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Gran Nube de Magallanes

La Gran Nube de Magallanes ( LMC ) es una galaxia enana y galaxia satélite de la Vía Láctea . [7] A una distancia de alrededor de 50 kiloparsecs (163.000 años luz ), [2] [8] [9] [10] la LMC es la segunda o tercera galaxia más cercana a la Vía Láctea, después de la Enana Esferoidal de Sagitario ( a unos  16 kiloparsecs (52.000 años luz) de distancia) y la posible galaxia enana irregular llamada Canis Major Overdensity . Basándose en la isofota D 25 en la banda B (longitud de onda de la luz de 445 nm), la Gran Nube de Magallanes tiene unos 9,86 kiloparsecs (32.200 años luz ) de diámetro. [1] [4] Tiene aproximadamente una centésima parte de la masa de la Vía Láctea [11] y es la cuarta galaxia más grande del Grupo Local , después de la Galaxia de Andrómeda (M31), la Vía Láctea y la Galaxia del Triángulo (M33).

La LMC está clasificada como una espiral de Magallanes . [12] Contiene una barra estelar que está geométricamente descentrada, lo que sugiere que alguna vez fue una galaxia espiral enana barrada antes de que sus brazos espirales se interrumpieran, probablemente por interacciones de marea de la cercana Pequeña Nube de Magallanes (SMC) y la gravedad de la Vía Láctea. [13] Se predice que la LMC se fusionará con la Vía Láctea en aproximadamente 2.4 mil millones de años. [14]

Con una declinación de aproximadamente -70°, la LMC es visible como una "nube" débil desde el hemisferio sur de la Tierra y desde tan al norte como 20° N. Se extiende a lo largo de las constelaciones Dorado y Mensa y tiene una longitud aparente de aproximadamente 10° a simple vista, 20 veces el diámetro de la Luna , desde sitios oscuros lejos de la contaminación lumínica . [15]

Historia de la observación

Pequeña parte de la Gran Nube de Magallanes [16]

Tanto la Gran Nube de Magallanes como la Pequeña Nube de Magallanes han sido fácilmente visibles para los observadores nocturnos del sur desde bien entrada la prehistoria. Se ha afirmado que la primera mención escrita conocida de la Gran Nube de Magallanes fue hecha por el astrónomo persa ' Abd al-Rahman al-Sufi Shirazi (más tarde conocido en Europa como "Azophi"), a la que se refirió como Al Bakr , el Buey Blanco, en su Libro de las Estrellas Fijas alrededor del 964 d.C. [17] [18] Sin embargo, esto parece ser un malentendido de una referencia a algunas estrellas al sur de Canopus que él admite que no ha visto. [19] [20]

La primera observación registrada confirmada fue realizada entre 1503 y 1504 por Américo Vespucio en una carta sobre su tercer viaje. Mencionó "tres canopes [ sic ], dos brillantes y uno oscuro"; "brillante" se refiere a las dos Nubes de Magallanes , y "oscuro" se refiere al Saco de Carbón . [21]

Constelación de Dorado : la LMC es el círculo verde en el sur (abajo) de la imagen.

Fernando de Magallanes avistó la LMC en su viaje de 1519 y sus escritos la hicieron conocida en Occidente . La galaxia lleva ahora su nombre. [18] La galaxia y el extremo sur de Dorado se encuentran en la época actual en oposición alrededor del 5 de diciembre, por lo que son visibles desde el atardecer hasta el amanecer desde puntos ecuatoriales como Ecuador, Congo, Uganda, Kenia e Indonesia y durante parte de la noche en los meses cercanos. Por encima de unos 28° sur , como en la mayor parte de Australia y Sudáfrica, la galaxia siempre está lo suficientemente por encima del horizonte como para ser considerada propiamente circumpolar , por lo que durante la primavera y el otoño la nube también es visible durante gran parte de la noche, y el apogeo del invierno en junio casi coincide con la proximidad más cercana a la posición aparente del Sol.

