Введение
Поток высокоскоростных облаков газа, простирающийся от Магеллановых облаков.
Магелланов поток — это поток высокоскоростных облаков газа, простирающийся от Большого и Малого Магеллановых облаков более чем на 100° через Галактический южный полюс Млечного Пути. В потоке присутствует газообразное образование, называемое ведущим плечом. Поток был обнаружен в 1965 году, а его связь с Магеллановыми облаками установлена в 1974 году.
Открытие и первые наблюдения
В 1965 году в области Магеллановых облаков были обнаружены газовые облака с аномальной скоростью. Этот газ простирается по небу как минимум на 180 градусов. Это соответствует 180 кпк (600 000 световых лет) на приблизительном расстоянии 55 кпк (180 000 световых лет). Газ обладает высокой коллимацией и полярен по отношению к Млечному Пути. Диапазон скоростей чрезвычайно широк (от −400 до 400 км/с относительно Локального Стандарта Покоя), а распределение скоростей не соответствует остальной части Млечного Пути. В связи с этим, объект был классифицирован как типичное облако с высокой скоростью. Однако детальное картирование газа не проводилось, и связь с двумя Магеллановыми облаками не была установлена. Магелланов поток как таковой был впервые обнаружен в 1972 году Ваннье и Уриксоном в виде структуры нейтрального водорода (HI) вблизи Магеллановых облаков. Связь потока с Магеллановыми облаками была установлена Матьюсоном и соавторами в 1974 году. Благодаря близости Магеллановых облаков и возможности разрешения отдельных звезд, а также измерения их параллаксов и собственных движений, последующие наблюдения позволили получить полную 6-мерную фазовую информацию об обоих облаках (с очень большими относительными погрешностями для поперечных скоростей). Это дало возможность рассчитать вероятные орбиты Большого и Малого Магеллановых Облаков в прошлом относительно Млечного Пути. Расчет потребовал значительных допущений, например, относительно формы и массы всех трех галактик, а также природы динамического трения между движущимися объектами. Наблюдения отдельных звезд позволили уточнить детали истории звездообразования.
Модели
Модели, описывающие формирование Магелланова потока, создавались с 1980 года. Вследствие ограниченной вычислительной мощности, первоначальные модели были очень простыми, не учитывали самогравитацию и содержали небольшое количество частиц. Большинство моделей предсказывали наличие структуры, опережающей Магеллановы Облака. Эти ранние модели были «приливными» моделями. Подобно тому, как приливы на Земле вызываются гравитацией «опережающей» Луны, модели предсказывали два противоположных направления, в которых частицы преимущественно притягиваются. Однако предсказанные структуры не были обнаружены. Это привело к разработке нескольких моделей, не требовавших наличия опережающей структуры, но имевших собственные недостатки. В 1998 году исследование, анализирующее обзор всего неба, выполненный командой HIPASS в обсерватории Паркса, предоставило важные новые наблюдательные данные. Путман и др. обнаружили, что масса облаков с высокой скоростью, опережающих Магеллановы Облака, на самом деле полностью связана с Магеллановыми Облаками. Таким образом, существование опережающей ветви было окончательно подтверждено. Кроме того, Lu et al. (1998) и Gibson et al. (2000) установили химическое сходство между потоком и Магеллановыми Облаками. Более новые, все более сложные модели, проверяли гипотезу об опережающей ветви. Эти модели активно используют гравитационные эффекты посредством приливных полей. Некоторые модели также опираются на срыв давлением как механизм формирования. В самых современных моделях все чаще учитывается сопротивление гало Млечного Пути, а также динамика газа, звездообразование и химическая эволюция. Считается, что приливные силы в основном воздействуют на Малое Магелланово Облако, поскольку оно обладает меньшей массой и слабее гравитационно связано. В отличие от этого, срыв давлением в основном влияет на Большое Магелланово Облако, поскольку оно имеет больший запас газа.
Последние наблюдения
В 2018 году исследования подтвердили, что химический состав газа в ведущем рукаве Магелланова потока больше соответствует составу Малого Магелланова облака, чем Большого Магелланова облака. Это было установлено путем анализа света от фоновых квазаров, проходящего сквозь поток, и спектра света, который либо поглощается, либо пропускается газом. Этот анализ подтвердил, что газ, вероятнее всего, произошел из Малого Магелланова облака, что указывает на то, что Большое Магелланово облако оказывает большее гравитационное влияние на Магелланов поток, чем Малое. В 2019 году астрономы, используя данные Gaia, обнаружили молодое звездное скопление Прайс-Уилан 1. Это скопление имеет низкую металличность и принадлежит к ведущему рукаву Магеллановых облаков. Открытие этого скопления позволяет предположить, что ведущий рукав Магеллановых облаков находится на расстоянии 90 000 световых лет от Млечного Пути, то есть вдвое ближе, чем считалось ранее. Относительно молодой возраст скопления свидетельствует о недавнем звездообразовании в ведущем рукаве.