Macellan Akıntısı

Macellan Köprüsü ile karıştırılmamalıdır.

Macellan Akıntısı

Nesne tipi	Galaksiler arası yüksek hızlı bulut
Gözlem verisi (Dönem J2000.0)
Takımyıldız	Dorado, Mensa, Yontar
Sağ açıklık	00sa 32d
Dik açıklık	-30.0°

Macellan Akıntısı, Büyük ve Küçük Macellan Bulutları'ndan Samanyolu'nun galaktik güney kutbuna doğru 100° boyunca uzanan yüksek hızlı gaz bulutları akıntısıdır. Akıntı, öncü kol (leading arm) olarak adlandırılan gazlı bir özelliğe sahiptir. Macellan Akıntısı 1965 yılında gözlemlenmiş ve Macellan Bulutları ile ilişkisi 1974 yılında belirlenmiştir.

Keşif ve ilk gözlemler

Hubble gözlemlerinin LAB araştırması üzerine bindirilmiş haritası, Macellan Akıntısı kökeninin izini sürüyor.

1965 yılında, Macellan Bulutları bölgesinde anormal hızda hareket eden gaz bulutları keşfedildi. Bu gaz, gökyüzünde en az 180 derece boyunca uzanır ve bu da yaklaşık 55 kpc (180.000 ly) mesafede 180 kpc'ye (600.000 ly) karşılık gelir. Gaz, Samanyolu'na göre oldukça paralel ve kutupsaldır. Hız aralığı çok büyüktür (Yerel durgunluk standardına göre -400 ila 400 km s⁻¹) ve hız modelleri Samanyolu'nun geri kalanıyla uyumlu değildir. Bu nedenle, klasik bir yüksek hızlı bulut olarak tanımlanmıştır.

Gaz henüz haritalanmamış ve iki Macellan Bulutu ile bağlantısı tespit edilmemişti. Macellan Akıntısı, 1972 yılında Wannier ve Wrixon tarafından Macellan Bulutları yakınlarında Nötr Hidrojen (HI) gaz özelliği olarak keşfedildi. Macellan Bulutları ile bağlantısı 1974 yılında Mathewson ve arkadaşları tarafından belirlendi.

Macellan Bulutlarının yakınlığı, bireysel yıldızlarını ve paralakslarını ve ayrıca özdevinimini çözme yeteneği ile birlikte sonraki gözlemler, her iki bulutun tam 6 boyutlu faz uzayı bilgisini (enine hızlar için çok büyük göreceli hatalarla) sağladı. Bu, Büyük ve Küçük Macellan Bulutları'nın Samanyolu'na göre muhtemel geçmiş yörüngesinin hesaplanmasını mümkün kıldı. Hesaplama, örneğin 3 gökadanın biçimleri ve kütleleriyle, hareket eden nesneler arasındaki dinamik sürtünmenin doğası gibi büyük varsayımları gerektiriyordu. Bireysel yıldızların gözlemleri, yıldız oluşum tarihi hakkındaki ayrıntıları ortaya koydu.

Modeller

Macellan Akıntısı'nın oluşumunu açıklayan modeller 1980'den beri üretilmektedir. Hesaplama gücünün artmasıyla birlikte yapılan ilk modeller oldukça basitti, kendi kendine kütleçekimi yapamayan ve az sayıda parçacık içeren modellerdi. Çoğu model, Macellan Bulutları'na öncü bir özelliği öngörüyordu. Bu ilk modeller "gelgit" modelleri olarak adlandırılır. Tıpkı Dünya'daki gelgitlerin "etki eden" Ay'ın kütleçekim kuvveti ile oluşturulması gibi, modeller de parçacıkların tercihen çekildiği birbirine zıt iki yönü öngörüyordu, fakat öngörülen özellikler gözlemlenemedi. Bu, öncü bir unsura ihtiyaç duymayan, fakat kendi sorunları olan birkaç modele yol açtı. 1998 yılında, Parkes Gözlemevi'ndeki HIPASS ekibi tarafından yapılan tüm gökyüzü taramasını analiz eden bir çalışma, önemli yeni gözlemsel veriler üretti. Putman ve arkadaşları, Macellan Bulutları öncü yüksek hızlı bulut kütlesinin aslında Macellan Bulutları'na tamamen bağlı olduğunu keşfettiler. Dolayısıyla, "öncü kol" özelliğinin varlığı nihayet doğrulanmış oldu. Ayrıca, Lu ve arkadaşları (1998) ve Gibson ve arkadaşları (2000), akıntılar ve Macellan Bulutları arasındaki kimyasal benzerliği tespit ettiler.

