小マゼラン雲

小マゼラン雲
小マゼラン雲
	小マゼラン雲; （出典：Digitized Sky Survey 2）
観測データ（J2000 エポック）
星座	トゥカナとヒドラス
赤経	00時間52分44.8秒
偏角	−72° 49′ 43″
赤方偏移	0.000527
距離	203.7 ± 1.5 kly (62.44 ± 0.47 kpc )
見かけの等級（V）	2.7
特徴
タイプ	SB(s)m ペック
星の数	30億
サイズ	5.78キロパーセク（18,900光年）; （直径；25.0等級/秒角2Bバンド等輝度線）
見かけの大きさ（V）	5° 20′ × 3° 5′
注目すべき機能	天の川銀河の伴星;
その他の指定
	SMC、 NGC 292、 PGC 3085、こいぬ座ヌベキュラ星団

小マゼラン雲（SMC ）は、天の川銀河の近くにある矮小銀河です。^[5]矮小不規則銀河に分類されるSMCのD25_等光直径は約5.78キロパーセク（18,900光年）で、^[1]^[3]数億の恒星を含んでいます。^[5]総質量は太陽の約70億倍です。^[6]約20万光年の距離にあるSMCは、天の川銀河に最も近い銀河系内の近隣の天体であり、肉眼で見える最も遠い天体の一つです。

SMCは南半球全体から見ることができ、北緯約15度より南の緯度からは南の地平線の低いところに完全に見える。この銀河はきょうだい座の向こう側、うみへび座の一部に位置し、天の川銀河の一部を切り離したようなかすかなもやのように見える。SMCの平均見かけの直径は約4.2度（月の8倍）で、約14平方度（月の70倍）の面積を覆っている。表面輝度は非常に低いため、この深宇宙の天体は、月のない晴れた夜に街の明かりから離れた場所で最もよく見える。SMCは、東に20度ある大マゼラン雲（LMC）と対をなしており、LMCと同様に局部銀河群に属している。現在は天の川銀河の衛星であるが、かつては大マゼラン雲の衛星であった可能性が高い。

観察履歴

南半球では、マゼラン雲は南洋諸島民やオーストラリア先住民などの先住民の伝承に古くから含まれている。ペルシャの天文学者アル・スーフィーは著書『恒星の書』で博学者イブン・クタイバの引用を繰り返してマゼラン雲について触れているが、彼自身は観察していなかった。ヨーロッパの船乗りが初めてこの雲に気づいたのは中世で、航海に使われていた頃かもしれない。ポルトガル人とオランダ人の船乗りはこれをケープ雲と呼び、この名前は数世紀にわたって使われ続けた。フェルディナンド・マゼランが1519～1522年に地球を一周した際には、アントニオ・ピガフェッタがこれをぼんやりとした星団として描写した。 ^[7]ヨハン・バイヤーは1603年に出版された天体地図帳『ウラノメトリア』で、小さい方の雲をヌベキュラ・マイナーと名付けた。^[8]ラテン語でヌベキュラは小さな雲を意味する。^[9]

1834年から1838年にかけて、ジョン・フレデリック・ウィリアム・ハーシェルは、王立天文台の14インチ（36cm）反射望遠鏡で南の空を観測した。彼は、こぐま座ヌベキュラを観測しながら、楕円形で中心が明るい光の雲の塊として描写した。この雲の領域内には、37個の星雲と星団が集中していると記録した。^[10]

1891年、ハーバード大学天文台はペルーのアレキパに観測所を開設した。1893年から1906年にかけて、ソロン・ベイリーの指揮の下、この場所の24インチ (610 mm) 望遠鏡を使用して、大マゼラン雲と小マゼラン雲の両方を写真で調査した。^[11]ハーバード大学天文台の天文学者ヘンリエッタ・スワン・リービットは、アレキパのプレートを使用して小マゼラン雲の星の相対的な光度の変化を研究した。1908年に彼女の研究結果が発表され、後に原型星デルタ・ケフェイにちなんでセフェイド変光星と呼ばれるようになった「クラスター変光星」と呼ばれるタイプの変光星が、変光周期と星の見かけの明るさの間に明確な関係を示していることが示された。リービットは、小マゼラン雲のすべての星が地球からほぼ同じ距離にあるため、この結果は周期と絶対的な明るさの間にも同様の関係があることを示唆していると認識した。^[12]この重要な周期と光度の関係により、他のセファイド変光星までの距離を小マゼラン雲までの距離で推定することが可能となった。^[13]彼女は、いくつかのセファイド変光星が地球に十分近い位置で発見され、その視差、つまり地球からの距離を測定できるのではないかと期待した。これはすぐに実現し、セファイド変光星を標準光源として使用できるようになり、多くの天文学的発見につながった。^[14]

