Grand Nuage de Magellan - Large Magellanic Cloud
| Grand Nuage de Magellan | |
|---|---|
 | |
| Données d'observation ( époque J2000 ) | |
| Constellation | Dorado / Mensa |
| Ascension droite | 05 h 23 m 34,5 s |
| Déclinaison | −69° 45′ 22″ |
| Distance | 163.0 kly (49.97 kpc ) |
| Magnitude apparente (V) | 0,9 |
| Caractéristiques | |
| Taper | SB(s)m |
| Masse | 10 10 M ☉ |
| Taille | 14 000 ly de diamètre ( ~ 4,3 kpc ) |
| Taille apparente (V) | 10,75 ° × 9,17 ° |
| Autres désignations | |
| LMC, ESO 56-G 115, PGC 17223, Nubecula Major | |
Le Grand Nuage de Magellan ( LMC ) est une galaxie satellite de la Voie Lactée . A une distance d'environ 50 kiloparsecs (≈160 000 années-lumière ), le LMC est la deuxième ou troisième galaxie la plus proche de la Voie lactée, après la Sagittaire naine sphéroïdale ( ~ 16 kpc) et la possible galaxie naine irrégulière connue sous le nom de Canis Major Overdensity . Basé sur des étoiles facilement visibles et une masse d'environ 10 milliards de masses solaires , le diamètre du LMC est d'environ 14 000 années-lumière (4,3 kpc). Elle est environ un centième de la masse de la Voie Lactée et est la quatrième plus grande galaxie du Groupe Local , après la Galaxie d'Andromède (M31), la Voie Lactée et la Galaxie du Triangle (M33).
Le LMC est classé comme une spirale de Magellan . Il contient une barre stellaire géométriquement décentrée, suggérant qu'il s'agissait d'une galaxie spirale naine barrée avant que ses bras spiraux ne soient perturbés, probablement par les interactions de marée du Petit Nuage de Magellan (SMC) et la gravité de la Voie Lactée.
Avec une déclinaison d'environ -70°, le LMC est visible comme un faible "nuage" depuis l' hémisphère sud de la Terre et d'aussi loin au nord que 20° N. Il chevauche les constellations Dorado et Mensa et a une longueur apparente d'environ 10° à l'œil nu, 20 fois le diamètre de la Lune , des sites sombres à l'abri de la pollution lumineuse .
La Voie lactée et le LMC devraient entrer en collision dans environ 2,4 milliards d'années.
Histoire de l'observation
Les deux nuages ont été facilement visibles pour les observateurs nocturnes du sud depuis la préhistoire. Il a été affirmé que la première mention écrite connue du Grand Nuage de Magellan était par l' astronome persan ' Abd al-Rahman al-Sufi Shirazi (plus tard connu en Europe sous le nom de "Azophi"), dans son Livre des étoiles fixes vers 964 après JC. . Cependant, cela semble être un malentendu d'une référence à certaines étoiles au sud de Canopus qu'il admet ne pas avoir vues.
La première observation enregistrée confirmée était en 1503-1504 par Amerigo Vespucci dans une lettre sur son troisième voyage. Il a mentionné « trois Canopes [ sic ], deux brillants et un obscur » ; "lumineux" fait référence aux deux Nuages de Magellan , et "obscur" fait référence au Sac de Charbon .
Ferdinand Magellan a aperçu le LMC lors de son voyage en 1519 et ses écrits l'ont fait connaître en Occident . La galaxie porte désormais son nom. La galaxie et l'extrémité sud de Dorado sont dans l'époque actuelle à l'opposition vers le 5 décembre lorsqu'elles sont ainsi visibles du coucher au lever du soleil depuis des points équatoriaux tels que l'Équateur, les Congos, l'Ouganda, le Kenya et l'Indonésie et pendant une partie de la nuit dans les mois voisins. En dessous d'environ 28° au sud, la galaxie est toujours suffisamment au-dessus de l'horizon pour être considérée comme correctement circumpolaire , ainsi le printemps et l'automne sont également des saisons de visibilité nocturne, et la hauteur de l'hiver en juin coïncide presque avec la proximité la plus proche de l'apparente du Soleil. position.
