Эта статья входит в число хороших статей

Малое Магелланово Облако

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Стабильная версия, проверенная 13 июня 2024.
Перейти к навигации Перейти к поиску
Малое Магелланово Облако
Галактика
Изображение Малого Магелланова Облака в инфракрасном диапазоне, полученное с помощью телескопа Vista[англ.]
Изображение Малого Магелланова Облака в инфракрасном диапазоне, полученное с помощью телескопа Vista[англ.]
История исследования
Обозначения NGC 292, PGC 3085, ESO 29-21, LEDA 3085, Anon 0051-73, XSS J00595-7303, PBC J0102.7-7241, 2FGL J0059.0-7242e и 3FGL J0059.0-7242e
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Созвездие Тукан
Прямое восхождение 0ч 52м 38,00с
Склонение −72° 48′ 01″
Видимые размеры 2,6°×1,6°
Видимая зв. величина +1,97m
Характеристики
Тип Карликовая неправильная галактика
Входит в Местная группа
Лучевая скорость 162 км/с[1]
z 0,000527 ± 1,3E−5[2]
Расстояние 56 килопарсека
Абсолютная звёздная величина (V) −17,07m
Масса 2—5⋅109 M☉
Радиус 2,9 килопарсек
Информация в базах данных
SIMBAD NAME SMC
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе
Фото Национальной обсерватории оптической астрономии

Ма́лое Магелла́ново О́блако (ММО, SMC, NGC 292) — галактика-спутник Млечного Пути, расположенная на расстоянии в 56 килопарсек от него. Диаметр галактики составляет 5,8 килопарсека, а масса — 3—5⋅109 M⊙, она содержит около 1,5 миллиарда звёзд. Абсолютная звёздная величина галактики в полосе V составляет −17,07m. Малое Магелланово Облако — карликовая неправильная галактика.

В Малом Магеллановом Облаке известно около 600 звёздных скоплений, а всего, по оценкам, должно быть около 2000 таких объектов. Система звёздных скоплений в Малом Магеллановом Облаке отличается от таковой в Млечном Пути: в Малом Магеллановом Облаке есть объекты, похожие на шаровые скопления нашей Галактики, но гораздо более молодые. Рассеянные же скопления в целом похожи на те, что встречаются в Млечном Пути. Масса нейтрального атомарного водорода в Малом Магеллановом Облаке равна 5⋅108 M⊙, а молекулярного — 7,5⋅107 M⊙, так что газ составляет значительную долю всей массы галактики. Масса пыли в галактике — 5⋅105 M⊙, причём состав и размер пылинок в межзвёздной среде галактики отличается от такового в Млечном Пути.

Свойства

[править | править код]

Основные характеристики

[править | править код]
Изображение Малого Магелланова Облака, построенное по данным Gaia

Малое Магелланово Облако — галактика, которая находится на расстоянии в 56 килопарсек[комм. 1] от центра Млечного Пути и является одним из его спутников[4]. Наблюдается в созвездии Тукана[5][6].

Угловой диаметр Малого Магелланова Облака, измеренный по изофоте 25m на квадратную секунду дуги в фотометрической полосе B, составляет 5,5°, что соответствует линейному размеру в 5,8 килопарсек[7], но на небе заметна лишь область галактики меньшего размера (см. ниже➤)[6][8]. Масса, заключённая в пределах 3 килопарсек от его центра, составляет 3—5⋅109 M⊙[9]. Эта галактика содержит около 1,5 миллиарда звёзд[5]. Абсолютная звёздная величина галактики в полосе V составляет −17,07m[10].

Видимая звёздная величина галактики в полосе V составляет 1,97m, показатель цвета B−V ― 0,61m. Величина межзвёздного поглощения в полосе V для галактики составляет 0,19m, а межзвёздное покраснение в цвете B−V — 0,06m. Плоскость диска галактики наклонена к картинной плоскости на 90°[11].

Кривая вращения Малого Магелланова Облака, измеренная по движению нейтрального водорода, достигает максимума в 55 км/с на расстоянии 2,8 килопарсека от центра. По всей видимости, на более далёких расстояниях от центра она остаётся плоской[12].