この周期と光度の関係を利用して、1913年にエイナール・ヘルツシュプルングが初めてSMCまでの距離を推定しました。彼はまず、 1日の周期を持つ変光星の絶対等級を見つけるために、近くの13個のセファイド変光星を測定しました。これをリービットが測定した変光星の周期と比較することで、太陽とSMCの間の距離を10,000パーセク（30,000光年）と推定することができました。^[15]これは後に実際の距離を大幅に過小評価していたことが判明しましたが、この手法の潜在的な有用性を示しました。^[16]

2006年に発表されたハッブル宇宙望遠鏡による測定では、大マゼラン雲と小マゼラン雲が天の川を周回するには速すぎる速度で動いているか、あるいは銀河系がこれまで考えられていたよりも質量が大きいことが示唆されている。^[17]

特徴

SMCには中心に棒状の構造があり、天文学者はかつて棒渦巻銀河であったが天の川銀河によって破壊され、やや不規則な形状になったのではないかと推測している。^[18]

小マゼラン雲と大マゼラン雲（LMC）を結ぶガス橋があり、これは銀河間の潮汐相互作用の証拠です。 ^[19]このガス橋は星形成の場所です。^[20] マゼラン雲は中性水素の共通外層を持っており、長い間重力で結びついていたことを示しています。

2017年、ダークエネルギーサーベイとマグライトSのデータを使用して、小マゼラン雲に関連する恒星の過剰密度が発見されました。これはおそらく、SMCとLMCの相互作用の結果です。^[21]

X線源

小マゼラン雲には、活発なX線連星が多数存在します。近年の星形成によって、大質量星と、初期質量関数の短命な上限の名残である高質量X線連星 (HMXB) が多数存在しています。若い恒星の集団と、既知のX線連星の大部分は、小マゼラン雲のバーに集中しています。HMXBパルサーは、Be型 (スペクトル型09-B2、光度クラスV～III) または超巨星の伴星を持つ連星系内の回転中性子星です。HMXBのほとんどはBe型で、天の川銀河の70%、小マゼラン雲の98%を占めています。^[23] Be星の赤道円盤は、近点通過時（既知のシステムのほとんどは大きな軌道離心率を持っている）または大規模な円盤放出エピソード中に中性子星に集積できる物質の貯蔵庫となる。このシナリオでは、典型的なX線輝度L _x = 10 ³⁶ –10 ³⁷ erg /sのX線バーストが軌道周期間隔で連続して発生し、さらにまれに持続時間と輝度がより高い巨大バーストも発生する。^[24]

NASAのロッシX線タイミングエクスプローラー（RXTE）^[25]を使用して行われたSMCの監視調査では、10 ³⁶ erg/sを超える爆発的なX線パルサーが見られ、2008年末までに50個が数えられました。ROSATとASCAのミッションでは多くの微弱なX線点源が検出されましたが^{[26] 、典型的な位置の不確実性により、正確な識別が困難になることがよくありました。XMM-Newton}^[27]とChandra ^[28]を使用した最近の研究では、SMCの方向にある数百のX線源がカタログ化されており、そのうちおそらく半分はHMXBであると考えられ、残りは前景の星と背景のAGNの混合です。

1966年9月20日のナイキ・トマホーク飛行中、マゼラン雲から背景を超えるX線は観測されなかった。^[29] 1967年10月24日、オーストラリアのミルデュラから小マゼラン雲の気球観測が行われ、X線検出の上限が設定された。^[30] X線天文学機器は、小マゼラン雲の探索のため、1970年9月24日12:54 UTCにジョンストン環礁から高度300 km以上に向けて打ち上げられたトールミサイルに搭載された。^[31]小マゼラン雲は、X線輝度5 × 10^{1.5～12 keVの範囲では38} erg/s、2.5 × 10 明らかに拡張された線源の場合、5～50keVの範囲で39erg/sとなる。^[^31]

