La Pequeña Nube de Magallanes ( SMC ), o Nubecula Menor , es una galaxia enana cercana a la Vía Láctea . [5] Clasificada como una galaxia enana irregular , la SMC tiene un diámetro isoftal D 25 de aproximadamente 5,78 kiloparsecs (18.900 años luz), [1] [3] y contiene varios cientos de millones de estrellas. [5] Tiene una masa total de aproximadamente 7 mil millones de masas solares . [6] 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 .
El SMC es visible desde todo el hemisferio sur y puede vislumbrarse completamente por encima del horizonte sur desde latitudes al sur de aproximadamente 15° norte . La galaxia está situada al otro lado de la constelación de Tucana y parte de Hydrus , y aparece como una tenue mancha brumosa 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 claras sin luna y lejos de las luces de la ciudad . La SMC forma pareja con la Gran Nube de Magallanes (LMC), que se encuentra 20° al este, y al igual que la LMC, es miembro del Grupo Local . Actualmente es un satélite de la Vía Láctea, pero probablemente sea un antiguo satélite de la LMC.
En el hemisferio sur, las nubes de Magallanes han sido incluidas durante mucho tiempo en la tradición de los habitantes nativos, incluidos los isleños de los mares del sur y los indígenas australianos . El astrónomo persa Al Sufi las menciona en su Libro de las estrellas fijas , repitiendo una cita del erudito Ibn Qutaybah , pero él mismo no las había observado. Es posible que los marineros europeos hayan notado las nubes por primera vez durante la Edad Media , cuando eran utilizadas para la navegación. Los marineros portugueses y holandeses los llamaron Cabo de las Nubes, nombre que se mantuvo durante varios siglos. Durante la circunnavegación de la Tierra por Fernando de Magallanes en 1519-1522, Antonio Pigafetta los describió como tenues cúmulos de estrellas. [7] En el atlas celeste Uranometria de Johann Bayer , publicado en 1603, nombró a la nube más pequeña Nubecula Minor. [8] En latín , Nubecula significa pequeña nube. [9]
Entre 1834 y 1838, John Frederick William Herschel realizó observaciones de los cielos del sur con su reflector de 36 cm (14 pulgadas) desde el Observatorio Real . Mientras observaba la Nubecula Menor, la describió como una masa nubosa de luz con forma ovalada y un centro brillante. Dentro del área de esta nube catalogó una concentración de 37 nebulosas y cúmulos. [10]
En 1891, el Observatorio de la Universidad de Harvard abrió una estación de observación en Arequipa , Perú . Entre 1893 y 1906, bajo la dirección de Solon Bailey , el telescopio de 24 pulgadas (610 mm) de este sitio se utilizó para observar fotográficamente tanto la Nube de Magallanes Grande como la Pequeña. [11] Henrietta Swan Leavitt , astrónoma del Observatorio de la Universidad de Harvard , utilizó 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 mostraban que un tipo de estrella variable llamada "variable de cúmulo", más tarde llamada variable cefeida en honor a la estrella prototipo Delta Cephei , mostraba una relación definida entre el período de variabilidad y la aparente estrella. brillo. Leavitt se dio cuenta de que, dado que todas las estrellas del SMC están aproximadamente a la misma distancia de la Tierra, este resultado implicaba que existe una relación similar entre el período y el brillo absoluto. [12] Esta importante relación período-luminosidad permitió estimar la distancia a cualquier otra variable cefeida en términos de la distancia al SMC. [13] Esperaba que se pudieran encontrar algunas variables cefeidas lo suficientemente cerca de la Tierra para poder medir su paralaje y, por lo tanto, su distancia a la Tierra. Esto pronto sucedió, permitiendo que las variables cefeidas se utilizaran como velas estándar , facilitando muchos descubrimientos astronómicos. [14]
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. Comparando esto con la periodicidad de las variables medidas por Leavitt, pudo estimar una distancia de 10.000 pársecs (30.000 años luz) entre el Sol y el SMC. [15] Esto más tarde resultó ser una gran subestimación de la distancia real, pero demostró la utilidad potencial de esta técnica. [dieciséis]
Anunciadas en 2006, las mediciones realizadas con el Telescopio Espacial Hubble sugieren que las Nubes de Magallanes, Grande y Pequeña, pueden estar moviéndose demasiado rápido para estar orbitando la Vía Láctea . [17]
La 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 hasta volverse algo irregular . [18]
Hay un puente de gas que conecta la Pequeña Nube de Magallanes con la Gran Nube de Magallanes (LMC), lo que es evidencia de interacción de mareas entre las galaxias. [19] Este puente de gas es un lugar de formación de estrellas. [20] Las Nubes de Magallanes tienen una envoltura común de hidrógeno neutro, lo que indica que han estado unidas gravitacionalmente durante mucho tiempo.
