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Gran Nube de Magallanes

La Gran Nube de Magallanes ( LMC ) es una galaxia satélite espiral 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 Esferoidal Enana de Sagitario. ( a unos  16 kiloparsecs (52.000 años luz) de distancia) y la posible galaxia enana irregular llamada Sobredensidad del Canis Mayor . Según la isófota D 25 en la banda B (longitud de onda de luz de 445 nm), la Gran Nube de Magallanes tiene aproximadamente 9,86 kiloparsecs (32.200 años luz ) de ancho. [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 se clasifica como una espiral de Magallanes . [12] Contiene una barra estelar que está geométricamente descentrada, lo que sugiere que era una galaxia espiral enana barrada antes de que sus brazos espirales fueran interrumpidos, probablemente por interacciones de marea de la Pequeña Nube de Magallanes (SMC) y la gravedad de la Vía Láctea. [13]

Con una declinación de aproximadamente −70°, la LMC es visible como una tenue "nube" desde el hemisferio sur de la Tierra y desde lugares tan al norte como 20° N. Se extiende a ambos lados 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 lugares oscuros y alejados de la contaminación lumínica . [14]

Se prevé que la LMC se fusionará con la Vía Láctea en aproximadamente 2.400 millones de años. [15]

Historia de la observación

Pequeña parte de la Gran Nube de Magallanes [16]

Tanto la Nube Grande como la Pequeña de Magallanes han sido fácilmente visibles para los observadores nocturnos del sur desde la prehistoria. Se ha afirmado que la primera mención escrita conocida de la Gran Nube de Magallanes fue la del astrónomo persa ' Abd al-Rahman al-Sufi Shirazi (más tarde conocido en Europa como "Azophi"), a la que se refirió como Al Bakr , el Blanco. Ox, en su Libro de las estrellas fijas hacia el año 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 no haber visto. [19] [20]

La primera observación confirmada registrada fue en 1503-1504 por Amerigo Vespucci 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 al sur (abajo) de la imagen.

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

Las mediciones realizadas con el Telescopio Espacial Hubble , anunciadas en 2006, sugieren que las Nubes de Magallanes, Grande y Pequeña, pueden 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 ESO de la LMC

La Gran Nube de Magallanes tiene una barra central prominente y un brazo en 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 centro. [25] En 2014, las mediciones realizadas por el 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 distancia única 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 fue confirmada por los mismos medios, [28] mediante núcleos de estrellas rojas que queman helio, [29] y por la punta de la rama gigante roja. [30] Los tres artículos encuentran una inclinación de ~ 35°, mientras que una galaxia de frente tiene una inclinación de 0°. Trabajos posteriores sobre la estructura de la LMC utilizando la cinemática de las estrellas de carbono mostraron 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 de estrellas en el LMC, Schommer et al. [33] midieron las velocidades de ~ 80 grupos y descubrieron que el sistema de grupos de LMC tiene una cinemática consistente con los grupos que se mueven en una distribución similar a un disco. Estos resultados fueron confirmados por Grocholski et al., [34] quienes calcularon distancias a una muestra de cúmulos y demostraron que el sistema de cúmulos se distribuye en el mismo plano que las estrellas de campo.

Distancia

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

La distancia al LMC se ha calculado utilizando velas estándar ; Las variables cefeidas son una de las más populares. Se ha demostrado que estos tienen una relación entre su luminosidad absoluta y el período durante el cual varía su brillo. Sin embargo, es posible que también sea necesario tomar la variable de metalicidad como un componente de esto, ya que hay consenso en que esto probablemente afecte sus relaciones período-luminosidad . Desafortunadamente, los de la Vía Láctea que normalmente se utilizan para calibrar la relación son más ricos en metales que los que se encuentran en la LMC. [35]

Los telescopios ópticos modernos de 8 metros han descubierto binarias eclipsantes en todo el Grupo Local . Los parámetros de estos sistemas se pueden medir sin suposiciones de masa o composición. Los ecos luminosos de la supernova 1987A también son medidas geométricas, sin modelos estelares ni suposiciones. [ cita necesaria ]

En 2006, la luminosidad absoluta de las Cefeidas se recalibró utilizando variables Cefeidas en la galaxia Messier 106 que cubren una variedad de metalicidades. [8] Utilizando esta calibración mejorada, encuentran un módulo de distancia absoluto de , o 48 kpc (160.000 años luz). Esta distancia ha sido confirmada por otros autores. [9] [10]

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

Los resultados de un estudio que utilizó binarias 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 brillante muy diferentes en la Gran Nube de Magallanes, NGC 2014 (rojo) y NGC 2020 (azul) [36]

Como 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 Tarántula , la región de formación estelar más activa del Grupo Local.

El LMC tiene una amplia gama de objetos y fenómenos galácticos que lo hacen conocido como un "tesoro astronómico, un gran laboratorio celeste para el estudio del crecimiento y evolución de las estrellas", según Robert Burnham Jr. [38] Encuestas de En la galaxia se 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 rico en nitrógeno Lionel-Murphy SNR (N86) fue nombrado por astrónomos del Observatorio Mount Stromlo de la Universidad Nacional Australiana , reconociendo el interés del juez del Tribunal Superior australiano Lionel Murphy en la ciencia y su aparente parecido 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 mareas 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 de estrellas. [43]

fuentes de rayos x

Pequeñas y Grandes Nubes de Magallanes 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 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 millas), con estabilización de giro a 5,6 rps. [45] El 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 del 29 de octubre de 1968, para escanear el 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 y 10,5 keV para una distancia de 50 kpc es4 × 10 38  ergios /s. [46] Se llevó un instrumento de astronomía de rayos X 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 millas), para buscar la Pequeña Nube de Magallanes y ampliar la observación de la LMC. [49] La fuente en el LMC parecía 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  W (6 × 10 38  ergios/s ). [49]

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

DEM L316 en la Nube consta de dos restos de supernova. [52] Los espectros de rayos X del Chandra muestran que la capa de gas caliente en la parte superior izquierda tiene abundante hierro. Esto implica que la SNR superior izquierda es producto de una supernova de Tipo Ia ; una abundancia mucho menor en el remanente inferior desmiente 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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