Daha yeni ve giderek daha karmaşık hale gelen modellerin tümü, "öncü kol" varsayımını test etmiştir. Bu modeller, gelgit alanları aracılığıyla kütleçekim etkilerini yoğun bir şekilde kullanmaktadır. Bazı modeller şekillendirme mekanizması olarak çarpma basıncı soyulmasına da dayanır. Son modellerin çoğunda, Samanyolu'nun halesinden gelen sürüklenmenin yanı sıra gaz dinamikleri, yıldız oluşumu ve kimyasal evrim giderek daha fazla dahil edilmektedir. Küçük Macellan Bulutu, daha düşük kütleye sahip olduğu ve kütleçekimsel olarak daha az bağlı olduğu için, gelgit kuvvetlerinin çoğunlukla onu etkilediği düşünülüyor. Buna karşılık çarpma basıncı soyulması, daha büyük bir gaz rezervuarına sahip olduğu için Büyük Macellan Bulutu'nu daha çok etkilemektedir.

Son gözlemler

Hubble tarafından ölçülen Macellan Akıntısı'nın öncü kolu.

2018 yılında yapılan bir araştırma, Macellan Akıntısı Öncü Kolu'ndaki gazın kimyasal bileşiminin, Büyük Macellan Bulutu'ndan ziyade Küçük Macellan Bulutu'nun bileşimine daha çok benzediğini doğruladı. Bu sonuç, akıntı boyunca parlayan arka plan kuasarlarından gelen ışığın incelenmesi ve bu ışığın, ya soğurulan ya da içinden geçen spektrumununun analiz edilmesiyle elde edildi. Bu analiz, gazın büyük olasılıkla Küçük Macellan Bulutu'ndan geldiğini doğruladı ve böylece Büyük Macellan Bulutu'nun, Macellan Akıntısı üzerinde işleyen her iki bulut arasındaki kütleçekim çekişmesini "kazandığını" gösterdi.

2019 yılında gök bilimciler Gaia verilerini kullanarak genç yıldız kümesi Price-Whelan 1'i keşfettiler. Yıldız kümesi düşük bir metalliğe sahiptir ve Macellan Bulutları'nın öncü koluna aittir. Bu yıldız kümesinin keşfi, Macellan Bulutları'nın öncü kolunun Samanyolu'ndan 90.000 ışık yılı uzaklıkta olduğunu, yani daha önce düşünüldüğü kadar Samanyolu'na yakın olmadığını göstermektedir. Yıldız kümesi nispeten gençtir ve bu da öncü kolda yakın zamanda yıldız oluşumunun gerçekleştiğinin bir işaretidir.

Ayrıca bakınız

• Yıldızlararası bulut
• Yıldız akıntıları listesi
• Price-Whelan 1

İlave okumalar

• "NAME Magellanic Stream". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Arşivlenmesi gereken bağlantıya sahip kaynak şablonu içeren maddeler (link)
• Keşif: Wannier, P.; Wrixon, G. T. (1972). "An Unusual High-Velocity Hydrogen Feature". The Astrophysical Journal. Cilt 173. ss. L119 – L123. Bibcode:1972ApJ...173L.119W. doi:10.1086/180930.  (İngilizce)
• MC bağlantısı tespiti: Mathewson, D. S.; Cleary, M. N.; Murray, J. D. (1974). "The Magellanic stream". The Astrophysical Journal. Cilt 190. ss. 291–296. Bibcode:1974ApJ...190..291M. doi:10.1086/152875.  (İngilizce)
• İlk modelleme: Murai, T.; Fujimoto, M. (1980). "The Magellanic Stream and the Galaxy with a Massive Halo". Publications of the Astronomical Society of Japan. Cilt 32. ss. 581–604. Bibcode:1980PASJ...32..581M.  (İngilizce)
• Öncü kol özelliğinin keşfi: Putman, M. E.; ve diğerleri. (1998). "Tidal disruption of the Magellanic Clouds by the Milky Way". Nature. 394 (6695). ss. 752-754. arXiv:astro-ph/9808023 . Bibcode:1998Natur.394..752P. doi:10.1038/29466.  (İngilizce)

Son modeller

• Yoshizawa, Akira M.; Noguchi, Masafumi (2003). "The dynamical evolution and star formation history of the Small Magellanic Cloud: effects of interactions with the Galaxy and the Large Magellanic Cloud". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 339 (4). ss. 1135–1154. Bibcode:2003MNRAS.339.1135Y. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06263.x. 
• Mastropietro, C.; Moore, B.; Mayer, L.; Wadsley, J.; Stadel, J. (2005). "The gravitational and hydrodynamical interaction between the Large Magellanic Cloud and the Galaxy". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 363 (2). ss. 509–520. arXiv:astro-ph/0412312 . Bibcode:2005MNRAS.363..509M. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09435.x. 
• Connors, Tim W.; Kawata, Daisuke; Gibson, Brad K. (2006). "N-body simulations of the Magellanic Stream". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 371 (1). ss. 108-120. arXiv:astro-ph/0508390 . Bibcode:2006MNRAS.371..108C. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10659.x. 

Dış bağlantılar

• Macellan Akıntısı, Günün Gökbilim Görüntüsü 25 Ocak 2010, Çeviri ve Düzenleme: Murat TUNÇAY - Tahir ŞİŞMAN