Kopš seniem laikiem cilvēki ir skatījušies nakts debesīs un ir pārsteigti par debesu objektiem, kas atskatās uz tiem. Kaut arī šie objekti kādreiz tika uzskatīti par dievišķa rakstura un vēlāk sajaukti ar komētām vai citām astroloģiskām parādībām, pastāvīga novērošana un instrumentu uzlabošana ļāva šos objektus identificēt tā, kādi tie ir.
Piemēram, ir mazie un lielie Magelāņu mākoņi, divi lieli zvaigžņu un gāzes mākoņi, ko ar neapbruņotu aci var redzēt dienvidu puslodē. Atrodas 200 000 un 160 000 gaismas gadu attālumā no Piena ceļa galaktikas (attiecīgi), šo objektu patiesā būtība ir saprotama tikai apmēram gadsimtu. Un tomēr šiem objektiem joprojām ir daži noslēpumi, kas vēl jāatrisina.
Raksturojums:
Lielais Magellāna mākonis (LMC) un blakus esošais Mazais Magelāna mākonis (SMC) ir zvaigžņoti reģioni, kas riņķo ap mūsu galaktiku, un izskatās saredzami kā atdalīti Piena ceļa gabali. Lai arī nakts debesīs tos atdala 21 grāds - aptuveni 42 reizes lielāks par pilnmēness platumu -, to patiesais attālums ir apmēram 75 000 gaismas gadu viens no otra.
Lielais Magelāna mākonis atrodas apmēram 160 000 gaismas gadu attālumā no Piena ceļa Dorado zvaigznājā. Tas padara to par trešo mums vistuvāko galaktiku aiz Strēlnieka rūķu un Canis galveno punduru galaktikām. Tikmēr Mazais Magelāna mākonis atrodas Tucana zvaigznājā, aptuveni 200 000 gaismas gadu attālumā.
LMC ir aptuveni divas reizes lielāks nekā SMC diametrs, mērot apmēram 14 000 gaismas gadus visā salīdzinājumā ar 7000 gaismas gadiem (salīdzinājumā ar 100 000 gaismas gadiem Piena Ceļam). Tas padara to par 4. lielāko galaktiku mūsu Lokālajā galaktiku grupā pēc Piena Ceļa, Andromedas un Trianguluma galaktikas. LMC ir apmēram 10 miljardus reižu masīvāks nekā mūsu saule (apmēram desmitā daļa no Piena ceļa masas), savukārt SMC ir līdzvērtīgs apmēram 7 miljardiem saules masu.
Pēc struktūras astronomi ir klasificējuši LMC kā neregulāra tipa galaktiku, taču tās centrā ir ļoti ievērojama josla. Ergo, iespējams, ka tā bija nobīdīta spirāle pirms tās gravitācijas mijiedarbības ar Piena Ceļu. SMC ir arī centrālās joslas struktūra, un tiek domāts, ka arī tā savulaik bija novājināta spirālveida galaktika, kuru Piena ceļš izjauca, lai tā kļūtu nedaudz neregulāra.
Papildus atšķirīgajai struktūrai un zemākajai masai tie atšķiras no mūsu galaktikas divos galvenajos veidos. Pirmkārt, tie ir bagāti ar gāzi - tas nozīmē, ka viņu masas lielāka daļa ir ūdeņradis un hēlijs - un tiem ir slikta metalitāte (tas nozīmē, ka viņu zvaigznes ir mazāk metālu bagātas nekā Piena Ceļa). Abiem ir miglāju un jauno zvaigžņu populācijas, bet tos veido zvaigznes, sākot no ļoti jauniem līdz ļoti veciem.
Faktiski šī gāzes pārpilnība nodrošina to, ka Magelānas mākoņi spēj radīt jaunas zvaigznes, dažām no tām esot tikai dažiem simtiem miljonu gadu. Īpaši tas attiecas uz LMC, kas lielos daudzumos ražo jaunas zvaigznes. Labs piemērs tam ir kvēlojoši sarkanais Tarantulas miglājs - gigantisks zvaigžņu veidošanās reģions, kas atrodas 160 000 gaismas gadu attālumā no Zemes.
Astronomi lēš, ka Magelāna mākoņi izveidojās aptuveni pirms 13 miljardiem gadu, aptuveni tajā pašā laikā, kad Piena Ceļa galaktika. Tāpat kādu laiku tiek uzskatīts, ka Magelāna mākoņi riņķo pa Piena ceļu tuvu pašreizējiem attālumiem. Tomēr novērojumu un teorētiskie pierādījumi liecina, ka plūdmaiņu mijiedarbība ar Piena ceļu mākoņus ir ievērojami izkropļojusi, ceļot tiem tuvu.
Tas norāda, ka viņi, visticamāk, nav tik bieži nokļuvuši tik tuvu Piena ceļam kā tagad. Piemēram, mērījumi, kas veikti ar Habla kosmisko teleskopu 2006. gadā, liecināja, ka Magelānijas mākoņi var pārvietoties pārāk ātri, lai būtu Piena ceļa ilgtermiņa pavadoņi. Faktiski viņu ekscentriskās orbītas ap Piena Ceļu, šķiet, norāda, ka viņi tuvu mūsu galaktikai ir nonākuši tikai vienreiz kopš Visuma sākuma.
Tam sekoja 2010. gadā veikts pētījums, kas norādīja, ka Magelanas mākoņi var iet caur mākoņiem, kas pagātnē, iespējams, tika izraidīti no Andromedas galaktikas. Par Magelanas mākoņu un Piena ceļa mijiedarbību liecina to struktūra un neitrāla ūdeņraža straumes, kas tos savieno. Viņu smagums ir ietekmējis arī Piena ceļu, izkropļojot galaktikas diska ārējās daļas.
