Pequeña Nube de Magallanes

La Pequeña Nube de Magallanes (SMC), o Nubecula Minor, es una galaxia enana cercana a la Vía Láctea. Clasificada como una galaxia irregular enana, la SMC tiene un diámetro isofotal D₂₅ de aproximadamente 5,78 kiloparsecs (18 900 años luz) y contiene varios cientos de millones de estrellas. Tiene una masa total de aproximadamente 7 mil millones de masas solares. A una distancia de unos 200.000 años luz, el SMC se encuentra entre los vecinos intergalácticos más cercanos de la Vía Láctea y es uno de los objetos más distantes visibles a simple vista.

El SMC es visible desde todo el hemisferio sur, pero se puede vislumbrar completamente a baja altura sobre el horizonte sur desde latitudes al sur de aproximadamente 15° norte. La galaxia se encuentra a lo largo de las constelaciones de Tucana y parte de Hydrus, apareciendo como un parche nebuloso tenue que se asemeja a una pieza separada de la Vía Láctea. El SMC tiene un diámetro aparente promedio de aproximadamente 4,2° (8 veces el de la Luna) y, por lo tanto, cubre un área de aproximadamente 14 grados cuadrados (70 veces el de la Luna). Dado que el brillo de su superficie es muy bajo, este objeto de cielo profundo se ve mejor en noches claras sin luna y lejos de las luces de la ciudad. El SMC forma un par con la Gran Nube de Magallanes (LMC), que se encuentra 20° al este, y al igual que el LMC, es miembro del Grupo Local. Actualmente es un satélite de la Vía Láctea, pero probablemente sea un antiguo satélite de la LMC.

Historial de observaciones

Panorámico Grande y Pequeño Magallanes Nubes vistos desde el sitio de observación VLT de ESO. Las galaxias están en el lado izquierdo de la imagen.

En el hemisferio sur, las nubes de Magallanes se han incluido durante mucho tiempo en la tradición de los habitantes nativos, incluidos los isleños de los mares del sur y los indígenas australianos. El astrónomo persa Al Sufi etiquetó a la mayor de las dos nubes como Al Bakr, el Buey Blanco. Los marineros europeos pueden haber notado las nubes por primera vez durante la Edad Media cuando se usaban para navegar. Los marineros portugueses y holandeses los llamaron Cabo de las Nubes, nombre que se mantuvo durante varios siglos. Durante la circunnavegación de la Tierra por Fernando de Magallanes en 1519-1522, Antonio Pigafetta los describió como tenues cúmulos de estrellas. En el atlas celeste Uranometria de Johann Bayer, publicado en 1603, nombró a la nube más pequeña, Nubecula Minor. En latín, Nubecula significa pequeña nube.

Pequeña Magallanes Nube como fotografiada por un astrónomo aficionado. Se han editado estrellas no relacionadas.

Entre 1834 y 1838, John Frederick William Herschel realizó observaciones de los cielos del sur con su reflector de 36 cm (14 pulgadas) del Observatorio Real. Mientras observaba la Nubecula Minor, la describió como una masa nubosa de luz con forma ovalada y un centro brillante. Dentro del área de esta nube catalogó una concentración de 37 nebulosas y cúmulos.

En 1891, el Observatorio de la Universidad de Harvard abrió una estación de observación en Arequipa, Perú. Entre 1893 y 1906, bajo la dirección de Solon Bailey, el telescopio de 24 pulgadas (610 mm) de este sitio se utilizó para inspeccionar fotográficamente tanto la Gran como la Pequeña Nube de Magallanes. Henrietta Swan Leavitt, astrónoma del Observatorio de la Universidad de Harvard, usó las placas de Arequipa para estudiar las variaciones en la luminosidad relativa de las estrellas en el SMC. En 1908, se publicaron los resultados de su estudio, que mostraban que un tipo de estrella variable llamada "variable de racimo", más tarde llamada variable cefeida por la estrella prototipo Delta Cephei, mostraba una relación definida entre la variabilidad período y el brillo aparente de la estrella. Leavitt se dio cuenta de que, dado que todas las estrellas en el SMC están aproximadamente a la misma distancia de la Tierra, este resultado implicaba que existe una relación similar entre el período y el brillo absoluto. Esta importante relación período-luminosidad permitió estimar la distancia a cualquier otra variable cefeida en términos de la distancia a la SMC. Esperaba que se pudieran encontrar algunas variables cefeidas lo suficientemente cerca de la Tierra para poder medir su paralaje y, por lo tanto, la distancia a la Tierra. Esto sucedió pronto, lo que permitió que las variables cefeidas se usaran como velas estándar, lo que facilitó muchos descubrimientos astronómicos.

Usando esta relación período-luminosidad, en 1913 Ejnar Hertzsprung estimó por primera vez la distancia al SMC. Primero midió trece variables cefeidas cercanas para encontrar la magnitud absoluta de una variable con un período de un día. Al comparar esto con la periodicidad de las variables medidas por Leavitt, pudo estimar una distancia de 10 000 parsecs (30 000 años luz) entre el Sol y el SMC. Esto más tarde resultó ser una gran subestimación de la distancia real, pero demostró la utilidad potencial de esta técnica.

