마젤란 흐름
Magellanic Stream| Object형식 | 고속이 구름 은하계 간의 |
|---|---|
관측 데이터 (EpochJ2000.0) | |
| 별자리 | 황새치 자리, 멘사는 조각가 자리 |
| 00h 32m | |
| 적위 | −30.0° |
마젤란 스트림은 우리 은하수의 은하 남극을 통해 100° 이상 뻗어 있는 대마젤란 구름과 소마젤란 구름에서 나오는 고속 가스 구름의 흐름입니다.개울에는 선두 [1]암이라고 불리는 기체 특성이 포함되어 있습니다.1965년에 이 개울이 발견되었고 1974년에 마젤란 구름과의 관계가 확립되었다.
발견 및 조기 관찰
1965년 마젤란 구름 지역에서 비정상적인 속도 가스 구름이 발견되었다.이 가스는 하늘을 가로질러 적어도 180도 뻗어 있다.이는 약 55kpc(180,000ly) 거리에서 180kpc(600,000ly)에 해당합니다.그 가스는 은하수에 대해 매우 시준되고 극성을 띠고 있다.속도 범위는 매우 크고(국소 안정 표준과 관련하여 -400 ~ 400 km−1 s), 속도 패턴은 은하수의 나머지 부분을 따르지 않습니다.따라서 전형적인 고속 구름으로 결정되었다.
그러나 이 가스는 지도화되지 않았고, 두 마젤란 구름과의 연결은 이루어지지 않았다.마젤란 기류는 1972년 [3]와니에 & 윅슨에 의해 마젤란 구름 근처에서 중성수소(HI) 기체로 발견되었다.마젤란 구름과의 연결은 [4]매튜슨 등에 의해 1974년에 이루어졌다.
마젤란 구름의 근접성 및 개별 별과 그 시차를 분해할 수 있는 능력 및 고유 운동으로 인해, 후속 관측 결과 두 구름의 완전한 6차원 위상 공간 정보가 제공되었습니다(횡단 속도에 대한 상대적인 오차가 매우 큽니다).이를 통해 우리 은하를 기준으로 대마젤란운과 소마젤란운의 과거 궤도를 계산할 수 있었습니다.계산에는 예를 들어 3개의 은하의 모양과 질량, 그리고 움직이는 물체 사이의 동적 마찰 특성에 대한 큰 가정이 필요했습니다.개별 별들을 관찰한 결과 별 형성 역사에 대한 자세한 내용이 밝혀졌다.
모델
마젤란류의 형성을 설명하는 모형은 1980년부터 제작되었다.컴퓨팅 능력에 이어 초기 모델은 매우 단순하고 자기중력이 없으며 입자가 거의 없었습니다.대부분의 모델은 마젤란 구름을 이끄는 특징을 예측했다.이 초기 모델들은 '조수' 모델이었다.지구상의 조수가 '선행하는' 달의 중력에 의해 유도되는 것처럼, 그 모형들은 입자들이 우선적으로 당겨지는 서로 반대되는 두 방향을 예측했다.그러나 예측된 특성은 관찰되지 않았습니다.이로 인해 일부 모델은 선두 요소가 필요하지 않았지만 자체적인 문제가 있었습니다.1998년 파크스 천문대의 HIPASS 팀이 수행한 전체 하늘 조사를 분석한 연구는 중요한 새로운 관측 데이터를 생성했다.푸트만 외 연구진은 마젤란 구름을 이끄는 고속 구름 덩어리가 실제로 마젤란 구름과 완전히 연결되어 있다는 것을 발견했다.그래서 마침내 리딩 암 기능이 확립되었다.또한 Lu 외 연구진(1998년)과 Gibson 외 연구진.(2000년)은 스트림과 마젤란 구름 사이의 화학적 유사성을 입증했다.
