შინაარსზე გადასვლა

მაგელანის პატარა ღრუბელი

მასალა ვიკიპედიიდან — თავისუფალი ენციკლოპედია
მაგელანის პატარა ღრუბელი

მაგელანის პატარა ღრუბელი (ინგლ. Small Magellanic Cloud) — ჯუჯა გალაქტიკა ირმის ნახტომის მახლობლად.[1] კლასიფიცირებულია, როგორც ჯუჯა არარეგულარული გალაქტიკა, მაგელანის პატარა ღრუბელს აქვს D25 იზოფოტალური დიამეტრი დაახლოებით 5.78 კილოპარსეკი (18,900 სინ. წელი)[2][3] და შეიცავს რამდენიმე ასეულ მილიონ ვარსკვლავს.[1] მისი საერთო მასა დაახლოებით 7 მილიარდი მზის მასაა.[4] დაახლოებით 200,000 სინათლის წლის მანძილზე, მაგელანის პატარა ღრუბელი ირმის ნახტომის უახლოეს გალაქტიკათშორის მეზობლებს შორისაა და შეუიარაღებელი თვალით ხილულ ერთ-ერთ ყველაზე შორეულ ობიექტს წარმოადგენს.

მაგელანის პატარა ღრუბელი ჩანს მთელი სამხრეთ ნახევარსფეროდან და მისი სრულად დანახვა შესაძლებელია სამხრეთ ჰორიზონტის ზემოთ, დაახლოებით 15° ჩრდილოეთის განედის სამხრეთით მდებარე განედებიდან. გალაქტიკა მდებარეობს ტუკანის თანავარსკვლავედი)სა და სამხრეთის ჰიდრის თანავარსკვლავედის ნაწილის გასწვრივ და გამოიყურება როგორც მკრთალი, ნისლიანი ლაქა, რომელიც ირმის ნახტომის მოწყვეტილ ნაწილს წააგავს. საშუალოდ, მაგელანის დიდ ღრუბელს აქვს დაახლოებით 4.2° (მთვარის დიამეტრი 8-ჯერ) და ამგვარად, ის დაახლოებით 14 კვადრატული გრადუსის ფართობს (მთვარეზე 70-ჯერ) ფარავს. ვინაიდან მისი ზედაპირის სიკაშკაშე ძალიან დაბალია, ეს ღრმა ცის ობიექტი საუკეთესოდ ჩანს მთვარის გარეშე მოწმენდილ ღამეებში და ქალაქის განათებისგან მოშორებით. მაგელანის პატარა ღრუბელი წყვილს ქმნის მაგელანის დიდ ღრუბელთან, რომელიც აღმოსავლეთით 20°-ით მდებარეობს და, მაგელანის დიდი ღრუბელის მსგავსად, ადგილობრივი ჯგუფის წევრია. ამჟამად ის ირმის ნახტომის თანამგზავრია, მაგრამ სავარაუდოდ, მაგელანის დიდ ღრუბელის ყოფილი თანამგზავრია.

კვლევის ისტორია

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
Panoramic Large and Small Magellanic Clouds as seen from ESO's VLT observation site. The galaxies are on the left side of the image.

სამხრეთ ნახევარსფეროში მაგელანის ღრუბლები დიდი ხანია შედის ადგილობრივი მოსახლეობის, მათ შორის სამხრეთ ზღვის კუნძულელებისა და ავსტრალიელი მკვიდრი მოსახლეობის ლეგენდებში. სპარსელი ასტრონომი ალ-სუფი მათ თავის „ფიქსირებული ვარსკვლავების წიგნში“ ახსენებს, სადაც იმეორებს პოლიმათ იბნ ქუთაიბას ციტატას, თუმცა თავად არ დაუმზერია. ევროპელმა მეზღვაურებმა ღრუბლები პირველად შესაძლოა შუა საუკუნეებში შენიშნეს, როდესაც ისინი ნავიგაციისთვის გამოყენება დაიწყეს. პორტუგალიელმა და ჰოლანდიელმა მეზღვაურებმა მათ „კონცხის ღრუბლები“ უწოდეს, რომლითაც რამოდენიმე საუკუნე იხსენიებოდა. 1519-1522 წლებში ფერნანდო მაგელანის მიერ დედამიწის გარშემო მოგზაურობის დროს, ანტონიო პიგაფეტამ ისინი ვარსკვლავების მკრთალ გროვებად აღწერა.[5] იოჰან ბაიერის ციურ ატლას „ურანომეტრიაში“, რომელიც 1603 წელს გამოქვეყნდა, მან პატარა ღრუბელს „Nubecula Minor“ უწოდა.[6] ლათინურად „Nubecula“ პატარა ღრუბელს ნიშნავს.[7]

