Магелланів потік — потік газу, що дугою простягається від Великї та Малої Магелланових Хмар на понад 100° до південного полюса галактики Чумацький Шлях. З потоком пов'язаний провідний припливний рукав. Потік помітили 1965 року, а його зв'язок з Магеллановими Хмарами встановили 1974 року.

Відкриття та ранні спостереження

1965 року навколо Магелланових Хмар виявили газові хмари з аномальною швидкістю. Газ простягається по небу щонайменше на 180 градусів. Це відповідає 180 кпк (600 000 св. років) на відстані близько 55 кпк (180 000 св. років). Діапазон швидкостей величезний (від −400 до 400 км/с відносно місцевого стандарту спокою), і розподіл швидкостей не відповідають швидкостям об'єктів у Чумацькому Шляху. Отже, було визначено, що це класична .

Однак, газ не був добре картографований, і зв'язок з двома Магеллановими Хмарами не встановили. Те, що Магелланів потік є газовою структурою з нейтрального водню (HI) поблизу Магелланових Хмар, відкрили Ванньє та Ріксон у 1972 році. Зв'язок потоку з Магеллановими Хмарами встановили Метьюсон та ін. у 1974 році.

Завдяки близькості Магелланових Хмар та можливості розрізнити окремі зорі й визначити їхні паралакси та власні рухи, подальші спостереження дали повну інформацію про 6-вимірний фазовий простір обох хмар (з дуже великими відносними похибками для поперечних швидкостей). Це дозволило розрахувати ймовірну минулу орбіту Великої та Малої Магелланових Хмар відносно Чумацького Шляху. Розрахунок вимагав значних припущень, наприклад, щодо форми та маси 3 галактик, а також характеру динамічного тертя між рухомими об'єктами. Спостереження за окремими зорями розкрили деталі історії зореутворення.

Моделі Моделі, що описують формування Магелланового потоку, створювали ще з 1980 року. З огляду на можливості обчислювальної техніки, початкові моделі були дуже простими, без самогравітації та з невеликою кількістю частинок. Більшість моделей передбачали провідну структуру, що рухалась орбітою перед Магеллановими Хмарами. Ці ранні моделі ґрунтувалися на припливних силах і передбачали два напрямки, протилежні один одному, в яких переважно відхилялися частинки. Однак передбачені структури не спостерігалися. Це призвело до появи кількох моделей, які не потребували провідного елемента, але мали власні проблеми. 1998 року дослідження, що аналізувало повне спостереження неба, проведене командою HIPASS в обсерваторії Паркса, дало важливі нові дані спостережень. Путман та ін. виявили, що маса , що ведуть Магелланові хмари, насправді повністю пов'язана з Магеллановими хмарами як за положенням, так і за швидкістю. Таким чином, існування особливість провідного рукава остаточно було встановлено. Крім того, Лу та ін. (1998) та Гібсон та ін. (2000) встановили хімічну подібність між потоками та Магеллановими хмарами.

Новіші, дедалі складніші моделі перевіряли гіпотезу про особливості провідного рукава. Ці моделі активно використовують ефекти гравітації через припливні поля. Деякі моделі також покладаються на ефект від тиску нальоту як механізм формування. Найновіші моделі все частіше включають опір від гало Чумацького Шляху, а також газову динаміку, зореутворення та хімічну еволюцію. Вважають, що припливні сили найбільше впливають на Малу Магелланову Хмару, оскільки вона має меншу масу та слабше гравітаційно пов'язана. Навпаки, вплив напірного тиску найбільше впливає на Велику Магелланову Хмару, оскільки вона містить більше газу. Відносний внесок цих механізмів втрати газу можна перевірити хімічно та динамічно.

Нещодавні спостереження

2010 року за допомогою спостережень Грін-Бенкського радіотелескопа визначили, що Магелланів потік довший і старший, ніж вважалися. Це означає, що він, ймовірно, утворився, коли дві Магелланові хмари пройшли близько одна до одної близько 2,5 мільярда років томуGiant intergalactic gas streamer gets longer , Emily Baldwin, Astronomy Now, 5 January 2010, accessed 6 January 2010.

2018 року дослідження проходження й поглинання світла від фонових квазарів крізь Магелланів потік підтвердили, що хімічний склад газу у провідному рукаві Магелланового потоку більше нагадує склад Малої Магелланової Хмари, ніж Великої Магелланової Хмари.

2019 року, використовуючи дані Gaia, астрономи відкрили молоде зоряне скупчення . Воно має низьку металічність і належить до провідного рукава Магелланових Хмар. Відкриття цього зоряного скупчення свідчить про те, що провідний рукав Магелланових Хмар знаходиться на відстані 90 000 світлових років від Чумацького Шляху, що вдвічі менше, ніж вважали раніше. Зоряне скупчення є відносно молодим, що є ознакою недавнього зореутворення у провідному рукаві.

Примітки

Література

Discovery: «An Unusual High-Velocity Hydrogen Feature». The Astrophysical Journal. 173: L119 – L123. Bibcode:1972ApJ…173L.119W. doi:10.1086/180930. MC connection made: «The Magellanic stream». The Astrophysical Journal. 190: 291–296. Bibcode:1974ApJ…190..291M. doi:10.1086/152875. Initial modelling: «The Magellanic Stream and the Galaxy with a Massive Halo». Publications of the Astronomical Society of Japan. 32: 581–604. Bibcode:1980PASJ…32..581M. LAF discovery: «Tidal disruption of the Magellanic Clouds by the Milky Way». Nature. 394 (6695): 752–754. arXiv:astro-ph/9808023. Bibcode:1998Natur.394..752P. doi:10.1038/29466. S2CID 4357485.

Посилання

The Magellanic Stream, Astronomy Picture of the Day, 25 січня 2010 року