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) , 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 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. Для мореплавців Магелланові Хмари становили інтерес через те, що розташовані поблизу Південного полюса світу, поруч з яким немає яскравих зір. Моряки Португалії та Нідерландів називали їх Капськими Хмарами, і ця назва зберігалася кілька століть.

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

У зоряному атласі «Уранометрія» Йоганна Баєра, опублікованому 1603 року, меншу хмару названо «Мала Хмаринка» ()Johann Bayer: Uranometria. (). У 1847 році Джон Гершель опублікував каталог із 244 окремих об'єктів у Малій Магеллановій Хмарі з координатами та короткими описами. У 1867 році вперше висловив припущення, що Магелланові Хмари є окремими від Чумацького Шляху галактиками. Перші фотографії Малої Магелланової Хмари отримав у 1890 року.

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. 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 оцінкиJohn 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.. 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. 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. За велику роль у розробленні нових методів галактичної астрономії Магелланові Хмари іноді називають «майстернею астрономічних методів».

Властивості

Основні характеристики

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

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, однак неозброєним оком на небі помітна лише менша частина галактики. Маса в межах 3 кілопарсеків від центра становить (3—5) . У галактиці налічується близько 1,5 мільярда зір. Абсолютна зоряна величина у смузі V становить −17,07m.

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°.

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.

Структура й зоряне населення Мала Магелланова Хмара є карликовою неправильною галактикою. У ній спостерігають структуру, яку називають «баром», однак у строгому значенні це не бар, а лише зовні подібне до нього утворення. 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. Розподіл яскравості в диску Малої Магелланової Хмари є експоненціальним, а характерний радіус диска становить 1,3 кілопарсека.

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

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 (). 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 кілопарсеківМала Магелланова Хмара складається з двох галактик. // Автор: Анна Неволіна. 29.12.2023, або як просто її велику витягнутість уздовж променя зору на приблизно 10 кпк.

Зоряні скупчення

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

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. Такі об'єкти називають молодими населеними скупченнями (); у Чумацькому Шляху подібних об'єктів не виявлено. Розсіяні скупчення в Малій Магеллановій Хмарі загалом подібні до розсіяних скупчень нашої Галактики.

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.

Міжзоряне середовище

Міжзоряне середовище Малої Магелланової Хмари складається з газу різної температури та пилу. Маса нейтрального атомарного водню в галактиці дорівнює 5 , а молекулярного — 7,5 , тож газ становить значну частку всієї маси галактики. Маса пилу в галактиці — 5 . 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).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.

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.

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

Змінні зорі

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.

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.

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

Рентгенівські джерела