Высокоскоростное облако - High-velocity cloud

Высокая скорость облака ( высокоскоростные облака ) большие коллекции газа найдены по всему гало Галактики в Млечном Пути . Их объемные движения в местном стандарте покоя имеют скорости , которые измеряются в избытке 70-90 км с ^-1 . Эти газовые облака могут быть огромными по размеру, некоторые из которых в миллионы раз больше массы Солнца ( ), и покрывать большие участки неба. Их наблюдали в гало Млечного Пути и в других близлежащих галактиках. ${\ displaystyle {\ begin {smallmatrix} M _ {\ odot} \ end {smallmatrix}}}$

HVC важны для понимания галактической эволюции, потому что они составляют большое количество барионной материи в галактическом гало. Кроме того, когда эти облака падают в диск галактики, они добавляют материал, который может образовывать звезды, в дополнение к разбавленному материалу звездообразования, уже присутствующему в диске. Этот новый материал помогает поддерживать скорость звездообразования (SFR) галактики.

Происхождение HVC все еще остается под вопросом. Ни одна теория не объясняет все HVC в галактике. Однако известно, что некоторые HVC, вероятно, порождаются взаимодействиями между Млечным путем и галактиками-спутниками, такими как Большое и Малое Магеллановы облака (LMC и SMC соответственно), которые создают хорошо известный комплекс HVC, называемый Магеллановым потоком . Из-за различных возможных механизмов, которые потенциально могут производить HVC, есть еще много вопросов, связанных с HVC, для изучения исследователями.

История наблюдений

В середине 1950-х годов за пределами галактической плоскости были впервые обнаружены плотные газовые карманы. Это было весьма примечательно, потому что модели Млечного Пути показали, что плотность газа уменьшается с удалением от галактической плоскости, что делает это поразительным исключением. Согласно преобладающим галактическим моделям, плотные карманы должны были исчезнуть давным-давно, что делает само их существование в гало весьма загадочным. В 1956 году было предложено решение, согласно которому плотные карманы были стабилизированы горячей газовой короной, окружающей Млечный Путь. Вдохновленный этим предложением, Ян Оорт из Лейденского университета, Нидерланды, предположил, что облака холодного газа могут быть обнаружены в галактическом гало, вдали от галактической плоскости.

Вскоре, в 1963 году, они были обнаружены по радиоизлучению нейтрального водорода . Они летели к галактическому диску с очень высокой скоростью относительно других сущностей в галактическом диске. Первые два облака, которые были обнаружены, были названы Комплексом A и Комплексом C. Из-за их аномальных скоростей эти объекты были названы «высокоскоростными облаками», что отличает их от обоих газов с нормальными местными стандартами скоростей покоя, а также их более медленных- движущиеся аналоги, известные как облака средней скорости (IVC). Несколько астрономов предложили гипотезы (которые позже оказались неточными) относительно природы HVC, но их модели еще больше усложнились в начале 1970-х годов с открытием Магелланова потока , который ведет себя как цепочка HVC.

В 1988 г. с помощью радиотелескопа Двингелоо в Нидерландах был завершен обзор северного неба радиоизлучения нейтрального водорода . Благодаря этому обзору астрономы смогли обнаружить больше HVC.

В 1997 году карта нейтрального водорода в Млечном Пути была в значительной степени завершена, что снова позволило астрономам обнаружить больше HVC. В конце 1990-х годов, используя данные обсерватории Ла-Пальма на Канарских островах , космического телескопа Хаббла , а затем и дальнего ультрафиолетового спектроскопического исследователя (FUSE), расстояние до HVC было впервые измерено. Примерно в то же время был впервые измерен химический состав HVC. Кроме того, в 2000 году было завершено исследование радиоизлучений нейтрального водорода в южном полушарии с использованием радиотелескопа Villa Elisa в Аргентине, с помощью которого было обнаружено еще больше HVC.

Более поздние наблюдения Комплекса C показали, что облако, которое первоначально считалось дефицитным по тяжелым элементам (также известному как низкая металличность ), содержит некоторые участки с более высокой металличностью по сравнению с основной массой облака, что указывает на то, что оно начало смешиваться с другими. газ в ореоле. Используя наблюдения высокоионизированного кислорода и других ионов, астрономы смогли показать, что горячий газ в комплексе C представляет собой границу раздела между горячим и холодным газами.