Структура и звёздное население

[править | править код]

Малое Магелланово Облако является карликовой неправильной галактикой[13][14]. В нём наблюдается структура, которую называют «баром», однако она не является баром в общем смысле слова, и только внешне похожа на него[15]. Ещё одна компонента галактики — «крыло», которое представляет собой приливную структуру. «Бар» и «крыло» содержат молодое звёздное население. Также в Малом Магеллановом Облаке присутствует плоская «центральная система» с более старыми звёздами и другими объектами, и гало сферической формы с очень старым звёздным населением[16]. Распределение яркости в диске Малого Магелланова Облака экспоненциальное, а характерный радиус диска составляет 1,3 килопарсека[10][17].

Средняя металличность Малого Магелланова Облака составляет −0,73[комм. 2]. Нынешний темп звездообразования в галактике — 0,046 M⊙ в год[19]. Старое звёздное население составляет около 6 % массы галактики[20].

В 2023 году группа ученых обнаружила, что Малое Магелланово Облако на самом деле является двумя галактиками, которые расположены одна позади другой[21][22].

Звёздные скопления

[править | править код]

По теоретическим оценкам, в Малом Магеллановом Облаке всего должно быть около 2000 звёздных скоплений[23], из которых известно около 600[24].

Система звёздных скоплений в Малом Магеллановом Облаке отличается от таковой в Млечном Пути. Шаровые скопления, содержащие много звёзд, в нашей Галактике — старые объекты с возрастами более 12 миллиардов лет. В Малом Магеллановом Облаке есть только одно скопление такого возраста — NGC 121. Есть ещё несколько сравнительно старых скоплений, но не настолько, как шаровые скопления нашей Галактики: например, L 1, K 3 и NGC 416 с возрастами соответственно 10, 9 и 7 миллиардов лет. Другие богатые звёздами скопления имеют более голубой цвет и меньший возраст: в этом они похожи на рассеянные скопления, но содержат гораздо больше звёзд, имеют большие размеры и формы, близкие к сферическим[25]. Такие объекты называют молодыми населёнными скоплениями (англ. young populous clusters), подобные объекты в Млечном Пути неизвестны[26]. Рассеянные скопления в Малом Магеллановом Облаке в целом похожи на таковые в нашей Галактике[27].

В среднем, звёздные скопления в Малом Магеллановом Облаке старше, чем в Млечном Пути. Это связано с тем, что в условиях в этой галактике скопления реже взаимодействуют с молекулярными облаками, и, следовательно, разрушаются за более длительный срок. В Малом Магеллановом Облаке средний возраст скоплений составляет 0,9 миллиарда лет, в то время как в Млечном Пути — только 0,2 миллиарда лет[28].

Межзвёздная среда

[править | править код]
Зависимость величины межзвёздного поглощения от обратной длины волны для Млечного Пути (MW), Большого (LMC) и Малого (SMC) Магеллановых Облаков

Межзвёздная среда Малого Магелланова Облака состоит из газа с различной температурой и пыли. Масса нейтрального атомарного водорода в галактике равна 5⋅108 M⊙, а молекулярного — 7,5⋅107 M⊙, так что газ составляет значительную долю всей массы галактики[29]. Масса пыли в галактике — 5⋅105 M⊙[30].

Известно, что межзвёздное поглощение в Малом Магеллановом Облаке усиливается в коротких волнах более резко, чем в Млечном Пути, а в функции зависимости величины поглощения от длины волны для Малого Магелланова Облака нет локального максимума на длине волны 2175 Å. Кроме того, межзвёздная среда галактики по-другому поляризует излучение. Таким образом, распределение пылинок по размерам и содержание углерода в межзвёздной среде Малого Магелланова Облака отличаются от таковых в Млечном Пути[31].

