A nagy sebességű felhő (angolul, nagy sebességű felhő vagy HCV ) egy nagy tömegű gáz, amely megtalálható a Tejút galaktikus glóriájában és más galaxisokban. Ezek a gázfelhők nagyon masszívak lehetnek, némelyik a Nap tömegének milliószorosa lehet, és az ég nagy részeit beboríthatja. Mozgásuk a helyi referenciakeretben nyugalmi állapotban meghaladja a 200 000 km / h sebességet
Ezek a felhők azért fontosak a galaktikus evolúció megértéséhez, mert nagy mennyiségű barionos anyagot képviselnek a galaktikus glóriában. Ezenkívül, amikor ezek a felhők a galaxis korongjába esnek, olyan anyagokat adnak hozzá, amelyek csillagokat képezhetnek a hígított anyaghoz, amely már jelen van a lemezen. Ez az új anyag segít fenntartani a csillagképződési sebességet a galaxisban.
A nagy sebességű felhők eredete továbbra is kérdéses. Egyetlen elmélet sem magyarázza a galaxis összes felhőjét. Néhány felhők úgy gondolják, hogy a felmerült közötti kölcsönhatások a Tejút és műholdas galaxisok , mint például a Nagy és Kis Magellán-felhők , amelyek termelnek egy jól ismert, nagy sebességű felhő az úgynevezett Magellán Jelenlegi . A nagy sebességű felhők keletkezésének pontos mechanizmusai azonban még mindig nem ismertek.
Az 1950-es évek közepén először sűrű gázzsebeket fedeztek fel a galaktikus síkon kívül . Ezek a megfigyelések meglehetősen meglepőek voltak, mivel a Tejútrendszer modelljei azt mutatták, hogy a gáz sűrűsége a galaktikus sík távolságától függően csökkent . A nap galaktikus modelljei szerint a galaktikus síkon kívüli sűrű zsebeknek már régen fel kellett volna oszlaniuk, ami meglehetősen zavaróvá tette létüket a glóriában. 1956-ban megoldást javasoltak arra, hogy a sűrű zsebeket egy forró gázkorona stabilizálta, amely körülvette a Tejútrendszert. Ihlette ezt a javaslatot, Jan Oort , a Leideni Egyetem , Hollandia , azt javasolta, hogy a felhők hideg gáz lehet találni a galaktikus halo, messze a galaktikus síkon.
Ilyen felhők 1963-ban helyezkedtek el, a semleges hidrogén rádióemissziójának köszönhetően . Ezek a felhők nagyon nagy sebességgel haladtak a galaktikus korong felé, összehasonlítva a galaktikus korong többi entitásával. Az első két felhőt, amelyek elhelyezkedtek, A és C komplexnek neveztek . Nagy sebességük miatt ezeket az objektumokat nagy sebességű felhőknek nevezték , ami megkülönbözteti őket a nyugalmi állapotú gázoktól, valamint a lassabban mozgó társaiktól, az úgynevezett közepes sebességű felhőktől . Számos csillagász felvetett hipotéziseket e felhők természetével kapcsolatban, de mindegyikük pontatlannak bizonyult. A helyzetet az 1970-es évek elején tovább bonyolította a Magellán áramlat felfedezése , amely nagy sebességgel felhők láncaként viselkedik.
1988-ban, a skandináv ég tanulmányt rádió semleges hidrogén kibocsátás végeztük a Dwingeloo rádióteleszkóp a holland . Ez a tanulmány lehetővé tette a csillagászok számára, hogy nagy sebességgel észleljék az új felhőket.
1997-ben nagyrészt elkészült a Tejút semleges hidrogénjének térképe, amely ismét lehetővé tette az új felhők észlelését nagy sebességgel. Az 1990-es évek végén a Kanári-szigeteki La Palma Obszervatórium , a Hubble Űrtávcső és később a FUSE Űrtávcső adatainak köszönhetően először megmérték a nagy sebességű felhő távolságát. Körülbelül ugyanebben az időben mértük először a felhők kémiai összetételét. Ezenkívül 2000-ben az argentin Villa Elisa rádióteleszkóp segítségével elvégezték a semleges hidrogén rádiókibocsátásának vizsgálatát a déli féltekén , amely más felhőket is nagy sebességgel fedezett fel.
