> Nagy Magellán-felhő

Nagy Magellán-felhő- törpegalaxis és a Tejútrendszer legközelebbi műholdja: távolság, Dorado csillagkép, észlelés, csillagszületés, forgás.

A Nagy Magellán-felhő (LMC) egy törpegalaxis, amely a Tejútrendszer műholdja (az egyik legközelebbi bolygónk). 163 000 fényévre van (a csillagképek és a csillagképek között), és egy halvány ködhöz hasonlít a déli szférában.

A Ferdinand Magellánról elnevezettvel együtt. A déli féltekéről érkezett csillagászok azonban már az 1519-es világ körülhajózás előtt felfedezték ezeket a jelenségeket. Maga Magellan meghalt az utazás során, de a legénység feljegyzéseket hagyott hátra a visszatéréskor.

A Nagy Magellán-felhő elhelyezkedése

A felhők szabad szemmel is láthatóak, így felfedezésük megelőzte a távcső feltalálását. De még sok évszázadba telt a távolság pontos kiszámítása. 1994-ig a legközelebbi galaktikus objektumnak számított, amíg egy elliptikus törpe galaxis megjelent benne. De ő is csak 2003-ig tartotta magát a talapzaton, amikor is rátaláltak a törpegalaxisra Canis Majorban.

Megérkezett a Nagy Magellán-felhő. A legismertebb tagot (az északi féltekén) technológia alkalmazása nélkül figyelik meg. 2,5 millió fényévnyire van, és közeledik hozzánk a végső becsapódás miatt.

Csillagképződés a Nagy Magellán-felhőben

Itt is észrevehető az új sztárok születése. Egyes területeken hatalmas gázfelhalmozódást sikerült rögzíteni, ami előkészíti a "születés" feltételeit.

A Tarantula-ködben aktivitás és sugárzás jeleit észlelték. Ez azt mutatta, hogy a központi részben több ezer hatalmas csillag koncentrálódik, amelyek elfújják az anyagot, és erős szelek hatására intenzív sugárzást hoznak létre. A fotón megcsodálhatja a Nagy Magellán-felhő galaxis csillagait.

A képen egy fiatal csillagcsoport látható a Nagy Magellán-felhőben.

Egy kis csillagkeletkezési zóna található az LHA 120-N 11-nél. A síktól távol helyezkedik el, de ez a távolság elegendő az "újszülöttek" tanulmányozásához. Sőt, a területet "arcra" fordítják, ami csak leegyszerűsíti a megfigyelést.

A Nagy Magellán-felhő forgásai

A Földtől való kis távolság is segített a Nagy Magellán-felhő részletesebb tanulmányozásában, hogy megértsük más galaxisok viselkedését. Érdemes odafigyelni a forgásra, ami hozzájárul a koronggalaxisok belső szerkezetének megértéséhez. Ha megvan a forgási sebesség, akkor ki tudjuk számítani a tömeget.

250 millió év kell ahhoz, hogy az LMC forogjon. Ezt a csillagok égi síkjához viszonyított mozgásának követésével derítették ki (először alkalmazták ezt a módszert a galaxisban). Ha hasonló kísérletet végez a kicsivel, megtudhatja, hogyan mozognak, majd alkalmazhatja ezt a sémát a helyi csoport többi objektumára.

A Nagy Magellán-felhő a navigátorok iránymutatója és érdekessége is egyben űroktatás, amely több mint egy évszázada felkelti a csillagászok figyelmét.

A déli félteke sötét égboltját számtalan világító pont színesíti, amelyek között jól megkülönböztethető egy fényes felhő alakú csillaghalmaz. Ezek őshonos Tejútrendszerünk – a Nagy és Kis Magellán-felhők – hűséges műholdai. Évszázadokon keresztül ezek szolgálnak a déli szélességi körök utazóinak egyetlen hivatkozási pontjaként. Ezeknek a felhalmozódásoknak a leírása az első világkörüli navigátor, Ferdinand Magellan hajóival került Európába.

