Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Большое Магелланово Облако
Eso1021d.jpg
Данные наблюдений ( эпоха J2000 )
СозвездиеДорадо / Менса
Прямое восхождение05 ч 23 м 34,5 с [1]
Склонение−69 ° 45 ′ 22 ″ [1]
Расстояние163,0 клы (49,97 кпк ) [2]
Видимая звездная величина  (V)0,9 [1]
Характеристики
ТипSB (s) m [1]
Масса10 10 [3] M ☉
Размер14 000 световых лет в диаметре
(~ 4,3 кпк ) [3]
Видимый размер  (V)10,75 ° × 9,17 ° [1]
Прочие обозначения
LMC, ESO 56- G 115, PGC 17223, [1] Nubecula Major [4]

Большое Магелланово Облако ( БМО ) является спутниковой галактикой в Млечном Пути . [5] На расстоянии около 50  килопарсек ( ≈160 000  световых лет ), [2] [6] [7] [8] БМО является второй или третьей галактикой, ближайшей к Млечному Пути, после Сфероидального карлика Стрельца ( ~ 16 кпк) и возможной карликовой неправильной галактики, известной как Сверхплотность Большого Пса . На основе хорошо видимых звезд и массы около 10 миллиардов солнечных масс.диаметр БМО составляет около 14 000 световых лет (4,3 кпк). Она примерно в сотую часть массивнее Млечного Пути [3] и является четвертой по величине галактикой в Местной группе после Галактики Андромеды (M31), Млечного Пути и Галактики Треугольника (M33).

БМО классифицируется как магелланова спираль . [9] Он содержит звездную полосу, которая геометрически смещена от центра, что позволяет предположить, что это была карликовая спиральная галактика с перемычкой до того, как ее спиральные рукава были разрушены, вероятно, из-за приливных взаимодействий Малого Магелланова Облака (SMC) и гравитации Млечного Пути. [10]

При склонении около -70 ° БМО видна как слабое «облако» из южного полушария Земли и с севера до 20 ° северной широты. Оно охватывает созвездия Дорадо и Менса и имеет видимую длину около Под углом 10 ° к невооруженному глазу, в 20 раз больше диаметра Луны , в темных местах вдали от светового загрязнения . [11]

Согласно прогнозам, Млечный Путь и БМО столкнутся примерно через 2,4 миллиарда лет. [12]

История наблюдений [ править ]

Малая часть Большого Магелланова Облака [13]

Хотя оба облака были хорошо видны для южных наблюдателей в ночное время хорошо назад в предыстория, первые известное письменное упоминание о Большом Магеллановом Облаке было в Персидском астрономе ' Абд аль-Рахман аль-Суфи Ширази (позже известный в Европе как „Azophi“) в его Книге неподвижных звезд около 964 года нашей эры. [14] [15]

Следующее зарегистрированное наблюдение было в 1503–1504 годах Америго Веспуччи в письме о своем третьем путешествии. Он упомянул «три канопы [ так в оригинале ], два светлых и один неясный»; «яркий» относится к двум Магеллановым Облакам , а «неясный» относится к Угольному мешку . [16]

Фердинанд Магеллан увидел БМО во время своего путешествия в 1519 году, и его труды сделали его известным западным людям. Теперь галактика носит его имя. [15] Галактика и южная оконечность Дорадо находятся в нынешней эпохе в противостоянии примерно 5 декабря, когда они видны от заката до восхода солнца из экваториальных точек, таких как Эквадор, Конго, Уганда, Кения и Индонезия, а также часть ночи в ближайшие месяцы. Ниже 28 ° южной широты галактика всегда находится достаточно высоко над горизонтом, чтобы ее можно было считать околополярной , поэтому весна и осень также являются сезонами большой ночной видимости, а разгар зимы в июне почти совпадает с ближайшей близостью к видимой части Солнца. должность.