Характеристики

Многофазная структура

HVC обычно являются самыми холодными и плотными компонентами галактического гало. Однако сам ореол также имеет многофазную структуру: холодный и плотный нейтральный водород при температурах менее 10 ⁴ К, теплый и теплый-горячий газ при температурах от 10 ⁴ К до 10 ⁶ К и горячий ионизированный газ при температурах выше чем 10 ⁶ К. В результате холодные облака, движущиеся через диффузную среду гало, имеют шанс ионизироваться более теплым и горячим газом. Это может создать карман ионизированного газа, который окружает нейтральное внутреннее пространство в HVC. Свидетельством этого взаимодействия холодного и горячего газа в гало является наблюдение поглощения OVI.

Расстояние

HVC определяются их соответствующими скоростями, но измерения расстояния позволяют оценить их размер, массу, объемную плотность и даже давление. В Млечном Пути облака обычно расположены между 2–15 кпк (6,52x10 ³ св. Лет – 4,89x10 ⁴ св. Лет ) и на высоте z (расстояния выше или ниже плоскости Галактики ) в пределах 10 кпк (3,26x10 ⁴ св. Лет ). Магелланов поток и ведущий рычаг находятся на ~ 55 кпс (1.79x10 ⁵ ют), вблизи Магеллановых облаков , и может проходить до около 100-150 кпс (3.26x10 ⁵ LY-4.89x10 ⁵ LY). Существует два метода определения расстояния для HVC.

Ограничение прямого расстояния

Лучший метод определения расстояния до HVC включает использование гало-звезды известного расстояния в качестве стандарта для сравнения. Мы можем извлечь информацию о расстоянии, изучая спектр звезды. Если облако расположено перед звездой-гало, будут присутствовать линии поглощения, тогда как если облако находится за звездой, линий поглощения не должно быть. CaII, H, K и / или NaII - линии двойного поглощения, которые используются в этой методике. Звезды гало, которые были идентифицированы с помощью Sloan Digital Sky Survey , позволили измерить расстояния почти для всех крупных комплексов, известных в настоящее время.

Ограничение косвенного расстояния

Методы косвенного ограничения расстояния обычно зависят от теоретических моделей, и для их работы необходимо делать предположения. Один из косвенных методов включает наблюдения Hα, при которых предполагается, что эмиссионные линии исходят от ионизирующего излучения галактики, достигающего поверхности облака. Другой метод использует глубокие наблюдения HI в Млечном Пути и / или Местной группе с предположением, что распределение HVC в Местной группе аналогично распределению Млечного Пути. Эти наблюдения поместили облака в пределах 80 кпк (2,61x10 ⁵ световых лет ) от галактики, а наблюдения Галактики Андромеды оценили их примерно в 50 кпк (1,63x10 ⁵ световых лет ). Для тех HVC, где доступны и те, и другие, расстояния, измеренные с помощью излучения Hα, обычно совпадают с расстояниями, найденными с помощью прямых измерений расстояний.

Спектральные особенности

HVC обычно обнаруживаются на радио- и оптических длинах волн, а для более горячих HVC необходимы наблюдения в ультрафиолетовых и / или рентгеновских лучах. Нейтральные водородные облака регистрируются по эмиссионной линии 21 см. Наблюдения показали, что HVC могут иметь ионизированную внешнюю поверхность из-за внешнего излучения или движения HVC через диффузную среду ореола. Эти ионизированные компоненты можно обнаружить по эмиссионным линиям Ha и даже по линиям поглощения в ультрафиолете. Горячий горячий газ в HVC имеет линии поглощения OVI, SiIV и CIV.

Температура

Большинство HVC показывают ширину спектральной линии, которая указывает на теплую нейтральную среду для HVC при температуре около 9000 Кельвинов. Однако многие HVC имеют ширину линии, которая указывает на то, что они также частично состоят из холодного газа при температуре ниже 500 К.