Az Aranyhal csillagkép, a Nagy Magellán-felhő a diagram alján található

Az utazás összes jelentős eseményét feljegyezve, feljegyzéseket készített mindenről, amit látott, Pythaghetta 1519-ben mesélt az északi félteke lakóinak azokról a felhőkről, amelyeket soha nem láttak. Modern nevüket Magellán hálás társának is köszönhetik. Az úttörő tragikus halála után a bennszülöttekkel vívott csatában a krónikás ily módon javasolta a nagy utazó emlékének megörökítését.

Méretek és tulajdonságok

Dél felé az Egyenlítő átkelése után láthatjuk a Nagy Magellán-felhőt (LMC), amely egy különleges világ, egy különálló galaxis. Méretében észrevehetően alacsonyabb a Tejútrendszernél, mint minden műhold - a központi objektumoknál. Az LMO körpályán mozog, tapasztal erős hatás galaxisunk gravitációja. Ennek a csillaghalmaznak a méretét 10 ezer fényévre becsülik, a benne lévő kozmikus testek és gázok tömegét tekintve pedig 300-szor kisebb, mint a Tejútrendszer. Bolygónkat és az LMC-t 163 ezer fényév választja el egymástól, de mégis ez a legközelebbi szomszédunk a Helyi Csoport távoli világai közül. A tanulmány kezdetén a Magellán-felhőket olyan szabálytalan galaxisoknak tulajdonították, amelyeknek nem volt jól meghatározott szerkezetük, de új tények segítettek észrevenni a spirálkarok és egy rúd jelenlétét. A törpegalaxist az SBm alkategóriába sorolták.

Helyszín és összetétel

A Dorado csillagkép jelentős részét elfoglaló Nagy Magellán-felhő 30 milliárd csillagot foglal magában. Sokkal nagyobb és közelebb van a Földhöz, mint a hidrogénáramlás és a közös gázfátyol által hozzá kapcsolódó Kis Felhő. A perzsák által a 10. században megkezdett tanulmányában a tudósok jelentős előrelépést tudtak elérni. Itt befolyásolja az objektum sikeres elhelyezkedése és az a tény, hogy minden összetevője megközelítőleg azonos távolságra van. Számos egyedi objektum, amelyek egy kis galaxist kitöltenek: ködök, szuperóriás csillagok, gömbhalmazok, cefeidák, felbecsülhetetlen értékű ismeretek forrásává váltak az univerzum evolúciójáról.

A csillagok fogyatkozásának és fényességük változásának szisztematikus megfigyelése segített a kozmikus testek távolságának, méretének és tömegének pontos kiszámításában. A Nagy Magellán-felhő tanulmányozása sok eredményt hozott fontos felfedezések amit nem lehet túlbecsülni. Észrevehető a Galaxisunk szilárd korára nem jellemző dinamika, amely új csillagok megjelenését kíséri. A Tejútrendszer esetében az ilyen folyamatok több milliárd évvel ezelőtt véget értek. A Big Cloud viszont több ezer I. típusú objektumot tartalmaz nagyszámú fiatal csillagokban található fém.

Jelentős BMO objektumok

A Tarantula-köd képe Ha, OIII és SII szűrőkkel. Teljes expozíciós idő 3,5 óra. Írta: Alan Tough.

Egy híres terület, ahol erőteljes csillagkeletkezés történik, a Tarantula-köd, amely egy hatalmas pókra való hasonlóságáról kapta a nevét. Az LMO-képeken ez a hely különös fényerővel tűnik ki. Egy ezer fényév átmérőjű gázfelhőben új csillagok születnek, amelyek hatalmas energiát dobnak az őket beborító űrbe, és felvillannak.

A csillagok életciklusának végét kísérő kataklizmák nem ritkák a ködben. A csillagászok 1987-ben rögzítettek ilyen energiafelszabadulást – ez volt a Földhöz legközelebbi kitörés az összes megfigyelt közül. A "Tarantula" központi része az itt található egyedülálló, R131a1 objektumról ismert. A vizsgált csillagok közül a legnagyobb tömegű, súlya 265-ször, fényáramában pedig 10 milliószor haladja meg a Napot.