Измерения с помощью космического телескопа Хаббла , анонсированного в 2006 году, предполагают, что Большое и Малое Магеллановы Облака движутся слишком быстро, чтобы вращаться вокруг Млечного Пути . [17]

Геометрия [ править ]

ESO «s VISTA изображение БМО

Большое Магелланово Облако имеет заметную центральную полосу и спиральный рукав . [18] Центральная полоса кажется искривленной, так что восточный и западный концы ближе к Млечному Пути, чем к середине. [19] В 2014 году измерения с космического телескопа Хаббл позволили определить период вращения в 250 миллионов лет. [20]

БМО долгое время считалась плоской галактикой, которая, как можно было предположить, находится на одном расстоянии от Солнечной системы. Однако в 1986 году Колдуэлл и Коулсон [21] обнаружили, что переменные поля цефеид на северо-востоке лежат ближе к Млечному Пути, чем на юго-западе. С 2001 по 2002 гг. Эта наклонная геометрия была подтверждена теми же средствами [22] , сжигающими гелий ядром красных сгустков звезд [23] и вершиной ветви красных гигантов. [24] Все три статьи находят наклон ~ 35 °, в то время как галактика, обращенная лицом к нам, имеет наклон 0 °. Дальнейшие исследования структуры БМО с использованием кинематики углеродных звезд показали, что диск БМО одновременно толстый [24] и вспыхивает. [25]Что касается распределения звездных скоплений в БМО, Шоммер и др. [26] измерили скорости для ~ 80 кластеров и обнаружили, что система кластеров LMC имеет кинематику, совместимую с кластерами, движущимися в виде диска. Эти результаты были подтверждены Грохольским и др. [27], которые рассчитали расстояния до выборки скоплений и показали, что система скоплений распределена в той же плоскости, что и звезды поля.

Расстояние [ править ]

Расположение Большого Магелланова Облака относительно Млечного Пути и других спутниковых галактик
Положение Магеллановых облаков относительно Млечного Пути. [28] Сокращения:
• GMW   -   Большое Магелланово Облако
• KMW -   Малое Магелланово Облако
• GSP -   Галактический Южный полюс
• MSI - Первое сжатие водорода в Магеллановом токе
• 3 -   30 дораду
• W - Крыло KMW
Зеленая стрелка указывает направление вращения Магеллановых Облаков вокруг центра Млечного Пути.

Расстояние до БМО рассчитано с использованием стандартных свечей ; Цефеидные переменные - одни из самых популярных. Было показано, что они имеют взаимосвязь между их абсолютной светимостью и периодом, в течение которого их яркость изменяется. Однако переменная металличности, возможно, также должна быть принята в качестве компонента этого, поскольку консенсус в том, что это, вероятно, влияет на их отношения период-светимость . К сожалению, те, что в Млечном Пути, обычно используемые для калибровки соотношения, более богаты металлами, чем те, что находятся в БМО. [29]

Современные оптические телескопы 8-метрового класса обнаружили затменные двойные системы по всей Местной группе . Параметры этих систем могут быть измерены без допущений о массе или составе. В световое эхо от сверхновой 1987A также геометрические измерения, без каких - либо звездных моделей или допущений.

В 2006 году абсолютная светимость цефеид была перекалибрована с использованием переменных цефеид в галактике Мессье 106, которые охватывают диапазон металличностей. [6] С помощью этой улучшенной калибровки, они находят абсолютный модуль расстояния от или 48 кпса (\ 157,000 световых лет). Это расстояние подтверждено другими авторами. [7] [8]

Путем взаимной корреляции различных методов измерения можно ограничить расстояние; остаточные ошибки теперь меньше, чем расчетные параметры размера LMC.