Области H II в Малом Магеллановом Облаке меньше по размеру и менее яркие, чем в Большом Магеллановом Облаке, что связано с более низким темпом звездообразования. По сравнению с Большим Магеллановым Облаком, в Малом водород распределён более равномерно — скорее всего, это вызвано более низкой металличностью, и, следовательно, меньшим количеством пыли — частицы пыли позволяют газу быстрее охлаждаться и скучиваться[32].

В Малом Магеллановом Облаке известно не менее 70 планетарных туманностей, их общее количество оценивается как приблизительно 280[33].

Переменные звёзды

[править | править код]

В Малом Магеллановом Облаке наблюдаются переменные звёзды различных типов. Например, цефеиды в среднем имеют меньшие периоды, чем в нашей Галактике. По всей видимости, это связано с более низкой металличностью Малого Магелланова Облака, благодаря которой цефеидами могут становиться звёзды меньших масс, чем в Млечном Пути. Кроме того, считается, что именно из-за пониженной металличности в Малом Магеллановом Облаке нет переменных типа Беты Цефея, механизм переменности которых связан с наличием тяжёлых элементов[34][35].

Средняя частота вспышек новых звёзд в галактике оценивается как не менее 0,12 в год. За весь XX век было обнаружено 7 вспышек, причём 6 из них — во второй половине. Новые звёзды в Малом Магеллановом Облаке, возможно, слабее сосредоточены к центру галактики, чем яркие звёзды и газовая составляющая галактики[36].

В галактике известно 12 остатков сверхновых и ещё 2 кандидата. Оценка частоты вспышек сверхновых — раз в 350 лет[37].

Рентгеновские источники

[править | править код]

В Малом Магеллановом Облаке известно не менее 40 рентгеновских источников. Наиболее яркие из них — SMC X-1 — яркая и хорошо изученная рентгеновская двойная, а также источники SMC X-2 и SMC X-3, у которых наблюдается переменность рентгеновского излучения. Значительный вклад в поток рентгеновского излучения вносит диффузная составляющая — в диапазоне энергий 0,16—3,5 кэВ диффузное излучение составляет 60 % от общего потока. Диффузное рентгеновское излучение, скорее всего, создаётся плазмой с температурой порядка 106 K и приходит из области большего размера, чем сама галактика в оптическом диапазоне[38].

Взаимодействие с другими галактиками

[править | править код]
Положение Малого Магелланова Облака (Small Magellanic Cloud) среди Млечного Пути и его спутников

Малое Магелланово Облако является спутником Млечного Пути[5]. Кроме того, Малое Магелланово Облако связано и заметно взаимодействует с Большим Магеллановым Облаком. Расстояние между галактиками составляет 21 килопарсек[39], они обращаются друг относительно друга с периодом в 900 миллионов лет[40]. Галактики имеют общую оболочку из нейтрального водорода, а между ними наблюдается «мост» из звёзд и газа — Магелланов Мост[41]. От Магеллановых Облаков к нашей Галактике тянется Магелланов Поток — вытянутая структура из нейтрального водорода[5][42]. Совокупность этих галактик и их общих структур называется Магеллановой системой[43].

Эволюция

[править | править код]

Высокая доля газа в массе Малого Магелланова Облака указывает на то, что эта галактика не успела сильно проэволюционировать. Звездообразование в Малом Магеллановом Облаке идёт менее активно, чем в Большом: на это указывают, например, малый размер областей H II, малое число звёзд Вольфа — Райе и более красный цвет галактики в целом[44].

Формирование шаровых скоплений в Малом Магеллановом Облаке началось позже, чем в Большом, либо менее резко. В Большом Магеллановом Облаке содержится 13 старых шаровых скоплений, а в Малом — только одно. Если бы в Малом Магеллановом Облаке удельное содержание шаровых скоплений было таким же, как в Большом, то, с учётом более низкой светимости, в нём можно было бы ожидать увидеть 3—4 таких объекта[45].

Малое Магелланово Облако при наблюдении в телескоп с 150-кратным увеличением

В будущем Малое Магелланово Облако будет поглощено нашей Галактикой[46].