Novērošanas vēsture:
Dienvidu puslodē Magelāņu mākoņi bija vietējo iedzīvotāju, ieskaitot Austrālijas aborigēnus, Jaunzēlandes maorus un Klusā okeāna dienvidu daļas Polinēzijas iedzīvotājus, mitoloģijas sastāvdaļa. Pēdējiem tie kalpoja par nozīmīgiem navigācijas marķieriem, savukārt maori tos izmantoja kā vēju prognozētājus.
Kamēr pētījums Magellanic Clouds datējams ar 1. gadu tūkstoti pirms mūsu ēras, agrākais izdzīvojušais pieraksts nāk no 10. gadsimta persiešu astronoma Al Sufi. Savā 964. traktātā Fiksēto zvaigžņu grāmata, viņš piezvanīja uz LMC al-Bakrs (“Aitas”) “dienvidu arābi”. Viņš arī atzīmēja, ka Mākonis nav redzams no Arābijas ziemeļiem vai Bagdādes, bet to var redzēt Arābijas pussalas dienvidu galā.
Tiek uzskatīts, ka līdz 15. gadsimta beigām eiropieši ir iepazinuši Magelāņu mākoņus, pateicoties izpētes un tirdzniecības misijām, kas viņus aizveda uz dienvidiem no ekvatora. Piemēram, portugāļu un holandiešu jūrnieki viņus iepazina kā Mākoņu ragu, jo tos varēja aplūkot tikai tad, ja kuģojam apkārt Horna ragam (Dienvidamerika) un Labās cerības ragam (Dienvidāfrika).
Ferdinanda Magelāna (1519–22) veiktās Zemes apkārtnes laikā Venēcijas Antonio Pigafetta (Magelanas hronists) aprakstīja Magelāna mākoņus kā blāvas zvaigžņu kopas. 1603. gadā vācu debess kartogrāfs Johans Baiers publicēja savu debess atlantu Uranometrija, kur viņš mazāko mākoni nosauca par “Nebecula Minor” (latīņu valodā nozīmē “mazais mākonis”).
Laikā no 1834. līdz 1838. gadam angļu astronoms Džons Heršels veica dienvidu debesu apsekojumus no Karaliskās observatorijas Labās Cerības ragā. Novērojot SMC, viņš raksturoja to kā duļķainu gaismas masu ar ovālu formu un gaišu centru un kataloģizēja tajā 37 miglāju un kopu koncentrāciju.
1891. gadā Hārvarda koledžas observatorija atvēra novērošanas staciju Peru dienvidos. Laikā no 1893. līdz 1906. gadam astronomi izmantoja observatorijas 61 cm (24 collu) teleskopu, lai apsekotu un nofotografētu LMC un SMC. Viens no šādiem astronomiem bija Henriette Swan Leavitt, kurš izmantoja observatoriju, lai atklātu Cephied Variable zvaigznes SMC.
Viņas atradumi tika publicēti 1908. gadā pētījumā ar nosaukumu “1777 mainīgie liellopu mākoņos”, kurā viņa parādīja saistību starp šīs zvaigznes mainīguma periodu un spilgtumu - kas kļuva par ļoti uzticamu līdzekli attāluma noteikšanai. Tas ļāva noteikt SMC attālumu un kļuva par standarta metodi attāluma mērīšanai līdz citām galaktikām nākamajās desmitgadēs.
Kā jau tika atzīmēts, 2006. gadā tika paziņoti mērījumi, kas veikti Habla kosmiskā teleskopa iesūdzēšanai un kas liek domāt, ka lielie un mazie Magelāņu mākoņi varētu pārvietoties pārāk ātri, lai ap tiem riņķotu Piena Ceļā. Tas ir radījis teoriju, ka tie ir cēlušies no citas galaktikas, visticamāk, Andromedas, un tika izlikti galaktikas apvienošanās laikā.
Ņemot vērā to sastāvu, šie mākoņi - īpaši LMC - kādu laiku turpinās veidot jaunas zvaigznes. Un galu galā, miljoniem gadu pēc šī laika, šie mākoņi var saplūst ar mūsu pašu Piena ceļa galaktiku. Vai arī viņi varētu turpināt mums apkārt riņķot, ejot pietiekami tuvu, lai sūkāt ūdeņradi un turpināt savu zvaigžņu veidošanās procesu.
Bet dažu miljardu gadu laikā, kad Andromedas galaktika saduras ar mūsu pašu, viņiem var likties, ka viņiem nav citas izvēles kā saplūst ar iegūto milzu galaktiku. Varētu teikt, ka Andromeda pauž nožēlu par viņu izspiešanu un ierodas tos savākt!
Mēs esam uzrakstījuši daudzus rakstus par žurnālu “Magellanic Clouds” kosmosa žurnālam. Lūk, kas ir mazais Magellāna mākonis ?, Kas ir lielais Magelāņu mākonis ?, nozagtais: Magelāna mākoņi - atgriešanās Andromedā, Magellāņu mākoņi šeit ir pirmo reizi.
Ja vēlaties iegūt vairāk informācijas par galaktikām, skatiet Habblesite jaunumu paziņojumus par galaktikām un šeit ir NASA Zinātnes lapa par galaktikām.
Mēs esam ierakstījuši arī astronomijas dalībnieku epizodi par galaktikām - epizode 97: galaktikas.
Avoti:
- Wikipedia - Magellanic Clouds
- ESO - Magelāņu mākoņi
- Hiperfizika - Magelāna mākoņi
- NASA -Magelānijas mākoņi