Результаты исследования с использованием затменных двойных звезд позднего типа для более точного определения расстояния были опубликованы в научном журнале Nature в марте 2013 года. Было получено расстояние 49,97 кпк (163 000 световых лет) с точностью 2,2%. [2]

Особенности [ править ]

Два очень разных светящихся газовых облака в Большом Магеллановом Облаке, NGC 2014 и NGC 2020 [30]

Как и многие неправильные галактики , БМО богат газом и пылью, и в настоящее время в нем наблюдается интенсивная активность звездообразования . [31] В ней находится туманность Тарантул , самая активная область звездообразования в Местной группе.

NGC 1783 - одно из крупнейших шаровых скоплений в Большом Магеллановом Облаке [32]

БМО имеет широкий спектр галактических объектов и явлений, которые делают его известным как «астрономическая сокровищница, великая небесная лаборатория для изучения роста и эволюции звезд», согласно Роберту Бернхэму младшему [33] Surveys of В галактике найдено около 60 шаровых скоплений , 400 « планетарных туманностей » и 700 рассеянных скоплений , а также сотни тысяч звезд- гигантов и сверхгигантов . [34] Сверхновая 1987a - ближайшая сверхновая за последние годы - находилась в Большом Магеллановом Облаке. Остаток сверхновой звезды Лайонела-Мерфи (N86) с избытком азотабыл назван астрономами на Australian National University «s обсерватории Маунт - Стромло , признав Верховного суда Австралии юстиции Лионеля Мерфи » интерес сек в науке и воспринимаемого сходства с его большой нос. [35]

Мост газа соединяет Малое Магелланово Облако (SMC) с LMC, которая проявляет приливные взаимодействия между галактик. [36] Магеллановы Облака имеют общую оболочку из нейтрального водорода, что указывает на то, что они были связаны гравитацией в течение длительного времени. Этот газовый мостик является местом звездообразования. [37]

Источники рентгеновского излучения [ править ]

Малое и большое Магеллановы облака над обсерваторией Паранал

Рентгеновские лучи выше фона не были обнаружены ни от Облака во время полета ракеты Nike-Tomahawk 20 сентября 1966 года, ни от двух дней спустя. [38] Второй взлетел с атолла Джонстон в 17:13 UTC и достиг апогея 160 км (99 миль) со стабилизацией вращения на скорости 5,6 об / с. [39] БМО не обнаружен в рентгеновском диапазоне 8–80 кэВ. [39]

Другой был запущен с того же атолла в 11:32 UTC 29 октября 1968 года для сканирования БМО на предмет рентгеновских лучей. [40] Первый дискретный источник рентгеновского излучения в Дорадо был в RA 05 ч 20 м дек -69 °, [40] [41] , и это было Большое Магелланово Облако. [42] Этот источник рентгеновского излучения простирается примерно на 12 ° и соответствует Облаку. Скорость его излучения в диапазоне 1,5–10,5 кэВ на расстоянии 50 кпк составляет 4 x 10 38 эрг / с. [40] Рентгеноастрономия инструмент был проведен на борту ракеты Thorзапущен с того же атолла 24 сентября 1970 года в 12:54 UTC на высоте более 300 км (186 миль) для поиска Малого Магелланова Облака и расширения наблюдений за БМО. [43] Источник в БМО оказался протяженным и содержал звезду ε Dor . Рентгеновская светимость (L x ) в диапазоне 1,5–12 кэВ составляла 6 · 10 31 Вт (6 · 10 38 эрг / с). [43]

DEM L316A находится на расстоянии около 160000 световых лет в Большом Магеллановом Облаке [44]

Большое Магелланово Облако (БМО) появляется в созвездиях Менса и Дорадо . LMC X-1 (первый источник рентгеновского излучения в LMC) находится на RA 05 ч 40 м 05 с склонение −69 ° 45 '51 ″ и является массивным рентгеновским двойным источником (звездной системой) ( HMXB). ). [45] Из первых пяти люминесцентных рентгеновских двойных LMC: LMC X-1, X-2, X-3, X-4 и A 0538–66 (обнаружено Ariel 5 в A 0538–66), LMC X- 2 - это яркая маломассивная двойная рентгеновская система ( LMXB ) в БМО. [46]