ウフルの第4カタログには、トゥカン座内の初期のX線源4U 0115-73（3U 0115-73、2A 0116-737、SMC X-1）が記載されています。^[32]ウフルは1971年1月1、12、13、16、17日にSMCを観測し、01149-7342に位置する1つの源を検出し、SMC X-1と命名しました。^[33] 1971年1月14、15、18、19日にもいくつかのX線カウントが受信されました。^[34]アリエル5の3番目のカタログ（3A）にも、トゥカン座内のこの初期のX線源3A 0116-736（2A 0116-737、SMC X-1）が含まれています。^[35] SMC X-1はHMXRBであり、J2000赤経（RA）01^時15^分14^秒、赤緯（ Dec）73°42′22″にある。

3Aで検出され記載されている2つの追加ソースには、3A 0042-738のSMC X-2と3A 0049-726のSMC X-3が含まれます。^[35]

小マゼラン雲 (MMC)

天体物理学者のDS・マシューソン、V・L・フォード、N・ヴィスヴァナサンは、小マゼラン雲は実際には2つに分かれており、この銀河の小さな部分が小マゼラン雲の主要部分の背後（地球から見て）にあり、約3万光年離れているのではないかと提唱している。彼らは、その理由は大マゼラン雲との過去の相互作用によって小マゼラン雲が分裂し、2つの部分が今も離れつつあるためだと示唆している。彼らはこの小さな残骸を小マゼラン雲と名付けた。^[36]^[37]

2023年には、SMCは実際には約5キロパーセク離れた、異なる恒星とガスの化学組成を持つ2つの別々の構造であることが報告されました。^[38]