Constellation of Tucana: the SMC is the green shape at the south (bottom) of the picture

1834-1838 წლებში ჯონ ჰერშელმა სამეფო ობსერვატორიიდან თავისი 14 დიუმიანი (36 სმ) რეფლექტორით სამხრეთის ცაზე დაკვირვებები ჩაატარა. „მცირე ნუბეკულას“ დაკვირვებისას მან ის აღწერა, როგორც ოვალური ფორმისა და კაშკაშა ცენტრის მქონე სინათლის ღრუბლოვანი მასა. ამ ღრუბლის არეალში მან 37 ნისლეულისა და გროვის კონცენტრაცია დააკატალოგა.[8]

1891 წელს ჰარვარდის კოლეჯის ობსერვატორიამ პერუში, არეკიპაში სადამკვირვებლო სადგური გახსნა. 1893-1906 წლებში, სოლონ ბეილის ხელმძღვანელობით, ამ ადგილას არსებული 24 დიუმიანი (610 მმ) ტელესკოპი გამოიყენებოდა მაგელანის დიდი და პატარა ღრუბლების ფოტოგრაფიული შესწავლისათვის.[9] ჰარვარდის კოლეჯის ობსერვატორიის ასტრონომმა ჰენრიეტა სუონ ლივიტმა არეკიპადან მიღებული ფირფიტები გამოიყენა საშუალო ღრუბლის ვარსკვლავების ფარდობითი სიკაშკაშის ვარიაციების შესასწავლად. 1908 წელს გამოქვეყნდა მისი კვლევის შედეგები, რომლებმაც აჩვენეს, რომ ცვლადი ვარსკვლავის ტიპი, რომელსაც „გროვის ცვლადი“ ეწოდა, მოგვიანებით პროტოტიპი ვარსკვლავის, დელტა ცეფევსის მიხედვით ცეფეიდური ცვლადი ეწოდა, ავლენდა გარკვეულ კავშირს ცვალებადობის პერიოდსა და ვარსკვლავის აშკარა სიკაშკაშეს შორის. ლივიტმა გააცნობიერა, რომ რადგან შუალედური ვარსკვლავური კონცეფციის ყველა ვარსკვლავი დედამიწიდან დაახლოებით ერთსა და იმავე მანძილზეა, ეს შედეგი გულისხმობდა მსგავს კავშირს პერიოდსა და აბსოლუტურ სიკაშკაშეს შორის.[10] პერიოდ-სიკაშკაშის ეს მნიშვნელოვანი დამოკიდებულება საშუალებას იძლეოდა, ნებისმიერ სხვა ცეფეიდურ ცვლადამდე მანძილი შეფასებულიყო შუალედური ვარსკვლავური კონცეფციიდან მანძილის მიხედვით.[11] მას იმედი ჰქონდა, რომ რამდენიმე ცეფეიდური ცვლადი შეიძლებოდა დედამიწასთან საკმარისად ახლოს ყოფილიყო, რათა მათი პარალაქსი და შესაბამისად, დედამიწიდან მანძილი გაზომილიყო. ეს მალევე მოხდა, რამაც საშუალება მისცა ცეფეიდური ცვლადები გამოყენებულიყო სტანდარტულ სანთლებად, რამაც ხელი შეუწყო მრავალ ასტრონომიულ აღმოჩენას.[12]

მაგელანის პატარა ღრუბელი, გადაღებული მოყვარული ასტრონომის მიერ. დაუკავშირებელი ვარსკვლავები ამოღებულია.

ამ პერიოდ-სიკაშკაშის კავშირის გამოყენებით, 1913 წელს, შუალედური ვარსკვლავური კონცეფციიდან მანძილი პირველად შეაფასა ეინარ ჰერცშპრუნგმა. პირველ რიგში, მან გაზომა ცამეტი ახლომდებარე ცეფეიდური ცვლადი, რათა ეპოვა ცვლადის აბსოლუტური სიდიდე ერთი დღის პერიოდით. ​​ამის ლივიტის მიერ გაზომილ ცვლადების პერიოდულობასთან შედარებით, მან შეძლო შეეფასებინა მზესა და გლობალურ კოსმოსურ ტელესკოპს შორის 10,000 პარსეკის (30,000 სინю წლის) მანძილი.[13] მოგვიანებით ეს რეალური მანძილის უხეში არასაკმარისი შეფასება აღმოჩნდა, მაგრამ ამ ტექნიკის პოტენციური სარგებლიანობა აჩვენა.[14]