DEM L316 в Облаке состоит из двух остатков сверхновой. [47] Рентгеновские спектры Чандры показывают, что горячая газовая оболочка в верхнем левом углу содержит большое количество железа. Это означает, что SNR в верхнем левом углу является продуктом сверхновой типа Ia ; намного меньшее такое содержание в нижнем остатке свидетельствует о сверхновой II типа . [47]

Рентгеновский пульсар длительностью 16 мс ассоциирован с SNR 0538-69.1. [48] SNR 0540-697 был разрешен с помощью ROSAT . [49]

Галерея [ править ]

  • Часть набора данных SMASH, показывающая большое Магелланово Облако под большим углом. [50]

  • Большое Магелланово Облако, снятое астрономом-любителем. Несвязанные звезды удалены.

  • Большое Магелланово Облако, полученное с помощью Gaia EDR3

  • Большое Магелланово Облако, полученное с помощью Gaia EDR3 без звезд переднего плана

См. Также [ править ]

  • Большое Магелланово Облако в художественной литературе
  • СП77 46-44

Заметки [ править ]

  1. ^ a b c d e f "Внегалактическая база данных НАСА / IPAC" . Результаты для большого Магелланова облака . Проверено 29 октября 2006 .
  2. ^ а б в Пьетшински, G; Д. Грачик; W. Gieren; И.Б. Томпсон; Б. Пилецкий; А. Удальский; И. Сошинский; и другие. (7 марта 2013 г.). «Затменно-двоичное расстояние до Большого Магелланова Облака с точностью до двух процентов». Природа . 495 (7439): 76–79. arXiv : 1303.2063 . Bibcode : 2013Natur.495 ... 76P . DOI : 10.1038 / nature11878 . PMID 23467166 . 
  3. ^ a b c " Магелланово Облако ". Британская энциклопедия . 2009. Британская энциклопедия онлайн. 30 августа 2009 г.
  4. ^ Буском, Уильям (1954). "Астрономическое общество тихоокеанских листовок, Магеллановы облака ". Астрономическое общество тихоокеанских листовок . 7 (302): 9. Bibcode : 1954ASPL .... 7 .... 9B .
  5. ^ Шаттоу, Женевьева; Лоеб, Авраам (2009). «Последствия недавних измерений вращения Млечного Пути для орбиты Большого Магелланова Облака». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 392 (1): L21 – L25. arXiv : 0808.0104 . Bibcode : 2009MNRAS.392L..21S . DOI : 10.1111 / j.1745-3933.2008.00573.x . S2CID 854729 . 
  6. ^ а б Macri, LM; и другие. (2006). «Новое расстояние от цефеид до галактики-хозяина мазера NGC 4258 и его значение для постоянной Хаббла». Астрофизический журнал . 652 (2): 1133–1149. arXiv : astro-ph / 0608211 . Bibcode : 2006ApJ ... 652.1133M . DOI : 10.1086 / 508530 .
  7. ^ a b Freedman, Венди Л .; Мадор, Барри Ф. (2010). «Постоянная Хаббла». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 48 : 673–710. arXiv : 1004,1856 . Bibcode : 2010ARA & A..48..673F . DOI : 10.1146 / annurev-astro-082708-101829 . S2CID 119263173 . 
  8. ^ a b Majaess, Дэниел Дж .; Тернер, Дэвид Дж .; Лейн, Дэвид Дж .; Хенден, Арне; Крайчи, Том (2010). «Закрепление универсальной шкалы расстояний с помощью шаблона Wesenheit». Журнал Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд . 39 (1): 122. arXiv : 1007.2300 . Bibcode : 2011JAVSO..39..122M .
