Gran Nube de Magallanes para niños
Datos para niños Gran Nube de Magallanes |
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| Datos de observación (época J2000.0) |
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| Tipo | SB (s) m | |
| Ascensión recta | 05h 23m 34,5s | |
| Declinación | -69° 45' 11" | |
| Distancia | 163.000 años luz | |
| Magnitud aparente (V) | 0,9 | |
| Tamaño aparente (V) | 10,75º × 9,17º | |
| Corrimiento al rojo | 278 ± 3 km/s | |
| Velocidad radial | +119 | |
| Constelación | Dorado / Mensa | |
| Características físicas | ||
| Magnitud absoluta | - | |
| Radio | 35.000 años luz | |
| Otras características | ||
| Tercera galaxia más próxima a la Vía Láctea |
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| Otras designaciones | ||
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LMC / ESO 56- G 115
PGC 17223 |
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La Gran Nube de Magallanes (abreviada como LMC, del inglés Large Magellanic Cloud) es una galaxia enana, satélite de la Vía Láctea y miembro del Grupo Local. Se encuentra a 163.000 años luz (unos 49.000 pársecs) de distancia, siendo la tercera galaxia más próxima a la Vía Láctea después de la galaxia Enana del Can Mayor y la galaxia Enana Elíptica de Sagitario (SagDEG). Es visible a simple vista como un débil objeto en el hemisferio austral terrestre aunque puede ser bastante brillante en lugares extremadamente oscuros, la galaxia se sitúa entre las constelaciones de Dorado y Mensa. Forma la mayor de las llamadas Nubes de Magallanes del hemisfero sur siendo la galaxia enana NGC 292 la nube menor.
Historia
La peculiar posición de la Gran Nube de Magallanes, exactamente en dirección al polo sur de la eclíptica, hace que desde latitudes mediterráneas no sea visible en ninguna época, por lo que permaneció desconocida en la Antigüedad clásica.
La primera mención de la Gran Nube de Magallanes aparece en el Libro de las Estrellas Fijas, texto escrito por el astrónomo persa Abd Al-Rahman Al Sufi en torno al año 964. Se la menciona como Al Bakr, el Buey Blanco de los árabes del sur, ya que la Gran Nube de Magallanes es visible desde el sur de Arabia.
La siguiente observación registrada fue hecha en 1503-1504 por Americo Vespuccio en una carta sobre su tercer viaje.
El navegante portugués Fernando de Magallanes, en su viaje de circunnavegación alrededor de la Tierra, fue el primero en poner en conocimiento de occidente la existencia de esta galaxia, que hoy lleva su nombre.
El primero en estudiar detalladamente la Gran Nube de Magallanes fue John Herschel, quien se estableció en Ciudad del Cabo entre 1834 y 1838, analizando 278 objetos diversos comprendidos dentro de ella.
Hasta el descubrimiento de la galaxia Enana Elíptica de Sagitario en 1994, la Gran Nube de Magallanes era considerada la galaxia más cercana a la Vía Láctea. Con el descubrimiento en 2003 de la galaxia Enana del Can Mayor, el título de galaxia más cercana recayó sobre esta última.
Morfología
La Gran Nube de Magallanes está clasificada, de acuerdo a la base de datos de objetos extragalácticos de la NASA, de tipo SB (s) m, una galaxia espiral barrada (SB) sin estructura de anillo (s) de forma no-regular y sin bulbo (m). El aspecto irregular de la galaxia es probablemente el resultado de interacciones tanto con la Vía Láctea como con la Pequeña Nube de Magallanes.
Durante mucho tiempo se consideró que la Nube de Magallanes era una galaxia plana, como las galaxias espirales y que podía asumirse que se hallaba a una única distancia de nosotros. Sin embargo, en 1986, Caldwell and Coulson encontraron que las cefeidas en el área noreste de la Gran Nube se encontraban más cerca de la Vía Láctea que las cefeidas en el área suroeste. Más recientemente, esta geometría inclinada ha sido confirmada por observaciones de cefeidas y gigantes rojas en la etapa de fusión de helio. Estos trabajos sugieren que la Gran Nube de Magallanes tiene una inclinación de ~35º, considerando que 0º corresponde a una galaxia cuyo plano es perpendicular a nosotros.
Objetos principales
La Gran Nube de Magallanes contiene unos 30 000 millones de estrellas y tiene un diámetro de aproximadamente 35.000 años luz. Su masa es unas 30 000 millones de veces la masa solar, una décima parte de la masa de la Vía Láctea. Como gran parte de las galaxias irregulares, la Gran Nube es muy rica en gas y polvo, y actualmente atraviesa una fase de gran actividad en cuanto a formación estelar. Los diversos estudios han encontrado cerca de 60 cúmulos globulares —algo menos de la mitad que en la Vía Láctea—, 400 nebulosas planetarias y 700 cúmulos abiertos, así como cientos de miles de estrellas gigantes y supergigantes, dentro de la Gran Nube de Magallanes.
