마젤란 구름

Magellanic Clouds
크고 작은 마젤란 구름
알마 안테나가 붉은 빛에 휩싸였다.배경은 왼쪽은 남쪽 은하수, [1]위쪽은 마젤란 은하수입니다.
은하수를 [2]기준으로 한 마젤란 구름의 위치입니다.약어:
• GMW – 대마젤란 구름
• KMW – 소마젤란 구름
• GSP – 은하 남극
• MSI – 마젤란 해류에서 최초의 수소 압축
• 3 – 30 Doradus
• W – KMW의 날개
녹색 화살표는 우리 은하 중심 주변의 마젤란 구름의 회전 방향을 나타냅니다.

마젤란 은하(Magellanic[3][4] 은하계 또는 Nubeculae Magellani[5])는 남반구에 있는 두 개의 불규칙 왜소 은하입니다.우리 은하를 돌고 있는 이 위성 은하는 국부 은하군에 속합니다.둘 다 막대 구조의 징후를 보이기 때문에 종종 마젤란 나선 은하로 재분류됩니다.두 은하는 다음과 같습니다.

역사

마젤란 구름은 고대부터 남아메리카와 아프리카, 그리고 서아시아의 첫 천 년부터 원주민들에게 알려져 왔다.대마젤란 구름에 대한 최초의 보존된 언급은 칠레에서 발견된 암각화와 암각화에서 나온 것으로 여겨진다.이들은 박식가 이븐 쿠타이바(889 CE)가 알-안와이(이슬람 이전의 아라비아 문화에서 달의 위치)에 대해 쓴 책에서 언급한 물체일 수 있다.

"이러다. 이러다. 이러다. 이러다. 이러다. 이러다. 이러다. 이러다. 이러다. 이러다. 이러다. 이러다.


"그리고 카노푸스 아래에는 카노푸스의 발이 있고, 그 연장선상에 이라크에서 볼 수 없는 밝은 큰 별들이 있습니다. 티하마 사람들은 그들을 알-아바르라고 부릅니다."[6]

이후 964년 [7]전문 천문학자인 알 수피는 그의 고정성 책에서 같은 인용구를 언급했지만 철자는 달랐다.아르고 나비스 밑에서 그는 익명의 다른 사람들은 카노푸스 아래에는 '카노푸스의 발'로 알려진 두 개의 별이 있고, 그 아래에는 이라크나 나즈드에서는 볼 수 없는 밝은 하얀 별들이 있으며, 티하마 주민들은 그들을 알 바카르(암소)라고 부르며 프톨레마이오스는 이 소에 대해 언급하지 않았다고 인용했다.이건 사실이야,[8] 거짓이야.이븐 쿠타이바와 알 수피 둘 다 아마도 전자의 동시대인이자 유명한 과학자 아부 하니파 디나와리의 안와아에 대한 작품 대부분을 잃은 것을 인용한 것일 것이다.아부 하니파는 아마도 여행자들의 이야기일 수도 있는 이전 소식통을 인용했을 것이고, 따라서 그들의 진실성에 대한 알 수피의 언급도 인용했을 것이다.

유럽에서 구름은 16세기 이탈리아 작가인 피터 마테리어와 안드레아 코르살리에 의해 처음 보고되었는데, 둘 다 포르투갈의 [9][10]항해에 바탕을 두고 있다.그 후, 그들은 1519-1522년 [11][5]페르디난드 마젤란의 세계 일주 탐험에 동행한 안토니오 피가페타에 의해 보고되었습니다.그러나 마젤란의 이름을 따서 구름 이름을 짓는 것은 훨씬 후에야 널리 퍼지게 되었다.바이엘의 우라노메트리아에서는 큰누베큘라([12][13]nubecula major)와 작은누베큘라(nubecula minor)로 불린다.1756년 프랑스 천문학자 라카유의 별 지도에서 이들은 르 그랑 누아지와 쁘띠 [14][15]누아지로 표기되어 있다.존 허셜은 대마젤란 구름에 있는 919개의 물체와 소마젤란 [16]구름에 있는 244개의 물체에 대한 자세한 1847년 보고서를 작성하면서 남아프리카에서 온 마젤란 구름을 연구했다.1867년 Cleveland Abbe는 그것들이 은하수의 [17]별개의 위성이라고 주장했다.거리는 1913년 Ejnar [18][19]Hertzsprung에 의해 헨리에타 레빗이 SMC에서 1912년 측정한 세페이드 변수를 사용하여 처음 추정되었다.세페이드 척도의 재보정을 통해 할로우 섀플리는 측정을 [20]정교하게 할 수 있었고, 추가적인 [21]연구를 거쳐 1952년에 다시 수정되었다.

특성.