  9. ^ Райден, Барбара ; Петерсон, Брэдли М. (2009). Основы астрофизики . Нью-Йорк: Пирсон Эддисон-Уэсли. п. 471. ISBN. 9780321595584.
  10. ^ Besla, Gurtina; Мартинес-Дельгадо, Дэвид; Marel, Roeland P. van der; Белецкий, Юрий; Зайберт, Марк; Schlafly, Эдвард Ф .; Гребель, Ева К .; Нейер, Фабиан (2016). "Низкая яркость поверхности изображения Магеллановой системы: отпечатки приливных взаимодействий между облаками в звездной периферии". Астрофизический журнал . 825 (1): 20. arXiv : 1602.04222 . Bibcode : 2016ApJ ... 825 ... 20В . DOI : 10,3847 / 0004-637X / 825/1/20 . ISSN 0004-637X . S2CID 118462693 .  
  11. ^ "Большое Магелланово Облако: впечатляющий вид из южного полушария Земли | Скопления галактик туманностей" . EarthSky . Проверено 17 июля 2013 .
  12. ^ Макэлпайн, Стюарт; Frenk, Carlos S .; Дисон, Элис Дж .; Каутун, Мариус (21.02.2019). «Последствия Великого столкновения нашей Галактики с Большим Магеллановым облаком». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 483 (2): 2185–2196. arXiv : 1809.09116 . Bibcode : 2019MNRAS.483.2185C . DOI : 10.1093 / MNRAS / sty3084 . ISSN 0035-8711 . 
  13. ^ "Плащ в красный" . ESA / HUBBLE . Проверено 12 марта 2014 .
  14. ^ "Observatoire de Paris (Абд-аль-Рахман Аль Суфи)" . Проверено 19 апреля 2007 .
  15. ^ а б "Парижская обсерватория (БМО)" . Проверено 19 апреля 2007 .
  16. ^ "Observatoire de Paris (Америго Веспуччи)" . Проверено 19 апреля 2007 .
  17. ^ «Пресс-релиз: Магеллановы облака, возможно, просто проходят» . Гарвардский университет. 9 января 2007 г.
  18. ^ Николсон, Иэн (1999). Раскладывая нашу Вселенную . США: Издательство Кембриджского университета. стр.  213 -214. ISBN 0-521-59270-4.
  19. ^ Субраманьям, Annapurni (2003-11-03). "Большой стержень Магелланова облака: свидетельство искривленного стержня". Астрофизический журнал . Соединенные Штаты. 598 (1): L19 – L22. Bibcode : 2003ApJ ... 598L..19S . DOI : 10.1086 / 380556 .
  20. ^ "Точно определенная скорость вращения этой галактики поразит вас" . Научный рекордер . Архивировано из оригинала на 2014-02-21.
  21. ^ Колдуэлл, JAR; Колсон, И.М. (1986). «Геометрия и расстояние Магеллановых Облаков от переменных цефеид» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 218 (2): 223–246. Bibcode : 1986MNRAS.218..223C . DOI : 10.1093 / MNRAS / 218.2.223 .
  22. ^ Николаев, С .; и другие. (2004). «Геометрия диска большого Магелланова облака: результаты исследования MACHO и двухмикронного обзора всего неба». Астрофизический журнал . 601 (1): 260–276. Bibcode : 2004ApJ ... 601..260N . CiteSeerX 10.1.1.409.5235 . DOI : 10.1086 / 380439 . 
  23. ^ Olsen, KAG; Салык, К. (2002). «Деформация в большом магеллановом облачном диске?». Астрономический журнал . 124 (4): 2045–2053. arXiv : astro-ph / 0207077 . Bibcode : 2002AJ .... 124.2045O . DOI : 10.1086 / 342739 .