2006 წელს გამოცხადებული ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპით ჩატარებული გაზომვები მიუთითებს, რომ ან მაგელანის დიდი და პატარა ღრუბლები შეიძლება ძალიან სწრაფად მოძრაობდნენ ირმის ნახტომის გარშემო, ან ირმის ნახტომის გალაქტიკა უფრო მასიურია, ვიდრე ადრე ეგონათ.[15]

მახასიათებლები

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
VISTA-ს ხედი პატარა მაგელანის ღრუბლიდან. 47 ტუკანა (NGC 104) ჩანს პატარა მაგელანის ღრუბლის მარჯვნივ.
ღია გროვა NGC 376 პატარა მაგელანის ღრუბელში, გადაღებული ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპის მიერ[16]

მაგელანის პატარა ღრუბელი შეიცავს ცენტრალურ ზოლიან სტრუქტურას და ასტრონომები ვარაუდობენ, რომ ის ოდესღაც ზოლიანი სპირალური გალაქტიკა იყო, რომელიც ირმის ნახტომმა დაარღვია და გარკვეულწილად არარეგულარული გახდა.[17]

არსებობს გაზის ხიდი, რომელიც აკავშირებს მაგელანის პატარა ღრუბელს მაგელანის დიდ ღრუბელთან, რაც მოწმობს გალაქტიკებს შორის მოქცევითი ურთიერთქმედების არსებობას.[18] გაზის ეს ხიდი ვარსკვლავების ფორმირების ადგილია.[19] მაგელანის ღრუბლებს აქვთ ნეიტრალური წყალბადის საერთო გარსი, რაც მიუთითებს, რომ ისინი დიდი ხნის განმავლობაში გრავიტაციულად იყვნენ შეკრულნი.

2017 წელს, ბნელი ენერგიის კვლევისა და MagLiteS მონაცემების გამოყენებით, აღმოაჩინეს ვარსკვლავური ჭარბი სიმკვრივე, რომელიც დაკავშირებულია მაგელანის პატარა ღრუბელთან, რაც, სავარაუდოდ, მაგელანის პატარა და დიდ ღუბლებს შორის შორის ურთიერთქმედების შედეგია.[20]

რენტგენის წყაროები

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

მაგელანის პატარა ღრუბელი შეიცავს რენტგენული ორმაგი ვარსკვლავების დიდ და აქტიურ პოპულაციას. ბოლოდროინდელმა ვარსკვლავთწარმოქმნამ გამოიწვია მასიური ვარსკვლავების და მაღალი მასის მქონე რენტგენის ორმაგი ვარსკვლავების დიდი პოპულაცია, რომლებიც საწყისი მასის ფუნქციის ხანმოკლე ზედა ზღვრის ნაშთებია. ახალგაზრდა ვარსკვლავური პოპულაცია და ყველაზე ცნობილი რენტგენის ორმაგი ვარსკვლავები კონცენტრირებულია მაგელანის პატარა ღრუბელის ტოტში. მაღალი მასის მქონე რენტგენის ორმაგი ვარსკვლავების პულსარები არის მბრუნავი ნეიტრონული ვარსკვლავები ორობით სისტემებში Be-ტიპით (სპექტრული ტიპი O9-B2, სიკაშკაშის კლასები V–III) ან სუპერგიგანტური ვარსკვლავური თანმხლები პირებით. მაღალი მასის მქონე რენტგენის ორმაგი ვარსკვლავების უმეტესობა Be ტიპისაა, რომლებიც ირმის ნახტომში 70%-ს და მაგელანის პატარა ღრუბელში 98%-ს შეადგენს.[21] Be-ვარსკვლავის ეკვატორული დისკო უზრუნველყოფს მატერიის რეზერვუარს, რომლის დაგროვება შესაძლებელია ნეიტრონულ ვარსკვლავზე პერიასტრონის გავლის დროს (ცნობილი სისტემების უმეტესობას აქვს დიდი ორბიტალური ექსცენტრისიტეტი) ან დისკოს მასშტაბური გამოტყორცნის დროს. ეს სცენარი იწვევს რენტგენის აფეთქებების სტრიქონებს ტიპიური რენტგენის სიკაშკაშით Lx = 1036–1037 ერგ/წმ, რომლებიც განლაგებულია ორბიტალურ პერიოდში, პლუს იშვიათი გიგანტური აფეთქებები უფრო დიდი ხანგრძლივობითა და სიკაშკაშით.[22]

