대 마젤란운은 무엇입니까?

대 마젤란운은 우리 은하의 은하계 근처에있다. 그것은 2 억 광년 떨어진 먼 유명한 안드로메다 은하보다 훨씬 적은 160,000 광년이다. 대 마젤란운은 은하계와 안드로메다 은하보다 광성이 적고, 빛이 적으며, 상당히 작기 때문에 주목을받지 않습니다.

Large Magellanic Cloud의 질량은 약 100 억 태양으로, 은하수의 약 1/10에 불과합니다. 대 마젤란운은 구름과 비슷한 모양으로 인해 "구름"이라고 불리며 다른 은하계와 근본적으로 구성이 다르지 않습니다. 대 마젤란운에 대한 조사에 따르면 수백만 개의 거대하고 거대한 별이있는 400 개의 행성상 성운, 60 개의 구상 성단 및 700 개의 열린 성단이 발견되었습니다. 가장 최근의 초신성 인 Supernova 1987a는 Large Magellanic Cloud에서 발생했습니다. 구름 내에서 스텔라 현상의 관찰은 천문학 자들이 다른 종류의 천체에 익숙해 지도록 세대를 위해 사용되어왔다.

대 마젤란운은 불규칙 은하로 분류되지만, 과거에 막대 나선 일 수 있음을 나타내는 막대가 중앙에 있습니다. 대 마젤란운은 은하수에서 두 번째로 가장 가까운 은하이며, 단지 51,000 광년 거리에있는 궁수 자리 왜소 구면체 만 더 가깝습니다. 은하계 자체는 직경이 10 만 광년이기 때문에 이것은 매우 가깝습니다.

다른 은하들과 마찬가지로, 대 마젤란운까지의 거리는 천문학 자들이 "표준 양초"라고 부르는 것을 사용하여 측정되는데, 가장 인기있는 것은 Cepheid 가변 별입니다. Cepheid 변수는 크게 고정 된주기 간격으로 플레어 업 및 쿨 다운됩니다. 변동 기간은 절대 크기와 밀접한 상관 관계가 있으므로, 먼 세 페이드 변수의 절대 크기는주기를 관찰하여 알 수 있습니다. 별의 절대 및 관측 된 크기가 알려지면 거리를 계산할 수 있습니다.