Des mesures avec le télescope spatial Hubble , annoncées en 2006, suggèrent que les grands et petits nuages de Magellan se déplacent peut-être trop rapidement pour orbiter autour de la Voie lactée .
Géométrie
Le Grand Nuage de Magellan a une barre centrale proéminente et un bras en spirale . La barre centrale semble être déformée de sorte que les extrémités est et ouest sont plus proches de la Voie lactée que le milieu. En 2014, les mesures du télescope spatial Hubble ont permis de déterminer une période de rotation de 250 millions d'années.
Le LMC a longtemps été considéré comme une galaxie planaire que l'on pouvait supposer située à une seule distance du système solaire. Cependant, en 1986, Caldwell et Coulson ont découvert que les variables de terrain des céphéides dans le nord-est sont plus proches de la Voie lactée que celles du sud-ouest. De 2001 à 2002, cette géométrie inclinée a été confirmée par les mêmes moyens, par le noyau d'étoiles rouges brûlant de l'hélium, et par la pointe de la branche géante rouge. Les trois articles trouvent une inclinaison de ~ 35°, là où une galaxie face à face a une inclinaison de 0°. D'autres travaux sur la structure du LMC utilisant la cinématique des étoiles de carbone ont montré que le disque du LMC est à la fois épais et évasé. Concernant la distribution des amas d'étoiles dans le LMC, Schommer et al. mesuré les vitesses pour ~ 80 clusters et a constaté que le système de clusters du LMC a une cinématique cohérente avec les clusters se déplaçant dans une distribution semblable à un disque. Ces résultats ont été confirmés par Grocholski et al., qui ont calculé les distances à un échantillon d'amas et montré que le système d'amas est distribué dans le même plan que les étoiles du champ.
Distance
| • GMW | – Grand Nuage de Magellan |
| • KMW | – Petit Nuage de Magellan |
| • SPG | – Pôle Sud galactique |
| • MSI | – Première compression d'hydrogène dans le courant de Magellan |
| • 3 | – 30 Dorados |
| • W | – Aile du KMW |
La distance au LMC a été calculée à l'aide de bougies standard ; Les variables céphéides sont l'une des plus populaires. Il a été démontré que ceux-ci ont une relation entre leur luminosité absolue et la période sur laquelle leur luminosité varie. Cependant, la variable de métallicité doit également être considérée comme une composante de cela, car le consensus est que cela affecte probablement leurs relations période-luminosité . Malheureusement, ceux de la Voie lactée généralement utilisés pour calibrer la relation sont plus riches en métaux que ceux trouvés dans le LMC.
Des télescopes optiques modernes de classe 8 mètres ont découvert des binaires à éclipse dans tout le groupe local . Les paramètres de ces systèmes peuvent être mesurés sans hypothèses de masse ou de composition. Les échos lumineux de la supernova 1987A sont également des mesures géométriques, sans aucun modèle ni hypothèse stellaire.
En 2006, la luminosité absolue des Céphéides a été recalibrée à l'aide des variables des Céphéides dans la galaxie Messier 106 qui couvrent une gamme de métallicités. En utilisant cet étalonnage amélioré, ils trouvent un module de distance absolu de , ou 48 kpc (160 000 années-lumière). Cette distance a été confirmée par d'autres auteurs.
En croisant différentes méthodes de mesure, on peut délimiter la distance ; les erreurs résiduelles sont maintenant inférieures aux paramètres de taille estimés du LMC.
Les résultats d'une étude utilisant des binaires à éclipse de type tardif pour déterminer la distance avec plus de précision ont été publiés dans la revue scientifique Nature en mars 2013. Une distance de 49,97 kpc (163 000 années-lumière) avec une précision de 2,2 % a été obtenue.
Caractéristiques
Comme de nombreuses galaxies irrégulières , le LMC est riche en gaz et en poussières, et subit actuellement une vigoureuse activité de formation d'étoiles . Il contient la nébuleuse de la tarentule , la région de formation d'étoiles la plus active du groupe local.