  24. ^ a b van der Marel, RP; Чиони, М.-Р.Л. (2001). «Структура Магелланова Облака по данным исследований в ближнем инфракрасном диапазоне. I. Углы обзора большого Магелланова облака». Астрономический журнал . 122 (4): 1807–1826. arXiv : astro-ph / 0105339 . Bibcode : 2001AJ .... 122.1807V . DOI : 10.1086 / 323099 .
  25. ^ Алвес, DR; Нельсон, Калифорния (2000). «Кривая вращения большого Магелланова облака и последствия для микролинзирования». Астрофизический журнал . 542 (2): 789–803. arXiv : astro-ph / 0006018 . Bibcode : 2000ApJ ... 542..789A . DOI : 10.1086 / 317023 .
  26. ^ Шоммер, РА; и другие. (1992). «Спектроскопия гигантов в скоплениях LMC. II - Кинематика образца скопления». Астрономический журнал . 103 : 447–459. Bibcode : 1992AJ .... 103..447S . DOI : 10.1086 / 116074 .
  27. ^ Grocholski, AJ; и другие. (2007). «Расстояния до густонаселенных скоплений в Большом Магеллановом Облаке через светимость красного скопления в K-диапазоне». Астрономический журнал . 134 (2): 680–693. arXiv : 0705.2039 . Bibcode : 2007AJ .... 134..680G . DOI : 10.1086 / 519735 .
  28. ^ Grafic от Стерна унд Weltraum , выпуск 5/98
  29. ^ Моттини, М .; Romaniello, M .; Primas, F .; Bono, G .; Groenewegen, MAT; Франсуа П. (2006). «Химический состав цефеид в Млечном Пути и Магеллановых облаках». MmSAI . 77 : 156–159. arXiv : astro-ph / 0510514 . Bibcode : 2006MmSAI..77..156M .
  30. ^ "Странная пара" . Пресс-релиз ESO . Проверено 8 августа 2013 года .
  31. ^ Арни, Томас Т. (2000). Исследования: Введение в астрономию (2-е изд.). Бостон: Макгроу-Хилл. п. 479. ISBN 0-07-228249-5.
  32. ^ "Юношеский кластер" . Изображение недели от ЕКА / Хаббла . Проверено 24 августа 2015 года .
  33. Перейти ↑ Burnham, Robert Jr. (1978). Небесный справочник Бернхема: Том второй . Нью-Йорк: Дувр. п. 837. ISBN 0-486-23567-X.
  34. ^ Burnham (1978), 840-848.
  35. ^ Допита, Массачусетс; Мэтьюсон, DS; Форд, В.Л. (1977). «Оптическое излучение ударных волн. III. Содержание в остатках сверхновых». Астрофизический журнал . 214 : 179. Bibcode : 1977ApJ ... 214..179D . DOI : 10.1086 / 155242 . ISSN 0004-637X . 
  36. ^ Mathewson DS, Ford VL (1984). С. ван ден Берг; К.С. де Бур (ред.). «Структура и эволюция Магеллановых облаков». Симпозиум МАС . Рейдел, Дордрехт. 108 : 125.
  37. ^ Heydari-Malayeri, M .; Meynadier, F .; Charmandaris, V .; Deharveng, L .; Le Bertre, Th .; Роза, MR; Шерер, Д. (2003). «Звездная среда SMC N81». Астрономия и астрофизика . 411 (3): 427–435. arXiv : astro-ph / 0309126 . Бибкод : 2003A & A ... 411..427H . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20031360 .
  38. ^ Chodil, G; Марк, Ганс; Родригес, Р. Сьюард, Ф. Д; Свифт, К. Д. (октябрь 1967 г.). «Интенсивность рентгеновского излучения и спектры от нескольких космических источников». Астрофизический журнал . 150 (10): 57–65. Bibcode : 1967ApJ ... 150 ... 57С . DOI : 10.1086 / 149312 .