A Nagy Magellán-felhő egyik egyedülálló csillaga a világítótestek külön osztályának őse lett. Az S Doradus egy hiperóriás, meglehetősen ritka, hatalmas tömegű és fényes, rövid ideig létezik. Nevét a kék változócsillagok osztályának elnevezésére használták. Az általa kibocsátott fényáram 500 ezerszeresen haladja meg a napenergiát. A felsorolt ​​kék óriások mellett ki kell emelni az LMC csillagot, a WHO G64-et. Ez egy vörös szuperóriás, hőmérséklete alacsony - 3200 K, a sugara a csillagunk 1540 sugara, a fényessége pedig 280 ezerszer nagyobb.

A Nagy Magellán-felhőt megtöltő csillagok milliárdjait figyelve észrevették, hogy néhányuk a ellentétes irányés összetételében különbözik. Ezeket a tárgyakat a galaxis gravitációja lopta el szomszédjától, a Kis Felhőtől. Az LMC déli féltekén való elhelyezkedése megfosztja az északi szélességi körök lakóit a megfigyelés lehetőségétől. És ha az S Doradus helyettesítené a hozzánk legközelebbi csillagot, nem lenne sötét napszak a Földön.

Galaxis Kutatástörténet Elnevezések LMC, LMC ... Wikipédia

Létezik., szinonimák száma: 2 nagyszámú (24) galaxis (24) ASIS szinonim szótár. V.N. Trishin. 2013... Szinonima szótár

Nagy Magellán-felhő- Nagy Magellán felhő (galaxis) ... Orosz helyesírási szótár

Törpe galaxis, galaxisunk műholdja. A Nagy Magellán-felhőtől 170 000 fényév választ el bennünket. Ez az egyik hozzánk legközelebb eső galaxis... Csillagászati ​​szótár

Magellán-felhő A kifejezés a következő objektumokra utalhat: Csillagászati ​​objektumok A Nagy Magellán-felhő egy törpegalaxis. A Kis Magellán-felhő egy törpe galaxis. irodalmi művek"Magellanovo ... ... Wikipédia

Ennek a kifejezésnek más jelentése is van, lásd Felhő (jelentések). Kis Magellán-felhőgalaxis ... Wikipédia

A felhő egy nagy víz- vagy más gőz (por) rög a Föld vagy egy másik bolygó légkörében. Vlagyimir Majakovszkij "Felhő nadrágban" verse. Felhő 125 mm-es jégeső elleni többszörös kilövésű rakétarendszer (12 hordó) Felhő időjárási radar MRL 1 ... ... Wikipédia

Pl. szinonimák száma: 24 szakadék (41) nagy szám (44) ... Szinonima szótár

- ... Wikipédia

A galaxisok morfológiai osztályozása a csillagászatban használt rendszer, amely a galaxisokat vizuális jellemzők szerint csoportokra osztja. Számos séma létezik a galaxisok morfológiai típusokra való felosztására. A leghíresebbet javasolták ... ... Wikipédia

Rövid leírás

A Nagy Magellán-felhő a déli félteke égboltjának régióját foglalja el a Dorado és a Table Mountain csillagképekben, és soha nem látható Oroszország területéről. Az LMC körülbelül 10-szer kisebb átmérőjű, mint a Tejútrendszer, és körülbelül 30 milliárd csillagot tartalmaz (galaxisunk 1/20-a), míg a Kis Magellán-felhőben csak 1,5 milliárd csillag található. Az LMC tömege körülbelül 300-szor kisebb, mint galaxisunk tömege (az LMC tömege = 10 10 naptömeg). Az LMC a negyedik legnagyobb galaxis a helyi csoportban (az Androméda, a Tejútrendszer és a Triangulum után). F. Yu. Siegel figuratív kifejezése szerint a Nagy Magellán-felhő homályosan hasonlít egy Segner-kerékre.

