N-Körper-Simulationen der Kleinen Magellanschen Wolke und des Magellanschen Stroms

Eine umfangreiche Reihe von N-Körper-Simulationen wurde zur gravitativen Wechselwirkung der Kleinen Magellanschen Wolke (SMC) mit der Galaxie und der Großen Magellanschen Wolke (LMC) durchgeführt. Es wird angenommen, dass die SMC vor der Wechselwirkung eine Balkengalaxie mit einem Verhältnis von Scheiben- zu Halo-Masse von eins war und durch eine große Anzahl von selbstschwerenden Partikeln modelliert wurde, während die Galaxie und die LMC durch starre sphärische Potenziale dargestellt wurden. Unser fortschrittlicherer numerischer Ansatz hat es uns ermöglicht, das bisher umfassendste und systematischste Verständnis zahlreicher morphologischer und kinematischer Merkmale des Magellanschen Systems (ausgenommen die LMC) zu erlangen, die in früheren Studien mehr oder weniger separat behandelt wurden. Das beste Modell, das wir gefunden haben, gelang es, den Magellanschen Strom (MS) als eine Gezeitenspur zu reproduzieren, die durch die enge Begegnung zwischen SMC, LMC und der Galaxie vor 1,5 Gyr entstanden ist. Gleichzeitig sehen wir die Bildung eines führenden Gegenstücks zum Magellanschen Strom (der führende Arm) auf der gegenüberliegenden Seite der Magellanschen Wolken zum Strom, das die allgemeine Verteilung mehrerer neutraler Wasserstoffklumpen in der entsprechenden Region des Himmels nachahmt. Eine enge Begegnung mit der LMC vor 0,2 Gyr schuf ein weiteres Gezeiten-Schwanz- und Brückensystem, das in unserem Modell die InterCloud-Region darstellt. Die Dehnung des SMC-Balkens entlang der Sichtlinie, die durch Cepheiden-Beobachtungen angedeutet wurde, wurde teilweise reproduziert, ebenso wie sein projizierter Auftritt am Himmel. Das Modell erklärt erfolgreich einige wichtige Trends in der Kinematik junger Populationen im SMC-Balken und älterer Populationen im "Halo" der SMC sowie das gesamte Geschwindigkeitsmuster für das Gas, junge Sterne und Kohlenstoffsterne in der InterCloud-Region.