Магелланов Поток
Вверху: распределение нейтрального водорода Магелланова потока (розовый) в радиодиапазоне наложена на изображение Галактики в видимом диапазоне.
Внизу: карта плотностей Магелланова 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 Магелланова Облака и Магелланова моста к Южному полюсу Галактики.
Общая масса Магелланова потока оценивается приблизительно в 2×108 солнечных масс.
Характеристики и структура[править | править код]
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 колонковая 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 Магелланова потока является его рукав — продолжение за Магеллановыми облаками, указывающее на его приливное происхождение.
Происхождение[править | править код]
Происхождение Магелланова 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 Магелланова 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[править | править код]
- ↑ Putman, Mary E.; Lister Staveley-Smith, Kenneth C. Freeman, Brad K. Gibson, David G. Barnes. The Magellanic Stream, High-Velocity Clouds, and the Sculptor Group (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2003. — 20 March (vol. 586, no. 1). — P. 170. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/344477.
- ↑ Mathewson, D. S.; M. N. Cleary, J. D. Murray. The Magellanic stream (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1974. — June (vol. 190). — P. 291. — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357. — doi:10.1086/152875. Архивировано 11 июня 2018 года.
- ↑ Putman M. E. HVCS Related to the Magellanic System // High-Velocity Clouds / Woerden, Hugo van et al. — Springer, 2006. — 28 января. — P. 101—123. — ISBN 9781402025792. — . — doi:10.1007/1-4020-2579-3_5.
- ↑ Westerlund, Bengt E. The Magellanic Clouds. — Cambridge University Press, 1997. — P. 36. — ISBN 9780521480703.
| Положение |  | ||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Ядро галактики | |||||||||
| Рукава | |||||||||
| Галактики-спутники |
| ||||||||
