大マゼラン雲

大マゼラン雲
最も明るい特徴が記された大マゼラン雲の地図
観測データ（J2000 エポック）
星座	ドラド/メンサ
赤経	05時間23分34秒[1]
偏角	−69° 45.4′ [1]
距離	163,000光年（49.97 キロパーセク）[2]
見かけの等級 （V）	0.13 [1]
特徴
タイプ	SB(s)m [1]
質量	1 × 10 10（暗黒物質を除く）、1.38 × 10 11 [3]（暗黒物質を含む）  。M ☉
星の数	200億[5]
サイズ	9.86  kpc (32,200 光年) [1] (直径; 25.0 mag/arcsec 2 Bバンド等輝度線) [4]
見かけの大きさ （V）	10.75 ° × 9.17° [1]
その他の指定
LMC、ESO 56- G 115、PGC 17223、[1] Nubecula Major [6]

大マゼラン雲（LMC）は、矮小銀河であり、天の川銀河の衛星銀河です。^[7]約50キロパーセク（163,000光年）の距離にある大マゼラン雲は、^{[2] [8] [9] [10]いて}座矮小楕円体（約 16キロパーセク（52,000光年）離れている）と、おそらく矮小不規則銀河であるおおいぬ座高密度銀河に次いで、天の川銀河に2番目または3番目に近い銀河です。Bバンド（光の波長445 nm）のD ₂₅等輝度線に基づくと、大マゼラン雲の直径は約9.86キロパーセク（32,200光年）です。^{[1] [4]}質量は天の川銀河のおよそ100分の1であり^{[11] 、}アンドロメダ銀河（M31）、天の川銀河、さんかく座銀河（M33）に次いで局部銀河群の中で4番目に大きい銀河です。

大マゼラン雲はマゼラン渦巻き銀河に分類されている。^[12]大マゼラン雲には幾何学的に中心からずれた棒状の恒星があり、渦巻き腕が破壊される前は棒状矮小渦巻き銀河であったことを示唆している。これはおそらく近くの小マゼラン雲（SMC）と天の川銀河の重力による潮汐力の相互作用によるものと思われる。^[13]大マゼラン雲は約24億年後に天の川銀河と合体すると予測されている。^[14]

大マゼラン雲は、赤緯が約-70°で、地球の南半球から、北緯20°の北からはかすかな「雲」として見える。かじき座とめんそう座にまたがり、 光害のない暗い場所から肉眼で見ると、見かけの長さは約10°、月の直径の20倍に見える。^[15]

大マゼラン雲と小マゼラン雲は、先史時代からずっと南半球の夜間観測者にとって容易に見えてきました。大マゼラン雲に関する最初の文献は、ペルシャの天文学者アブド・アル・ラーマン・アル・スーフィー・シラジ（後にヨーロッパでは「アゾフィ」として知られる）によるもので、彼は964年頃に『恒星の書』の中で、この星をアル・バクル（白い牛）と呼んでいます。^{[17] [18]しかし、これは}カノープスの南にあるいくつかの星についての言及を誤解したものと思われます。彼は、その星を見たことがないと認めています。^{[19] [20]}

最初に記録された観測は、1503年から1504年にかけてアメリゴ・ヴェスプッチが3回目の航海について書いた手紙の中で確認された。ヴェスプッチは「3つのカノープス、2つは明るく、1つは暗い」と述べている。「明るい」は2つのマゼラン雲を指し、「暗い」はコールサックを指している。^[21]

フェルディナンド・マゼランは1519年の航海の際、大マゼラン雲を目撃し、その著作によって西洋の常識となった。現在、この銀河には彼の名前がつけられている。^[18] この銀河とドラドの南端は、12月5日頃の衝の時に現在の時相にあり、エクアドル、コンゴ、ウガンダ、ケニア、インドネシアなどの赤道付近の地点では日没から日の出まで、またその近くの月には夜の一部の間見える。オーストラリアや南アフリカの大部分など、南緯約28度より上では、この銀河は常に地平線より十分高い位置にあるため、周極銀河とみなされ、そのため春と秋には夜の大部分の間雲も見え、真冬の6月は太陽の見かけの位置に最も近づく時期とほぼ一致する。

