Магелланов поток

Не путать с Магеллановым мостом .

Магелланов поток

Тип объекта	Межгалактическое высокоскоростное облако
Данные наблюдений ( Эпоха J2000.0 )
Созвездие	Дорадо , Менса , Скульптор
Прямое восхождение	00 час 32 м
Склонение	−30.0°

Магелланов поток — поток высокоскоростных газовых облаков, простирающийся от Большого и Малого Магеллановых Облаков под углом более 100° через галактический южный полюс Млечного Пути . Поток содержит газообразную особенность, получившую название ведущего рукава . Поток был замечен в 1965 году, а его связь с Магеллановыми облаками была установлена ​​в 1974 году.

Открытие и ранние наблюдения

Карта наблюдений Хаббла, наложенная на обзор LAB, отслеживающая происхождение Магелланова потока.

В 1965 году аномальной скорости газовые облака в районе Магеллановых Облаков были обнаружены . Газ простирается по небу как минимум на 180 градусов. Это соответствует 180 кпк (600 000 световых лет ) на приблизительном расстоянии 55 кпк (180 000 световых лет ). Газ очень коллимирован и полярен по отношению к Млечному Пути . Диапазон скоростей огромен (от −400 до 400 км с ⁻¹ относительно местного стандарта покоя ) и закономерности скорости не соответствуют остальной части Млечного Пути. Следовательно, было определено, что это классическое высокоскоростное облако .

Однако газ не был нанесен на карту, и связь с двумя Магеллановыми Облаками не была установлена. Магелланов поток как таковой был открыт нейтральный водород (HI) как газообразный вблизи Магеллановых облаков . Ванньером и Риксоном в 1972 году Его связь с Магеллановыми облаками была установлена ​​Мэтьюсоном и др. в 1974 году.

Благодаря близости Магеллановых Облаков и способности разрешать отдельные звезды и их параллаксы , а также собственное движение , последующие наблюдения дали полную информацию о 6-мерном фазовом пространстве обоих облаков (с очень большими относительными ошибками для поперечных скоростей). Это позволило рассчитать вероятную прошлую орбиту Большого и Малого Магелланова Облака относительно Млечного Пути. Расчеты потребовали больших предположений, например, о форме и массах трех галактик, а также о природе динамического трения между движущимися объектами. Наблюдения за отдельными звездами позволили раскрыть подробности истории звездообразования.

Модели

Модели, описывающие образование Магелланова потока, создавались с 1980 года. Учитывая вычислительную мощность, первоначальные модели были очень простыми, несамогравитационными и с небольшим количеством частиц . Большинство моделей предсказывали особенность, ведущую к Магеллановым облакам. Эти ранние модели были «приливными» моделями. Подобно тому, как приливы на Земле вызываются гравитацией « ведущей» Луны , модели предсказывали два противоположных друг другу направления, в которых частицы преимущественно притягиваются. Однако предсказанные особенности не наблюдались. Это привело к появлению нескольких моделей, которые не требовали ведущего элемента, но имели свои собственные проблемы. В 1998 году исследование, анализирующее обзор всего неба, проведенный командой HIPASS в обсерватории Паркс, позволило получить новые важные данные наблюдений. Путман и др. обнаружил, что масса высокоскоростных облаков, ведущих к Магеллановым облакам, на самом деле полностью связана с Магеллановыми облаками. Итак, существование ведущей особенности руки было окончательно установлено. Кроме того, Лу и др. (1998) и Гибсон и др. (2000) установили химическое сходство потоков с Магеллановыми облаками.

Все более новые, все более сложные модели проверяли гипотезу особенности ведущего плеча. Эти модели активно используют гравитационные эффекты через приливные поля . также используется зачистка под давлением плунжера В некоторых моделях в качестве механизма формирования . Самые последние модели все чаще включают в себя сопротивление гало Млечного Пути, а также газовую динамику , звездообразование и химическую эволюцию. Считается, что приливные силы больше всего влияют на Малое Магелланово Облако, поскольку оно имеет меньшую массу и менее гравитационно связано. Напротив, снятие напорного давления в большей степени влияет на Большое Магелланово Облако, поскольку оно имеет больший резервуар газа.

