대부분의 사람들은 마젤란 구름이 은하계 주위를 도는 궤도에 있다는 데 동의합니다. 관계를 명확히 할 수있는 것은 작고 큰 마젤란 구름을 통과하여 60 만 광년 길이의 가스를 끌어 들인 Magellanic Stream입니다.
전체 그림을 보려면 Leading Arm로 알려진 구름보다 짧은 가스 흔적이 있으며 구름 사이의 가스 흐름은 Magellanic Bridge라고합니다. Bridge는 구름이 적어도 지금은 이진 쌍으로 중력으로 묶여 있음을 나타냅니다. Magellanic Stream 'skid mark'는 Small Magellanic Cloud의 내용과 화학적으로 유사하기 때문에 Large Magellanic Cloud가 Small Magellanic Cloud를 끌어 올릴 수 있습니다.
해결되지 않은 것은 구름이 은하수 주위를 돌고있는 궤도에 있는지 아니면 그냥 지나가는 것입니까? 우리에게 비교적 가깝고 육안으로 쉽게 볼 수있는 물체의 역학에 대한 불확실성의 수준은 놀라운 것처럼 보일 수 있습니다.
첫째, 은하수에 대한 각 구름의 속도를 정확하게 추정하는 것은 까다 롭지 않습니다. 부분적으로 관찰자는 고유의 독립적 인 움직임을 가지며 구름의 속도를 안정적으로 측정 할 수있는 참조 프레임을 찾아야하기 때문입니다 .
Kallivayalil과 2006 년 동료의 허블 우주 망원경 관측에서 얻은 추정치는 구름을 통해 보이는 먼 퀘이사의 배경에 대해 구름의 속도를 측정했습니다. 이 데이터는 Besla와 동료들에 의해 사용되어 구름의 속도가 너무 빨라 은하계 주위의 궤도에 도달하기에는 너무 빠르므로 그냥지나 가야 함을 제안합니다.
그러나 구름의 속도가 결정 되더라도 은하계의 궤도에 걸리지 않도록 탈출 속도를 결정해야하는 또 다른 불확실성이 있습니다. 우리는 은하의 질량을 추정 할 수 있지만, 우리가 볼 수없고 따라서 정확하게 찾을 수없는 암흑 물질의 문제가 있습니다. 따라서 은하수의 가시적 및 암흑 물질의 결합 질량이 어떻게되는지 불확실합니다 분산.
눈에 보이는 물질처럼 암흑 물질이 은하계 중심에 집중되어 있다면 구름이 탈출하기 위해 많은 속도가 필요하지 않습니다. 그러나 어두운 물질의 구형 후광으로 둘러싸인 가시 물질의 은하 원반과 함께 암흑 물질이 더 균등하게 분배된다면, 클라우드가 탈출 할 수 있는지 여부가 명확하지 않습니다 (Besla et al이 인정한 시나리오).
은하계의 구형 질량 후광이 은하수의 총 질량 분포에 일반적으로 선호되는 모델입니다. 은하계의 가시 디스크의 바깥 쪽 가장자리가 너무 빨리 회전하여 우주로 날아 가기 때문입니다.
Diaz와 Bekki는 초당 250km의 원형 속도 (최근의 새로운 추정치)를 사용하여 은하수를 컴퓨터 모델링함으로써이 아이디어를 실행했습니다. 따라서 Besla et al. 그렇지 않으면 2006 년 허블 우주 망원경 관측에서 결정된 것과 동일한 구름 속도를 계속 사용합니다.
그들의 모델은 시간이 흐르면, 구름이 50 억 년 이상 은하수 주위의 궤도에 갇혀 있음을 시사합니다. 두 구름 사이의 긴밀한 만남에 따라 마젤란 하천과 선행 암이 더 최근에 발생했습니다. 아이디어는 Besla 등의 언 바운드 궤도 모델에서도 제안되었습니다).
Diaz와 Bekki는 구름이 별개의 궤도를 시작했지만 약 25 억 년 전에 서로 가까이 다가 갔다가 오늘날 관측되는 이진 쌍이되었다고 제안합니다. Leading Arm은 은하수의 후광으로 가스가 방출되어 해제되는데, 이는 두 구름이 결국 동화 될 수 있음을 나타냅니다.
더 읽을 거리 : 디아즈와 베키. Magellanic Clouds의 궤도 이력 제약 : Magellanic Stream의 조력 기원에 의해 제안 된 새로운 바운드 시나리오.