История изучения

[править | править код]
Большое и Малое Магеллановы Облака, вид из Паранальской обсерватории

Жителям Южного полушария Малое и Большое Магеллановы Облака были известны с древности. Они находили отражение в культурах разных народов: например, некоторые южноамериканские племена представляли их как перья птиц нанду, а австралийские аборигены — как двух великанов, которые иногда спускаются с небес и душат спящих людей[47][48].

В Северном полушарии как минимум к X веку н. э. о Магеллановых Облаках было известно Ас-Суфи. Для мореплавателей Магеллановы облака представляли интерес тем, что находятся около Южного полюса мира, вблизи которого нет ярких звёзд[47][49].

Своё современное название Магеллановы облака получили в честь Фернана Магеллана, совершившего первое кругосветное плавание в 1519—1522 годах. Один из членов команды Магеллана, Антонио Пигафетта, дал описание этим объектам. Кроме того, Пигафетта верно предполагал, что Магеллановы Облака состоят из отдельных звёзд[47].

В 1847 году Джон Гершель опубликовал каталог 244 отдельных объектов в Малом Магеллановом Облаке с координатами и короткими описаниями. В 1867 году Кливленд Эббе впервые сделал предположение, что Магеллановы Облака — отдельные от Млечного Пути галактики[50][51].

С 1904 года сотрудники Гарвардской обсерватории начали открывать цефеиды в Магеллановых Облаках. В 1912 году Генриетта Ливитт, которая также работала в Гарвардской обсерватории, обнаружила для Магеллановых Облаков зависимость между периодом и светимостью для цефеид[52]. Это соотношение в дальнейшем стало играть важную роль в измерении расстояний между галактиками. С 1914 года астрономы Ликской обсерватории начали систематически измерять лучевые скорости эмиссионных туманностей в Магеллановых Облаках. Выяснилось, что все эти объекты имеют большие положительные лучевые скорости — это стало свидетельством в пользу того, что Магеллановы Облака отделены от Млечного Пути. Эти три открытия, а также обнаружение с помощью радиотелескопов нейтрального водорода в Магеллановых Облаках и вокруг них Харлоу Шепли в 1956 году назвал важнейшими достижениями, связанными с Магеллановыми Облаками. Кроме того, Шепли отметил ещё несколько открытий: например, обнаружение различных звёздных населений в Магеллановых Облаках[49][53].

Позднее в XX веке также было сделано большое количество открытий: например, был обнаружен Магелланов Поток, открыты рентгеновские источники в Магеллановых Облаках, с помощью космического телескопа IRAS была изучена пылевая составляющая Облаков[54].

Наблюдения

[править | править код]
Расположение Малого Магелланова Облака (обведено зелёным контуром в нижней левой части изображения) на карте звёздного неба

Магеллановы Облака не видны севернее 17° северной широты. Малое Магелланово Облако наблюдается в созвездии Тукана. Видимая звёздная величина Малого Магелланова Облака составляет +1,97m[10], а видимые угловые размеры ― 2,6° на 1,6°[8], галактика заметна невооружённым глазом при достаточно тёмном небе[55][56].

При использовании телескопа с небольшим диаметром объектива, около 100 мм, различимы некоторые объекты галактики. Самый яркий из них — NGC 346, звёздное скопление с туманностью, в котором можно различить некоторые отдельные звёзды. Поблизости находятся менее яркие, но также заметные скопления NGC 371 и NGC 395. Также можно наблюдать рассеянное скопление NGC 330 и шаровое скопление NGC 121. Шаровое скопление NGC 362, которое находится на фоне галактики, но не относится к ней, также хорошо заметно. При использовании более крупных телескопов становится видно значительно больше объектов, а в некоторых становятся различимы отдельные детали. Например, при наблюдении в телескоп с диаметром объектива в 200 мм в NGC 346 становится видна форма туманности, похожая на спираль, а с помощью телескопа с апертурой 300 мм становится возможным различать отдельные звёзды в скоплении в центральной части NGC 346[56][57].