Le LMC possède un large éventail d'objets et de phénomènes galactiques qui le font connaître comme un « trésor astronomique, un grand laboratoire céleste pour l'étude de la croissance et de l'évolution des étoiles », selon Robert Burnham Jr. Des études de la galaxie ont trouvé environ 60 amas globulaires , 400 nébuleuses planétaires et 700 amas ouverts , ainsi que des centaines de milliers d' étoiles géantes et supergéantes . La supernova 1987A — la supernova la plus proche de ces dernières années — se trouvait dans le Grand Nuage de Magellan. Lionel-Murphy SNR (N86) azote -abundant supernova reste a été nommé par les astronomes à l' Australian National University « s Mont Stromlo Observatoire , reconnaissant australien Haute Cour de justice Lionel Murphy » intérêt de la science et de sa ressemblance perçue à son grand nez.
Un pont de gaz relie le Petit Nuage de Magellan (SMC) au LMC, ce qui témoigne de l'interaction des marées entre les galaxies. Les nuages de Magellan ont une enveloppe commune d'hydrogène neutre, indiquant qu'ils sont liés gravitationnellement depuis longtemps. Ce pont de gaz est un site de formation d'étoiles.
Sources de rayons X
Aucun rayon X au-dessus du bruit de fond n'a été détecté dans l'un ou l'autre des nuages pendant le vol de la fusée Nike-Tomahawk du 20 septembre 1966, ni celui de deux jours plus tard. Le second a décollé de l' atoll de Johnston à 17h13 UTC et a atteint un apogée de 160 km (99 mi), avec une stabilisation de la rotation à 5,6 rps. Le LMC n'a pas été détecté dans la gamme de rayons X de 8 à 80 keV.
Un autre a été lancé depuis le même atoll à 11:32 UTC le 29 octobre 1968, pour scanner le LMC à la recherche de rayons X. La première source de rayons X discrète dans Dorado était à RA 05 h 20 m Dec -69°, et c'était le Grand Nuage de Magellan. Cette source de rayons X s'étendait sur environ 12° et est cohérente avec le Cloud. Son taux d'émission entre 1,5 et 10,5 keV pour une distance de 50 kpc est de 4 x 10 38 ergs/s. Un instrument d' astronomie à rayons X a été embarqué à bord d'un missile Thor lancé depuis le même atoll le 24 septembre 1970, à 12h54 UTC et à des altitudes supérieures à 300 km (190 mi), pour rechercher le Petit Nuage de Magellan et étendre l'observation de le LMC. La source dans le LMC est apparue étendue et contenait l'étoile ε Dor . La luminosité des rayons X (L x ) sur la plage de 1,5 à 12 keV était de 6 × 10 31 W (6 × 10 38 erg/s).
Le Grand Nuage de Magellan (LMC) apparaît dans les constellations Mensa et Dorado . LMC X-1 (la première source de rayons X dans le LMC) est à RA 05 h 40 m 05 s Dec -69° 45′ 51″, et est une source binaire de rayons X de masse élevée (système stellaire) ( HMXB ). Parmi les cinq premiers binaires de rayons X LMC lumineux : LMC X-1, X-2, X-3, X-4 et A 0538-66 (détecté par Ariel 5 à A 0538-66), LMC X-2 est le un système binaire à rayons X de faible masse ( LMXB ) brillant dans le LMC.
DEM L316 dans le Cloud se compose de deux restes de supernova. Les spectres de rayons X de Chandra montrent que la coquille de gaz chaud en haut à gauche contient une abondance de fer. Cela implique que le SNR supérieur gauche est le produit d'une supernova de type Ia ; beaucoup plus faible, une telle abondance dans le reste inférieur dément une supernova de type II .
Un pulsar à rayons X de 16 ms est associé au SNR 0538-69.1. Le SNR 0540-697 a été résolu à l'aide de ROSAT .
Galerie
Une partie de l'ensemble de données SMASH montrant une vue grand angle du Grand Nuage de Magellan
Grand Nuage de Magellan photographié par un astronome amateur. Les étoiles non liées ont été supprimées.
Grand Nuage de Magellan rendu à partir de Gaia EDR3
Grand Nuage de Magellan rendu à partir de Gaia EDR3 sans étoiles au premier plan
