Corriente de Magallanes

La Corriente de Magallanes es una corriente de nubes de gas de alta velocidad que se extiende desde las Nubes Grandes y Pequeñas de Magallanes a lo largo de 100° a través del polo sur galáctico de la Vía Láctea . La corriente contiene una formación gaseosa denominada brazo principal . ^[1] La corriente fue avistada en 1965 y su relación con las Nubes de Magallanes se estableció en 1974.

En 1965 se encontraron nubes de gas con velocidades anómalas en la región de las Nubes de Magallanes. El gas se extiende por al menos 180 grados en el cielo. Esto corresponde a 180 kpc (600.000 años luz ) a una distancia aproximada de 55 kpc (180.000 años luz ). El gas está muy colimado y es polar con respecto a la Vía Láctea . El rango de velocidad es enorme (de −400 a 400 km s ⁻¹ en referencia al Estándar Local de Reposo ) y los patrones de velocidad no siguen el resto de la Vía Láctea. Por lo tanto, se determinó que se trata de una nube clásica de alta velocidad .

Sin embargo, el gas no fue cartografiado y no se logró establecer una conexión con las dos Nubes de Magallanes. La Corriente de Magallanes como tal fue descubierta como una formación de gas de Hidrógeno Neutro (HI) cerca de las Nubes de Magallanes por Wannier y Wrixon en 1972. ^[3] Su conexión con las Nubes de Magallanes fue establecida por Mathewson et al. en 1974. ^[4]

Debido a la proximidad de las Nubes de Magallanes y la capacidad de distinguir estrellas individuales y sus paralajes y movimiento propio , las observaciones posteriores proporcionaron la información completa del espacio de fase de 6 dimensiones de ambas nubes (con errores relativos muy grandes para las velocidades transversales). Esto permitió el cálculo de la órbita pasada probable de la Gran y la Pequeña Nube de Magallanes en relación con la Vía Láctea. El cálculo requirió grandes suposiciones, por ejemplo, sobre las formas y masas de las 3 galaxias y la naturaleza de la fricción dinámica entre los objetos en movimiento. Las observaciones de estrellas individuales revelaron detalles de la historia de la formación estelar.

Los modelos que describen la formación de la Corriente de Magallanes se han producido desde 1980. Después de la potencia informática, los modelos iniciales eran muy simples, no autogravitantes y con pocas partículas . La mayoría de los modelos predecían una característica que conducía a las Nubes de Magallanes. Estos primeros modelos eran modelos "de marea". Al igual que las mareas en la Tierra son inducidas por la gravedad de la Luna "que conduce" , los modelos predijeron dos direcciones opuestas entre sí, en las que las partículas son atraídas preferentemente. Sin embargo, las características predichas no se observaron. Esto dio lugar a unos pocos modelos que no requerían un elemento principal pero que tenían sus propios problemas. En 1998, un estudio que analizaba el estudio completo del cielo realizado por el equipo HIPASS en el Observatorio Parkes generó nuevos datos de observación importantes. Putman et al. descubrieron que una masa de nubes de alta velocidad que conducía a las Nubes de Magallanes estaba en realidad completamente conectada a las Nubes de Magallanes. Por lo tanto, la característica del brazo principal finalmente había establecido su existencia. Además, Lu et al. (1998) y Gibson et al. (2000) establecieron la similitud química entre las corrientes y las Nubes de Magallanes.

Los modelos más nuevos y cada vez más sofisticados probaron la hipótesis de la característica del brazo principal. Estos modelos hacen un uso intensivo de los efectos de la gravedad a través de los campos de marea. Algunos modelos también se basan en el arrastre por presión dinámica como mecanismo de modelado. Los modelos más recientes incluyen cada vez más el arrastre del halo de la Vía Láctea, así como la dinámica de los gases , la formación de estrellas y la evolución química. Se cree que las fuerzas de marea afectan principalmente a la Pequeña Nube de Magallanes, ya que tiene una masa menor y está menos ligada a la gravedad. En cambio, el arrastre por presión dinámica afecta principalmente a la Gran Nube de Magallanes, porque tiene una mayor reserva de gas.

