Մասնակից:Թինա Ասատրյան/Սևագրություն 7
«Մագելանի հոսք». չեզոք ջրածնի միջաստղային ամպերի շերտ է 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
խմբագրելԱմպերը, 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 10 19 ատոմ/սմ 2 է, միջին զանգվածը՝ 1,2 × 10 4 արեգակնային զանգված։ Առավելագույն խտությունը դիտվում է հոսքի «գլխում», որտեղ (1–2,5) × 10 20 ատոմ/սմ 2 խտությամբ խտացումները միացված են (1,5–3) × 10 19 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
խմբագրելՄագելանյան 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:
Համաձայն այլ վարկածների, Մագելանի հոսքը ձևավորվում է Մագելանի ամպերի նյութից, որը կա՛մ դուրս է մղվում դրանցից մակընթացային փոխազդեցությամբ, կա՛մ գազը «կտրվել» է նրանցից, երբ նրանք շարժվում էին գալակտիկական հալո գազի միջով:
Ծանոթագրություններ
խմբագրել- ↑ {{{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