Магелланов Поток
Магелланов поток.
Вверху: распределение нейтрального водорода Магелланового потока (розовый) в радиодиапазоне наложена на изображение Галактики в видимом диапазоне.
Внизу: карта плотностей Магелланового потока.
Данные Leiden/Argentine/Bonn (LAB) Survey
Магелланов Поток — полоса межзвездных облаков нейтрального водорода в галактическом гало с видимыми размерами ~100° x 10°, протянувшаяся от области Малого Магелланового Облака и Магелланового моста к Южному полюсу Галактики.
Общая масса Магелланового потока оценивается приблизительно в 2×108 солнечных масс.
Характеристики и структура |
Облака, образующие Магелланов поток, двигаются с высокими скоростями относительно галактического гало: их абсолютные скорости у Магеллановых облаков составляют ≈ +250 км/с и −450 км/с у «хвостовой» оконечности потока, то есть их скорости относительно вращающегося гало — +100 и −290 км/с соответственно. Средняя наблюдаемая плотность облаков — 1019 атомов/см2, средняя масса — 1,2×104 солнечных масс. Максимальная плотность наблюдается в «голове» потока, где сгущения с плотностью (1—2,5)×1020 атомов/см2 соединяются относительно разрежёнными фрагментами плотностью (1,5—3)×1019 атомов/см2[1].
По данным ранних наблюдений предполагалось, что Магелланов поток представляет собой относительно однородную вытянутую структуру[2], однако данные, полученные в ходе HI Parkes All Sky Survey (HIPASS), показали, что Магелланов поток имеет «волокнистую» структуру, состоящую из множества волокон «головы» потока у Магеллановых облаков, переходящих в два переплетающихся основных волокна, наблюдаемых на протяжении большей части потока[3].
Другой особенностью Магелланового потока является его рукав — продолжение за Магеллановыми облаками, указывающее на его приливное происхождение.
Происхождение |
Происхождение Магелланового потока неясно, существует несколько гипотез, объясняющих его формирование[4].
Согласно гипотезе первичного происхождения, Магелланов поток сформировался из первичного материала, оставшегося после конденсации Магеллановых облаков; в пользу этой гипотезы говорит то, что магелланов поток расположен на орбите, по которой Магеллановы облака обращаются вокруг центра масс Галактики и их низкая металличность, характерная для первичного газа, не обогащенного продуктами звездного нуклеосинтеза.
Другой возможный сценарий образования Магелланового потока связан с образованием турбулентности при прохождением магеллановых облаков через галактическое гало: такая турбулентность может вызывать уплотнения газа гало в облака; эта гипотеза объясняет волокнистую структуру потока и снижение наблюдаемой дисперсии скоростей газа по мере удаления от очага турбулентности — Магеллановых облаков.
Согласно остальным гипотезам Магелланов поток образован веществом Магеллановых облаков — либо выброшенным из них приливным взаимодействием, либо «содранным» с них газом при их движении через газ галактического гало.
Примечания |
↑
Putman, Mary E.; Lister Staveley-Smith, Kenneth C. Freeman, Brad K. Gibson, David G. Barnes (2003-03-20). “The Magellanic Stream, High-Velocity Clouds, and the Sculptor Group”. The Astrophysical Journal. 586 (1): 170. DOI:10.1086/344477. ISSN 0004-637X. Проверено 2014-09-26. Используется устаревший параметр|coauthors=(справка).mw-parser-output cite.citation{font-style:inherit}.mw-parser-output q{quotes:"""""""'""'"}.mw-parser-output code.cs1-code{color:inherit;background:inherit;border:inherit;padding:inherit}.mw-parser-output .cs1-lock-free a{background:url("//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/65/Lock-green.svg/9px-Lock-green.svg.png")no-repeat;background-position:right .1em center}.mw-parser-output .cs1-lock-limited a,.mw-parser-output .cs1-lock-registration a{background:url("//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/d/d6/Lock-gray-alt-2.svg/9px-Lock-gray-alt-2.svg.png")no-repeat;background-position:right .1em center}.mw-parser-output .cs1-lock-subscription a{background:url("//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/aa/Lock-red-alt-2.svg/9px-Lock-red-alt-2.svg.png")no-repeat;background-position:right .1em center}.mw-parser-output .cs1-subscription,.mw-parser-output .cs1-registration{color:#555}.mw-parser-output .cs1-subscription span,.mw-parser-output .cs1-registration span{border-bottom:1px dotted;cursor:help}.mw-parser-output .cs1-hidden-error{display:none;font-size:100%}.mw-parser-output .cs1-visible-error{font-size:100%}.mw-parser-output .cs1-subscription,.mw-parser-output .cs1-registration,.mw-parser-output .cs1-format{font-size:95%}.mw-parser-output .cs1-kern-left,.mw-parser-output .cs1-kern-wl-left{padding-left:0.2em}.mw-parser-output .cs1-kern-right,.mw-parser-output .cs1-kern-wl-right{padding-right:0.2em}
↑
Mathewson, D. S.; M. N. Cleary, J. D. Murray (1974-06). “The Magellanic stream”. The Astrophysical Journal. 190: 291. DOI:10.1086/152875. ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 Проверьте параметр|issn=(справка на английском). Проверено 2014-09-26. Используется устаревший параметр|coauthors=(справка); Проверьте дату в|date=(справка на английском)
↑
Woerden, Hugo van. High-Velocity Clouds. — Springer, 2006-01-28. — P. 101-123. — ISBN 9781402025792.
↑
Westerlund, Bengt E. The Magellanic Clouds. — Cambridge University Press, 1997. — P. 36. — ISBN 9780521480703.
 Млечный Путь | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Положение | Млечный Путь → Подгруппа Млечного Пути → Местная группа → Местное сверхскопление галактик → Ланиакея → Комплекс сверхскоплений Рыб-Кита → Наблюдаемая Вселенная → Вселенная →?Мультивселенная |  | |||||||
| Ядро галактики | Центр Млечного Пути · Стрелец А · Стрелец A* · Сверхмассивная чёрная дыра | ||||||||
| Рукава | Рукав Центавра · Рукав Персея · Рукав Лебедя · Рукав Стрельца · Рукав Ориона | ||||||||
| Галактики-спутники |
| ||||||||