参照

大マゼラン雲
マゼラン雲
小マゼラン雲内の天体:
- NGC 265
- NGC 290
- NGC 346
- NGC 602

参考文献

^ abcdefghijkl 「NASA/IPAC 銀河系外データベース」。小マゼラン雲の結果。 2006年12月1日閲覧。
^ グラチク、ダリウシュ;ピエトジンスキ、グジェゴシュ;トンプソン、イアン B.ギーレン、ヴォルフガング。ズギルスキ、バルトロミェジ。ビラノバ、サンドロ。ゴルスキ、マレク。ヴィエルゴルスキ、ピョートル。カルチュマレク、パウリナ。ナーロック、ウェロニカ。ピレッキ、ボグミウ。タオルミーナ、モニカ。スモレツ、ラドスワフ。スチョムスカ、クセニア。ガレンヌ、アレクサンドル。ナルデット、ニコラス。嵐、ジェスパー。クドリツキー、ロルフ＝ピーター。カウシンスキ、ミコワイ。ピッチ、ヴォイチェフ（2020）。「後期型食連星に基づく2パーセント以上の精度による小マゼラン雲までの距離測定」。天体物理学ジャーナル。904 (1): 13. arXiv : 2010.08754 . Bibcode :2020ApJ...904...13G. doi : 10.3847/1538-4357/abbb2b . S2CID 224706414.
^ ab De Vaucouleurs、ジェラール;ド・ヴォクルール、アントワネット。ヘロルド G. コーウィン;ブタ、ロナルド J.パトゥレル、ジョルジュ。フーク、パスカル (1991)。明るい銀河の第 3 参考カタログ。書誌コード:1991rc3..本....D。
^ ジョナサン・パウエル（2018年9月17日）。『珍しい天文光景と音』。シュプリンガー。ISBN 978-3-319-97701-0。
^ ab Nemiroff, R.; Bonnell, J., eds. ( 2006-06-17 ). 「マゼランの小さな雲」。今日の天文学写真。NASA。2008-07-07に閲覧。
^ Bekki, Kenji; Stanimirović, Snežana (2009-05-01). 「小マゼラン雲の全質量と暗黒ハロー特性」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 395 (1). Oxford University Press (OUP): 342–350. arXiv : 0807.2102 . Bibcode :2009MNRAS.395..342B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.14514.x . ISSN 0035-8711. S2CID 18268139.
^ Westerlund, Bengt E. (1997).マゼラン雲. ケンブリッジ大学出版局. ISBN 978-0-521-48070-3。
^ オメーラ、スティーブン・ジェームズ（2002年）。コールドウェル・オブジェクト。ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-82796-6。
^ ルイス、チャールトン・トーマス; キングリー、ヒュー・マクマスター (1918)。初級ラテン語辞典。アメリカン・ブック・カンパニー。ISBN 978-0-19-910205-1。
^ ハーシェル、ジョン・フレデリック・ウィリアム（1849年）。『天文学の概要』フィラデルフィア：リー＆ブランチャード。ISBN 978-0-665-18744-5。
^ ロングエア、マルコム・S. (2006)。『宇宙世紀：天体物理学と宇宙論の歴史』ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-47436-8。
^ Leavitt, Henrietta S. (1908). 「マゼラン雲の1777変光星」.ハーバード大学天文台紀要. 60 : 87–108.書誌コード:1907AnHar..60...87L.
^ アパリシオ、アントニオ;エレーロ、アルテミオ。サンチェス、フランシスコ (1998)。ローカルグループの恒星天体物理学。ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-56327-7。
^ Fernie, JD (1969年12月). 「周期と光度の関係: 歴史的レビュー」.太平洋天文学会刊行物. 81 (483): 707. Bibcode :1969PASP...81..707F. doi : 10.1086/128847 .
^ グリビン、ジョン・R. (1999)。時間の誕生：天文学者はいかにして宇宙の年齢を測定したか。イェール大学出版局。ISBN 978-0-300-08346-0。
^ Hoffleit, Dorrit (1992). 「ハイライトの選択: ハーロウ・シャプレーの略歴」アメリカ変光星観測者協会誌21 (2): 151–156. Bibcode :1992JAVSO..21..151H.
^ 「プレスリリース：マゼラン雲は通過するだけかもしれない」ハーバード大学、2007年1月9日。
^ 「小マゼラン雲」NASA/ IPAC 2015年11月7日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2008年7月7日閲覧。
^ Mathewson DS; Ford VL (1984). 「マゼラン雲の構造と進化」IAUシンポジウム. 108 : 125.
^ Heydari-Malayeri M; Meynadier F; Charmandaris V; Deharveng L; et al. (2003). 「SMC N81 の恒星環境」. Astron. Astrophys . 411 (3): 427–436. arXiv : astro-ph/0309126 . Bibcode :2003A&A...411..427H. doi :10.1051/0004-6361:20031360. S2CID 8240730.
^ Adriano Pieres; et al. (2017). 「小マゼラン雲に関連する恒星の過剰密度」。Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 468 (2): 1349–1360. arXiv : 1612.03938 . Bibcode :2017MNRAS.468.1349P. doi : 10.1093/mnras/stx507 .
^ 「Head in the Clouds」。 2023年8月24日閲覧。
^ コーら 2005
^ Negueruela 1998 のレビュー用
^ レイコックら。 2005年;ガラシュら。 2008年
^ ハベル＆ササキ 2000
^ ハーバールら。 2008年;ハーバール＆ピエチュ 2004
^ Antoniou et al. 2009; Edge et al. 2004、Laycock et al. 2010
^ Chodil G; Mark H; Rodrigues R; Seward FD; et al. (1967年10月). 「いくつかの宇宙源からのX線強度とスペクトル」. Astrophys. J. 150 ( 10): 57–65. Bibcode :1967ApJ...150...57C. doi : 10.1086/149312 .
^ Lewin WHG; Clark GW; Smith WB (1968). 「大マゼラン雲と小マゼラン雲からのX線の探索」Nature . 220 (5164): 249–250. Bibcode :1968Natur.220..249L. doi :10.1038/220249b0. S2CID 4187949.
^ ab Price RE; Groves DJ; Rodrigues RM; Seward FD; et al. (1971年8月). 「マゼラン雲からのX線」. Astrophys. J. 168 ( 8): L7–9. Bibcode :1971ApJ...168L...7P. doi : 10.1086/180773 .
^ Forman W; Jones C; Cominsky L; Julien P; et al. (1978). 「第4回ウフルX線源カタログ」. Astrophys. J. Suppl. Ser . 38 :357. Bibcode :1978ApJS...38..357F. doi : 10.1086/190561 .
^ Leong C; Kellogg E; Gursky H; Tananbaum H; et al. (1971年12月). 「UHURU が観測したマゼラン雲からの X 線放射」. Astrophys. J. 170 ( 12): L67–71. Bibcode :1971ApJ...170L..67L. doi :10.1086/180842.
^ Tananbaum HD (1973)。「UHURU による銀河系 X 線源に関する結果」。Bradt H、Giacconi R (編)。X線およびガンマ線天文学。第 55 巻。ドルドレヒト、オランダ: 国際天文学連合。pp. 9–28。Bibcode : 1973IAUS ... 55....9T。doi :10.1007/978-94-010-2585-0_2。ISBN 978-90-277-0337-8。
^ ab McHardy IM; Lawrence A; Pye JP; Pounds KA (1981年12月). 「Ariel V /3 A/ X線源カタログ。II - 高銀河緯度にある源 /Bの絶対値が10度を超える/」。Monthly Notices of the Royal Astronomical Society。197 (4): 893–919。Bibcode :1981MNRAS.197..893M。doi : 10.1093/mnras/197.4.893。
^ Mathewson, DS; Ford, VL; Visvanathan, N. (1986). 「小マゼラン雲の構造」.天体物理学ジャーナル. 301 : 664. Bibcode :1986ApJ...301..664M. doi :10.1086/163932. ISSN 0004-637X.
^ Crowl, Hugh H.; et al. (2001). 「小マゼラン雲の高密度星団の視線深度」.天文学ジャーナル. 122 (1): 220–231. arXiv : astro-ph/0104227v1 . Bibcode :2001AJ....122..220C. doi :10.1086/321128. ISSN 0004-6256. S2CID 45263795.
^ Murray, Claire E.; Hasselquist, Sten; Peek, Joshua EG; Christina Willecke Lindberg; Almeida, Andres; Choi, Yumi; Craig, Jessica EM; Denes, Helga; Dickey, John M.; Di Teodoro, Enrico M.; Federrath, Christoph; Gerrard, Isabella A.; Gibson, Steven J.; Leahy, Denis; Lee, Min-Young; Lynn, Callum; Yik Ki Ma; Marchal, Antoine; McClure-Griffiths, NM; Nidever, David; Nguyen, Hiep; Pingel, Nickolas M.; Tarantino, Elizabeth; Uscanga, Lucero; van Loon, Jacco Th. (2023). 「銀河日食：小マゼラン雲が2つの重なり合った系で星を形成」。天体物理学ジャーナル. 962 (2): 120. arXiv : 2312.07750 . Bibcode :2024ApJ...962..120M. doi : 10.3847/1538-4357/ad1591 .