더욱 정교해진 최신 모델은 모두 Leading Arm Feature 가설을 검증했습니다.이 모형들은 조수장을 통과하는 중력 효과를 많이 이용한다.일부 모델에서는 램 압력 스트립을 성형 메커니즘으로 사용합니다.가장 최근의 모델에는 가스 역학, 별의 형성 및 화학적 진화뿐만 아니라 은하수의 후광으로부터의 항력이 점점 더 많이 포함되어 있습니다.소마젤란운은 질량이 낮고 중력적으로 묶여 있지 않기 때문에 조석력은 대부분 소마젤란운에 영향을 미치는 것으로 생각된다.이와는 대조적으로 램 압력 제거는 대마젤란 구름에 가스 저장량이 더 많기 때문에 대부분 영향을 미칩니다.
최근의 관찰
2018년 연구결과에 따르면 마젤란계 선도팔의 기체 화학조성이 대마젤란계운보다는 소마젤란계운의 조성과 더 흡수한 배경 퀘이사의 빛을 보고 그 중 하나에 의해 흡수되는 빛의 스펙트럼을 분석함으로써 대마젤란계운보다는 소마젤란계운의 조성과 더 흡사한 것으로 확인됐다.아니면 [6]그냥 통과시켜요.이 분석은 이 가스가 소마젤란 구름에서 비롯되었을 가능성이 높으며, 따라서 대마젤란 구름이 마젤란 스트림에서 작용하는 두 구름의 중력 예인에서 '승리'하고 있다는 것을 보여준다.
2019년 천문학자들은 가이아 데이터를 이용하여 젊은 성단 프라이스-휠란 1을 발견했다.이 성단은 금속 함량이 낮으며 마젤란 구름의 앞팔에 속합니다.이 성단의 발견은 마젤란 구름의 선두 팔이 은하수로부터 9만 광년 떨어져 있고, 이전에 생각했던 은하수로부터 절반밖에 떨어져 있지 않다는 것을 암시합니다.이 성단은 비교적 젊은데,[7] 이는 최근 앞팔에 별이 형성되었음을 보여주는 징후입니다.
「 」를 참조해 주세요.
레퍼런스
- ^ Nidever, David L.; Majewski, Steven R.; Burton, W. Butler (20 May 2008). "The Origin of the Magellanic Stream and Its Leading Arm". The Astrophysical Journal. 679 (1): 432–459. arXiv:0706.1578. Bibcode:2008ApJ...679..432N. doi:10.1086/587042.
- ^ "Hubble finds source of Magellanic Stream". ESA/Hubble Press Release. Retrieved 14 August 2013.
- ^ Wannier, P; Wrixon, G.T. (May 1972). "An Unusual High-Velocity Hydrogen Feature". The Astrophysical Journal. 173: L119–L123. doi:10.1086/180930.
- ^ Mathewson, D.S.; Cleary, M.N.; Murray, J.D. (June 1974). "The Magellanic Stream". The Astrophysical Journal. 190: 291–296. doi:10.1086/152875.
- ^ "Hubble measures content of the leading arm of the Magellanic Stream". www.spacetelescope.org. Retrieved 4 April 2018.
- ^ "Hubble Solves Cosmic 'Whodunit' with Interstellar Forensics". NASA-Hubblesite. Retrieved 23 March 2018.
- ^ "IoW_20200109 - Gaia - Cosmos". www.cosmos.esa.int. Retrieved 2020-01-10.
추가 정보
- "NAME Magellanic Stream". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- 검출:
- MC 연결:
- 초기 모델링:
- LAF 검출:
최신 모델
- Yoshizawa, Akira M.; Noguchi, Masafumi (2003). "The dynamical evolution and star formation history of the Small Magellanic Cloud: effects of interactions with the Galaxy and the Large Magellanic Cloud". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 339 (4): 1135–1154. Bibcode:2003MNRAS.339.1135Y. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06263.x.
- Mastropietro, C.; Moore, B.; Mayer, L.; Wadsley, J.; Stadel, J. (2005). "The gravitational and hydrodynamical interaction between the Large Magellanic Cloud and the Galaxy". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 363 (2): 509–520. arXiv:astro-ph/0412312. Bibcode:2005MNRAS.363..509M. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09435.x. S2CID 5864290.
- Connors, Tim W.; Kawata, Daisuke; Gibson, Brad K. (2006). "N-body simulations of the Magellanic Stream". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 371 (1): 108–120. arXiv:astro-ph/0508390. Bibcode:2006MNRAS.371..108C. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10659.x. S2CID 15563258.