Недавние наблюдения

Ведущий рукав Магелланова потока, измеренный Хабблом .

В 2018 году исследования подтвердили, что химический состав газа в ведущем рукаве Магелланова потока больше напоминает состав Малого Магелланова облака, а не Большого Магелланова облака, если посмотреть на свет фоновых квазаров, проходящих через Поток, и проанализировать спектр света, который либо поглощается им, либо пропускается через него. Этот анализ подтвердил, что газ, скорее всего, возник из Малого Магелланова Облака, тем самым указывая на то, что Большое Магелланово Облако «побеждает» в гравитационном рывке обоих Облаков, работающих на Магелланов поток.

В 2019 году астрономы обнаружили молодое звездное скопление Прайс-Уилан 1, используя данные Gaia . Звездное скопление имеет низкую металличность и принадлежит к ведущему рукаву Магеллановых Облаков. Открытие этого звездного скопления предполагает, что ведущий рукав Магеллановых Облаков находится на расстоянии 90 000 световых лет от Млечного Пути, что лишь вдвое дальше от Млечного Пути, чем считалось ранее. Звездное скопление относительно молодо, что является признаком недавнего звездообразования в ведущем рукаве.

См. также

• Межзвездное облако
• Список звездных потоков
• Прайс-Уилан 1

Дальнейшее чтение

• «ИМЯ Магелланов поток» . СИМБАД . Страсбургский центр астрономических данных .
• Открытие: Ванье, П.; Риксон, GT (1972). «Необычная высокоскоростная водородная особенность». Астрофизический журнал . 173 : Л119–Л123. Бибкод : 1972ApJ...173L.119W . дои : 10.1086/180930 .
• Соединение MC выполнено: Мэтьюсон, Д.С.; Клири, Миннесота; Мюррей, доктор юридических наук (1974). «Магелланов поток». Астрофизический журнал . 190 : 291–296. Бибкод : 1974ApJ...190..291M . дои : 10.1086/152875 .
• Первоначальное моделирование: Мурай, Т.; Фудзимото, М. (1980). «Магелланов поток и галактика с массивным гало». Публикации Астрономического общества Японии . 32 : 581–604. Бибкод : 1980PASJ...32..581M .
• Открытие ЛАФ: Путман, Мэн; и др. (1998). «Приливное разрушение Магеллановых Облаков Млечным Путем». Природа . 394 (6695): 752–754. arXiv : astro-ph/9808023 . Бибкод : 1998Natur.394..752P . дои : 10.1038/29466 . S2CID   4357485 .

Последние модели

• Ёсидзава, Акира М.; Ногучи, Масафуми (2003). «Динамическая эволюция и история звездообразования Малого Магелланова Облака: эффекты взаимодействия с Галактикой и Большим Магеллановым Облаком» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 339 (4): 1135–1154. Бибкод : 2003MNRAS.339.1135Y . дои : 10.1046/j.1365-8711.2003.06263.x .
• Мастропьетро, ​​К.; Мур, Б.; Майер, Л.; Уодсли, Дж.; Стадель, Дж. (2005). «Гравитационное и гидродинамическое взаимодействие Большого Магелланова Облака и Галактики» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 363 (2): 509–520. arXiv : astro-ph/0412312 . Бибкод : 2005МНРАС.363..509М . дои : 10.1111/j.1365-2966.2005.09435.x . S2CID   5864290 .
• Коннорс, Тим В.; Кавата, Дайсуке; Гибсон, Брэд К. (2006). «Моделирование Магелланова потока N-телами» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 371 (1): 108–120. arXiv : astro-ph/0508390 . Бибкод : 2006MNRAS.371..108C . дои : 10.1111/j.1365-2966.2006.10659.x . S2CID   15563258 .

Внешние ссылки

• Магелланов поток , астрономическая фотография дня, 25 января 2010 г.