外部リンク

SMC に関する NASA 銀河系外データベースのエントリ
SMC の SEDS エントリ
ESA/ハッブルのSMC 2007-09-27にWayback Machineでアーカイブ
今日の天文写真2010 年 1 月 7 日小マゼラン雲の尾 - おそらく重力潮汐によって銀河からはぎ取られたこの尾には、主にガス、塵、新しく形成された星が含まれています。

[ned-1] 「NASA/IPAC 銀河系外データベース」。小マゼラン雲の結果。 2006年12月1日閲覧。

[Graczyk2020-2] グラチク、ダリウシュ;ピエトジンスキ、グジェゴシュ;トンプソン、イアン B.ギーレン、ヴォルフガング。ズギルスキ、バルトロミェジ。ビラノバ、サンドロ。ゴルスキ、マレク。ヴィエルゴルスキ、ピョートル。カルチュマレク、パウリナ。ナーロック、ウェロニカ。ピレッキ、ボグミウ。タオルミーナ、モニカ。スモレツ、ラドスワフ。スチョムスカ、クセニア。ガレンヌ、アレクサンドル。ナルデット、ニコラス。嵐、ジェスパー。クドリツキー、ロルフ＝ピーター。カウシンスキ、ミコワイ。ピッチ、ヴォイチェフ（2020）。「後期型食連星に基づく2パーセント以上の精度による小マゼラン雲までの距離測定」。天体物理学ジャーナル。904 (1): 13. arXiv : 2010.08754 . Bibcode :2020ApJ...904...13G. doi : 10.3847/1538-4357/abbb2b . S2CID 224706414.

