Войти
Высокоскоростные облака (HVC ) - это большие скопления газа, обнаруженные по всему галактическое гало из Млечного Пути. Их объемные движения в местном стандарте покоя имеют измеренные скорости, превышающие 70–90 км с. Эти газовые облака могут быть огромными по размеру, некоторые из которых в несколько миллионов раз больше массы Солнца (
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 галактики.
Происхождение HVC все еще 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 назывались Магеллановым потоком. Из-за различных возможных механизмов, которые потенциально могут производить HVC, исследователям все еще остается много вопросов, связанных с HVC.
Арка Млечного Пути, выходящая из Серро Паранал, Чили, в декабре 2009 года. В середине 1950-х годов за пределами галактической плоскости были впервые обнаружены плотные карманы газа.. 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 довольно 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 их 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 нормальным местным стандартом скоростей покоя, а также их более медленных- движущиеся аналоги, известные как (IVC). Несколько астрономов предложили гипотезы (которые позже оказались неточными) относительно природы HVC, но их модели еще больше усложнились в начале 1970-х годов, когда был открыт Магелланов поток, который ведет себя как цепочка HVC.
В 1988 г. с помощью радиотелескопа Двингело 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 основном завершена, что снова позволило астрономам обнаружить больше HVC. В конце 1990-х с использованием данных обсерватории Ла-Пальма на Канарских островах, космического телескопа Хаббла, а позднее, с помощью дальнего ультрафиолетового спектроскопического исследователя (FUSE) расстояние до HVC было измерено впервые. Примерно в то же время был впервые измерен химический состав HVC. Кроме того, в 2000 г. было завершено исследование радиоизлучения нейтрального водорода в южном полушарии с помощью радиотелескопа в Аргентине, на котором было обнаружено еще больше HVC.
Более поздние наблюдения Комплекса C показали, что Облако, первоначально считавшееся дефицитным по тяжелым элементам (также известное как низкая металличность ), содержит некоторые участки с более высокой металличностью по сравнению с основной частью облака, что указывает на то, что оно начало смешиваться с другим газом в нимб. Используя наблюдения высокоионизированного кислорода и других ионов, астрономы смогли показать, что горячий газ в комплексе C является границей между горячим и холодным газом.
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 К, теплый и теплый горячий газ при температурах от 10 К до 10 К и горячий ионизированный газ при температурах более 10 К. В результате холодные облака, движущиеся через диффузную среду ореола, 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.
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 св. Д. - 4,89x10 св. Лет), а на высоте z (расстояния выше или ниже плоскости Галактики ) в пределах 10 кпк (3,26x10 лы). Магелланов поток и Ведущий рукав находятся на уровне ~ 55 кпк (1,79x10 св. Лет), около Магеллановых облаков, и могут простираться примерно до 100–150 кпк (3,26x10 св. х10 св. лет). Существует два метода определения расстояния для HVC.
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 позади звезды, линий поглощения не должно быть. CaII, H, K и / или NaII - линии двойного поглощения, которые используются в этой методике. Гало-звезды, которые были идентифицированы с помощью Sloan Digital Sky Survey, позволили измерить расстояния почти для всех крупных комплексов, известных в настоящее время.
Методы косвенного ограничения расстояния обычно зависят от теоретических моделей, и для их работы необходимо делать допущения. Один из косвенных методов включает наблюдения Hα, при которых предполагается, что эмиссионные линии исходят от ионизирующего излучения галактики, достигающего поверхности облака. Другой метод использует наблюдения глубоких 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 световых лет) от галактики, а наблюдения Галактики Андромеды оценили их примерно в 50 кпк (1,63x10 световых лет). Для тех HVC, где доступны и те, и другие, расстояния, измеренные с помощью Hα-излучения, как правило, согласуются с расстояниями, найденными с помощью прямых измерений расстояний.
HVC обычно обнаруживаются в радио- и оптических длинах волн, и для более горячих HVC необходимы ультрафиолетовые и / или рентгеновские наблюдения. 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 линиям излучения Hα и даже по линиям поглощения в ультрафиолете. Горячий горячий газ в HVC имеет линии поглощения OVI, SiIV и CIV.
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 менее 500 К.
Оценки пиковой плотности столбца HVC (10 см) и типичные расстояния (1–15 кпк) дают оценку массы HVC в Млечном Пути в диапазоне 7,4x10
Наблюдаемые угловые размеры для HVC варьируются от 10 градусов 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).
Холодные облака, движущиеся через диффузную гало-среду, по оценкам, имеют время выживания порядка пары сотен. миллионов лет без какого-либо поддерживающего механизма, который предотвращал бы их рассеивание. 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 непрерывный жизненный цикл разрушения и охлаждения HVC.
Некоторые возможные механизмы, ответственные за увеличение срока службы HVC, включают наличие магнитного поля, которое вызывает эффект экранирования, и / или присутствие темная материя ; 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.