대마젤란 구름(LMC).
소마젤란 구름(SMC).
전경별을 제거한 상태에서 Gaia EDR3 데이터에서 LMC 및 SMC 렌더링

대마젤란 구름과 그 이웃이자 친척인 소마젤란 구름은 남반구에서 눈에 띄는 물체이며 육안으로는 은하수의 분리된 조각처럼 보입니다.밤하늘에서 약 21° 떨어져 있고, 그들 사이의 실제 거리는 대략 75,000광년이다.1994년 궁수자리 왜소 타원 은하가 발견되기 전까지, 그것들은 우리 은하와 가장 가까운 것으로 알려진 은하였습니다. (2003년 이후, 큰개자리 왜소 은하가 더 가까이 있는 것으로 발견되었고, 현재는 실제로 가장 가까운 이웃으로 여겨지고 있습니다.)LMC는 약 160,000광년 떨어진 [22][23][24][25]곳에 있는 반면 SMC는 약 200,[26]000광년 떨어져 있습니다.LMC는 SMC 직경의 약 2배(각각 14,000ly 및 7,000ly)입니다.비교하자면, 우리 은하의 지름은 약 10만 리입니다.

이 두 은하의 총 질량은 불확실합니다.그들의 가스 중 극히 일부만이 별들로 합쳐진 것으로 보이며 아마도 둘 다 큰 암흑 물질 할로겐을 가지고 있을 것이다.LMC의 총 질량에 대한 최근 추정치는 은하수의 10분의 1입니다.그것은 LMC를 현재의 관측 가능한 우주에서 오히려 큰 은하로 만들 것입니다.상대적으로 가까운 은하의 크기가 심하게 치우쳐 있기 때문에, 평균 질량은 잘못된 통계치가 될 수 있습니다.등급으로 볼 때, LMC는 지역 은하군에서 50개 이상의 은하 중 네 번째로 무거운 은하입니다.마젤란 은하계가 역사적으로 은하수의 일부가 아니라는 것은 SMC가 LMC를 매우 오랫동안 공전해왔다는 증거입니다.마젤란계는 국부성단 가장자리에 있는 NGC 3109계와 가장 흡사한 것으로 보입니다.

천문학자들은 오랫동안 마젤란 은하가 현재 거리만큼 은하수 주위를 돌고 있다고 추측해 왔지만, 증거에 따르면 그들이 [27]지금처럼 은하수에 근접하는 것은 드문 일이다.관측과 이론적 증거에 따르면 마젤란운은 은하수 근처를 이동할 때 우리 은하와의 조석 상호작용에 의해 크게 왜곡되어 왔다.LMC는 중성 수소의 전파 망원경 이미지에서 매우 선명한 나선 구조를 유지합니다.중성 수소의 흐름은 은하수를 은하수 및 서로 연결하고, 둘 다 붕괴된 막대나선은하를 [28]닮았습니다.그들의 중력은 은하수에도 영향을 미쳐 은하 원반의 바깥 부분을 왜곡시켰다.

그들의 다른 구조와 낮은 질량을 제외하고, 그것들은 두 가지 면에서 우리 은하와 다릅니다.그들은 가스가 풍부합니다; 은하수에 [29]비해 질량의 높은 부분이 수소와 헬륨입니다.또한 LMC와 SMC의 가장 어린 별들은 [30]각각 태양보다 0.5배와 0.25배의 금속 함량을 가지고 있습니다.두 별 모두 성운과 젊은 별 집단으로 알려져 있지만, 우리 은하에서 별들의 범위는 매우 젊은 별에서 매우 나이가 많은 별까지 다양하며, 이는 오랜 항성 [31]형성 역사를 보여줍니다.

대마젤란운은 4세기 동안 관측된 가장 밝은 초신성(SN 1987A)의 숙주 은하였다.

2006년에 발표된 허블우주망원경으로 측정한 결과, 마젤란운은 은하수의 [32]오랜 동반자이기에는 너무 빠르게 움직이고 있는 것으로 나타났습니다.만약 그들이 궤도에 있다면, 그 궤도는 적어도 40억 년이 걸린다.그들은 아마도 첫 번째 접근 중이고 우리는 은하가 미래에 안드로메다 은하(아마도 삼각형자리 은하)와 병합될 것으로 예상되는 은하 병합의 시작을 목격하고 있습니다.

2019년 천문학자들은 가이아 데이터를 이용하여 젊은 성단 프라이스-휠란 1을 발견했다.이 성단은 금속 함량이 낮으며 마젤란 구름의 앞팔에 속합니다.이 성단의 존재는 마젤란 구름의 선두 팔이 은하수로부터 90,000광년 떨어져 있다는 것을 암시합니다. 이는 이전에 [33]생각했던 것보다 더 가까운 것입니다.

미니 마젤란 구름(MMC)

천체 물리학자 D.S. 매튜슨, V. L. 포드, N.Visvanathan은 SMC가 실제로 둘로 분할되어 SMC의 주요 부분(지구 관점에서 볼 때) 뒤에 이 은하의 작은 부분이 있고 약 30,000광년 떨어져 있을 것이라고 제안했습니다.그 이유는 과거 SMC를 분할한 LMC와의 상호 작용에 의한 것이며, 두 섹션은 여전히 서로 떨어져 있기 때문이라고 합니다.그들은 이 작은 잔해를 미니 마젤란 [34][35]구름이라고 명명했다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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원천

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외부 링크