Масса

Оценки пиковой колоночной плотности HVC (10 ¹⁹ см ^-2 ) и типичных расстояний (1–15 кпк) дают оценку массы HVC в Млечном Пути в диапазоне 7,4x10 ⁷ . Если включить Большое Магелланово Облако и Малое Магелланово Облако, общая масса увеличится еще на 7x10 ⁸ . ${\ displaystyle {\ begin {smallmatrix} M _ {\ odot} \ end {smallmatrix}}}$ ${\ displaystyle {\ begin {smallmatrix} M _ {\ odot} \ end {smallmatrix}}}$

Размер

Наблюдаемые угловые размеры для HVC варьируются от 10 ³ градусов ² до предела разрешающей способности наблюдений. Как правило, наблюдения с высоким разрешением в конечном итоге показывают, что более крупные HVC часто состоят из множества более мелких комплексов. При обнаружении HVC исключительно по излучению HI, все HVC в Млечном Пути покрывают около 37% ночного неба. Большинство HVC имеют поперечник от 2 до 15 килограммов парсеков (кпк).

Время жизни

По оценкам, холодные облака, движущиеся через диффузную гало-среду, имеют время выживания порядка пары сотен миллионов лет без какого-либо поддерживающего механизма, который предотвращает их рассеяние. Время жизни в основном зависит от массы облака, но также от плотности облака, плотности гало и скорости облака. HVC в галактическом гало разрушаются из-за того, что называется нестабильностью Кельвина-Гельмгольца . Падение облаков может рассеивать энергию, что приводит к неизбежному нагреву среды гало. Многофазная структура газового ореола предполагает, что существует продолжающийся жизненный цикл разрушения и охлаждения HVC.

Возможные механизмы поддержки

Некоторые возможные механизмы, ответственные за увеличение срока службы HVC, включают наличие магнитного поля, которое вызывает эффект экранирования, и / или присутствие темной материи ; однако убедительных наблюдательных свидетельств существования темной материи в HVC нет. Наиболее распространенный механизм - это динамическое экранирование, увеличивающее время Кельвина-Гельмгольца. Этот процесс работает из-за того, что HVC имеет холодную нейтральную внутреннюю часть, экранированную более теплой внешней стороной с меньшей плотностью, в результате чего облака HI имеют меньшие относительные скорости по сравнению с окружающей средой.

Происхождение

С момента их открытия было предложено несколько возможных моделей, объясняющих происхождение HVC. Однако для наблюдений в Млечном Пути множественность облаков, отличительные характеристики IVC и существование облаков, которые явно связаны с каннибализированными карликовыми галактиками (например, с Магеллановой системой), указывают на то, что HVC, скорее всего, имеют несколько возможных происхождение. Этот вывод также убедительно подтверждается тем фактом, что большинство симуляций для любой данной модели может учитывать некоторые особенности поведения облака, но не все.

Гипотеза Оорта

Ян Оорт разработал модель, объясняющую HVC как газ, оставшийся после раннего образования галактики. Он предположил, что, если бы этот газ находился на границе гравитационного воздействия Галактики, за миллиарды лет он мог бы утащиться обратно к галактическому диску и упасть обратно в виде HVC. Модель Оорта хорошо объяснила наблюдаемый химический состав галактики. Учитывая изолированную галактику (т.е. галактику без постоянной ассимиляции газообразного водорода), последующие поколения звезд должны наполнить межзвездную среду (ISM) более высоким содержанием тяжелых элементов. Однако исследования звезд в окрестностях Солнца показывают примерно одинаковое относительное содержание одних и тех же элементов независимо от возраста звезды; это стало известно как проблема G-карлика . HVC могут объяснить эти наблюдения, представляя часть первичного газа, ответственного за постоянное разбавление ISM.

Галактический фонтан

Альтернативная теория сосредотачивается на газе, который выбрасывается из галактики и падает обратно в виде высокоскоростного газа, который мы наблюдаем. Существует несколько предложенных механизмов, объясняющих, как материал может быть выброшен из диска Галактики, но наиболее распространенное объяснение Галактического Фонтана основано на смешении взрывов сверхновых звезд для выброса больших «пузырей» вещества. Поскольку газ выбрасывается из диска галактики, наблюдаемая металличность выброшенного газа должна быть аналогична металличности диска. Хотя это может быть исключено для источника HVC, эти выводы могут указывать на Галактический фонтан как на источник IVC.