С момента их открытия было предложено несколько возможных моделей для объяснения происхождения HVC. Однако для наблюдений в Млечном Пути множественность облаков, отличительные характеристики IVC и существование облаков, которые явно связаны с каннибализированными карликовыми галактиками (например, Магелланова система среди других), 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.
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 его можно было бы утащить обратно к галактическому диску и упасть обратно в виде HVC. Модель Оорта хорошо объяснила наблюдаемый химический состав галактики. Учитывая изолированную галактику (то есть галактику без постоянной ассимиляции газообразного водорода), последующие поколения звезд должны наполнять 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. HVC могут объяснить эти наблюдения, представляя часть первичного газа, ответственного за постоянное разбавление ISM.
Альтернативная теория основана на выбросе газа из галактики и его падении обратно в мы наблюдаем как высокоскоростной газ. 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» материала. 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.
Когда карликовые галактики проходят через более крупную галактику гало, газ, который существует как межзвездная среда карликовой галактики, может быть унесен приливными силами и. Доказательства этой модели образования HVC получены из наблюдений за Магеллановым потоком в ореоле Млечного Пути. Несколько отличительные 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.
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 в барионном состоянии. скопления материала около 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.
Изучить происхождение и судьбу гало-газа в галактике - значит исследовать эволюцию этой галактики. HVC и IVC являются важными особенностями структуры спиральной галактики. Эти облака имеют первостепенное значение при рассмотрении скорости звездообразования галактики (SFR). Млечный Путь содержит около 5 миллиардов солнечных масс звездообразования в своем диске и SFR 1–3
Модели притока массы предполагают максимальную скорость аккреции 0,4
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 галактическое гало, делает это вдоль этих космических волокон. 70% притока массы на вириальном радиусе согласуется с приходом по космическим волокнам в эволюционных моделях Млечного Пути. Учитывая текущие ограничения наблюдений, 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 представляют собой первичный материал, который, вероятно, течет вдоль космических волокон. Газ этого типа, обнаруживаемый до ~ 160 000 световых лет (50 кпк), в значительной степени становится частью горячего гало, охлаждается и конденсируется и попадает в галактический диск, чтобы служить в звездообразовании.
Механизмы механической обратной связи, Истечение газа, вызванное сверхновыми или активными ядрами галактик, также является ключевым элементом в понимании происхождения газа гало спиральной галактики и HVC внутри нее. Наблюдения за рентгеновскими и гамма-лучами в Млечном Пути указывают на вероятность того, что за последние 10–15 мегалек (млн лет) произошла некоторая центральная обратная связь двигателя. Более того, как описано в разделе «Истоки», феномен «галактического фонтана», охватывающий весь диск, также имеет решающее значение для объединения эволюции 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 эволюция 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 направит его дальнейшую эволюцию.
Спиральные галактики имеют многочисленные источники потенциального материала для звездообразования, но как длинные галактики, способные постоянно 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.
В Северном полушарии мы находим несколько крупных HVC, хотя ничего подобного Магеллановой системе (обсуждается ниже). Комплексы A и C были первыми открытыми HVC и были впервые обнаружены в 1963 году. Было обнаружено, что в обоих этих облаках не хватает тяжелых элементов, что составляет 10–30% от концентрации Солнца. Их низкая металличность, кажется, служит доказательством того, что HVC действительно доставляют «свежий» газ. По оценкам, комплекс C приносит 0,1–0,2
Комплекс C, один из наиболее эффективных - изученные HVC, находятся на расстоянии не менее 14 000 световых лет (около 4 кпк), но не более чем на 45 000 световых лет (около 14 кпк) над плоскостью Галактики. Также следует отметить, что комплекс C, по наблюдениям, имеет примерно 1/50 от содержания азота, которое содержится в Sun. 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, по-видимому, 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 A расположен на расстоянии 25 000–30 000 св. Лет (8–9 кпк) в галактическом гало.
В Южное полушарие, 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 очищен от Большого и Малого Магеллановых облаков (LMC и SMC). Половина газа замедлилась и теперь отстает от облаков по своим 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). Предполагается, что вся система вносит как минимум 3x10
Магелланова Потока рассматривается как «длинная непрерывная структура с четко определенной скоростью. и плотность столбца градиент ». Предполагается, что скорость на вершине Магелланова потока составляет +300 км / с в системе координат Галактического стандарта покоя (GSR). Считается, что у потоковых облаков более низкое давление, чем у других HVC, потому что они находятся в области, где галактическая гало-среда более удалена и имеет гораздо меньшую плотность. FUSE обнаружил высоко ионизированный кислород, смешанный с Магеллановым потоком. Это говорит о том, что поток должен быть погружен в горячий газ.
Ведущее плечо - 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 оторван от галактики и ускорен перед ней с помощью приливных сил, которые разрывают галактики-спутники и ассимилируют их в Млечный Путь.
Это еще один хорошо изученный HVC, обнаруженный в Южном полушарии. Чтобы узнать больше, прочтите статью Облако Смита.
Изображение Облака Смита, сделанное в 2008 году телескопом Грин-Бэнк 