A C komplex későbbi megfigyelései azt mutatták, hogy az eredetileg nehéz elemekben hiányos felhő (az alacsony fémtartalmú jelenség ) a felhő többi részéhez képest magasabb fémtartalmú szakaszokat tartalmaz, jelezve, hogy elkezdett keveredni a felhővel. egyéb gázok a glóriában. Erősen ionizált oxigén és más ionok megfigyeléseinek felhasználásával a csillagászok képesek voltak megmutatni, hogy a C komplex forró gázja interfész a forró gáz és a hideg gáz között.
A nagy sebességű felhők általában a galaktikus glória leghidegebb és legsűrűbb elemei . Magának a halogénaknak is többfázisú szerkezete van: hideg, sűrű semleges hidrogén 10 4 K alatti hőmérsékleten , meleg, meleg gáz 10 4 K és 10 6 K közötti hőmérsékleten , és forró ionizált gáz 10 6 K feletti hőmérsékleten . ionizált gázzsebet hozhat létre, amely nagy sebességű felhőben veszi körül a semleges belső teret. A hideg és a halóban lévő meleg gáz közötti kölcsönhatás bizonyítéka az IOV abszorpció megfigyeléséből származik.
A nagy sebességű felhőket a megfelelő sebességük határozza meg, de a távolságmérésekkel megbecsülhető méretük, tömegük, sűrűségük és egyenletes nyomásuk. A Tejútrendszerben a felhők általában 2-15 kiloparszek között vannak (6,52x10 3 fényév - 4,89x10 4 al), és z magasságban (a galaktikus sík felett vagy alatt található távolságok) a 10 kpc-ben (3,26x10 4 al) . A Magellán áram és a vezető kar ~ 55 kpc (1,79x10 5 al), a Magellán felhők közelében vannak , és elérhetik a 100-150 kpc értéket (3,26x10 5 al - 4, 89x10 5 al).
A nagy sebességű felhők távolságának meghatározására két módszer létezik.
Közvetlen módszerA felhő távolságának nagy sebességen történő meghatározásának legjobb módja az ismert távolsági glóriában lévő csillag használata viszonyítási alapként. A csillag spektrumának tanulmányozásával információkat nyerhetünk ki a felhő távolságáról. Ha egy felhő a csillag előtt helyezkedik el, akkor abszorpciós vonalak lesznek jelen, míg ha a felhő a csillag mögött van, akkor nem lesznek abszorpciós vonalak. A Sloan Digital Sky Survey által azonosított halói csillagok lehetővé tették az összes ismert nagy felhő távolságának mérését.
Közvetett módszerA közvetett módszerek általában elméleti modellektől függenek, és feltételezéseket kell tenni azok működéséhez.
Az egyik közvetett módszer magában foglalja a Hα vonalak megfigyelését , ahol feltételezzük, hogy az emissziós vonalak a galaxis ionizáló sugárzásából származnak, és eljutnak a felhő felszínére.
Egy másik módszer a HI régiók mélyreható megfigyelését használja a Tejútrendszerben és / vagy a Helyi Klaszterben, feltételezve, hogy a felhők eloszlása a helyi fürtben hasonló a Tejútrendszerhez. Ezek a megfigyelések a felhőket 80 kpc-re (2,61x10 5 al) helyezik a galaxistól, az Andromeda galaxis megfigyelései pedig körülbelül 50 kpc-re (1,63x10 5 al).
Felhők esetében, ahol mindkét módszer rendelkezésre áll, a Hα-emisszióval mért távolságok általában megegyeznek a közvetlen mérések során kapott távolságokkal.
