Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
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.
| Nesne tipi | Galaksiler arası yüksek hızlı bulut |
|---|---|
| Takımyıldız | Dorado, Mensa, Yontar  |
| 00sa 32d | |
| Dik açıklık | -30.0° |
Keşif ve ilk gözlemler
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 ( 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 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 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 soyulmasına da dayanır. Son modellerin çoğunda, Samanyolu'nun halesinden gelen sürüklenmenin yanı sıra , 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
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 verilerini kullanarak genç yıldız kümesi '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
Kaynakça
- ^ Nidever, David L.; Majewski, Steven R.; Burton, W. Butler (20 Mayıs 2008). "The Origin of the Magellanic Stream and Its Leading Arm". The Astrophysical Journal. 679 (1). ss. 432-459. arXiv:0706.1578 $2. Bibcode:2008ApJ...679..432N. doi:10.1086/587042.
- ^ "Hubble finds source of Magellanic Stream". ESA/Hubble Press Release. Erişim tarihi: 14 Ağustos 2013.
- ^ Wannier, P; Wrixon, G.T. (Mayıs 1972). "An Unusual High-Velocity Hydrogen Feature". The Astrophysical Journal. Cilt 173. ss. L119-L123. Bibcode:1972ApJ...173L.119W. doi:10.1086/180930.
- ^ Mathewson, D.S.; Cleary, M.N.; Murray, J.D. (Haziran 1974). "The Magellanic Stream". The Astrophysical Journal. Cilt 190. ss. 291-296. Bibcode:1974ApJ...190..291M. doi:10.1086/152875.
- ^ . www.spacetelescope.org. 5 Nisan 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Nisan 2018.
- ^ "Hubble Solves Cosmic 'Whodunit' with Interstellar Forensics". NASA-Hubblesite. Erişim tarihi: 23 Mart 2018.
- ^ "IoW_20200109 - Gaia - Cosmos". www.cosmos.esa.int. Erişim tarihi: 10 Ocak 2020.
İlave okumalar
- "NAME Magellanic Stream". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- 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 $2. 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 $2. 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 $2. 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
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Macellan Akintisi Buyuk ve Kucuk Macellan Bulutlari ndan Samanyolu nun galaktik guney kutbuna dogru 100 boyunca uzanan yuksek hizli gaz bulutlari akintisidir Akinti oncu kol leading arm olarak adlandirilan gazli bir ozellige sahiptir Macellan Akintisi 1965 yilinda gozlemlenmis ve Macellan Bulutlari ile iliskisi 1974 yilinda belirlenmistir Macellan AkintisiNesne tipiGalaksiler arasi yuksek hizli bulutGozlem verisi Donem J2000 0 TakimyildizDorado Mensa Yontar Sag aciklik00sa 32dDik aciklik 30 0 Vikiveri de duzenle Kesif ve ilk gozlemlerHubble gozlemlerinin LAB arastirmasi uzerine bindirilmis haritasi Macellan Akintisi kokeninin izini suruyor 1965 yilinda Macellan Bulutlari bolgesinde anormal hizda hareket eden gaz bulutlari kesfedildi Bu gaz gokyuzunde en az 180 derece boyunca uzanir ve bu da yaklasik 55 kpc 180 000 ly mesafede 180 kpc ye 600 000 ly karsilik gelir Gaz Samanyolu na gore oldukca paralel ve kutupsaldir Hiz araligi cok buyuktur gore 400 ila 400 km s 1 ve hiz modelleri Samanyolu nun geri kalaniyla uyumlu degildir Bu nedenle klasik bir yuksek hizli bulut olarak tanimlanmistir Gaz henuz haritalanmamis ve iki Macellan Bulutu ile baglantisi tespit edilmemisti Macellan Akintisi 1972 yilinda Wannier ve Wrixon tarafindan Macellan Bulutlari yakinlarinda Notr Hidrojen HI gaz ozelligi olarak kesfedildi Macellan Bulutlari ile baglantisi 1974 yilinda Mathewson ve arkadaslari tarafindan belirlendi Macellan Bulutlarinin yakinligi bireysel yildizlarini ve paralakslarini ve ayrica ozdevinimini cozme yetenegi ile birlikte sonraki gozlemler her iki bulutun tam 6 boyutlu faz uzayi bilgisini enine hizlar icin cok buyuk goreceli hatalarla sagladi Bu Buyuk ve Kucuk Macellan Bulutlari nin Samanyolu na gore muhtemel gecmis yorungesinin hesaplanmasini mumkun kildi Hesaplama ornegin 3 gokadanin bicimleri ve kutleleriyle hareket eden nesneler arasindaki dogasi gibi buyuk varsayimlari gerektiriyordu Bireysel yildizlarin gozlemleri yildiz olusum tarihi hakkindaki ayrintilari ortaya koydu ModellerMacellan Akintisi nin olusumunu aciklayan modeller 1980 den beri uretilmektedir Hesaplama gucunun artmasiyla birlikte yapilan ilk modeller oldukca basitti kendi kendine kutlecekimi yapamayan ve az sayida parcacik iceren modellerdi Cogu model Macellan Bulutlari na oncu bir ozelligi ongoruyordu Bu ilk