Small Magellanic Cloud (SMC) ist eine Zwergmilchstraße. Es hat ein Diameter von ungefähr 7,000 Lichtjahren und enthält mehrere hundert Millionen Sterne. Es hat eine Gesamtmasse von etwa 7 Milliarden Male der Masse unserer Sonne.

Einige sinnen nach, dass der SMC einmal eine abgesperrte spiralförmige Milchstraße war, die durch die Milchstraße gestört wurde, etwas unregelmäßig zu werden. Es enthält eine Hauptbar-Struktur.

In einer Entfernung von ungefähr 200,000 Lichtjahren ist es einer der nächsten Nachbarn der Milchstraße. Es ist auch einer der entferntesten Gegenstände, die mit dem bloßen Auge gesehen werden können.

Mit einer Mittelneigung von etwa-73 Graden kann es nur von der Südlichen Halbkugel und den niedrigeren Breiten der Nordhemisphäre angesehen werden. Es wird in der Konstellation von Tucana gelegen und erscheint als ein nebeliger, leichter Fleck im Nachthimmel ungefähr 3 Grade darüber. Es sieht wie ein distanziertes Stück der Milchstraße aus. Da es eine sehr niedrige Oberflächenhelligkeit hat, wird es am besten von einer dunklen Seite weg von Stadtlichtern angesehen.

Es bildet ein Paar mit Large Magellanic Cloud (LMC), die weiter 20 Grade nach Osten lügt. Die Kleine Magellanic Wolke ist ein Mitglied von Local Group.

Beobachtungsgeschichte

In der südlichen Halbkugel sind die Wolken von Magellanic lange in die Überlieferung von geborenen Einwohnern, einschließlich Südseeinselbewohner und einheimischer Australier eingeschlossen worden. Persischer Astronom Al Sufi hat die größeren von den zwei Wolken als Al Bakr, der Weiße Ochse etikettiert. Europäische Matrosen können zuerst die Wolken während des Mittleren Alters bemerkt haben, als sie für die Navigation verwendet wurden. Portugiesische und holländische Matrosen haben sie die Kap-Wolken, ein Name genannt, der seit mehreren Jahrhunderten behalten wurde. Während der Umschiffung der Erde durch Ferdinand Magellan in 1519-22 wurden sie von Antonio Pigafetta als dunkle Trauben von Sternen beschrieben. Im himmlischen Atlas von Johann Bayer Uranometria, veröffentlicht 1603, hat er die kleinere Wolke, Geringer Nubecula genannt. In Latein hat Nubecula eine kleine Wolke vor.

Zwischen 1834 und 1838 hat John Frederick William Herschel Beobachtungen der südlichen Himmel mit seinem Reflektor von der Königlichen Sternwarte an Kap der guten Hoffnung gemacht. Während er den Nubecula Minderjährigen beobachtet hat, hat er es als eine bewölkte Masse des Lichtes mit einer ovalen Gestalt und einem hellen Zentrum beschrieben. Innerhalb des Gebiets dieser Wolke hat er eine Konzentration von 37 Nebelflecken und Trauben katalogisiert.

1891 hat Universitätssternwarte von Harvard eine Beobachten-Station an Arequipa, Peru geöffnet. Von 1893 und 1906, unter der Richtung von Solon Bailey, wurde das Fernrohr an dieser Seite verwendet, um fotografisch sowohl die Großen als auch Kleinen Magellanic Wolken zu überblicken. Henrietta Swan Leavitt, ein Astronom an der Universitätssternwarte von Harvard, hat die Teller von Arequipa verwendet, um die Schwankungen in der Verhältnislichtstärke von Sternen im SMC zu studieren. 1908 wurden die Ergebnisse ihrer Studie veröffentlicht, der gezeigt hat, dass ein Typ des variablen Sterns eine "Traube-Variable", später genannt eine Variable von Cepheid nach dem Prototyp-Stern Delta Cephei genannt hat, hat eine bestimmte Beziehung zwischen der Veränderlichkeitsperiode und der Lichtstärke des Sterns gezeigt. Diese wichtige Beziehung der Periode-Lichtstärke hat der Entfernung zu jeder anderen cepheid Variable erlaubt, in Bezug auf die Entfernung zum SMC geschätzt zu werden. Folglich, sobald die Entfernung zum SMC mit der größeren Genauigkeit bekannt war, konnten Variablen von Cepheid als eine Standardkerze verwendet werden, für die Entfernungen zu anderen Milchstraßen zu messen.

Mit dieser Beziehung der Periode-Lichtstärke 1913 wurde die Entfernung zum SMC zuerst von Ejnar Hertzsprung geschätzt. Zuerst hat er dreizehn nahe gelegene cepheid Variablen gemessen, um den absoluten Umfang einer Variable mit einer Periode eines Tages zu finden. Indem er das mit der Periodizität der Variablen, wie gemessen, durch Leavitt verglichen hat, ist er im Stande gewesen, eine Entfernung von 10,000 parsecs (30,000 Lichtjahre) zwischen der Sonne und dem SMC zu schätzen. Das hat sich später erwiesen, eine grobe Unterschätzung der wahren Entfernung zu sein, aber sie hat wirklich die potenzielle Nützlichkeit dieser Technik demonstriert.

Röntgenstrahl-Quellen

Die Kleine Magellanic Wolke enthält eine große und erwerbstätige Bevölkerung von Röntgenstrahl-Dualzahlen. Neue Sternbildung hat zu einer großen Bevölkerung von massiven Sternen und Hoch-Massenröntgenstrahl-Dualzahlen (HMXBs) geführt, die die Reliquien des kurzlebigen oberen Endes der anfänglichen Massenfunktion sind. Die junge Sternbevölkerung und die Mehrheit der bekannten Röntgenstrahl-Dualzahlen werden in der Bar des SMC konzentriert.

