마젤란 흐름

마젤란 흐름에 대해 설명한다.

개요 
성단의 계층적인 흐름으로 보면, 은하는 오랜 시간 동안 작은 은하들의 충돌에 의해 생겨났다. 이런 충돌들은 지금까지도 은하수에서 계속되고 있고, 작은 은하들은 잡아먹히고 있다. 가장 잘 알려진 이런 은하들은 병합이 마젤란 흐름이다. 마젤란 흐름은 마젤란 은하 사이 중성가스구름으로써 1972년 워너와 워릭슨에 의해 밝혀졌다. 그리고 마젤란 성운사이의 관계는 메튜슨의 의해 1972년에 밝혀졌다. 1965년에는 이례적인 속도의 가스 구름이 이 지역에서 알려졌지만 그 가스는 아직까지 지도에는 없던 것이었고 MCs와의 연관성은 아직 없었다. 그 가스는 아주 오랫동안 보였으며 대략 55kpc의 아주 먼 거리에 있다. 속도 범위는 -400 km/s부터 400 km/s 로 매우 넓으며 다른 은하의 속도 패턴을 따르지 않고 있다.

관측 
마젤란 성운의 접근 덕분에, 각 별과 그들의 시차를 풀수가 있었다. 관측은 6차원 상의 우주 정보를 주었으며 그것은 그들의 지난 궤도 관측의 계산을 가능하게 했다. 각가 별의 관측은 별 형성의 역사를 알려준다.

모델들 
모델들은 1980년 이래로 마젤란 흐름의 형성을 위해 조사되어왔다. 최초로, 컴퓨터에 의해 모델들은 매우 간단하게 중력에 영향을 받지 않고 몇 개의 입자란 것이 알려졌다. 대부분 모델들은 마젤란 구름에 의한 모양이 예측이 되지만(그들은 지구처럼 중력의 영향을 받는 모델들로 이런 모델들은 각각 반대의 두가지 방향으로 예측된다.) 몇몇 모델들에 의해서는 관측되지 않는다.

테이블산자리
큰부리새자리
황새치자리
1956년 발견한 천체
대마젤란 은하
소마젤란 은하
은하수 준은하군