2006年に発表されたハッブル宇宙望遠鏡による測定によると、大マゼラン雲と小マゼラン雲は天の川を周回するには速すぎる速度で動いている可能性があると示唆されている。^[22]

天文学者たちは2021年11月、チリにあるヨーロッパ南天天文台の超大型望遠鏡を使って、大マゼラン雲の中に新たなブラックホールを発見した。天文学者たちは、その重力は太陽の約5倍の質量を持つ近くの恒星の影響を受けていると主張している。^{[23] [より良い情報源が必要]}

大マゼラン雲には目立つ中央の棒と渦巻き腕がある。^[24]中央の棒は歪んでいるようで、東端と西端は中央よりも天の川銀河に近い。^[25] 2014年、ハッブル宇宙望遠鏡による測定により、自転周期が2億5000万年であることがわかった。^[26]

大マゼラン雲は長い間、太陽系から一定の距離にあると想定できる平面銀河であると考えられてきた。しかし、1986年に、コールドウェルとコールソン^{[27]は、北東の}ケフェイド変光星が南西の変光星よりも天の川銀河に近いことを発見した。2001年から2002年にかけて、この傾斜した形状は同じ方法によって^[28]、中心核のヘリウム燃焼赤色塊星^[29] 、および赤色巨星枝の先端によって確認された。^[30] 3つの論文はすべて、傾斜が約35°であることを示しているが、正面を向いた銀河の傾斜は0°である。炭素星の運動学を用いた大マゼラン雲の構造に関するさらなる研究により、大マゼラン雲のディスクは厚く^[30]、フレア状になっていることが示された。 ^{[31] [32]}これはおそらく小マゼラン雲との相互作用によるものである。^[32] LMCの星団の分布に関しては、ショマーら^[33]が約80個の星団の速度を測定し、LMCの星団システムは、星団が円盤状に分布していることと一致する運動学を持っていることを発見しました。これらの結果は、Grocholskiら^[34]によって確認され、彼らは星団のサンプルまでの距離を計算し、星団システムがフィールドの星と同じ平面に分布していることを示しました。

大マゼラン雲までの距離は標準光源を用いて計算されている。セフェイド変光星は最もよく知られている変光星の一つである。これらの変光星は、絶対光度と明るさが変化する周期との間に関係があることが示されている。しかし、金属量という変数もこの要素として考慮する必要があるかもしれない。金属量は周期と光度の関係に影響を与える可能性が高いというのがコンセンサスである。残念ながら、関係を較正するために通常使用される天の川銀河の変光星は、大マゼラン雲の変光星よりも金属に富んでいる。^[35]

現代の8 メートル級の光学望遠鏡は、局部銀河群全体で食連星を発見しました。これらのシステムのパラメータは、質量や組成の仮定なしに測定できます。超新星 1987Aの光エコーも、恒星モデルや仮定なしに幾何学的な測定です。^{[引用が必要]}

2006年、セフェイドの絶対光度は、さまざまな金属量をカバーするメシエ106銀河のセフェイド変光星を使用して再較正されました。 ^{[8]この改良された較正を使用して、彼らは絶対}距離係数、または48kpc（160,000光年）を見つけました。この距離は他の著者によって確認されています。 ^{[9] [10]}${\displaystyle (mM)_{0}=18.41}$

さまざまな測定方法を相互に相関させることで、距離を制限することができます。残差誤差は、LMC の推定サイズ パラメータよりも小さくなります。

より正確に距離を決定するために晩期型食連星を用いた研究結果が、2013年3月に科学誌ネイチャーに掲載されました。2.2%の精度で49.97kpc（163,000光年）の距離が得られました。^[2]

多くの不規則銀河と同様に、大マゼランカ銀河はガスと塵に富み、現在活発な星形成活動​​が起こっている。^{[37]大マゼランカ銀河には、局部銀河群の中で最も活発な星形成領域である}タランチュラ星雲がある。

