Մագելանի հոսք
«Մագելանի հոսք», չեզոք ջրածնի միջաստղային ամպերի շերտ գալակտիկական լուսապսակում՝ ~ 100° x 10° ակնհայտ չափերով, որը ձգվում է Մագելանի փոքր ամպի և Մագելանի կամրջից մինչև Գալակտիկայի հարավային բևեռ։
Մագելանի հոսքի ընդհանուր զանգվածը գնահատվում է մոտավորապես 2×108 արեգակնային զանգված։
Բնութագրերը և կառուցվածքը[խմբագրել | խմբագրել կոդը]
Ամպերը, որոնք կազմում են Մագելանի հոսքը, շարժվում են գալակտիկական հալոի համեմատ մեծ արագությամբ, նրանց բացարձակ արագությունը Մագելանի ամպերի մոտ ≈ +250 կմ/վ է և −450 կմ/վրկ հոսքի «պոչի» վերջում, այսինքն. դրանց արագությունները պտտվող լուսապսակի նկատմամբ համապատասխանաբար +100 և −290 կմ/վ են։ Ամպերի միջուկի միջին խտությունը 1019 ատոմ/սմ 2 է, միջին զանգվածը՝ 1,2 × 104 արեգակնային զանգված։ Առավելագույն խտությունը դիտվում է հոսքի «գլխում», որտեղ (1–2,5) × 1020 ատոմ/սմ2 խտությամբ խտացումները միացված են (1,5–3) × 1019 խտությամբ համեմատաբար հազվադեպ բեկորներով ատոմներ/սմ 2[1]։
Ըստ վաղ դիտարկումների, Ենթադրվում էր, որ Մագելանի հոսքը համեմատաբար միատարր երկարաձգված կառույց է[2], սակայն Hi Parkes All Sky Survey-ի (HIPASS) կողմից ստացված տվյալները ցույց են տվել, որ Մագելանի հոսքը ունի «մանրաթելային» կառուցվածք, որը բաղկացած է Մագելանի ամպերի հոսքի «գլխի» բազմաթիվ մանրաթելերից, որոնք անցնում են երկու միահյուսված հիմնական մանրաթելերի, որոնք դիտվում են հոսքի մեծ մասում[3]։
Մագելանի հոսքի մեկ այլ առանձնահատկությունը նրա թևն է, որը երկարաձգվում է Մագելանի ամպերի հետևում, ինչը ցույց է տալիս նրա մակընթացային ծագումը։
Ծագում[խմբագրել | խմբագրել կոդը]
Մագելանյան հոսքի ծագումը պարզ չէ, կան մի քանի վարկածներ, որոնք բացատրում են դրա առաջացումը[4]։
Ըստ նախնական վարկածի՝ Մագելանի հոսքը ձևավորվել է Մագելանի ամպերի խտացումից հետո մնացած սկզբնական նյութից։ Այս վարկածը հաստատվում է նրանով, որ Մագելանի հոսքը գտնվում է մի ուղեծրում, որտեղ Մագելանի ամպերը պտտվում են Գալակտիկայի զանգվածի կենտրոնի շուրջ, և նրանց ցածր մետաղականությունը, որը բնորոշ է առաջնային գազին, հարստացված չէ աստղային նուկլեոսինթեզի արտադրանքներով։
Մագելանի հոսքի ձևավորման մեկ այլ հնարավոր սցենար ներառում է տուրբուլենտության ձևավորում, երբ Մագելանյան ամպերը անցնում են գալակտիկական հալոով։ Այս վարկածը բացատրում է հոսքի մանրաթելային կառուցվածքը և գազի արագությունների դիտվող ցրվածության նվազումը տուրբուլենտության աղբյուրից՝ Մագելանյան ամպերից հեռավորության վրա։
Մնացած վարկածների համաձայն՝ Մագելանի հոսքը ձևավորվում է Մագելանի ամպերի նյութի կողմից՝ կամ դրանցից արտանետված մակընթացային փոխազդեցությամբ, կամ նրանցից «պոկված» գազով, երբ դրանք շարժվում էին գալակտիկական հալո գազի միջով։
Ծանոթագրություններ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]
- ↑ {{{վերնագիր}}}. — ISSN 0004-637X. —
- ↑ Mathewson, D. S.; M. N. Cleary, J. D. Murray The Magellanic stream(անգլ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1974. — Т. 190. — С. 291. — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357. — Архивировано из первоисточника 11 Հունիսի 2018.
- ↑ Putman M. E. HVCS Related to the Magellanic System // High-Velocity Clouds / Woerden, Hugo van et al. — Springer, 2006. — 28 հունվարի. — P. 101—123. — ISBN 9781402025792. — . — .
- ↑ Westerlund, Bengt E. The Magellanic Clouds. — Cambridge University Press, 1997. — P. 36. — ISBN 9780521480703