2013-ban egy nemzetközi csillagászcsoport mérte meg a legpontosabb távolságot az LMC-től. Ez 163 ezer fényév vagy 49,97 (± 0,19 (statisztikai hiba) ± 1,11 (szisztematikus hiba)) kiloparsec. Közel egy évtizede végeztek megfigyeléseket a galaxisban elhomályosuló kettőscsillagokról. Az ilyen csillagok nagyon közel fordulnak egymáshoz egy közös tömegközéppont körül, és eltakarják egymást. Ugyanakkor általános ragyogásuk csökken. Tehát ezeknek a csillagoknak a pulzációját követve meghatározhatja tömegüket, méretüket és távolságukat. Wolfgang Gieren (Universidad de Concepción, Chile), a csapat egyik vezetője szerint „A csillagászok száz éve próbálják pontosan megmérni a Nagy Magellán-felhő távolságát, és ez rendkívül nehéz feladatnak bizonyult. És most megoldottuk ezt a problémát, miután meggyőző, 2%-os mérési pontosságot értünk el.” .

Megfigyeléstörténet

A Nagy Magellán-felhő első írásos említése a következő helyen található: Állócsillagok konstellációs könyve Abdurrahman al-Sufi perzsa csillagász, ash-Shirazi (964), később Európában „Azophi” néven ismerték.

A következő dokumentált megfigyelés 1503-1504-ben volt Amerigo Vespucci által.

A Nagy Magellán-felhő Ferdinand Magellánról kapta a nevét, aki 1519-ben világkörüli utazása során figyelte meg ezt a galaxist.

A Hubble Űrteleszkóp 2006-ban bejelentett mérései azt mutatják, hogy a Nagy és Kis Magellán-felhők túl gyorsan mozognak ahhoz, hogy a Tejútrendszer körül keringenek. 2014-ben a Hubble Űrteleszkóp mérései megállapították, hogy az LMC forgási periódusa 250 millió év.

A 2018-2019-es megfigyelések eredményeként amatőr csillagászokból álló csapat kapott egy ilyen rekordot (a professzionális csillagászatot figyelmen kívül hagyva) a Nagy Magellán-felhőről. A teljes képfelbontás eléri a 14 400 × 14 200 pontot.

Objektumok

Az LMC legmasszívabb és legfényesebb csillaga az R136a1, amely az R136 kompakt csillaghalmazban található. Ez egy kék hiperóriás, amelynek tömege egyenlő 265 naptömeg. Egy csillag felszíni hőmérséklete véget ért 40.000 kelvin, ez 8,7 milliószoros fényesebb mint a nap. Az ilyen szupernehéz csillagok rendkívül ritkák, és csak nagyon sűrű csillaghalmazokban alakulnak ki.

A galaxis legnagyobb csillaga – a WOH G64 – a tudomány által ismert egyik legnagyobb csillag is. A sugara kb 1540 napsugár. Ha a WOH G64-et a Naprendszer közepébe helyezzük, akkor a felszín eléri a Szaturnusz pályáját. A csillagot egy sűrű por- és gáztórusz is körülveszi.

• Az LMC 10-szer halványabban világít, mint a Tejút, de két tucatnyi műholdgalaxis közül a legfényesebb társa. A gravitációja miatt az LMC csillagok millióit vonzza maga felé a Kis Magellán-felhőből (LMC). A galaxisban több ezer narancssárga és vörös óriás él, öregedő csillagok, amelyek nagyobbak, fényesebbek és hidegebbek, mint a Nap. Ezeknek a csillagoknak körülbelül 5%-a nagyon különleges sebességjellemzőkkel rendelkezik: az LMC síkkal 54 fokos szöget zár be, és a csillagok nagy részéhez képest ellenkező irányban is. különböző és kémiai összetétel ezek közül a csillagok közül: a vas százalékos arányát tekintve megfelelnek az IMO-nak.
• A legtöbb mélyűrobjektummal ellentétben az LMC nem egy különálló NGC objektum.
• A közzétett adatok szerint az egyik modell szerint 4 milliárd év múlva a Tejútrendszer "elnyeli" a Nagy és Kis Magellán-felhőket, 5 milliárd év múlva pedig magát a Tejútrendszert az Androméda-köd. A Durham Egyetem Számítógépes Kozmológiai Intézetének tudósai számításai szerint a Nagy Magellán-felhő, amely most távolodik a Tejútrendszertől, és körülbelül 1 milliárd év múlva megfordul, és Galaxisunk közepe felé veszi az irányt. ahol körülbelül 1,5 milliárd év alatt egyesülni fognak. Ugyanakkor a központi szupermasszív fekete lyuk a Galaxy Sagittarius A * mérete 10-szeresére nő. Egy 2 milliárd év alatti ütközés következtében a Naprendszer kiszorulhat galaxisunkból az intergalaktikus térbe.
• A Kaliforniai Riverside-i Egyetem (USA) tudósai szerint egymilliárd évvel ezelőtt a Carina törpegalaxis, a Furnace törpegalaxis és számos más ultrahalvány törpegalaxis a Nagy Magellán-felhő műholdja volt, nem a Tejútrendszer.

