Մագելանի հոսք.Վերևում՝ Չեզոք ջրածնի Մագելանի հոսքի ռադիոբաժանումը (վարդագույն), որը դրված է Գալակտիկայի տեսանելի պատկերի վրա: Ներքևում՝ Մագելանի հոսքի խտության քարտեզ: Լեյդեն/Արգենտինա/Բոն (LAB) հետազոտության տվյալներ
**«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
-------------------------

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։

Ըստ վաղ դիտարկումների, Ենթադրվում էր, որ Մագելանի հոսքը համեմատաբար միատարր երկարաձգված կառույց է, 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։

Մագելանի հոսքի մեկ այլ առանձնահատկությունը նրա թևն է, որը երկարաձգվում է Մագելանի ամպերի հետևում, ինչը ցույց է տալիս նրա մակընթացային ծագումը։

Ծագում
------

Մագելանյան հոսքի ծագումը պարզ չէ, կան մի քանի վարկածներ, որոնք բացատրում են դրա առաջացումը։

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
------------------

1. ↑  {{{վերնագիր}}}. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/344477
2. ↑  *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. — doi:10.1086/152875 Архивировано из первоисточника 11 Հունիսի 2018.
3. ↑  *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. — Bibcode: 2004ASSL..312..101P. — doi:10.1007/1-4020-2579-3\_5.
4. ↑  *Westerlund, Bengt E.* The Magellanic Clouds. — Cambridge University Press, 1997. — P. 36. — ISBN 9780521480703