Las mediciones realizadas con el telescopio espacial Hubble , anunciadas en 2006, sugieren que las Grandes y Pequeñas Nubes de Magallanes podrían estar moviéndose demasiado rápido para estar orbitando la Vía Láctea . [22]

Los astrónomos descubrieron un nuevo agujero negro dentro de la Gran Nube de Magallanes en noviembre de 2021 utilizando el Very Large Telescope del Observatorio Europeo Austral en Chile . Los astrónomos afirman que su gravedad está influenciada por una estrella cercana, que tiene aproximadamente cinco veces la masa del Sol. [23] [ se necesita una mejor fuente ]

Geometría

Imagen VISTA de la LMC obtenida por ESO

La Gran Nube de Magallanes tiene una barra central prominente y un brazo espiral . [24] La barra central parece estar deformada de modo que los extremos este y oeste están más cerca de la Vía Láctea que el medio. [25] En 2014, las mediciones del telescopio espacial Hubble permitieron determinar un período de rotación de 250 millones de años. [26]

Durante mucho tiempo se consideró que la LMC era una galaxia plana que se podía suponer que se encontraba a una única distancia del Sistema Solar. Sin embargo, en 1986, Caldwell y Coulson [27] descubrieron que las variables Cefeidas de campo en el noreste se encuentran más cerca de la Vía Láctea que las del suroeste. De 2001 a 2002, esta geometría inclinada se confirmó por los mismos medios, [28] por las estrellas de núcleo rojo que queman helio, [29] y por la punta de la rama gigante roja. [30] Los tres artículos encuentran una inclinación de ~ 35°, donde una galaxia de frente tiene una inclinación de 0°. El trabajo posterior sobre la estructura de la LMC utilizando la cinemática de las estrellas de carbono mostró que el disco de la LMC es grueso [30] y ensanchado, [31] [32] probablemente debido a interacciones con la SMC. [32] Con respecto a la distribución de cúmulos estelares en la LMC, Schommer et al. [33] midieron las velocidades de ~ 80 cúmulos y descubrieron que el sistema de cúmulos de la LMC tiene una cinemática consistente con el movimiento de los cúmulos en una distribución similar a un disco. Estos resultados fueron confirmados por Grocholski et al., [34] quienes calcularon las distancias a una muestra de cúmulos y demostraron que el sistema de cúmulos está distribuido en el mismo plano que las estrellas del campo.

Distancia

Ubicación de la Gran Nube de Magallanes con respecto a la Vía Láctea y otras galaxias satélite

La distancia a la LMC se ha calculado utilizando velas estándar ; las variables cefeidas son una de las más populares. Se ha demostrado que tienen una relación entre su luminosidad absoluta y el período durante el cual varía su brillo. Sin embargo, la variable de metalicidad también puede tener que tomarse como un componente de esto, ya que el consenso es que es probable que afecte sus relaciones período-luminosidad . Desafortunadamente, las de la Vía Láctea que se usan típicamente para calibrar la relación son más ricas en metales que las que se encuentran en la LMC. [35]

Los modernos telescopios ópticos de 8 metros han descubierto sistemas binarios eclipsantes en todo el Grupo Local . Los parámetros de estos sistemas se pueden medir sin suposiciones sobre la masa o la composición. Los ecos de luz de la supernova 1987A también son mediciones geométricas, sin ningún modelo estelar ni suposiciones. [ cita requerida ]

En 2006, la luminosidad absoluta de las cefeidas se volvió a calibrar utilizando variables cefeidas en la galaxia Messier 106 que cubren un rango de metalicidades. [8] Utilizando esta calibración mejorada, encontraron un módulo de distancia absoluta de , o 48 kpc (160.000 años luz). Esta distancia ha sido confirmada por otros autores. [9] [10]

Al correlacionar de forma cruzada diferentes métodos de medición, se puede limitar la distancia; los errores residuales son ahora menores que los parámetros de tamaño estimados de la LMC.

Los resultados de un estudio que utilizó sistemas binarios eclipsantes de tipo tardío para determinar la distancia con mayor precisión se publicaron en la revista científica Nature en marzo de 2013. Se obtuvo una distancia de 49,97 kpc (163.000 años luz) con una precisión del 2,2%. [2]

Características

Dos nubes de gas brillantes muy diferentes en la Gran Nube de Magallanes, NGC 2014 (rojo) y NGC 2020 (azul) [36]

Al igual que muchas galaxias irregulares , la LMC es rica en gas y polvo, y actualmente está experimentando una vigorosa actividad de formación estelar . [37] Contiene la Nebulosa de la Tarántula , la región de formación estelar más activa del Grupo Local.