Аккреция от галактик-спутников

Когда карликовые галактики проходят через гало более крупной галактики, газ, который существует как межзвездная среда карликовой галактики, может быть унесен приливными силами и ударным давлением . Доказательства этой модели образования HVC получены из наблюдений за Магеллановым потоком в ореоле Млечного Пути. Несколько отчетливые особенности образованных таким образом HVC также объясняются с помощью моделирования, и большинство HVC в Млечном Пути, которые не связаны с Магеллановым потоком, похоже, вообще не связаны с карликовой галактикой .

Темная материя

Другая модель, предложенная Дэвидом Эйхлером, ныне работающим в Университете Бен-Гуриона, а затем Лео Блитцем из Калифорнийского университета в Беркли, предполагает, что облака очень массивные, расположены между галактиками и создаются, когда барионный материал накапливается вблизи концентраций темной материи . Гравитационное притяжение между темной материей и газом было предназначено для объяснения способности облаков оставаться стабильными даже на межгалактических расстояниях, где скудность окружающего материала должна вызывать довольно быстрое рассеяние облаков. Однако с появлением определения расстояния для большинства HVC эта возможность может быть исключена.

Галактическая эволюция

Чтобы выяснить происхождение и судьбу гало-газа в галактике, нужно исследовать эволюцию этой галактики. HVC и IVC - важные особенности структуры спиральной галактики. Эти облака имеют первостепенное значение при рассмотрении галактики звездообразование скорости (SFR). Млечный путь имеет приблизительно 5 миллиардов солнечных масс звездообразования материала в пределах его диска и СФР 1-3 года ^-1 . Модели галактической химической эволюции показывают, что, по крайней мере, половина этого количества должна быть непрерывно аккрецируемым материалом с низкой металличностью, чтобы описать текущую наблюдаемую структуру. Без этой аккреции SFR показывают, что нынешнего вещества звездообразования хватит не более чем на несколько гига лет (млрд лет). ${\ displaystyle {\ begin {smallmatrix} M _ {\ odot} \ end {smallmatrix}}}$

В моделях притока массы максимальная скорость аккреции от HVC составляет 0,4 год ^-1 . Эта скорость не соответствует требованиям, предъявляемым моделями химической эволюции. Таким образом, существует вероятность того, что Млечный Путь может пройти через точку низкого содержания газа и / или уменьшить его SFR до тех пор, пока не прибудет новый газ. Следовательно, при обсуждении HVC в контексте галактической эволюции, разговор в основном касается звездообразования и того, как будущий звездный материал подпитывает галактический диск. ${\ displaystyle {\ begin {smallmatrix} M _ {\ odot} \ end {smallmatrix}}}$

Текущая модель Вселенной, ɅCDM, указывает на то, что галактики имеют тенденцию группироваться и со временем приобретают структуру, подобную паутине. Согласно таким моделям, подавляющее большинство барионов, попадающих в гало галактики, делает это вдоль этих космических волокон. 70% притока массы на вириальном радиусе согласуется с поступлением по космическим волокнам в эволюционных моделях Млечного Пути. Учитывая текущие наблюдательные ограничения, большинство волокон, попадающих в Млечный Путь, не видны на HI. Несмотря на это, некоторые газовые облака в гало Галактики имеют более низкую металличность, чем у газа, снятого со спутников, что позволяет предположить, что облака являются первичным материалом, вероятно, текущим вдоль космических волокон. Газ этого типа, обнаруживаемый до ~ 160 000 световых лет (50 кпк), в значительной степени становится частью горячего гало, охлаждается и конденсируется, а затем попадает в диск Галактики и участвует в звездообразовании.