En 2017, utilizando el Dark Energy Survey más datos de 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]
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La Pequeña Nube de Magallanes contiene una población grande y activa de binarias de rayos X. La reciente formación estelar ha dado lugar a una gran población de estrellas masivas y binarias de rayos X de gran masa (HMXB), que son reliquias del extremo superior de corta duración de la función de masa inicial . En el bar del SMC se concentra la población estelar joven y la mayoría de las binarias de rayos X conocidas. Los púlsares HMXB son estrellas de neutrones en rotación en sistemas binarios con compañeras estelares de tipo Be ( tipo espectral 09-B2, clases de luminosidad V-III) o supergigantes . La mayoría de los HMXB son del tipo Be, que representan el 70% en la Vía Láctea y el 98% en la SMC. [23] 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 cadenas de estallidos de rayos X con luminosidades típicas de rayos X L x = 10 36 –10 37 erg /s, espaciados en el período orbital, además de estallidos gigantes poco frecuentes de mayor duración y luminosidad. [24]
Los estudios de seguimiento del SMC realizados con el Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) de la NASA [25] ven púlsares de rayos X en explosión a más de 10 36 erg/s y han contado 50 a finales de 2008. Las misiones ROSAT y ASCA detectaron muchas fuentes puntuales de rayos X débiles, [26] pero las incertidumbres posicionales típicas frecuentemente dificultaban la identificación positiva. Estudios recientes que utilizan XMM-Newton [27] y Chandra [28] han catalogado varios cientos de fuentes de rayos X en dirección al SMC, de las cuales quizás la mitad se consideran probables HMXB y el resto una mezcla de estrellas en primer plano y estrellas en segundo plano. AGN.
No se observaron rayos X por encima del fondo desde las Nubes de Magallanes durante el vuelo Nike-Tomahawk del 20 de septiembre de 1966 . [29] La observación con globo desde Mildura, Australia, el 24 de octubre de 1967, del SMC estableció un límite superior de detección de rayos X. [30] Se llevó un instrumento de astronomía de rayos X 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. [31] El SMC se detectó con una luminosidad de rayos X de 5 × 1038 ergios/s en el rango de 1,5 a 12 keV y 2,5 × 1039 erg/s en el rango de 5 a 50 keV para una fuente aparentemente extendida. [31]
El cuarto catálogo de Uhuru enumera una fuente temprana de rayos X dentro de la constelación de Tucana : 4U 0115-73 (3U 0115-73, 2A 0116-737, SMC X-1). [32] 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 fue designada SMC X-1. [33] También se recibieron algunos recuentos de rayos X los días 14, 15, 18 y 19 de enero de 1971. [34] El tercer catálogo de Ariel 5 (3A) también contiene esta fuente temprana de rayos X dentro de Tucana: 3A 0116-736 (2A 0116-737, SMC X-1). [35] El SMC X-1, un HMXRB, está en ascensión recta (RA) J2000 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. [35]
Los astrofísicos DS Mathewson, VL Ford y N. Visvanathan han propuesto que la SMC puede, de hecho, estar dividida en dos, con una sección más pequeña de esta galaxia detrás de la parte principal de la SMC (vista desde la perspectiva de la Tierra), y separada en unos 30.000 ly. Sugieren que la razón de esto se debe a una interacción pasada con el LMC que dividió al SMC, y que las dos secciones aún se están separando. A este remanente más pequeño lo llamaron Mini Nube de Magallanes. [36] [37]
En 2023, se informó que el SMC son de hecho dos estructuras separadas con distintas composiciones químicas estelares y gaseosas, separadas por alrededor de 5 kiloparsecs. [38]