Anunciado en 2006, las mediciones con el Telescopio Espacial Hubble sugieren que las Nubes de Magallanes Grande y Pequeña pueden estar moviéndose demasiado rápido para estar en órbita alrededor de la Vía Láctea.

Características

Vista de VISTA de la Nube Pequeña Magallanes. 47 Tucanae (NGC 104) es visible a la derecha de la Nube Pequeña Magallanes.

El SMC contiene una estructura de barra central, y los astrónomos especulan que alguna vez fue una galaxia espiral barrada que fue interrumpida por la Vía Láctea para volverse algo irregular.

Hay un puente de gas que conecta la Pequeña Nube de Magallanes con la Gran Nube de Magallanes (LMC), que es evidencia de la interacción de mareas entre las galaxias. Las Nubes de Magallanes tienen una envoltura común de hidrógeno neutro que indica que han estado unidas gravitacionalmente durante mucho tiempo. Este puente de gas es un sitio de formación estelar.

En 2017, utilizando datos de Dark Energy Survey y MagLiteS, se descubrió una sobredensidad estelar asociada con la Pequeña Nube de Magallanes, que probablemente sea el resultado de interacciones entre el SMC y el LMC.

Fuentes de rayos X

La Pequeña Nube de Magallanes contiene una población grande y activa de binarios de rayos X. La formación estelar reciente ha dado lugar a una gran población de estrellas masivas y binarias de rayos X de gran masa (HMXB), que son las reliquias del extremo superior de corta duración de la función de masa inicial. La población estelar joven y la mayoría de las binarias de rayos X conocidas se concentran en la barra del SMC. Los púlsares HMXB son estrellas de neutrones en rotación en sistemas binarios de tipo Be (tipo espectral 09-B2, clases de luminosidad V-III) o compañeras estelares supergigantes. La mayoría de los HMXB son del tipo Be, que representan el 70 % en la Vía Láctea y el 98 % en el SMC. El disco ecuatorial Be-star proporciona una reserva de materia que puede acumularse en la estrella de neutrones durante el paso del periastro (la mayoría de los sistemas conocidos tienen una gran excentricidad orbital) o durante episodios de eyección de disco a gran escala. Este escenario conduce a cadenas de estallidos de rayos X con luminosidades típicas de rayos X L_x = 10³⁶–10³⁷ erg/s, espaciados en el período orbital, además de esporádicos estallidos gigantes de mayor duración y luminosidad.

Las encuestas de seguimiento del SMC realizadas con Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) de la NASA muestran púlsares de rayos X en estallidos a más de 10³⁶ erg/s y se han contado 50 a finales de 2008. Las misiones ROSAT y ASCA detectaron muchas fuentes puntuales de rayos X débiles, pero las típicas incertidumbres posicionales dificultaron con frecuencia la identificación positiva. Estudios recientes que utilizan XMM-Newton y Chandra ahora han catalogado varios cientos de fuentes de rayos X en la dirección del SMC, de las cuales quizás la mitad se consideran probables HMXB y el resto una combinación de estrellas de primer plano y AGN de fondo.

No se observaron rayos X por encima del fondo de las Nubes de Magallanes durante el vuelo Nike-Tomahawk del 20 de septiembre de 1966. La observación con globos desde Mildura, Australia, el 24 de octubre de 1967, del SMC estableció un límite superior de detección de rayos X. Se llevó un instrumento de astronomía de rayos X a bordo de un misil Thor lanzado desde el atolón Johnston el 24 de septiembre de 1970 a las 12:54 UTC para altitudes superiores a 300 km, para buscar la Pequeña Nube de Magallanes. El SMC se detectó con una luminosidad de rayos X de 5×10³⁸ erg/s en el rango de 1,5–12 keV y 2,5×10 ³⁹ erg/s en el rango de 5–50 keV para un aparentemente fuente extendida.

El cuarto catálogo de Uhuru enumera una fuente de rayos X temprana dentro de la constelación Tucana: 4U 0115-73 (3U 0115-73, 2A 0116-737, SMC X-1). Uhuru observó el SMC el 1, 12, 13, 16 y 17 de enero de 1971 y detectó una fuente ubicada en 01149-7342, que luego se designó como SMC X-1. También se recibieron algunos recuentos de rayos X el 14, 15, 18 y 19 de enero de 1971. El tercer catálogo de Ariel 5 (3A) también contiene esta fuente de rayos X temprana dentro de Tucana: 3A 0116-736 (2A 0116-737, SMC X-1). El SMC X-1, un HMXRB, está en J2000 ascensión recta (RA) 01^h 15^m 14^s declinación (diciembre) 73° 42′ 22″.

Dos fuentes adicionales detectadas y enumeradas en 3A incluyen SMC X-2 en 3A 0042-738 y SMC X-3 en 3A 0049-726.

Mini Nube de Magallanes (MMC)

Los astrofísicos D. S. Mathewson, V. L. Ford y N. Visvanathan han propuesto que, de hecho, la SMC podría dividirse en dos, con una sección más pequeña de esta galaxia detrás de la parte principal de la SMC (visto desde la perspectiva de la Tierra)., y separados por unos 30.000 al. Sugieren que la razón de esto se debe a una interacción pasada con el LMC que dividió el SMC, y que las dos secciones aún se están separando. Han llamado a este remanente más pequeño la Mini Nube de Magallanes.