La Pequeña Nube de Magallanes ( SMC ) es una galaxia enana cercana a la Vía Láctea . [5] Clasificada como una galaxia enana irregular , la SMC tiene un diámetro isofotal 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 , la 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 .
La SMC es visible desde todo el hemisferio sur y se puede vislumbrar completamente a baja altura sobre el horizonte sur desde latitudes al sur de aproximadamente 15° norte . La galaxia se encuentra al otro lado de la constelación de Tucana y parte de Hydrus , y aparece como una mancha difusa tenue que se asemeja a un trozo separado de la Vía Láctea . La 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 su brillo superficial es muy bajo, este objeto de cielo profundo se ve mejor en noches despejadas sin luna y lejos de las luces de la ciudad . La SMC forma un par con la Gran Nube de Magallanes (LMC), que se encuentra 20° al este y, como la LMC, es miembro del Grupo Local . Actualmente es un satélite de la Vía Láctea, pero es probable que 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 estrellas fijas , repitiendo una cita del erudito Ibn Qutaybah , pero no las había observado él mismo. Los marineros europeos pueden haber notado las nubes por primera vez durante la Edad Media cuando se usaban para la navegación. Los marineros portugueses y holandeses las llamaron Nubes del Cabo, un nombre que se mantuvo durante varios siglos. Durante la circunnavegación de la Tierra por Fernando de Magallanes en 1519-1522, Antonio Pigafetta las describió como tenues cúmulos de estrellas. [7] En el atlas celestial Uranometria de Johann Bayer , publicado en 1603, nombró a la nube más pequeña Nubecula Minor. [8] En latín , Nubecula significa una pequeña nube. [9]
Entre 1834 y 1838, John Frederick William Herschel realizó observaciones de los cielos australes con su reflector de 14 pulgadas (36 cm) del Observatorio Real . Mientras observaba la Nubecula Minor, 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 estudiar fotográficamente tanto la Gran Nube de Magallanes como la Pequeña Nube de Magallanes. [11] Henrietta Swan Leavitt , una 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 la Pequeña Nube de Magallanes. 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 el brillo aparente de la estrella. Leavitt se dio cuenta de que, dado que todas las estrellas en la Pequeña Nube de Magallanes 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 entre período y luminosidad permitió estimar la distancia a cualquier otra variable cefeida en términos de la distancia a la Pequeña Montaña. [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 sucedió pronto, lo que permitió que las variables cefeidas se usaran como velas estándar , lo que facilitó muchos descubrimientos astronómicos. [14]
Utilizando esta relación período-luminosidad, en 1913 Ejnar Hertzsprung calculó por primera vez la distancia a la Pequeña Montaña . Primero midió trece variables cefeidas cercanas para encontrar la magnitud absoluta de una variable con un período de un día. Al comparar esto con la periodicidad de las variables medidas por Leavitt, pudo estimar una distancia de 10.000 parsecs (30.000 años luz) entre el Sol y la Pequeña Montaña. [15] Esto resultó ser más tarde una subestimación importante de la distancia real, pero demostró la utilidad potencial de esta técnica. [16]
Anunciadas en 2006, las mediciones realizadas con el telescopio espacial Hubble sugieren que las Nubes de Magallanes Grandes y Pequeñas podrían 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 y se volvió 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 la interacción de marea entre las galaxias. [19] Este puente de gas es un sitio 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 los datos del Dark Energy Survey más MagLiteS, se descubrió una sobredensidad estelar asociada con la Pequeña Nube de Magallanes, que probablemente sea el resultado de interacciones entre la Pequeña Nube de Magallanes y la Pequeña Nube de Magallanes. [21]
.tiff/lossy-page1-1280px-Head_in_the_Clouds_(potw2249a).tiff.jpg)
La Pequeña Nube de Magallanes contiene una población grande y activa de sistemas binarios de rayos X. La reciente formación estelar ha dado lugar a una gran población de estrellas masivas y sistemas binarios de rayos X de alta masa (HMXB), que son las reliquias del extremo superior de corta vida de la función de masa inicial . La población estelar joven y la mayoría de los sistemas binarios de rayos X conocidos se concentran en la barra de la Pequeña Nube de Magallanes. Los púlsares HMXB son estrellas de neutrones rotatorias 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 Pequeña Nube de Magallanes. [23] El disco ecuatorial de la estrella Be proporciona un reservorio de materia que puede acrecentarse 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 explosiones de rayos X con luminosidades de rayos X típicas L x = 10 36 –10 37 erg /s, espaciadas en el período orbital, además de explosiones gigantes poco frecuentes de mayor duración y luminosidad. [24]
Los estudios de seguimiento de la SMC realizados con el Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) de la NASA [25] detectan pulsares de rayos X en erupción 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 con frecuencia dificultaron la identificación positiva. Estudios recientes con XMM-Newton [27] y Chandra [28] han catalogado ahora varios cientos de fuentes de rayos X en la dirección de la SMC, de las cuales quizás la mitad se consideran probablemente HMXB, y el resto una mezcla de estrellas en primer plano y AGN de fondo.
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 en globo desde Mildura, Australia, el 24 de octubre de 1967, de la Pequeña Nube de Magallanes estableció un límite superior de detección de rayos X. [30] Un instrumento astronómico de rayos X fue llevado 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] La Pequeña Nube de Magallanes fue detectada con una luminosidad de rayos X de 5 × 1038 erg/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 la SMC el 1, 12, 13, 16 y 17 de enero de 1971, y detectó una fuente ubicada en 01149-7342, que luego se designó SMC X-1. [33] También se recibieron algunos conteos de rayos X el 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 J2000 ascensión recta (RA) 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 Pequeña Nube de Magallanes puede estar dividida en dos, con una sección más pequeña de esta galaxia detrás de la parte principal de la Pequeña Nube de Magallanes (vista desde la perspectiva de la Tierra), y separadas por unos 30.000 años luz. Sugieren que la razón de esto se debe a una interacción pasada con la Gran Nube de Magallanes que dividió la Pequeña Nube de Magallanes, y que las dos secciones aún se están separando. A este remanente más pequeño lo denominaron Mini Nube de Magallanes. [36] [37]
En 2023, se informó que el SMC es en realidad dos estructuras separadas con composiciones químicas estelares y gaseosas distintas, separadas por alrededor de 5 kiloparsecs. [38]
