков. Кроме того, в 1987 году в Большом Магеллановом Облаке вспыхнула сверхновая SN 1987A, что также предоставило некоторую информацию об этой галактике[56]. В XXI веке большое количество информации о Большом Магеллановом Облаке предоставили космические телескопы, такие, как Gaia, Спитцер и Хаббл[57][58][59].

Наблюдения

Расположение Большого Магелланова Облака (обведено зелёным контуром в нижней части изображения) на карте звёздного неба
Отдельные объекты Большого Магелланова Облака

В средних широтах Северного полушария Большое Магелланово Облако не видно, хотя бы его часть можно наблюдать южнее 20° северной широты. Галактика по большей части находится в созвездии Золотой Рыбы, но малая её часть располагается в созвездии Столовой Горы[10].

Видимая звёздная величина Большого Магелланова Облака составляет +0,4m, а угловые размеры ― 5,4° на 4,6°[60]. Большое Магелланово Облако можно наблюдать невооружённым глазом даже при некотором световом загрязнении, выглядит оно как туманное пятно овальной формы. Самая яркая часть Большого Магелланова Облака ― бар, его длина составляет 5°, что в 10 раз больше диаметра полной Луны, а ширина — 1°. При использовании бинокля или небольшого телескопа становятся заметны более тусклые периферийные области галактики[10][61].

В Большом Магеллановом Облаке находится как минимум 114 объектов Нового общего каталога. Среди них — туманность Тарантул, которая выделяется на фоне других деталей галактики: некоторые детали её структуры различимы при наблюдении даже в телескоп с апертурой 100 мм. В телескоп с диаметром объектива 150 мм можно видеть множество отдельных туманностей и звёздных скоплений галактики. При использовании телескопа с апертурой 200 мм хорошо видны такие объекты, как NGC 1714 — эмиссионная туманность небольших размеров, вблизи которой располагается более тусклая туманность NGC 1715. В рассеянном скоплении NGC 1755 разрешимы самые яркие звёзды на фоне туманного свечения, создаваемого более тусклыми звёздами. Можно увидеть эмиссионную туманность NGC 1763, в пределах 9 минут дуги от которой располагаются ещё три более тусклых туманности — NGC 1760, NGC 1769 и NGC 1773, а также ещё одну подобную группу, даже более тесную, которая состоит из туманностей NGC 1962, NGC 1965, NGC 1966 и NGC 1970. Кроме того, видны шаровые скопления NGC 1835 и NGC 2019 и сверхскопление NGC 1850, в котором можно разрешить около 50 отдельных звёзд. Наконец, можно заметить рассеянные скопления NGC 2100, где возможно различить некоторые детали структуры и отдельные звёзды, и NGC 2214[10].

Примечания

Комментарии

  1. Расстояние от этой галактики до Солнца также составляет 50 килопарсек[3].
  2. Металличность соответствует доле элементов тяжелее гелия, равной солнечной[21].

