小麦哲伦星系（SMC）是一个环绕著银河系的矮星系[5]，拥有数亿颗的恒星 [5]。
| 小麦哲伦星系（SMC） | |
|---|---|
.jpg) 小麦哲伦星系 (来源：数位化巡天项目 2) | |
| 观测资料（J2000 历元） | |
| 星座 | 杜鹃座和水蛇座 |
| 赤经 | 00h 52m 44.8s[1] |
| 赤纬 | -72° 49′ 43″[1] |
| 红移 | 0.000527[1] |
| 距离 | 203.7 ± 1.5 kly (62.44 ± 0.47 kpc)[2] |
| 视星等 (V) | 2.7[1] |
| 特征 | |
| 类型 | SB(s)m pec[1] |
| 恒星数量 | 30亿[4] |
| 大小 | 5.78千秒差距（18,900光年）[1] （直径：25.0 mag/arcsec2 B-频道等电位）[3] |
| 角直径 (V) | 5° 20′ × 3° 5′[1] |
| 其他 | 银河系的侏儒伙伴 |
| 其他名称 | |
| SMC,[1] NGC 292[1]， PGC 3085[1]、Nubecula Minor[1] | |
小麦哲伦星系（SMC 或 Nubecula Minor）是邻近银河系的一个矮星系[6]。它被归类为矮不规则星系，其D25等热线直径约为5.78千秒差距（18,900光年）[1][3]，并包含数十亿颗恒星[6]。 它的总质量约为70亿太阳质量[7]。 小麦哲伦星系的距离约20万光年，是银河系最近的星系邻居之一，也是肉眼可见的最遥远的天体之一。
SMC从整个南半球都可以看到，从纬度约北纬15° 以南可以在南方地平线上方的低空看到全貌。这个星系位于杜鹃座和水蛇座这两个星座内，看起来像一个模糊的朦胧斑块，似乎是从银河系分离的部分。SMC的平均表观直径约为4.2°（月球的8倍），因此覆盖面积约为14平方度（月球的70倍）。由于它的表面亮度非常低，这个深空天体最好在远离都市灯光，且晴朗的无月的夜晚观看。SMC与位于东方20°的大麦哲伦云（LMC）形成一对，与LMC一样，它也是本星系群的成员。它现时是银河系的一个卫星星系，但很可能是LMC的卫星星系。
观测史
在南半球，麦哲伦星系长期以来一直被包含在土著居民的传说中，包括南海岛民和澳大利亚原住民。波斯的一位天文学家Abd Al-Rahman Al-Sufi在他的《恒星之书》中提到了它们，重复了博学家Ibn Qutaybah的一句话，但他自己并没有观察到它们。欧洲水手可能在中世纪首次注意到这片云气，当时曾用它来航海。葡萄牙和荷兰的水手称他们为云岬，这个名字保留了几个世纪。1519-1522年斐迪南·麦哲伦绕地球航行期间；它们被安东尼奥·皮加费塔描述为暗淡的星团[8]。约翰·拜耳在1603年出版的的天体图谱《测天图》中，他将较小的云气命名为小努比亚云[9]。在拉丁语中，努比亚的意思是一朵云[10]。
1834年至1838年间，威廉·赫歇尔在非洲好望角皇家天文台用他的14-英寸（36-厘米）反射镜对南方天空进行了观测。在观察小麦哲伦星系时，他将其描述为一团椭圆形、中心明亮的云状光。在这片云的区域内，他对37个星云和星团的浓度进行了编目[11]。
1891年，哈佛大学天文台在秘鲁的阿雷基帕开设了一个观测站。1893年至1906年间，在Solon Bailey的指导下，该地点的24-英寸（610-毫米）望远镜被用于对大麦哲伦云和小麦哲伦云进行摄影测量[12]。哈佛大学天文台的天文学家亨丽埃塔·史旺·勒维特（英语：Henrietta Swan Leavitt）使用阿雷基帕的摄影干版来研究小麦哲伦星系中恒星相对光度的变化。1908年，她发表的研究结果表明，一种被称为“星团变星”的变星，后来以原型恒星造父变星的名字被称为造父变星，显示出变化周期与恒星视亮度之间的明确关系。勒维特意识到，由于小麦哲伦星系中的所有恒星与地球的距离大致相同，这一结果意味著周期和绝对亮度之间存在相依的关系[13]。这个重要的周期-光度关系允许根据到小麦哲伦星系的距离来估计到任何其它造父变星的距离[14]。她希望能在离地球足够近的地方找到一些造父变星，以便量测它们的视差，来得知它们与地球的距离。这很快就实现了，造父变星被用作标准烛光，促进了许多天文发现[15]。
利用这个周期-光度关系，在1913年，埃纳·赫茨普龙（英语：Ejnar-Hertzsprung）首次估计了到小麦哲伦星系的距离。首先，他量测了附近的十三颗造父变星，以找到一颗周期为一天的变星的绝对星等。通过将其与勒维特量测的变星周期性进行比较，他能够估计太阳和小麦哲伦星系之间的距离为10,000秒差距（30,000光年）[16]。这后来被证明是对真实距离的严重低估，但它确实证明了这项科技潜在的价值[17]。
特征
小麦哲伦星系包含一个中心棒状结构，天文学家推测它曾经是一个棒旋星系，被银河系破坏，变成有点不规则[19]。
有一座气体桥连接著小麦哲伦星系和大麦哲伦星系（LMC），这是星系之间潮汐相互作用的证据[20]。这个气体桥是一个恒星形成的地方[21]。 麦哲伦星系有一个共同的中性氢包层，这表明它们已经被引力束缚了很长一段时间。.