LMC には、さまざまな銀河の物体や現象があり、ロバート・バーナム・ジュニアによれば「天文学の宝庫であり、星の成長と進化を研究するための素晴らしい天体実験室」として知られています。 ^[38]銀河の調査により、約 60 個の球状星団、400 個の惑星状星雲、700 個の散開星団、および数十万個の巨星と超巨星が発見されています。^[39] 近年最も近い超新星である超新星 1987A は、大マゼラン雲にありました。窒素を多く含むライオネル・マーフィー SNR (N86)超新星残骸は、オーストラリア国立大学のマウント・ストロムロ天文台の天文学者によって命名されました。これは、オーストラリア高等裁判所判事ライオネル・マーフィーの科学への関心と、彼の大きな鼻に似ていることから名付けられました。^[40]

小マゼラン雲と大マゼラン雲はガスの橋でつながっており、銀河間の潮汐力相互作用を証明している。 ^[42]マゼラン雲は中性水素の共通の外殻を持っており、長い間重力で結びついていたことを示している。このガスの橋は星形成の場である。^[43]

1966年9月20日のナイキ・トマホークロケットの飛行中も、その2日後の飛行中も、どちらの雲からも背景を超えるX線は検出されなかった。^{[44] 2回目のロケットは}ジョンストン環礁から17:13 UTCに離陸し、5.6 rpsでスピン安定化し、高度160 km (99 mi)の遠地点に到達した。^[45]大マゼラン雲は、8～80 keVのX線範囲では検出されなかった。^[45]

もう一つの衛星は1968年10月29日11:32 UTCに同じ環礁から打ち上げられ、大マゼラン雲のX線をスキャンした。^[46]ドラドの最初の個別のX線源はRA 05 ^h 20 ^m Dec −69°、^{[46] [47]}にあり、それは大マゼラン雲であった。^[48]このX線源は約12°に広がり、雲と一致している。その放射率は50 kpcの距離で1.5～10.5 keVである。4 × 10 ³⁸  ergs /s。[46 ^] X線天文機器は、小マゼラン雲の探索と大マゼラン雲の観測拡大を目的として、1970年9月24日12:54 UTCに同じ環礁から高度300 km（190 mi）以上の高度で打ち上げられたトールミサイルに搭載された。^[49]大マゼラン雲の源は広がっており、ε Dor星を含んでいた。1.5 ～12 keVの範囲でのX線光度（L _{x ）は、}6 × 10 ³¹  W (6 × 10 ³⁸  erg/s）。^[49]

大マゼラン雲 (LMC) は、メンサ座とドラド座の間に見える。LMC X-1 (LMC の最初の X 線源) は、赤経 05^時40^分05^秒 Dec −69° 45′ 51″ にあり、高質量 X 線連星 (星系) 源 ( HMXB ) である。^[50] LMC の最初の 5 つの明るい X 線連星、LMC X-1、X-2、X-3、X-4、​​A 0538–66 (アリエル 5 号によってA 0538–66 で検出) のうち、LMC X-2 は LMC の明るい低質量 X 線連星系 ( LMXB ) である。^[51]

雲の中のDEM L316は2つの超新星残骸から構成されています。^[52] チャンドラのX線スペクトルは、左上の高温ガス殻に鉄が豊富に含まれていることを示しており、これは左上のSNRがIa型超新星の産物であることを示しています。下部の残骸の鉄の含有量がはるかに少ないため、II型超新星であると考えられます。^[52]

16msのX線パルサーはSNR 0538-69.1に関連付けられています。^{[53] SNR 0540-697は}ROSATを使用して解像されました。^[54]

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  大マゼラン雲の広角画像を示すSMASHデータセットの一部^[55]
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  アマチュア天文家が撮影した大マゼラン雲。関係のない星は編集して削除されています。
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  Gaia EDR3 からレンダリングされた大マゼラン雲
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  Gaia EDR3 からレンダリングされた大マゼラン雲（前景の星なし）
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  天空の花火ショーを再訪広域惑星カメラ2から撮影されたシュレッダー。繊細なシートと複雑なフィラメントは、かつて大マゼラン雲に存在していた巨大な恒星の壊滅的な死によって生じた残骸です。^[56]
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  DEM L316Aは大マゼラン雲の中に約16万光年離れたところに位置しています^[57]

ウィキメディア・コモンズには、大マゼラン雲に関連するメディアがあります。

• NASA 銀河系外データベース
• 天文学百科事典のエントリ
• SEDS LMCページ