modeller gelgit modelleri olarak adlandirilir Tipki Dunya daki gelgitlerin etki eden Ay in kutlecekim kuvveti ile olusturulmasi gibi modeller de parcaciklarin tercihen cekildigi birbirine zit iki yonu ongoruyordu fakat ongorulen ozellikler gozlemlenemedi Bu oncu bir unsura ihtiyac duymayan fakat kendi sorunlari olan birkac modele yol acti 1998 yilinda Parkes Gozlemevi ndeki ekibi tarafindan yapilan tum gokyuzu taramasini analiz eden bir calisma onemli yeni gozlemsel veriler uretti Putman ve arkadaslari Macellan Bulutlari oncu yuksek hizli bulut kutlesinin aslinda Macellan Bulutlari na tamamen bagli oldugunu kesfettiler Dolayisiyla oncu kol ozelliginin varligi nihayet dogrulanmis oldu Ayrica Lu ve arkadaslari 1998 ve Gibson ve arkadaslari 2000 akintilar ve Macellan Bulutlari arasindaki kimyasal benzerligi tespit ettiler Daha yeni ve giderek daha karmasik hale gelen modellerin tumu oncu kol varsayimini test etmistir Bu modeller gelgit alanlari araciligiyla kutlecekim etkilerini yogun bir sekilde kullanmaktadir Bazi modeller sekillendirme mekanizmasi olarak soyulmasina da dayanir Son modellerin cogunda Samanyolu nun halesinden gelen suruklenmenin yani sira yildiz olusumu ve kimyasal evrim giderek daha fazla dahil edilmektedir Kucuk Macellan Bulutu daha dusuk kutleye sahip oldugu ve kutlecekimsel olarak daha az bagli oldugu icin gelgit kuvvetlerinin cogunlukla onu etkiledigi dusunuluyor Buna karsilik carpma basinci soyulmasi daha buyuk bir gaz rezervuarina sahip oldugu icin Buyuk Macellan Bulutu nu daha cok etkilemektedir Son gozlemlerHubble tarafindan olculen Macellan Akintisi nin oncu kolu 2018 yilinda yapilan bir arastirma Macellan Akintisi Oncu Kolu ndaki gazin kimyasal bilesiminin Buyuk Macellan Bulutu ndan ziyade Kucuk Macellan Bulutu nun bilesimine daha cok benzedigini dogruladi Bu sonuc akinti boyunca parlayan arka plan kuasarlarindan gelen isigin incelenmesi ve bu isigin ya sogurulan ya da icinden gecen spektrumununun analiz edilmesiyle elde edildi Bu analiz gazin buyuk olasilikla Kucuk Macellan Bulutu ndan geldigini dogruladi ve boylece Buyuk Macellan Bulutu nun Macellan Akintisi uzerinde isleyen her iki bulut arasindaki kutlecekim cekismesini kazandigini gosterdi 2019 yilinda gok bilimciler verilerini kullanarak genc yildiz kumesi i kesfettiler Yildiz kumesi dusuk bir metallige sahiptir ve Macellan Bulutlari nin oncu koluna aittir Bu yildiz kumesinin kesfi Macellan Bulutlari nin oncu kolunun Samanyolu ndan 90 000 isik yili uzaklikta oldugunu yani daha once dusunuldugu kadar Samanyolu na yakin olmadigini gostermektedir Yildiz kumesi nispeten genctir ve bu da oncu kolda yakin zamanda yildiz olusumunun gerceklestiginin bir isaretidir Ayrica bakinizYildizlararasi bulutKaynakca Nidever David L Majewski Steven R Burton W Butler 20 Mayis 2008 The Origin of the Magellanic Stream and Its Leading Arm The Astrophysical Journal 679 1 ss 432 459 arXiv 0706 1578 2 Bibcode 2008ApJ 679 432N doi 10 1086 587042 Hubble finds source of Magellanic Stream ESA Hubble Press Release Erisim tarihi 14 Agustos 2013 Wannier P Wrixon G T Mayis 1972 An Unusual High Velocity Hydrogen Feature The Astrophysical Journal Cilt 173 ss L119 L123 Bibcode 1972ApJ 173L 119W doi 10 1086 180930 Mathewson D S Cleary M N Murray J D Haziran 1974 The Magellanic Stream The Astrophysical Journal Cilt 190 ss 291 296 Bibcode 1974ApJ 190 291M doi 10 1086 152875 www spacetelescope org 5 Nisan 2018 tarihinde kaynagindan arsivlendi Erisim tarihi 4 Nisan 2018 Hubble Solves Cosmic Whodunit with Interstellar Forensics NASA Hubblesite Erisim tarihi 23 Mart 2018 IoW 20200109 Gaia Cosmos www cosmos esa int Erisim tarihi 10 Ocak 2020 Ilave okumalar NAME Magellanic Stream SIMBAD Centre de donnees astronomiques de Strasbourg Arsivlenmesi gereken baglantiya sahip kaynak sablonu iceren maddeler link Kesif 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 Ingilizce MC baglantisi 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 Ingilizce Ilk 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 Ingilizce Oncu kol ozelliginin kesfi Putman M E ve digerleri 1998 Tidal disruption of the Magellanic Clouds by the Milky Way Nature 394 6695 ss 752 754 arXiv astro ph 9808023 2 Bibcode 1998Natur 394 752P doi 10 1038 29466 Ingilizce 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 2 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 2 Bibcode 2006MNRAS 371 108C doi 10 1111 j 1365 2966 2006 10659 x Dis baglantilarMacellan Akintisi Gunun Gokbilim Goruntusu 25 Ocak 2010 Ceviri ve Duzenleme Murat TUNCAY Tahir SISMAN