[RC3-3] De Vaucouleurs、ジェラール;ド・ヴォクルール、アントワネット。ヘロルド G. コーウィン;ブタ、ロナルド J.パトゥレル、ジョルジュ。フーク、パスカル (1991)。明るい銀河の第 3 参考カタログ。書誌コード:1991rc3..本....D。

[4] ジョナサン・パウエル（2018年9月17日）。『珍しい天文光景と音』。シュプリンガー。ISBN 978-3-319-97701-0。

[apod-5] Nemiroff, R.; Bonnell, J., eds. ( 2006-06-17 ). 「マゼランの小さな雲」。今日の天文学写真。NASA。2008-07-07に閲覧。

[Bekki_Stanimirović_pp._342–350-6] Bekki, Kenji; Stanimirović, Snežana (2009-05-01). 「小マゼラン雲の全質量と暗黒ハロー特性」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 395 (1). Oxford University Press (OUP): 342–350. arXiv : 0807.2102 . Bibcode :2009MNRAS.395..342B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.14514.x . ISSN 0035-8711. S2CID 18268139.

[7] Westerlund, Bengt E. (1997).マゼラン雲. ケンブリッジ大学出版局. ISBN 978-0-521-48070-3。

[8] オメーラ、スティーブン・ジェームズ（2002年）。コールドウェル・オブジェクト。ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-82796-6。

[9] ルイス、チャールトン・トーマス; キングリー、ヒュー・マクマスター (1918)。初級ラテン語辞典。アメリカン・ブック・カンパニー。ISBN 978-0-19-910205-1。

[10] ハーシェル、ジョン・フレデリック・ウィリアム（1849年）。『天文学の概要』フィラデルフィア：リー＆ブランチャード。ISBN 978-0-665-18744-5。

[11] ロングエア、マルコム・S. (2006)。『宇宙世紀：天体物理学と宇宙論の歴史』ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-47436-8。

[12] Leavitt, Henrietta S. (1908). 「マゼラン雲の1777変光星」.ハーバード大学天文台紀要. 60 : 87–108.書誌コード:1907AnHar..60...87L.

[13] アパリシオ、アントニオ;エレーロ、アルテミオ。サンチェス、フランシスコ (1998)。ローカルグループの恒星天体物理学。ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-56327-7。

[PLhistory-14] Fernie, JD (1969年12月). 「周期と光度の関係: 歴史的レビュー」.太平洋天文学会刊行物. 81 (483): 707. Bibcode :1969PASP...81..707F. doi : 10.1086/128847 .

[15] グリビン、ジョン・R. (1999)。時間の誕生：天文学者はいかにして宇宙の年齢を測定したか。イェール大学出版局。ISBN 978-0-300-08346-0。

[16] Hoffleit, Dorrit (1992). 「ハイライトの選択: ハーロウ・シャプレーの略歴」アメリカ変光星観測者協会誌21 (2): 151–156. Bibcode :1992JAVSO..21..151H.

[17] 「プレスリリース：マゼラン雲は通過するだけかもしれない」ハーバード大学、2007年1月9日。

[18] 「小マゼラン雲」NASA/ IPAC 2015年11月7日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2008年7月7日閲覧。

[Mathewson-19] Mathewson DS; Ford VL (1984). 「マゼラン雲の構造と進化」IAUシンポジウム. 108 : 125.

[Heydari-20] Heydari-Malayeri M; Meynadier F; Charmandaris V; Deharveng L; et al. (2003). 「SMC N81 の恒星環境」. Astron. Astrophys . 411 (3): 427–436. arXiv : astro-ph/0309126 . Bibcode :2003A&A...411..427H. doi :10.1051/0004-6361:20031360. S2CID 8240730.

[Pieres-21] Adriano Pieres; et al. (2017). 「小マゼラン雲に関連する恒星の過剰密度」。Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 468 (2): 1349–1360. arXiv : 1612.03938 . Bibcode :2017MNRAS.468.1349P. doi : 10.1093/mnras/stx507 .