NASA-ს Rossi X-ray Timing Explorer-ით[23] ჩატარებული მაგელანის პატარა ღრუბელის მონიტორინგის კვლევები აჩვენებს რენტგენის პულსარებს 1036 ერგ/წმ-ზე მეტი სიჩქარით აფეთქების დროს და 2008 წლის ბოლოსთვის 50-მდე დაითვალა. ROSAT-ისა და ASCA-ს მისიებმა აღმოაჩინეს მრავალი სუსტი რენტგენის წერტილოვანი წყარო,[24] მაგრამ ტიპიური პოზიციური გაურკვევლობა ხშირად ართულებდა იდენტიფიცირებას. XMM-Newton-ის[25] და Chandra-ს[26] გამოყენებით ჩატარებულმა ბოლოდროინდელმა კვლევებმა მაგელანის პატარა ღრუბელის მიმართულებით რამდენიმე ასეული რენტგენის წყარო დააკატალოგა, რომელთაგან შესაძლოა ნახევარი სავარაუდოდ მაღალი მასის მქონე რენტგენის ორმაგი ვარსკვლავებად ითვლება, ხოლო დანარჩენი წინა პლანის ვარსკვლავებისა და ფონური AGN-ის ნაზავად.

1966 წლის 20 სექტემბერს, ნაიკ-ტომაჰოკის ფრენის დროს, მაგელანის ღრუბლებიდან ფონურ დიაპაზონში რენტგენის სხივები არ დაფიქსირებულა.[27] 1967 წლის 24 ოქტომბერს, ავსტრალიის ქალაქ მილდურადან, მაგელანის პატარა ღრუბელის საჰაერო ბუშტით დაკვირვებამ რენტგენის აღმოჩენის ზედა ზღვარი დაადგინა.[28] რენტგენის ასტრონომიული ინსტრუმენტი გადაჰქონდათ Thor-ის რაკეტაზე, რომელიც ჯონსტონის ატოლიდან 1970 წლის 24 სექტემბერს, UTC 12:54 საათზე, 300 კმ-ზე მეტი სიმაღლისთვის გაეშვა, მაგელანის პატარა ღრუბელის მოსაძებნად.[29] ის აღმოჩენილი იქნა რენტგენის სიკაშკაშით 5×1038 ერგ/წმ 1.5–12 კევ დიაპაზონში და 2.5×1039 ერგ/წმ 5–50 კევ დიაპაზონში, როგორც ჩანს, გაფართოებული წყაროსთვის.[29]

უჰურუს მეოთხე კატალოგში ჩამოთვლილია ტუკანის თანავარსკვლავედში არსებული ადრეული რენტგენის წყარო: 4U 0115-73 (3U 0115-73, 2A 0116-737, SMC X-1).[30] უჰურუმ მაგელანის პატარა ღრუბელს დააკვირდა 1971 წლის 1, 12, 13, 16 და 17 იანვარს და აღმოაჩინა ერთი წყარო, რომელიც მდებარეობს 01149-7342-ზე, რომელსაც შემდეგ SMC X-1 ეწოდა.[31] რენტგენის ზოგიერთი დათვლა ასევე მიღებული იქნა 1971 წლის 14, 15, 18 და 19 იანვარს.[32] Ariel 5-ის მესამე კატალოგი (3A) ასევე შეიცავს ტუკანში არსებულ ამ ადრეულ რენტგენის წყაროს: 3A 0116-736 (2A 0116-737, SMC X-1).[33] SMC X-1, HMXRB, მდებარეობს J2000 მარჯვენა ასცენციის (RA) 01სთ 15წთ 14წმ დახრილობის (დეკ) −73° 42′ 22″ წერტილში.