Képtár

Lásd még

Megjegyzések

1. Pietrzyński, G; D. Graczyk; W. Gieren; I. B. Thompson; B. Pilecki; A. Udalski; I. Soszynski et al. Napfogyatkozás-bináris távolság a Nagy Magellán-felhőtől két százalék pontossággal // Nature: Journal. - 2013. - március 7. (495. évf., 7439. sz.). - P. 76-79. - DOI:10.1038/nature11878. - Bibcode : 2013Natur.495...76P. - arXiv :1303.2063 . - PMID 23467166 .
2. SIMBAD csillagászati ​​adatbázis
3. R. Brent Tully, Courtois H. M., Sorce J. G. Cosmicflows-3 // Astron. J./ J. G. III - IOP Kiadó, 2016. - Kt. 152, Iss. 2.-P. 50-50. - ISSN 0004-6256; 1538-3881 - doi:10.3847/0004-6256/152/2/50
4. Genevieve; Shattow; Loeb, Ábrahám. A Tejútrendszer forgásának legutóbbi méréseinek hatása a Nagy Magellán-felhő pályájára // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters: Journal. - 2009. - 1. évf. 392 . - P.L21. - DOI:10.1111/j.1745-3933.2008.00573.x . - Irodai kód: 2009MNRAS.392L..21S. - arXiv :0808.0104 .
5. Macri, L. M. et al.Új cefeida távolság a Maser-Host Galaxy NGC 4258-tól és annak A Hubble-konstans következményei // The Astrophysical Journal : folyóirat. - IOP Publishing, 2006. - Vol. 652, sz. 2. - P. 1133-1149. - DOI:10.1086/508530 . - Irodai kód: 2006ApJ...652.1133M. - arXiv :astro-ph/0608211.
6. Freedman, Wendy L; Madore, Barry F. A Hubble-konstans (ismeretlen) // Astronomy and Astrophysics éves áttekintése. - 2010. - T. 48. - S. 673-710. - DOI:10.1146/annurev-astro-082708-101829. - Irodai kód: 2010ARA&A..48..673F. - arXiv :1004.1856 .
7. Majaess, Daniel J.; Turner, David G.; Lane, David J.; Henden, Arne; Krajci, Tom. Az univerzális távolságskála rögzítése Wesenheit sablonon keresztül // Az American Association of Variable Star Observers folyóirata: folyóirat. - 2010. - Iránykód : 2011JAVSO..39..122M. - arXiv :1007.2300 .
8. Peterson, Barbara Ryden, Bradley M. Az asztrofizika alapjai. - New York: Pearson Addison-Wesley, 2009. - 471. o. -

Magellán-felhők

- galaxisunk-műholdak; egymáshoz viszonylag közel helyezkednek el, gravitációsan kötött (kettős) rendszert alkotnak. Mert szabad szemmelúgy néznek ki, mint a Tejút elszigetelt felhői. M. O. először írta le Pigafettát, aki részt vett körülhajózás Magellán (1519-22). Mindkét felhő - nagy (BMO) és kicsi (MMO) - yavl. rossz galaxisok. Az M. O. integrál jellemzőit a táblázat tartalmazza.