Механизмы механической обратной связи, истечение газа, вызванное сверхновыми или активными ядрами галактик, также являются ключевыми элементами в понимании происхождения газа гало спиральной галактики и HVC внутри нее. Наблюдения в рентгеновских и гамма-лучах в Млечном Пути указывают на вероятность того, что в последние 10–15 мегалек (млн лет) имела место некоторая обратная связь с центральным двигателем. Более того, как описано в разделе «Истоки», феномен «галактического фонтана», охватывающий весь диск, также имеет решающее значение для того, чтобы собрать воедино эволюцию Млечного Пути. Материалы, выброшенные в течение жизни галактики, помогают описывать данные наблюдений (в первую очередь наблюдаемое содержание металличности), обеспечивая при этом источники обратной связи для будущего звездообразования.

Подобным образом подробно описано в разделе «Истоки», аккреция спутников играет роль в эволюции галактики. Предполагается, что большинство галактик возникло в результате слияния более мелких предшественников, и этот процесс продолжается на протяжении всей жизни галактики. В течение следующих 10 миллиардов лет другие галактики-спутники сольются с Млечным путем, что, несомненно, существенно повлияет на структуру Млечного Пути и будет определять его дальнейшую эволюцию.

Спиральные галактики имеют многочисленные источники потенциального материала для звездообразования, но как долго галактики могут непрерывно использовать эти ресурсы, остается под вопросом. Будущее поколение инструментов наблюдения и вычислительных возможностей прольет свет на некоторые технические детали прошлого и будущего Млечного Пути, а также на то, как HVC играют роль в его эволюции.

Примеры HVC

Северное полушарие

В Северном полушарии мы находим несколько крупных HVC, хотя ничего подобного Магеллановой системе (обсуждается ниже). Комплексы A и C были первыми открытыми HVC и впервые наблюдались в 1963 году. Было обнаружено, что в обоих этих облаках не хватает тяжелых элементов , и их концентрация составляет 10–30% от солнечной. Их низкая металличность, кажется, служит доказательством того, что HVC действительно доставляют «свежий» газ. По оценкам, комплекс C приносит 0,1–0,2 нового материала каждый год, тогда как комплекс A приносит примерно половину этого количества. Этот свежий газ составляет около 10–20% от общего количества, необходимого для должного разбавления галактического газа, достаточного для учета химического состава звезд. ${\ displaystyle {\ begin {smallmatrix} M _ {\ odot} \ end {smallmatrix}}}$

Комплекс C

Комплекс C, один из наиболее хорошо изученных HVC, удален не менее чем на 14 000 св. Лет (около 4 кпк), но не более чем на 45 000 св. Лет (около 14 кпк) над плоскостью Галактики . Следует также отметить, что комплекс C, по наблюдениям, содержит около 1/50 от содержания азота, которое содержится на Солнце . Наблюдения за звездами большой массы показывают, что они производят меньше азота по сравнению с другими тяжелыми элементами, чем звезды с малой массой. Это означает, что тяжелые элементы в Комплексе C могут происходить от звезд большой массы. Известно, что самые ранние звезды были звездами с более высокой массой, поэтому комплекс C, похоже, является своего рода ископаемым, образованным за пределами галактики и состоящим из газа из древней вселенной. Однако более недавнее исследование другой области Комплекса C показало, что его металличность вдвое выше, чем сообщалось первоначально. Эти измерения привели ученых к мысли, что Комплекс C начал смешиваться с другими, более молодыми, ближайшими газовыми облаками.

Комплекс А

Комплекс A расположен на расстоянии 25 000–30 000 св. Лет (8–9 кпк) в галактическом гало .

Южное полушарие

В Южном полушарии все наиболее известные HVC связаны с Магеллановой системой, которая состоит из двух основных компонентов: Магелланового потока и Ведущего рукава. Оба они сделаны из газа, который был удален из Большого и Малого Магеллановых облаков (LMC и SMC). Половина газа замедлилась и теперь отстает от облаков по их орбитам (это составляющая потока). Другая половина газа (компонент ведущего рукава) была ускорена и вытянута перед галактиками на их орбите. Магелланова система удалена от галактического диска примерно на 180 000 световых лет (55 кпк), хотя верхушка Магелланова потока может простираться на 300 000–500 000 световых лет (100–150 кпк). Считается, что вся система вносит как минимум 3x10 ⁸ HI в гало Галактики, что составляет около 30–50% массы HI Млечного Пути . ${\ displaystyle {\ begin {smallmatrix} M _ {\ odot} \ end {smallmatrix}}}$