Источники

  1. Tully R. B., Courtois H. M., Sorce J. G. Cosmicflows-3 (англ.) // Astron. J. / J. G. III, E. VishniacIOP Publishing, American Astronomical Society, University of Chicago Press, AIP, 2016. — Vol. 152, Iss. 2. — P. 50. — ISSN 0004-6256; 1538-3881doi:10.3847/0004-6256/152/2/50arXiv:1605.01765
  2. 1 2 Wilcots E. M. Magellanic type galaxies throughout the Universe. — 2009-03-01. — Т. 256. — С. 461–472. — doi:10.1017/S1743921308028871.
  3. van den Bergh, 2000, pp. 145—146.
  4. Pietrzyński G., Graczyk D., Gallenne A., Gieren W., Thompson I. B. A distance to the Large Magellanic Cloud that is precise to one per cent // Nature. — 2019-03-01. — Т. 567. — С. 200–203. — ISSN 0028-0836. — doi:10.1038/s41586-019-0999-4.
  5. van den Bergh, 2000, p. 93, 145—146.
  6. 1 2 3 4 5 Жаров В. Е. Магеллановы облака. Большая российская энциклопедия. Дата обращения: 24 марта 2022.
  7. 1 2 3 Hodge P. W. Magellanic Cloud (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 24 марта 2022.
  8. 1 2 3 van der Marel R. P. The Large Magellanic Cloud: structure and kinematics. — 2006-01-01. — Т. 17. — С. 47–71.
  9. van den Bergh, 2000, pp. 93, 280.
  10. 1 2 3 4 Take a closer look at the Large Magellanic Cloud (англ.). Astronomy.com. Дата обращения: 23 апреля 2022.
  11. Rotation of the Large Magellanic Cloud. Астронет. Дата обращения: 26 марта 2022.
  12. Mucciarelli A., Massari D., Minelli A., Romano D., Bellazzini M. A relic from a past merger event in the Large Magellanic Cloud (англ.) // Nature Astronomy. — 2021-12. — Vol. 5, iss. 12. — P. 1247–1254. — ISSN 2397-3366. — doi:10.1038/s41550-021-01493-y.
  13. 1 2 van den Bergh, 2000, p. 93.
  14. Westerlund, 1997, p. 29.
  15. Indu G., Subramaniam A. H i kinematics of the Large Magellanic Cloud revisited: Evidence of possible infall and outflow (англ.) // Astronomy & Astrophysics. — 2015-01-01. — Vol. 573. — P. A136. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746. — doi:10.1051/0004-6361/201321133.
  16. The Rotation Rate of the Large Magellanic Cloud (англ.). HubbleSite.org. Дата обращения: 14 апреля 2022.
  17. 1 2 3 Ефремов Ю. Н. Магеллановы Облака. Астронет. Дата обращения: 24 марта 2022.
  18. 1 2 Westerlund, 1997, pp. 30—32.
  19. Mazzi A., Girardi L., Zaggia S., Pastorelli G., Rubele S. The VMC survey - XLIII. The spatially resolved star formation history across the Large Magellanic Cloud // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2021-11-01. — Т. 508. — С. 245–266. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/stab2399.
  20. 1 2 3 Bekki K., Chiba M. Formation and evolution of the Magellanic Clouds - I. Origin of structural, kinematic and chemical properties of the Large Magellanic Cloud (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2005-01. — Vol. 356, iss. 2. — P. 680–702. — doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08510.x.
  21. Darling D. Metallicity. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 29 марта 2022.
  22. van den Bergh, 2000, p. 93, 120, 135.
  23. Westerlund, 1997, pp. 47—48.
  24. Nayak P. K., Subramaniam A., Choudhury S., Indu G., Sagar R. Star clusters in the Magellanic Clouds - I. Parametrization and classification of 1072 clusters in the LMC // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2016-12-01. — Т. 463. — С. 1446–1461. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/stw2043.
  25. van den Bergh, 2000, p. 142.
  26. Westerlund, 1997, pp. 43—46.
  27. Star cluster (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 29 марта 2022.
  28. van den Bergh, 2000, pp. 102—103, 124—125.
  29. Westerlund, 1997, pp. 51—55.
  30. Westerlund, 1997, pp. 143—178.
  31. van den Bergh, 2000, p. 134.
  32. 1 2 van den Bergh, 2000, pp. 134—136.
  33. van den Bergh, 2000, pp. 133—134.
  34. Westerlund, 1997, p. 132.
  35. Westerlund, 1997, pp. 202—220.
  36. van den Bergh, 2000, pp. 112—115.
  37. Crowther P. A., Schnurr O., Hirschi R., Yusof N., Parker R. J. The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150Msolar stellar mass limit // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2010-10-01. — Т. 408. — С. 731–751. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x.
  38. van den Bergh, 2000, p. 115.
  39. van den Bergh, 2000, pp. 115—120.
  40. van den Bergh, 2000, pp. 120—122, 129—133.
  41. 1 2 3 van den Bergh, 2000, pp. 136—137.
  42. van der Marel R. P., Alves D. R., Hardy E., Suntzeff N. B. New Understanding of Large Magellanic Cloud Structure, Dynamics, and Orbit from Carbon Star Kinematics (англ.) // The Astronomical Journal. — 2002-11. — Vol. 124, iss. 5. — P. 2639–2663. — ISSN 1538-3881 0004-6256, 1538-3881. — doi:10.1086/343775.
  43. van den Bergh, 2000, p. 145.
  44. Magellanic Clouds. Swinburne University of Technology. Дата обращения: 16 апреля 2022.
  45. Королев В. Между Магеллановыми Облаками нашли «звездный мост». N + 1. Дата обращения: 24 марта 2022.
  46. Westerlund, 1997, p. 21.
  47. van den Bergh, 2000, pp. 124—126.
  48. Cautun M., Deason A. J., Frenk C. S., McAlpine S. The aftermath of the Great Collision between our Galaxy and the Large Magellanic Cloud (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2019-02-21. — Vol. 483, iss. 2. — P. 2185–2196. — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966. — doi:10.1093/mnras/sty3084.
  49. 1 2 3 Westerlund, 1997, p. 1.
  50. Olsen K. Meet the Magellanic Clouds: Our galaxy’s brightest satellites (англ.). Astronomy.com (20 ноября 2020). Дата обращения: 18 апреля 2022.
  51. 1 2 van den Bergh, 2000, p. 92.
  52. Westerlund, 1997, pp. 1—2.
  53. Abbe C. On the Distribution of the Nebulae in Space (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1867-04-12. — Vol. 27, iss. 7. — P. 257–264. — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966. — doi:10.1093/mnras/27.7.257a.
  54. 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.
  55. Westerlund, 1997, p. 2.
  56. Westerlund, 1997, pp. 3—5.
  57. Vasiliev E. Internal dynamics of the Large Magellanic Cloud from Gaia DR2 // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2018-11-01. — Т. 481. — С. L100–L104. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnrasl/sly168.
  58. Meixner M., Gordon K. D., Indebetouw R., Hora J. L., Whitney B. Spitzer Survey of the Large Magellanic Cloud: Surveying the Agents of a Galaxy's Evolution (SAGE). I. Overview and Initial Results // The Astronomical Journal. — 2006-12-01. — Т. 132. — С. 2268–2288. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1086/508185.
  59. Hubble Explores the Formation and Evolution of Star Clusters in the Large Magellanic Cloud (англ.). ESA. Дата обращения: 23 апреля 2022.
  60. LMC. SIMBAD.
  61. The Magellanic Clouds, our galactic neighbors (англ.). EarthSky (8 декабря 2021). Дата обращения: 23 апреля 2022.

Литература