  39. ^ a b Сьюард, Ф. Д; Toor, A (ноябрь 1967 г.). «Поиски рентгеновских лучей 8–80 KEV от Большого Магелланова облака и Крабовидной туманности». Астрофизический журнал . 150 (11): 405–12. Bibcode : 1967ApJ ... 150..405S . DOI : 10.1086 / 149343 .
  40. ^ a b c Марк, Ганс; Цена, руб .; Родригес, Р. Сьюард, Ф. Д; Свифт, К. Д. (март 1969 г.). «Обнаружение рентгеновских лучей от большого магелланова облака». Письма в астрофизический журнал . 155 (3): L143–4. Bibcode : 1969ApJ ... 155L.143M . DOI : 10.1086 / 180322 .
  41. ^ Левин, WH G; Кларк, G.W; Смит, В. Б. (1968). «Поиски рентгеновских лучей Большого и Малого Магеллановых облаков». Природа . 220 (5164): 249–250. Bibcode : 1968Natur.220..249L . DOI : 10.1038 / 220249b0 .
  42. ^ Долан JF (апрель 1970). "Каталог дискретных небесных источников рентгеновского излучения". Астрономический журнал . 75 (4): 223–30. Bibcode : 1970AJ ..... 75..223D . DOI : 10.1086 / 110966 .
  43. ^ a b Цена, R. E; Гровс, Д. Дж; Родригес, Р. М; Сьюард, Ф. Д; Свифт, C.D; Тор, А. (август 1971 г.). «Рентгеновские лучи из Магеллановых облаков». Астрофизический журнал . 168 (8): L7–9. Bibcode : 1971ApJ ... 168L ... 7P . DOI : 10.1086 / 180773 .
  44. ^ "Давно умершая звезда" . www.spacetelescope.org . Проверено 25 июля +2016 .
  45. ^ Рапли, Tuohy (1974). "Рентгеновские наблюдения Большого Магелланова Облака спутником Коперник". Астрофизический журнал . 191 : L113. Bibcode : 1974ApJ ... 191L.113R . DOI : 10.1086 / 181564 .
  46. ^ Bonnet-Bidaud, JM; Motch, C .; Beuermann, K .; Pakull, M .; Parmar, AN; Ван дер Клис, М. (апрель 1989 г.). «БМО X-2: внегалактический источник типа балджа». Астрономия и астрофизика . 213 (1–2): 97–106. Бибкод : 1989A & A ... 213 ... 97B .
  47. ^ а б Уильямс, Р. М; Чу, Й.-Х (декабрь 2005 г.). "Остатки сверхновой в Магеллановых облаках. VI. Остатки сверхновой DEM L316". Астрофизический журнал . 635 (2): 1077–86. arXiv : astro-ph / 0509696 . Bibcode : 2005ApJ ... 635.1077W . DOI : 10.1086 / 497681 .
  48. ^ Маршалл, FE; Готтхельф, Э. В; Zhang, W .; Middleditch, J .; Ван, QD (1998). «Открытие сверхбыстрого рентгеновского пульсара в остатке сверхновой N157B». Астрофизический журнал . 499 (2): L179 – L182. arXiv : astro-ph / 9803214 . Bibcode : 1998ApJ ... 499L.179M . DOI : 10.1086 / 311381 . ISSN 0004-637X . 
  49. ^ Чу, Y.-H .; Kennicutt, RC; Сноуден, SL; Смит, Р. К.; Уильямс, РМ; Боманс, ди-джей (1997). «Обнаружение остатка сверхновой, спрятанного около LMCX-1» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 109 : 554. Bibcode : 1997PASP..109..554C . DOI : 10.1086 / 133913 . ISSN 0004-6280 . 
  50. ^ "Камера темной энергии делает самую глубокую фотографию галактических братьев и сестер" . noirlab.edu . Проверено 19 декабря 2020 .

Внешние ссылки [ править ]

  • Внегалактическая база данных НАСА
  • Энциклопедия астрономии запись
  • Страница SEDS LMC
  • Большое Магелланово Облако в Созвездии Путеводителя

Координаты : Карта неба 05 ч 23 м 34,5 с , −69 ° 45 ′ 22 ″.