HMXB Pulsars lassen Neutronensterne (NSs) in binären Systemen mit dem Seien-Typ (geisterhafter Typ 09-B2, Lichtstärke-Klassen V-III) oder superriesige Sternbegleiter rotieren. Die meisten HMXBs sind, Typ Sein, die für 70 % in der Milchstraße 98 % im SMC verantwortlich sind (Coe u. a. 2005). Äquatoriale Platte des Seiet-Sterns stellt ein Reservoir der Sache zur Verfügung, die auf den NS während des periastron Durchgangs anwachsen lassen werden kann (bekannteste Systeme haben große Augenhöhlenseltsamkeit), oder während groß angelegter Plattenausweisungsepisoden. Dieses Drehbuch führt zu Reihen von Röntgenstrahl-Ausbrüchen mit typischem

Lichtstärke LX=10^36-10^37 Erg s1, der in der Augenhöhlenperiode, plus seltene riesige Ausbrüche der größeren Dauer und Lichtstärke unter Drogeneinfluss ist (sieh Negueruela 1998 für eine Rezension).

Die Überwachung von Überblicken über den SMC hat mit Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) der NASA geleistet (Laycock u. a. 2005, nachher L05; Galache u. a. 2008) sehen Röntgenstrahl-Pulsars im Ausbruch an> 1036 Erg s1 und haben 50 am Ende von 2008 gezählt. Der ROSAT und die ASCA Missionen haben viele schwache Röntgenstrahl-Punkt-Quellen entdeckt (z.B, Haberl & Sasaki 2000), aber die typischen Stellungsunklarheiten haben oft positive Identifizierung schwierig gemacht. Neue Studien mit dem XMM-Newton (Haberl u. a. 2008; Haberl & Pietsch 2004) und Chandra (Antoniou u. a. 2009; Rand u. a. 2004 und Laycock u. a. 2010) haben jetzt mehrere hundert Röntgenstrahl-Quellen in der Richtung auf den SMC, katalogisiert, von denen vielleicht Hälfte als wahrscheinlicher HMXBs und der Rest eine Mischung von Vordergrundsternen und Hintergrund-AGN betrachtet werden.

Keine Röntgenstrahlen über dem Hintergrund wurden von den Magellanic Wolken während am 20. September 1966, Nike Kriegsbeil-Flug beobachtet. Die Ballon-Beobachtung von Mildura, Australien, am 24. Oktober 1967, des SMC hat eine obere Grenze der Röntgenstrahl-Entdeckung festgelegt. Ein Röntgenstrahl-Astronomie-Instrument wurde an Bord einer Rakete von Thor getragen, die vom Atoll Johnston am 24. September 1970, an 12:54 UTC für Höhen oben 300 km gestartet ist, um nach der Kleinen Magellanic Wolke zu suchen. Der SMC wurde mit einer Röntgenstrahl-Lichtstärke (L) 5 x 10 ergs/s in der Reihe 1.5-12 keV und 2.5 x 10 ergs/s in der Reihe 5-50 keV für eine anscheinend verlängerte Quelle entdeckt.

Der vierte Katalog von Uhuru verzeichnet eine frühe Röntgenstrahl-Quelle innerhalb der Konstellation Tucana: 4U 0115-73 (3U 0115-73, 2A 0116-737, SMC x-1). Uhuru hat den SMC am 1. Januar, 12, 13, 16, und 17, 1971 beobachtet, und hat eine Quelle entdeckt, die unter 01149-7342 gelegen ist, der dann SMC x-1 benannt wurde. Einige Röntgenstrahl-Zählungen wurden auch am 14. Januar, 15, 18, und 19, 1971 empfangen. Der dritte Ariel 5 Katalog (3A) enthält auch diese frühe Röntgenstrahl-Quelle innerhalb von Tucana: 3A 0116-736 (2A 0116-737, SMC x-1). Der SMC x-1, ein HMXRB, ist an der J2000 Neigung der richtigen Besteigung (RA) (Dez).

Zwei zusätzliche Quellen haben entdeckt und haben in 3A Schlagseite gehabt schließen SMC x-2 an 3A 0042-738 und SMC x-3 an 3A 0049-726 ein.

Mini Magellanic Cloud (MMC)

Es ist von Astrophysikern D. S. Mathewson, V. L. Ford und N. Visvanathan vorgeschlagen worden, dass der SMC tatsächlich in zwei, mit einer kleineren Abteilung dieser Milchstraße hinter der Hauptrolle des SMC (wie gesehen, von unserer Perspektive) gespalten, und durch ungefähr 30,000 ly getrennt werden kann. Sie weisen darauf hin, dass der Grund dafür wegen einer vorigen Wechselwirkung mit dem LMC das Aufspalten des SMC ist, und dass sich die zwei Abteilungen noch einzeln bewegen. Sie haben diesen kleineren Rest die Magellanic Miniwolke synchronisiert.

Siehe auch

• Kleine Magellanic Wolke in der Fiktion
• Große Magellanic Wolke
• Magellanic Wolken
• Gegenstände innerhalb der kleinen Magellanic Wolke
• NGC 265
• NGC 290
• NGC 346
• NGC 347
• NGC 602

Links

• NASA Extragalactic Datenbankeintragung auf dem SMC
• SEDS Zugang auf dem SMC
• SMC an ESA/Hubble
• Astronomie-Bild des Tages 2010 am 7. Januar Der Schwanz der Kleinen Magellanic Wolke - Wahrscheinlich abgezogen von der Milchstraße durch Gravitationsgezeiten enthält der Schwanz größtenteils Gas-, Staub und kürzlich gebildete Sterne.