麦哲伦流
麦哲伦流是一股高速云的气流，从大和小麦哲伦星系延伸超过100°，并穿过银河系的银河南极。气流中含有一种被称为“摆动臂”的气体特征[1]。这条气体流在1965年发现，在1974年确定了它与麦哲伦星系的关系。
| 分类 | 星系间的高速云 |
|---|---|
| 星座 | 剑鱼座、山案座、玉夫座  |
| 赤经 | 00h 32m |
| 赤纬 | -30.0° |
[编辑维基数据] | |
发现和早期的观测
在1965年，在麦哲伦星系区域发现速度异常的气体云，气体在天空中延伸至少180度。这对应于在大约55kpc（18万光年）的距离处，相当于180 kpc（60万光年）。气体相对于银河系是非常准直和偏极化的。速度范围很大（从-400到400公里s-1参考本地静止标准），且速度模式不遵循银河系的其余部分。因此，它被确定为一个经典的高速云。
然而，气体没有被绘制出来，也没有与两个麦哲伦星系建立联系。万尼尔（Wannier）和瑞克森（Wrixon）于1972年发现麦哲伦流靠近大、小麦哲伦星系，且本身具有中性氢（HI）气体的特征[3]。它与大、小麦哲伦星系的联系是由马修森（Mathewson）等人在1974年建立的[4]。
由于麦哲伦星系的紧密性以及解析单个恒星及其视差和自转的能力，随后的观测给出了两个星系完整的6维相空间资讯（横向速度的相对误差非常大）。这使得能够计算大麦哲伦星系和小麦哲伦星系过去可能相对于银河系的轨道。计算需要大量的假设，例如，关于3个星系的形状和质量，以及运动物体之间动态摩擦的性质。对单颗恒星的观测揭示了恒星形成历史的细节。
模型
描述麦哲伦流形成的模型自1980年就已经开始进行。根据计算机的能力，最初的模型非常简单，没有自引力，而且粒子也很少。大多数模型预测了麦哲伦云的一个特征。这些早期的模型是“潮汐”模型，就像地球上的潮汐是由月球的引力“导引”所引起的一样，模型预测了两个相反的方向，且粒子优先被拉向这两个方向。然而，观察没有发现到预测的特征。这导致了一些模型不需要导引的元素，但也有它们自己的问题。在1998年，帕克斯天文台的帕克斯全天氢巡天量测团队进行了一项全天空的氢巡天研究，产生了重要的新观测数据。普特曼（Putman）等人发现引导麦哲伦星云的一团高速云实际上与麦哲伦星系完全相连。所以，“摆动臂”的特征终于确定了。此外，卢（Lu）等人（1998）和吉布森（Gibson）等人（2000）确定了麦哲伦流和麦哲伦云之间的化学相似性。
更新的、越来越复杂的模型都检验了摆动臂特征的假说。这些模型通过{{link-en|潮汐场|Tidal fields]]大量利用了重力效应。一些模型还依赖冲压力剥离作为成形机制。最近的模型越来越多地包括来自银河系晕的阻力，以及气体动力学、恒星形成和化学演化。据认为，因为小麦哲伦星系的质量较低，受引力的束缚较小，潮汐力是影响它最主要的因素。相比之下，大麦哲伦星系因为有更大的储气库，冲压力剥离是主要的影响。
最近的观察
在2018年，研究通过观察背景类星体发出穿过麦哲伦流的光，并分析被其吸收或穿过的光谱，证实麦哲伦流摆动臂中气体的化学成分更接近于小麦哲伦星系的成分，而不是大麦哲伦星系的成分[6]。这一分析证实，气体很可能来自小麦哲伦星系，从而表明大麦哲伦星系在麦哲伦流上的两个星系的重力牵引中“获胜”。
在2019年，天文学家利用盖亚数据发现了年轻的星团普莱斯-惠兰1。该星团的低金属量，显示属于麦哲伦流的摇摆臂。这个星团的发现表明，麦哲伦流的摇摆臂距离银河系只有之前认为的一半，与银河系的距离仅90,000光年。该星团相对年轻，这是摇摆臂最近才形成恒星的迹象[7]。
相关条目
参考资料
- ^ Nidever, David L.; Majewski, Steven R.; Burton, W. Butler. The Origin of the Magellanic Stream and Its Leading Arm. The Astrophysical Journal. 20 May 2008, 679 (1): 432–459. Bibcode:2008ApJ...679..432N. S2CID 13399751. arXiv:0706.1578
. doi:10.1086/587042.
- ^ Hubble finds source of Magellanic Stream. ESA/Hubble Press Release. [14 August 2013].
- ^ Wannier, P; Wrixon, G.T. An Unusual High-Velocity Hydrogen Feature. The Astrophysical Journal. May 1972, 173: L119–L123. Bibcode:1972ApJ...173L.119W. doi:10.1086/180930.
- ^ Mathewson, D.S.; Cleary, M.N.; Murray, J.D. The Magellanic Stream. The Astrophysical Journal. June 1974, 190: 291–296. Bibcode:1974ApJ...190..291M. doi:10.1086/152875.
- ^ Hubble measures content of the leading arm of the Magellanic Stream. www.spacetelescope.org. [4 April 2018].
- ^ Hubble Solves Cosmic 'Whodunit' with Interstellar Forensics. NASA-Hubblesite. [23 March 2018]. （原始内容存档于2019-06-18）.
- ^ IoW_20200109 - Gaia - Cosmos. www.cosmos.esa.int. [2020-01-10]. （原始内容存档于2023-01-19）.
进阶读物
- NAME Magellanic Stream. SIMBAD. 斯特拉斯堡天文资料中心.
- Discovery: Wannier, P.; Wrixon, G. T. An Unusual High-Velocity Hydrogen Feature. The Astrophysical Journal. 1972, 173: L119 – L123. Bibcode:1972ApJ...173L.119W. doi:10.1086/180930.
- MC connection made: Mathewson, D. S.; Cleary, M. N.; Murray, J. D. The Magellanic stream. The Astrophysical Journal. 1974, 190: 291–296. Bibcode:1974ApJ...190..291M. doi:10.1086/152875.
- Initial modelling: Murai, T.; Fujimoto, M. The Magellanic Stream and the Galaxy with a Massive Halo. Publications of the Astronomical Society of Japan. 1980, 32: 581–604. Bibcode:1980PASJ...32..581M.
- LAF discovery: Putman, M. E.; et al. Tidal disruption of the Magellanic Clouds by the Milky Way. Nature. 1998, 394 (6695): 752–754. Bibcode:1998Natur.394..752P. S2CID 4357485. arXiv:astro-ph/9808023 . doi:10.1038/29466.
最新的模型
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- Connors, Tim W.; Kawata, Daisuke; Gibson, Brad K. N-body simulations of the Magellanic Stream. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2006, 371 (1): 108–120. Bibcode:2006MNRAS.371..108C. S2CID 15563258. arXiv:astro-ph/0508390 . doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10659.x.
外部链接
- The Magellanic Stream （页面存档备份，存于互联网档案馆）, Astronomy Picture of the Day 25 January 2010