A Magellán-felhők integrált jellemzői

	BMO	IMO
Középponti koordináták	05 óra 24 óra -70 óra	00 óra 51 óra -73 óra
Galaktikus szélesség	-33o	-45o
Szögletes átmérő	8o	2,5o
Megfelelő lineáris méret, kpc	9	3
Távolság, kpc	50	60
integrál érték, M V	-17,9m	-16,3m
A látóvonalhoz való dőlés	27o	60o
Átlagos radiális sebesség, km/s	+275	+163
Teljes súly,
A csillagközi hidrogén tömege HI,

MO legnagyobb teleszkópjaival a Nap fényességéhez közeli fényű csillagok is felbonthatók; ugyanakkor az átlag miatt. meghaladva az M. O.-tól való távolságot átmérőjük felett, a különbség látható nagyságrendekkel az M. O.-ban szereplő objektumok abs közötti különbséggel egyenlő. (LMO esetén a hiba nem haladja meg a 0,1-et m). Mivel az M. O. magas galaxisokon helyezkednek el. szélességi körök, Galaxisunk csillagközi közegének fényelnyelése és csillagainak keveredése torzítja az M.O. közelségét. Mindez segít a csillagok kapcsolatának tanulmányozásában. különféle típusok, halmazok és diffúz anyag (különösen a nagy fényerejű csillagok láthatók ott, legfeljebb 5-10" távolságra a születési helyüktől). M. O.-t "csillagászati ​​módszerek műhelyének" (H. Shapley) nevezik, különösen M. O. Az MO objektumok periódus-fényesség-függése a hasonlóságokkal együtt számos feltűnő különbséget is mutat a Galaxis hasonló tagjaitól, ami összefüggést jelez a galaxisok szerkezeti jellemzői és populációjuk jellemzői között.

M. O.-ban rengeteg minden lehetséges kor és tömeg található; Az LMC klaszterkatalógusa 1600 objektumot tartalmaz, ezek összlétszáma kb. 5000. Közülük körülbelül száz galaxisnak tűnik, és tömegüket és a csillagok koncentrációjának mértékét tekintve nagyon közel áll hozzájuk. A Galaxis gömbhalmazai azonban mind nagyon régiek [(10-18) évesek], míg a moszkvai régióban az ugyanilyen régi halmazokkal együtt számos gömbhalmaz is található (23 az LMC-ben), amelyek életkora kb. 10 7 -10 8 év. A M. O. klaszterek életkora egyértelműen korrelál a chem. összetétele (a fiatal klaszterek viszonylag több nehéz elemet tartalmaznak), míg a galaktikus klaszterek igen. nincs ilyen összefüggés.

Az LMC-ben 120 nagy fiatal, nagy fényerejű csillagcsoport (OB asszociáció) is ismert, amelyek általában ionizált hidrogén régiókkal (H II zónák) kapcsolódnak. Az MMO-kban egy nagyságrenddel kevesebb ilyen csoportosulás van, a fiatal csillagok ott koncentrálódnak főként. testben és az MMO "szárnyában", kiterjesztve az LMO-ra, míg az LMO-ban szétszórva vannak a Felhőben és a főben. a testet a 10 8 -10 10 éves csillagok uralják. Rádiócsillagászati a 21 cm-es semleges hidrogén (HI) vonalban végzett megfigyelések azt mutatták, hogy az LMC-ben 52 izolált HI komplex található, vö. 300-900 db tömeggel és méretekkel, míg az MMO-ban a HI sűrűsége a középpont felé közel egyenletesen növekszik. A HI részesedése a teljes tömeghez viszonyítva az LMC-ben több. alkalommal több, mint a Galaxisban, az MMO-kban pedig egy nagyságrenddel többet. Az LMC legfiatalabb objektumaiban is láthatóan valamivel kisebb a nehézelem-tartalom, mint a Galaxisban, az MMO-ban pedig kétségtelenül 2-4-szeres. M. O. mindezen jellemzői azzal magyarázhatók, hogy nem volt kezdetben erőszakos kitörés, ami a Galaxis bázisának kimerüléséhez vezetett. gázkészletek és maradványainak viszonylag gyors feldúsulása nehéz elemekben a Galaxis fennállásának első milliárd (vagy százmillió) évében. A régi gömbhalmazok és az RR Lyrae típus jelenléte azonban azt bizonyítja, hogy a csillagkeletkezés MO-n és a Galaxisban nagyjából egy időben kezdődött. Elérhetőség egy nagy szám fiatal gömbhalmazok M. O.-ban (a Galaxisban nincsenek), talán azt jelenti, hogy kialakulásuk a modern. A galaxis korongját egy spirális sűrűségű hullám akadályozza, amely csillagképződést indíthat el olyan gázfelhőkben, amelyek még nem értek el magas fokozat tömörítés (lásd).