2017年，使用暗能量巡天调查加上MagLiteS数据，发现了一个与小麦哲伦云有关的恒星超密度区，这可能是SMC和LMC之间相互作用的结果[22]。
X-射线源
小麦哲伦星系包含大量活跃的X射线联星。最近的恒星形成导致了大量大质量恒星和高质量X射线联星（HMXBs），它们是初始质量函数顶端的短暂遗迹。年轻的恒星群和大多数已知的X射线联星都集中在小麦哲伦星系的棒中。 X射线联星脉冲星是联星系统中旋转的中子星，具有Be型（光谱型 09-B2，光度等级 V-III）或超巨星的恒星伴星。大多数X射线联星是Be型：在银河系中占70%，在小麦哲伦星系中占98%[24]。Be星的赤道盘提供了一个物质库，可以在通过近拱点期间（大多数已知系统具有较大的轨道偏心率）或在大规模盘抛射事件期间吸积到中子星上。典型X射线爆发以轨道周期的间隔，强度为 Lx = 1036–1037 尔格/s；这种情况会导致一连串的X射线爆发，加上持续时间和光度更大的罕见巨爆发[25]。
使用美国国家航空暨太空总署的罗西X射线计时探测器（RXTE）对小麦哲伦星系进行的监测调查[26]， 看到X射线脉冲星的爆发时间超过1036 Erg/s，到2008年底已统计50个。ROSAT和ASCA任务探测到许多微弱的X射线点源[27]，但是典型的位置不确定性经常使正确识别变得困难。最近使用XMM-Newton进行研究[28]和Chandra[29]，现在已经对小麦哲伦星系方向的数百个X射线源进行了编目，其中可能有一半被认为是X射线联星（HMXB），其馀的是前景恒星和背景活跃星系核（AGN）的混合。
在1966年9月20日的纳克战斧飞行中，没有从麦哲伦星系观测到高于背景的X射线[30]。1967年10月24日，在澳大利亚米尔杜拉对小麦哲伦星系进行的气球观测设定了X射线探测的上限[31]。1970年9月24日，协调世界时12时54分，从强斯顿环礁发射了一枚雷神飞弹，携带了一架X射线天文仪器，在超过300公里以上的高度搜索小麦哲伦星系[32]。对于明显扩展的源，小麦哲伦星系X射线强度在1.5–12 keV范围内为5×1038erg/s，在5–50 keV范围外为2.5×1039erg/s[32]。
第四版Uhuru目录列出了星座杜鹃座内的早期X射线源：4U 0115-73（3U 0115-73%，2A 0116-737，SMC X-1）[33]。乌胡鲁于1971年1月1日、12日、13日、16日和17日观察到小麦哲伦星系，并在01149-7342处检测到一个X射线源，当时被命名为SMC X-1[34]。1971年1月14日、15日、18日和19日也收到了一些X射线计数[35]。第三版羚羊5 (卫星)目录（3A）也包含早期在杜鹃座内发现的X射线源：3A 0116-736（2A 0116-737，SMC X-1）[36]。SMC X-1，X射线联星，位01h 15m 14s，赤纬73° 42′ 22″。
在3A中检测和列出的另外两个射线源包括3A 0042-738的SMC X-2和3A 0049-726的SMC X-3[36]。
迷你麦哲伦云
早在1986年，天体物理学家D.S.Mathewson、V.L.Ford和N.Visvanathan提出，事实上，小麦哲伦星系可能被一分为二，在它的主要部份后面有一小部分星系（从地球的角度来看），并相距约30,000光年。他们认为，这是由于过去与大麦哲伦星系的互动导致小麦哲伦星系分裂，并且这两个部分仍在分离。他们将这个较小的遗迹命名为迷你麦哲伦星云[37][38]。
相关条目
参考资料
外部链接
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