3A-ში აღმოჩენილი და ჩამოთვლილი ორი დამატებითი წყაროა SMC X-2 3A 0042-738 წერტილში და SMC X-3 3A 0049-726 წერტილში.[33]

მაგელანის მინი ღრუბელი

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

ასტროფიზიკოსებმა დ. ს. მეთიუსონმა, ვ. ლ. ფორდმა და ნ. ვიშვანათანმა ივარაუდეს, რომ მაგელანის პატარა ღრუბელი შესაძლოა, სინამდვილეში, ორად იყოს გაყოფილი, ამ გალაქტიკის უფრო მცირე მონაკვეთი მაგელანის პატარა ღრუბელის ძირითადი ნაწილის უკან (დედამიწის პერსპექტივიდან დანახული) და დაახლოებით 30,000 სინათლის წლით დაშორებული. ისინი ვარაუდობენ, რომ ამის მიზეზი წარსულში მაგელანის დიდ ღრუბელთან ურთიერთქმედებაა, რამაც მაგელანის პატარა ღრუბელი გაყო და რომ ორი მონაკვეთი კვლავ შორდება ერთმანეთს. მათ ამ პატარა ნარჩენს „მაგელანის მინი ღრუბელი“ უწოდეს.[34][35]

2023 წელს გავრცელდა ინფორმაცია, რომ მაგელანის პატარა ღრუბელი მართლაც ორი ცალკეული სტრუქტურაა განსხვავებული ვარსკვლავური და აირისებრი ქიმიური შემადგენლობით, რომლებიც ერთმანეთისგან დაახლოებით 5 კილოპარსეკით არის დაშორებული.[36]