La LMC tiene una amplia gama de objetos y fenómenos galácticos que la hacen conocida como un "tesoro astronómico, un gran laboratorio celestial para el estudio del crecimiento y evolución de las estrellas", según Robert Burnham Jr. [38] Los estudios de la galaxia han encontrado aproximadamente 60 cúmulos globulares , 400 nebulosas planetarias y 700 cúmulos abiertos , junto con cientos de miles de estrellas gigantes y supergigantes . [39] La supernova 1987A , la supernova más cercana en los últimos años, estaba en la Gran Nube de Magallanes. El remanente de supernova abundante en nitrógeno Lionel-Murphy SNR (N86) fue nombrado por astrónomos del Observatorio Mount Stromlo de la Universidad Nacional Australiana , reconociendo el interés del juez de la Corte Suprema australiana Lionel Murphy en la ciencia y su parecido percibido con su gran nariz. [40]

NGC 1783 es ​​uno de los cúmulos globulares más grandes de la Gran Nube de Magallanes [41]

Un puente de gas conecta la Pequeña Nube de Magallanes (SMC) con la LMC, lo que evidencia la interacción de marea entre las galaxias. [42] Las Nubes de Magallanes tienen una envoltura común de hidrógeno neutro, lo que indica que han estado unidas gravitacionalmente durante mucho tiempo. Este puente de gas es un sitio de formación estelar. [43]

Fuentes de rayos X

Nubes de Magallanes Pequeñas y Grandes sobre el Observatorio Paranal

No se detectaron rayos X por encima del fondo de ninguna de las nubes durante el vuelo del cohete Nike-Tomahawk del 20 de septiembre de 1966 ni en el de dos días después. [44] El segundo despegó del atolón Johnston a las 17:13 UTC y alcanzó un apogeo de 160 km (99 mi), con una estabilización de giro de 5,6 rps. [45] La LMC no se detectó en el rango de rayos X de 8 a 80 keV. [45]

Otro fue lanzado desde el mismo atolón a las 11:32 UTC el 29 de octubre de 1968, para escanear la LMC en busca de rayos X. [46] La primera fuente discreta de rayos X en Dorado estaba en RA 05 h 20 m Dec −69°, [46] [47] y era la Gran Nube de Magallanes. [48] Esta fuente de rayos X se extendió sobre unos 12° y es consistente con la Nube. Su tasa de emisión entre 1,5–10,5 keV para una distancia de 50 kpc es4 × 10 38  ergs /s. [46] Un instrumento astronómico de rayos X fue llevado a bordo de un misil Thor lanzado desde el mismo atolón el 24 de septiembre de 1970, a las 12:54 UTC y altitudes superiores a 300 km (190 mi), para buscar la Pequeña Nube de Magallanes y extender la observación de la LMC. [49] La fuente en la LMC apareció extendida y contenía la estrella ε Dor . La luminosidad de rayos X (L x ) en el rango de 1,5 a 12 keV fue6 × 10 31  ancho (6 × 10 38  erg/s ). [49]

La Gran Nube de Magallanes (LMC) aparece en las constelaciones de Mensa y Dorado . LMC X-1 (la primera fuente de rayos X en la LMC) está en RA 05 h 40 m 05 s Dec −69° 45′ 51″, y es una fuente binaria de rayos X (sistema estelar) de alta masa ( HMXB ). [50] De los primeros cinco sistemas binarios de rayos X luminosos de LMC: LMC X-1, X-2, X-3, X-4 y A 0538–66 (detectado por Ariel 5 en A 0538–66), LMC X-2 es el que es un sistema binario de rayos X de baja masa brillante ( LMXB ) en la LMC. [51]

DEM L316 en la Nube consiste en dos remanentes de supernova. [52] Los espectros de rayos X de Chandra muestran que la capa de gas caliente en la parte superior izquierda tiene una abundancia de hierro. Esto implica que la relación señal/ruido (SNR) de la parte superior izquierda es el producto de una supernova de tipo Ia ; una abundancia mucho menor en el remanente inferior contradice una supernova de tipo II . [52]

Un púlsar de rayos X de 16 ms está asociado con SNR 0538-69.1. [53] SNR 0540-697 se resolvió utilizando ROSAT . [54]

Galería

Notas

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