En la reunión de enero de 2010 de la Sociedad Astronómica Estadounidense , David Nidever, de la Universidad de Virginia, anunció nuevos resultados basados ​​en datos derivados del telescopio Green Bank de Robert C. Byrd de la Fundación Nacional de Ciencias y observaciones de radioastronomía anteriores . La Corriente de Magallanes es mucho más larga de lo que se creía anteriormente y también es más antigua. Esto significa que la Corriente de Magallanes probablemente se formó cuando las dos Nubes de Magallanes pasaron cerca una de la otra hace unos 2.500 millones de años. ^[6]

En 2018, una investigación confirmó que la composición química del gas en el Brazo Principal de la Corriente de Magallanes se asemeja más a la composición de la Pequeña Nube de Magallanes que a la de la Gran Nube de Magallanes, al observar la luz de los cuásares de fondo que brillan a través de la Corriente y analizar el espectro de luz que es absorbida por ella o que deja pasar. ^[7] Este análisis confirmó que el gas probablemente se originó en la Pequeña Nube de Magallanes, lo que indica que la Gran Nube de Magallanes está "ganando" en el tirón gravitatorio de ambas Nubes que trabajan en la Corriente de Magallanes.

En 2019, los astrónomos descubrieron el joven cúmulo estelar Price-Whelan 1 utilizando datos de Gaia . El cúmulo estelar tiene una baja metalicidad y pertenece al brazo principal de las Nubes de Magallanes. El descubrimiento de este cúmulo estelar sugiere que el brazo principal de las Nubes de Magallanes está a 90.000 años luz de la Vía Láctea, solo la mitad de lo que se pensaba anteriormente. El cúmulo estelar es relativamente joven, lo que es un signo de formación estelar reciente en el brazo principal. ^[8]

• Nube interestelar
• Lista de corrientes estelares
• Precio-Whelan 1

• "NOMBRE Corriente de Magallanes". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo .
• Descubrimiento: Wannier, P.; Wrixon, GT (1972). "Una característica inusual de hidrógeno de alta velocidad". The Astrophysical Journal . 173 : L119 – L123 . Código Bibliográfico :1972ApJ...173L.119W. doi :10.1086/180930.
• Conexión MC realizada: Mathewson, DS; Cleary, MN; Murray, JD (1974). "La corriente de Magallanes". The Astrophysical Journal . 190 : 291– 296. Bibcode :1974ApJ...190..291M. doi :10.1086/152875.
• Modelado inicial: Murai, T.; Fujimoto, M. (1980). "La Corriente de Magallanes y la Galaxia con un Halo Masivo". Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Japón . 32 : 581– 604. Bibcode :1980PASJ...32..581M.
• Descubrimiento de LAF: Putman, ME; et al. (1998). "Disrupción de las Nubes de Magallanes por la Vía Láctea causada por las mareas". Nature . 394 (6695): 752– 754. arXiv : astro-ph/9808023 . Bibcode :1998Natur.394..752P. doi :10.1038/29466. S2CID  4357485.

• Yoshizawa, Akira M.; Noguchi, Masafumi (2003). "La evolución dinámica y la historia de la formación estelar de la Pequeña Nube de Magallanes: efectos de las interacciones con la Galaxia y la Gran Nube de Magallanes". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 339 (4): 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). "La interacción gravitacional e hidrodinámica entre la Gran Nube de Magallanes y la Galaxia". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 363 (2): 509– 520. arXiv : astro-ph/0412312 . Bibcode :2005MNRAS.363..509M. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09435.x . S2CID  5864290.
• Connors, Tim W.; Kawata, Daisuke; Gibson, Brad K. (2006). "Simulaciones de N-cuerpos de la Corriente de Magallanes". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 371 (1): 108– 120. arXiv : astro-ph/0508390 . Bibcode :2006MNRAS.371..108C. doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10659.x . S2CID  15563258.

• La Corriente de Magallanes, imagen astronómica del día 25 de enero de 2010