Примечания

[править | править код]

Комментарии

[править | править код]
  1. ↑ Расстояние от этой галактики до Солнца составляет 59 килопарсек[3].
  2. ↑ Металличность соответствует доле элементов тяжелее гелия, равной солнечной[18].

Источники

[править | править код]
  1. ↑ Tully R. B., Courtois H. M., Sorce J. G. Cosmicflows-3 (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2016. — Vol. 152, Iss. 2. — P. 50. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.3847/0004-6256/152/2/50 — arXiv:1605.01765
  2. ↑ Richter O.-G., Tammann G. A., Huchtmeier W. K. HI observations of galaxies in a catalog of nearby galaxies. II. The motion of the sun and the galaxy and the velocity dispersion of 'field' galaxies (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 1987. — Vol. 171. — P. 33–40. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846
  3. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 145—146.
  4. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 143, 145—146.
  5. ↑ 1 2 3 4 МАГЕЛЛА́НОВЫ ОБЛАКА́ : [арх. 24 марта 2022] / Жаров В. Е. // Ломоносов — Манизер. — М. : Большая российская энциклопедия, 2011. — С. 334. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 18). — ISBN 978-5-85270-351-4.
  6. ↑ 1 2 Hodge P. W. Magellanic Cloud (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 24 марта 2022. Архивировано 2 мая 2015 года.
  7. ↑ Results for object Small Magellanic Cloud (SMC). ned.ipac.caltech.edu. Дата обращения: 16 августа 2022. Архивировано 16 августа 2022 года.
  8. ↑ 1 2 LMC. SIMBAD. Дата обращения: 6 мая 2022. Архивировано 24 апреля 2022 года.
  9. ↑ Harris J., Zaritsky D. Spectroscopic Survey of Red Giants in the Small Magellanic Cloud. I. Kinematics (англ.) // The Astronomical Journal. — 2006-05. — Vol. 131, iss. 5. — P. 2514–2524. — ISSN 1538-3881 0004-6256, 1538-3881. — doi:10.1086/500974. Архивировано 26 марта 2022 года.
  10. ↑ 1 2 3 van den Bergh, 2000, p. 143.
  11. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 142—143.
  12. ↑ Di Teodoro E. M., McClure-Griffiths N. M., Jameson K. E., Dénes H., Dickey J. M. On the dynamics of the Small Magellanic Cloud through high-resolution ASKAP H I observations // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2019-02-01. — Т. 483. — С. 392–406. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1093/mnras/sty3095. Архивировано 27 мая 2022 года.
  13. ↑ КА́РЛИКОВЫЕ ГАЛА́КТИКИ : [арх. 2 мая 2022] / Засов А. В. // Канцелярия конфискации — Киргизы. — М. : Большая российская энциклопедия, 2009. — С. 174. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 13). — ISBN 978-5-85270-344-6.
  14. ↑ SMC. SIMBAD. Дата обращения: 6 мая 2022. Архивировано 6 мая 2022 года.
  15. ↑ Zaritsky D., Harris J., Grebel E. K., Thompson I. B. The Morphologies of the Small Magellanic Cloud // The Astrophysical Journal. — 2000-05-01. — Т. 534. — С. L53–L56. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/312649. Архивировано 29 июня 2022 года.
  16. ↑ Westerlund, 1997, pp. 32—34.
  17. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 143, 146—148.
  18. ↑ Darling D. Metallicity. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 29 марта 2022. Архивировано 5 октября 2021 года.
  19. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 143, 158.
  20. ↑ Westerlund, 1997, p. 118.
  21. ↑ Не одна галактика, а две: ученые раскрыли секрет Малого Магелланова облака. prokosmos.ru. — новость. Дата обращения: 1 февраля 2024.
  22. ↑ A Galactic Eclipse: The Small Magellanic Cloud is Forming Stars in Two, Superimposed Systems (англ.). arxiv.org. — документ. Дата обращения: 1 февраля 2024. Архивировано 8 февраля 2024 года.
