Lielākā daļa cilvēku piekrīt, ka Magelāna mākoņi atrodas orbītā ap Piena ceļu. Kaut kas varētu noskaidrot šīs attiecības, ir Magellanic Stream, 600 000 gaismas gadu gara gāzes virkne, kas vilkta cauri Mazajiem un Lielajiem Magelāņu Mākoņiem un aiz tiem.
Lai iegūtu pilnīgu attēlu, ņemiet vērā, ka ir arī īsāka gāzes padeve, kas izvilkta pirms Mākoņiem, kas pazīstama kā vadošā roka, un gāzes plūsma starp Mākoņiem ir pazīstama kā Magellanic tilts. Tilts ir norāde, ka Mākoņi ir gravitācijas izteiksmē saistīti binārā pārī - vismaz pagaidām. Lielais Magellāna mākonis var vilkt Mazo Magellāna Mākoņu aiz tā, jo Magelāņu straumes “slīdēšanas zīme” ķīmiski ir visvairāk līdzīga Mazā Magelāna mākoņa saturam.
Paliek neatrisināts tas, vai Mākoņi atrodas ierobežotā orbītā ap Piena ceļu - vai arī tie vienkārši iet garām? Neskaidrības līmenis par tādu objektu dinamiku, kuri ir salīdzinoši tuvu mums un ir viegli redzami ar neapbruņotu aci, var šķist pārsteidzoši.
Pirmkārt, ir grūti iegūt precīzu katra mākoņa ātruma novērtējumu attiecībā pret Piena ceļu - daļēji tāpēc, ka mums, novērotājiem, ir sava neatkarīga kustība, un mums jāatrod atskaites rāmis, ar kuru palīdzību mēs varam ticami izmērīt Mākoņu ātrumu pret .
Aplēses, kas iegūtas no Habla kosmiskā teleskopa novērojumiem, ko 2006. gadā veica Kallivayalil un kolēģi, mēra Mākoņu ātrumu uz tālu kvazāru fona, kas ir redzami caur Mākoņiem. Pēc tam Besla un kolēģi izmantoja šos datus, lai ierosinātu, ka Mākoņu ātrums bija pārāk ātrs, lai varētu atrasties ierobežotā orbītā ap Piena ceļu, un tāpēc tam vienkārši jāiet garām.
Bet ir vēl viena nenoteiktības zona, kur - pat ar noteiktu Mākoņu ātrumu - jums joprojām ir jāizlemj, kāds bēgšanas ātrums viņiem vajadzīgs, lai izvairītos no nokļūšanas Piena ceļa ierobežotā orbītā. Lai gan mēs varam novērtēt Piena ceļa masu, pastāv tumšās matērijas jautājums - kuru mēs neredzam un līdz ar to arī nevar precīzi noteikt -, tāpēc pastāv zināma neskaidrība par to, kā Piena ceļa redzamā un tumšā viela ir apvienotā masa. izplatīts.
Ja tumšā matērija, tāpat kā redzamā matērija, tiek koncentrēta ap galaktikas centru, tad Mākoņiem nebūs nepieciešams tik liels ātrums, lai izbēgtu. Bet, ja tumšā matērija ir vienmērīgāk sadalīta ar redzamās vielas galaktisko disku, kuru ieskauj tumšs matērijas sfērisks halogēns, tad nav tik skaidrs, vai Mākonis varētu izbēgt (scenārijs, kuru atzina Besla et al.).
Sfērisks tumšās vielas halogēns ir Piena ceļa kopējā masas sadalījuma vispārpieņemtais paraugs - jo bez tā Piena ceļa redzamā diska ārējās malas griežas tik ātri, ka tām vajadzētu izlidot kosmosā.
Diazs un Bekki ir realizējuši šo ideju, datorizēti modelējot Piena ceļu ar riņķveida ātrumu 250 kilometru sekundē (nesen jauns aprēķins), kam tādējādi ir vajadzīgs daudz būtiskāks tumšās vielas halo, nekā tika pieņemts Besla et al. Citādi viņi joprojām izmanto tos pašus mākoņu ātrumus, kas noteikti no Habla kosmiskā teleskopa 2006. gada novērojumiem.
Viņu modelis, atgriezies laikā atpakaļ, liek domāt, ka Mākoņi vairāk nekā 5 miljardus gadu ir bijuši ieslēgti saistītās orbītās ap Piena ceļu - ar Magelanas straumi un Vadošo ieroci parādījušies nesen, pēc ciešas sastapšanās starp diviem Mākoņiem ( ideja ierosināta arī Besla et al nesaistītā orbītas modelī).
Diazs un Bekki liek domāt, ka Mākoņi sāka atsevišķas orbītas, bet aptuveni 1,25 miljardu gadu laikā devās tuvu viens otram un pēc tam kļuva par bināro pāri, kuru šodien novērojam. Vadošā roka ir atbrīvota gāze, kas tiek ievilkta Piena ceļa halo - tas nozīmē, ka abi mākoņi var tikt asimilēti.
Papildu informācija: Diazs un Bekki. Magelanas mākoņu orbītas vēstures ierobežošana: jauns saistītais scenārijs, ko ierosina Magelanas straumes plūdmaiņas izcelsme.