[22] 「Head in the Clouds」。 2023年8月24日閲覧。

[23] コーら 2005

[24] Negueruela 1998 のレビュー用

[25] レイコックら。 2005年;ガラシュら。 2008年

[26] ハベル＆ササキ 2000

[27] ハーバールら。 2008年;ハーバール＆ピエチュ 2004

[28] Antoniou et al. 2009; Edge et al. 2004、Laycock et al. 2010

[Chodil-29] Chodil G; Mark H; Rodrigues R; Seward FD; et al. (1967年10月). 「いくつかの宇宙源からのX線強度とスペクトル」. Astrophys. J. 150 ( 10): 57–65. Bibcode :1967ApJ...150...57C. doi : 10.1086/149312 .

[Lewin-30] Lewin WHG; Clark GW; Smith WB (1968). 「大マゼラン雲と小マゼラン雲からのX線の探索」Nature . 220 (5164): 249–250. Bibcode :1968Natur.220..249L. doi :10.1038/220249b0. S2CID 4187949.

[Price-31] Price RE; Groves DJ; Rodrigues RM; Seward FD; et al. (1971年8月). 「マゼラン雲からのX線」. Astrophys. J. 168 ( 8): L7–9. Bibcode :1971ApJ...168L...7P. doi : 10.1086/180773 .

[Forman-32] Forman W; Jones C; Cominsky L; Julien P; et al. (1978). 「第4回ウフルX線源カタログ」. Astrophys. J. Suppl. Ser . 38 :357. Bibcode :1978ApJS...38..357F. doi : 10.1086/190561 .

[Leong-33] Leong C; Kellogg E; Gursky H; Tananbaum H; et al. (1971年12月). 「UHURU が観測したマゼラン雲からの X 線放射」. Astrophys. J. 170 ( 12): L67–71. Bibcode :1971ApJ...170L..67L. doi :10.1086/180842.

[Tananbaum73-34] Tananbaum HD (1973)。「UHURU による銀河系 X 線源に関する結果」。Bradt H、Giacconi R (編)。X線およびガンマ線天文学。第 55 巻。ドルドレヒト、オランダ: 国際天文学連合。pp. 9–28。Bibcode : 1973IAUS ... 55....9T。doi :10.1007/978-94-010-2585-0_2。ISBN 978-90-277-0337-8。

[McHardy81-35] McHardy IM; Lawrence A; Pye JP; Pounds KA (1981年12月). 「Ariel V /3 A/ X線源カタログ。II - 高銀河緯度にある源 /Bの絶対値が10度を超える/」。Monthly Notices of the Royal Astronomical Society。197 (4): 893–919。Bibcode :1981MNRAS.197..893M。doi : 10.1093/mnras/197.4.893。

[MathewsonFord1986-36] Mathewson, DS; Ford, VL; Visvanathan, N. (1986). 「小マゼラン雲の構造」.天体物理学ジャーナル. 301 : 664. Bibcode :1986ApJ...301..664M. doi :10.1086/163932. ISSN 0004-637X.

[CrowlSarajedini2001-37] Crowl, Hugh H.; et al. (2001). 「小マゼラン雲の高密度星団の視線深度」.天文学ジャーナル. 122 (1): 220–231. arXiv : astro-ph/0104227v1 . Bibcode :2001AJ....122..220C. doi :10.1086/321128. ISSN 0004-6256. S2CID 45263795.

[38] Murray, Claire E.; Hasselquist, Sten; Peek, Joshua EG; Christina Willecke Lindberg; Almeida, Andres; Choi, Yumi; Craig, Jessica EM; Denes, Helga; Dickey, John M.; Di Teodoro, Enrico M.; Federrath, Christoph; Gerrard, Isabella A.; Gibson, Steven J.; Leahy, Denis; Lee, Min-Young; Lynn, Callum; Yik Ki Ma; Marchal, Antoine; McClure-Griffiths, NM; Nidever, David; Nguyen, Hiep; Pingel, Nickolas M.; Tarantino, Elizabeth; Uscanga, Lucero; van Loon, Jacco Th. (2023). 「銀河日食：小マゼラン雲が2つの重なり合った系で星を形成」。天体物理学ジャーナル. 962 (2): 120. arXiv : 2312.07750 . Bibcode :2024ApJ...962..120M. doi : 10.3847/1538-4357/ad1591 .

観察履歴

特徴

X線源

小マゼラン雲 (MMC)

参照

参考文献

外部リンク

関連するトピック

Digitized Sky Survey

J2000

星座

トゥカナ