  23. ↑ Westerlund, 1997, p. 46.
  24. ↑ Nayak P. K., Subramaniam A., Choudhury S., Sagar R. Star clusters in the Magellanic Clouds. II. Age-dating, classification, and spatio-temporal distribution of the SMC clusters // Astronomy and Astrophysics. — 2018-09-01. — Т. 616. — С. A187. — ISSN 0004-6361. — doi:10.1051/0004-6361/201732227. Архивировано 8 июля 2022 года.
  25. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 148—149.
  26. ↑ Westerlund, 1997, pp. 43—46.
  27. ↑ Star cluster (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 29 марта 2022. Архивировано 17 апреля 2022 года.
  28. ↑ Westerlund, 1997, pp. 51—55.
  29. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 143, 156.
  30. ↑ Westerlund, 1997, pp. 143—178.
  31. ↑ van den Bergh, 2000, p. 158.
  32. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 142, 155.
  33. ↑ Westerlund, 1997, p. 132.
  34. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 115—120, 149—152.
  35. ↑ Westerlund, 1997, pp. 116—131.
  36. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 150—151.
  37. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 159—160.
  38. ↑ Westerlund, 1997, pp. 179—190.
  39. ↑ van den Bergh, 2000, p. 145.
  40. ↑ Magellanic Clouds. Swinburne University of Technology. Дата обращения: 16 апреля 2022. Архивировано 17 марта 2022 года.
  41. ↑ Королев В. Между Магеллановыми Облаками нашли «звездный мост». N + 1. Дата обращения: 24 марта 2022. Архивировано 24 марта 2022 года.
  42. ↑ Ефремов Ю. Н. Магеллановы Облака. Астронет. Дата обращения: 24 марта 2022. Архивировано 29 июня 2020 года.
  43. ↑ Westerlund, 1997, p. 21.
  44. ↑ van den Bergh, 2000, pp. 142—156.
  45. ↑ van den Bergh, 2000, p. 142.
  46. ↑ Small Magellanic Cloud: A Satellite Dwarf Galaxy Neighbor (англ.). Space.com (13 декабря 2018). Дата обращения: 2 мая 2022. Архивировано 2 мая 2022 года.
  47. ↑ 1 2 3 Westerlund, 1997, p. 1.
  48. ↑ Olsen K. Meet the Magellanic Clouds: Our galaxy’s brightest satellites (англ.). Astronomy.com (20 ноября 2020). Дата обращения: 29 апреля 2022. Архивировано 19 мая 2021 года.
  49. ↑ 1 2 van den Bergh, 2000, p. 92.
  50. ↑ Westerlund, 1997, pp. 1—2.
  51. ↑ Abbe C. On the Distribution of the Nebulae in Space (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1867-04-12. — Vol. 27, iss. 7. — P. 257–264. — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966. — doi:10.1093/mnras/27.7.257a.
  52. ↑ Leavitt H. S., Pickering E. C. Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud. // Harvard College Observatory Circular. — 1912-03-01. — Т. 173. — С. 1–3. Архивировано 14 мая 2022 года.
  53. ↑ Westerlund, 1997, p. 2.
  54. ↑ Westerlund, 1997, pp. 3—5.
  55. ↑ The Magellanic Clouds, our galactic neighbors (англ.). EarthSky (8 декабря 2021). Дата обращения: 23 апреля 2022. Архивировано 21 апреля 2022 года.
  56. ↑ 1 2 Touring the Small Magellanic Cloud (англ.). Cosmic Pursuits (30 марта 2019). Дата обращения: 6 мая 2022. Архивировано 16 мая 2021 года.
  57. ↑ Treasures of The Small Magellanic Cloud. ozsky.org. Дата обращения: 6 мая 2022. Архивировано 10 апреля 2021 года.

Литература

[править | править код]
  • van den Bergh S. The Galaxies of the Local Group. — Cambr.; N. Y.: Cambridge University Press, 2000. — 348 p. — ISBN 978-1-139-42965-8.
  • Westerlund B. E. The Magellanic Clouds. — Cambridge University Press, 1997. — 279 с. — ISBN 978-0-521-48070-3.

Ссылки

[править код]
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Малое_Магелланово_Облако&oldid=138345081