Магелланов поток

Магелланов поток рассматривается как «длинной, непрерывной структуры с хорошо определенной скоростью и столбца плотности градиента.» Предполагается, что скорость на вершине Магелланова потока составляет +300 км / с в системе координат Галактического стандарта покоя (GSR). Считается, что потоки облаков имеют более низкое давление, чем другие HVC, потому что они находятся в области, где галактическая гало-среда более удалена и имеет гораздо меньшую плотность. FUSE обнаружил высокоионизированный кислород, смешанный с Магеллановым потоком. Это говорит о том, что поток должен быть погружен в горячий газ.

Ведущая рука

Ведущий рукав - это не один непрерывный поток, а скорее ассоциация нескольких облаков, обнаруженных в области, предшествующей Магеллановым облакам. Считается, что в кадре GSR он имеет скорость -300 км / с. Один из HVC в ведущей ветви имеет состав, очень похожий на SMC. Похоже, это подтверждает идею о том, что газ, из которого он состоит, был удален из галактики и ускорен перед ней с помощью приливных сил, которые разрывают галактики-спутники и ассимилируют их в Млечный Путь.

Облако Смита

Это еще один хорошо изученный HVC, обнаруженный в Южном полушарии. Чтобы узнать больше, прочтите статью «Облако Смита» .

Смотрите также

• Межзвездное облако
• Туманность

Рекомендации

дальнейшее чтение

• Облака с высокой скоростью.

  Барт П. Ваккер и Хьюго ван Верден,

  Ежегодный обзор астрономии и астрофизики,

  Vol. 35, страницы 217–266; Сентябрь 1997 г.

• Подтвержденное местоположение высокоскоростного облака «Цепочка А» в галактическом гало.

  Хуго ван Верден, Ульрих Дж. Шварц, Рейнье Ф. Пелетье, Барт П. Ваккер и Питер М. В. Кальберла,

  Природа, т. 400, страницы 138–141; 8 июля 1999 г.

  arXiv: arXiv : astro-ph / 9907107

• Аккреция газа с низкой металличностью Млечным путем.

  Барт П. Ваккер, Дж. Крис Хоук, Блэр Д. Сэвидж, Хьюго ван Верден, Стив Л. Тафте, Ульрих Дж. Шварц, Роберт Бенджамин, Рональд Дж. Рейнольдс, Рейнье Ф. Пелетье и Питер М. В. Кальберла,

  Природа, т. 402, № 6760; страницы 388–390; 25 ноября 1999 г.

• Формирование и эволюция Млечного Пути.

  Кристина Чиаппини,

  Американский ученый,

  Vol. 89, № 6, страницы 506–515;

  Ноябрь – декабрь 2001 г.

• Исследование молекулярного водорода в облаках средней скорости в гало Млечного Пути с помощью исследователя дальнего ультрафиолетового спектра.

  П. Рихтер, Б. П. Ваккер, Б. Д. Сэвидж и К. Р. Сембах,

  Астрофизический журнал, Vol. 586, № 1, стр. 230–248; 20 марта 2003 г.

  arXiv: arXiv : astro-ph / 0211356

• Сильноионизированный высокоскоростной газ в окрестностях Галактики.

  KR Sembach, BP Wakker, BD Savage, P. Richter, M. Meade, JM Shull, EB Jenkins, G. Sonneborn и HW Moos,

  Серия дополнений к астрофизическому журналу, Vol. 146, № 1, страницы 165–208; Май 2003 г.

  arXiv: arXiv : astro-ph / 0207562

• Комплекс C: низкометаллическое высокоскоростное облако, погружающееся в Млечный Путь.

  Тодд М. Трипп, Барт П. Ваккер, Эдвард Б. Дженкинс, CW Bowers, AC Danks, RF Green, SR Heap, CL Joseph, ME Kaiser, BE Woodgate,

  Астрономический журнал, том 125, выпуск 6, стр. 3122–3144; Июнь 2003 г.

  DOI: DOI : 10,1086 / 374995

  Библиографический код: Bibcode : 2003AJ .... 125.3122T