რესურსები ინტერნეტში

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

სქოლიო

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
  1. 1 2 თარგი:Cite APOD
  2. ↑ NASA/IPAC Extragalactic Database. Results for Small Magellanic Cloud. ციტირების თარიღი: 2006-12-01
  3. ↑ De Vaucouleurs, Gerard; De Vaucouleurs, Antoinette; Corwin, Herold G.; Buta, Ronald J.; Paturel, Georges; Fouque, Pascal (1991) Third Reference Catalogue of Bright Galaxies. 
  4. ↑ Bekki, Kenji; Stanimirović, Snežana (2009-05-01). „The total mass and dark halo properties of the Small Magellanic Cloud“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Oxford University Press (OUP). 395 (1): 342–350. arXiv:0807.2102. Bibcode:2009MNRAS.395..342B. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.14514.x. ISSN 0035-8711. S2CID 18268139.
  5. ↑ Westerlund, Bengt E. (1997). The Magellanic Clouds. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-48070-3. 
  6. ↑ O'Meara, Stephen James (2002). The Caldwell Objects. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-82796-6. 
  7. ↑ Lewis, Charlton Thomas (1918). An elementary Latin dictionary. American Book Company.  Reprint: ISBN 978-0-19-910205-1.
  8. ↑ Herschel, John Frederick William (1849). Outlines of Astronomy. Philadelphia: Lea & Blanchard.  Reprint: ISBN 978-0-665-18744-5.
  9. ↑ Longair, Malcolm S. (2006). The Cosmic Century: A History of Astrophysics and Cosmology. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-47436-8. 
  10. ↑ Leavitt, Henrietta S. (1908). „1777 variables in the Magellanic Clouds“. Annals of Harvard College Observatory. 60: 87–108. Bibcode:1907AnHar..60...87L.
  11. ↑ Aparicio, Antonio (1998). Stellar Astrophysics for the Local Group. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-56327-7. 
  12. ↑ Fernie, J.D. (December 1969). „The Period–Luminosity Relation: A Historical Review“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 81 (483): 707. Bibcode:1969PASP...81..707F. doi:10.1086/128847.
  13. ↑ Gribbin, John R. (1999). The Birth of Time: How Astronomers Measured the Age of the Universe. Yale University Press. ISBN 978-0-300-08346-0. 
  14. ↑ Hoffleit, Dorrit (1992). „The Selector of Highlights: A Brief Biographical Sketch of Harlow Shapley“. The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 21 (2): 151–156. Bibcode:1992JAVSO..21..151H.
  15. ↑ „Press release: Magellanic Clouds May Be Just Passing Through“ (პრეს-რელიზი). Harvard University. January 9, 2007.
  16. ↑ Head in the Clouds. ციტირების თარიღი: 2023-08-24
  17. ↑ Small Magellanic Cloud. NASA/IPAC. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2015-11-07. ციტირების თარიღი: 2008-07-07
  18. ↑ Mathewson DS; Ford VL (1984). „Structure and Evolution of the Magellanic Clouds“. IAU Symposium. 108: 125.
  19. ↑ Heydari-Malayeri M; Meynadier F; Charmandaris V; Deharveng L; et al. (2003). „The stellar environment of SMC N81“. Astron. Astrophys. 411 (3): 427–436. arXiv:astro-ph/0309126. Bibcode:2003A&A...411..427H. doi:10.1051/0004-6361:20031360. S2CID 8240730.
  20. ↑ Adriano Pieres; et al. (2017). „A stellar over-density associated with the Small Magellanic Cloud“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 468 (2): 1349–1360. arXiv:1612.03938. Bibcode:2017MNRAS.468.1349P. doi:10.1093/mnras/stx507.
  21. ↑ Coe et al. 2005
  22. ↑ Negueruela 1998 for a review
  23. ↑ Laycock et al. 2005; Galache et al. 2008
  24. ↑ Haberl & Sasaki 2000
  25. ↑ Haberl et al. 2008; Haberl & Pietsch 2004
  26. ↑ Antoniou et al. 2009; Edge et al. 2004, and Laycock et al. 2010
  27. ↑ Chodil G; Mark H; Rodrigues R; Seward FD; et al. (Oct 1967). „X-Ray Intensities and Spectra from Several Cosmic Sources“. Astrophys. J. 150 (10): 57–65. Bibcode:1967ApJ...150...57C. doi:10.1086/149312.
  28. ↑ Lewin WHG; Clark GW; Smith WB (1968). „Search for X-rays from the Large and Small Magellanic Clouds“. Nature. 220 (5164): 249–250. Bibcode:1968Natur.220..249L. doi:10.1038/220249b0. S2CID 4187949.
  29. 1 2 Price RE; Groves DJ; Rodrigues RM; Seward FD; et al. (Aug 1971). „X-Rays from the Magellanic Clouds“. Astrophys. J. 168 (8): L7–9. Bibcode:1971ApJ...168L...7P. doi:10.1086/180773.
  30. ↑ Forman W; Jones C; Cominsky L; Julien P; et al. (1978). „The fourth Uhuru catalog of X-ray sources“. Astrophys. J. Suppl. Ser. 38: 357. Bibcode:1978ApJS...38..357F. doi:10.1086/190561.
  31. ↑ Leong C; Kellogg E; Gursky H; Tananbaum H; et al. (Dec 1971). „X-Ray Emission from the Magellanic Clouds Observed by UHURU“. Astrophys. J. 170 (12): L67–71. Bibcode:1971ApJ...170L..67L. doi:10.1086/180842.
  32. ↑ Tananbaum HD (1973). „UHURU Results on Galactic X-ray Sources“, რედ. Bradt H: X- and Gamma-Ray Astronomy. Dordrecht, Holland: International Astronomical Union, გვ. 9–28. DOI:10.1007/978-94-010-2585-0_2. ISBN 978-90-277-0337-8. 
  33. 1 2 McHardy IM; Lawrence A; Pye JP; Pounds KA (Dec 1981). „The Ariel V /3 A/ catalogue of X-ray sources. II - Sources at high galactic latitude /absolute value of B greater than 10 deg/“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 197 (4): 893–919. Bibcode:1981MNRAS.197..893M. doi:10.1093/mnras/197.4.893.
  34. ↑ Mathewson, D. S.; Ford, V. L.; Visvanathan, N. (1986). „The structure of the Small Magellanic Cloud“. The Astrophysical Journal. 301: 664. Bibcode:1986ApJ...301..664M. doi:10.1086/163932. ISSN 0004-637X.
  35. ↑ Crowl, Hugh H.; et al. (2001). „The Line-of-Sight Depth of Populous Clusters in the Small Magellanic Cloud“. The Astronomical Journal. 122 (1): 220–231. arXiv:astro-ph/0104227v1. Bibcode:2001AJ....122..220C. doi:10.1086/321128. ISSN 0004-6256. S2CID 45263795.
  36. ↑ Murray, Claire E.; Hasselquist, Sten; Peek, Joshua E. G.; Christina Willecke Lindberg; Almeida, Andres; Choi, Yumi; Craig, Jessica E. M.; 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, N. M.; Nidever, David; Nguyen, Hiep; Pingel, Nickolas M.; Tarantino, Elizabeth; Uscanga, Lucero; van Loon, Jacco Th. (2023). „A Galactic Eclipse: The Small Magellanic Cloud is Forming Stars in Two, Superimposed Systems“. The Astrophysical Journal. 962 (2): 120. arXiv:2312.07750. Bibcode:2024ApJ...962..120M. doi:10.3847/1538-4357/ad1591.
მოძიებულია „https://ka.wikipedia.org/w/index.php?title=მაგელანის_პატარა_ღრუბელი&oldid=5508069“-დან