Körülbelül 10 3 cefeidát ismerünk minden MO-ban, és periódusonkénti eloszlásuk maximuma kis periódusokra tolódik el az MMO-ban (a galaxis cefeidáihoz képest), ami az MMO-ban található kisebb nehézelem-tartalommal is magyarázható. csillagok. A cefeidák periódusonkénti eloszlása ​​nem azonos a MO különböző részein, amit az időszak-korfüggésnek megfelelően a nagytömegű csillagok korkülönbsége magyaráz ezekben a régiókban. A hasonló korú cefeidák és klaszterek átmérője 300-900 db. Ezekben a csillagkomplexumokban lévő objektumok nyilvánvalóan genetikailag rokonok egymással – ugyanabból a gázkomplexumból keletkeztek.

Többben RR Lyrae típusú csillagok, amelyek az LMC-ben vö. magnitúdó 19,5 m nagyon kis diszperzióval, ami fényességük kis diszperzióját és gyenge fényelnyelést jelent az LMC-ben. Kevés porködöt találtak az LMC-ben (körülbelül 70), és csak egyes területeken az óriási HII Tarantula zónán belül és annak közelében (30 Doradus) éri el a kihalás 1-2 m. A por tömegének a gáz tömegéhez viszonyított aránya az LMC-ben egy nagyságrenddel kisebb, mint a galaxisban, és az alacsony portartalomnak tükröződnie kell a csillagkeletkezés jellemzőiben a M.O.-ban és a Galaxisban, ezek átmérőiben , mint a H II gyűrűzónáké, eléri a 200 db-ot. 9 szuperóriás HII kagyló található, amelyek átmérője kb. 1 kpc. M.O.-ban a gázzal való legszorosabb kapcsolatot nem a 0 csillagok, hanem a . Azt is megjegyezték, hogy az LMC csillagképző régiói általában a legmagasabb HI sűrűséggradiensű régiókban helyezkednek el.

A HII-zónák, szuperóriások és planetáris ködök (ez utóbbiak közül 137-et az LMC-ben, 47-et pedig az MMO-ban fedeztek fel) lehetővé teszik az LMC forgásközéppontjának meghatározását. 1 kpc-re található az optikaitól. központ. Az eltérés nyilvánvalóan azzal magyarázható, hogy az utóbbit fényes tárgyak határozzák meg, amelyek tömege nem yavl. uralkodó. A gyors forgás és a kis sebesség diszperzió (10 km/s nagyságrendű fiatal objektumok esetén) az LMC nagyfokú ellapultságát jelzi (egyes csillagászok az LMC-t egy spirálgalaxisnak tekintik, hatalmas rúddal és gyengén kifejezett spirálkarokkal) . A régi gömbhalmazok és úgy tűnik, az RR Lyrae csillagok is a korongban koncentrálódnak, és nem az LMC koronában. Az IMO kinematikájának sajátossága és a benne lévő cefeidák igen nagy felületi sűrűsége azzal magyarázható, hogy az IMO magjának homlokfelületével felénk orientálódik. test, míg az LMC a korongjának síkjára majdnem merőleges irányból látható.

A BMO yavl figyelemre méltó jellemzője. benne felfedezett csillag-szupertársulás, melynek közepén egy óriászóna HII (30 Dorado, 2. ábra) található, melynek átmérője kb. 250 db és súlya . A zóna közepén nagyon nagy fényerejű, össztömegű csillagokból álló kompakt halmaz található (3. ábra). Ez yavl. a legfiatalabb ismert gömbhalmaz, és a legnagyobb tömegű fiatal csillagokat tartalmazza. A klaszter központi objektuma 2-vel világosabb m a többi sztár. Úgy tűnik, ez a forró csillagok kompakt csoportja, amelyek a H II régiót gerjesztik. A 30 Doradus fürt számos jellemző szerint a közepesen aktívhoz hasonlít