La Gran Nube de Magallanes es rica en objetos y fenómenos celestes de todo tipo, siendo el ejemplo más evidente la Nebulosa de la Tarántula (30 Doradus, NGC 2070), la mayor región de formación estelar de todo el Grupo Local. En su interior se encuentran dos cúmulos abiertos, R136a y Hodge 301, responsables de la iluminación de la nebulosa. En su periferia se observó la supernova SN 1987A: el objeto que luego explotó era una supergigante azul supermasiva (Sanduleak -69° 202a). Esta supernova ha sido la más cercana observada a lo largo del siglo XX.
Otras nebulosas notables son NGC 1748 y NGC 2080, esta última situada 30 minutos de arco al sur de la Nebulosa de la Tarántula y conocida como Nebulosa Cabeza de Fantasma. Ambas son intensos núcleos de formación estelar. N44C es otra nebulosa de notable extensión situada 2º al norte del centro de la galaxia. DEM L 106 es una región H II que contiene la nebulosa N30B.
Entre los cúmulos abiertos cabe destacar NGC 1850 y NGC 1872; entre los cúmulos globulares, NGC 1818 es uno de los cúmulos más jóvenes que se conocen, con una edad de sólo 40 millones de años.
La estrella más luminosa de la galaxia es S Doradus, variable azul luminosa cuya magnitud absoluta puede llegar a alcanzar -10. WOH G64 es una supergigante roja con un diámetro estimado 2000 veces mayor que el del Sol. Recientemente se han observado otras dos estrellas hipergigantes en el interior de la galaxia, R 66 y R 126, de tipo espectral O.
Distancia
La distancia a la GNM se ha calculado utilizando velas estándar; las variables cefeidas son una de las más populares. Se ha demostrado que éstas tienen una relación entre su luminosidad absoluta y el periodo en el que varía su brillo. Sin embargo, la variable de la metalicidad también puede ser un componente de esto, ya que el consenso es que esto probablemente afecta a su relación período-luminosidad. Lamentablemente, las de la Vía Láctea que se suelen utilizar para calibrar la relación son más ricas en metales que las que se encuentran en la GNM.
Los modernos Telescopios ópticos de clase 8 metros han descubierto binarias eclipsantes en todo el Grupo Local. Los parámetros de estos sistemas pueden ser medidos sin necesidad de masa o suposición de composición. Los ecos de luz de la supernova 1987A también son mediciones geométricas, sin modelos ni suposiciones estelares.
En 2006, la luminosidad absoluta de las Cefeidas fue recalibrada utilizando variables Cefeidas en la galaxia Messier 106 que cubren un rango de metalicidades. Utilizando esta calibración mejorada, encuentran un módulo de distancia absoluto de 
, o 48 años luz. Esta distancia ha sido confirmada por otros autores.
Mediante la correlación cruzada de diferentes métodos de medición, se puede acotar la distancia; los errores residuales son ahora menores que los parámetros de tamaño estimados de la LMC.
Los resultados de un estudio en el que se utilizaron binarias eclipsantes de tipo tardío para determinar la distancia con mayor precisión se publicaron en la revista científica Nature en marzo de 2013. Se obtuvo una distancia de 49,97 años luz con una precisión del 2,2%.
Fuentes de rayos X
No se detectaron rayos X por encima del fondo en ninguna de las dos nubes durante el vuelo de cohete Nike-Tomahawk del 20 de septiembre de 1966 ni en el de dos días después. El segundo despegó del Atolón Johnston a las 17:13 UTC y alcanzó un apogeo de 160 km, con estabilización de giro a 5,6 rps. La GNM no se detectó en el rango de rayos X 8-80 keV .
Se lanzó otro cohete desde el mismo atolón a las 11:32 UTC del 29 de octubre de 1968, para examinar la GNM en busca de rayos X. La primera fuente discreta de rayos X en la constelación Dorado fue en RA 05 20 Declinación -69, y era la Gran Nube de Magallanes. Esta fuente de rayos X se extendía sobre unos 12° y es consistente con la Nube. Su tasa de emisión entre 1,5-10,5 keV para una distancia de 50 kpc es de 4 x 1038 ergs/s. Un instrumento de astronomía de rayos X fue transportado a bordo de un Thor lanzado desde el mismo atolón el 24 de septiembre de 1970, a las 12:54 UTC y a altitudes superiores a 300 km, para buscar la Pequeña Nube de Magallanes y ampliar la observación de la LMC. La fuente en la LMC parecía extendida y contenía la estrella ε Dor. La luminosidad en rayos X (Lx) en el rango de 1,5-12 keV era de 6 × 1031 W (6 × 1038 erg/s) .
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La Gran Nube de Magallanes (LMC) aparece en las constelaciones Mensa y Dorado. LMC X-1 (la primera fuente de rayos X de la LMC) se encuentra en RA 05 40 05 Dec -69 45 51, y es una fuente binaria (sistema estelar) de rayos X de alta masa (HMXB). De las cinco primeras binarias luminosas de GNM en rayos X: GNM X-1, X-2, X-3, X-4 y A 0538-66 (detectada por Ariel 5 en A 0538-66), la Gran Nube de Magallanes X-2 es la que es un sistema binario brillante de rayos X de baja masa (Binaria de rayos x de baja masa) en la GNM.
Véase también
En inglés: Magellanic Clouds Facts for Kids