A nagy sebességű felhőket általában a rádió és az optikai hullámhosszakon, a melegebb felhőknél pedig az ultraibolya és a röntgen hullámhosszakon észlelik . A semleges hidrogén felhőit a 21 cm-es kibocsátási vonal érzékeli . Megfigyelések kimutatták, hogy a felhők külső sugárzás vagy a felhő diffúz halo-közegen keresztüli mozgása miatt ionizált külsővel rendelkezhetnek. Ezek az ionizált komponensek a Hα emissziós vonalakon és akár az UV abszorpciós vonalakon is kimutathatók. A felhők forró gázai abszorpciós vonalakat mutatnak az OVI, a SiIV és a CIV között.
A legtöbb felhő spektrális vonalvastagsága meleg, semleges közeget jelez 9000 Kelvin körül. Sok felhő vonalvastagsága azonban azt jelzi, hogy részben 500 Kelvin alatti hideg gázból állnak.
Becslések szerint a diffúz halo-közegben mozgó hideg felhők túlélési ideje nagyjából százmillió év, ha valamilyen támogatási mechanizmus nem akadályozza meg őket a szétoszlásban. Az élettartam elsősorban a felhő tömegétől, de a felhő sűrűségétől, a glória sűrűségétől és a felhő sebességétől is függ. A galaktikus glóriában lévő felhőket a Kelvin-Helmholtz instabilitás pusztítja el . A lehulló felhők eloszthatják az energiát, ami a glória óhatatlanul felmelegedését okozhatja. A gázhalogén többfázisú szerkezete arra utal, hogy a felhő pusztulásának és lehűlésének folyamatos életciklusa van.
A felhő élettartamának növeléséért felelős lehetséges mechanizmusok között megemlíthetjük a mágneses mező jelenlétét, amely árnyékoló hatást vált ki és / vagy a sötét anyagot . Nincs azonban erős bizonyíték a sötét anyag felhőkben való jelenlétére. A legelfogadottabb mechanizmus a dinamikus árnyékolás, amely növeli a Kelvin-Helmholtz időt. Ez a folyamat azért működik, mert a felhő hűvös, semleges belső térrel rendelkezik, amelyet melegebb, alacsonyabb sűrűségű külső véd meg, emiatt a HI felhők relatív sebessége alacsonyabb a környezetéhez képest.
Felfedezésük óta számos modellt javasoltak a nagy sebességű felhők eredetének magyarázatára. A felhők sokasága, megkülönböztető jellemzőik és a felhők megléte egyértelműen a kannibalizált törpe galaxisokkal (többek között a Magellán rendszerrel) jár együtt arra utal, hogy a felhők valószínűleg több eredetűek. Ezt a következtetést erősen alátámasztja az a tény is, hogy egy adott modellhez tartozó legtöbb szimuláció meg tudja magyarázni a felhő viselkedését, de nem minden.
Jan Oort azt javasolta, hogy a nagy sebességű felhők maradjanak a galaxis eredeti képződéséből. Feltételezte, hogy ha ez a gáz a galaxis gravitációs hatásának határán van, akkor több milliárd év alatt a galaktikus lemez felé vonszolható, és felhők formájában visszaeshet. Oort modellje elmagyarázza a csillagok kémiai összetételét a galaxisban. Elszigetelt galaxist (azaz olyan galaxist, amely nem veszi fel folyamatosan a hidrogéngázt) a csillagok egymást követő generációinak olyan csillagokat kell létrehozniuk, amelyekben nagyobb mennyiségű nehéz elem van. A csillagok vizsgálata azonban nagyjából azonos relatív bőséget mutat ugyanazon elemeknek, tekintet nélkül a csillag életkorára. A nagy sebességű felhők megmagyarázhatják ezeket a megfigyeléseket azzal, hogy folyamatosan adagolják a galaxisba a galaxis folyamatos hígításáért felelős ősgáz egy részét.
Egy másik elmélet feltételezi, hogy a galaxisból gázt bocsátottak ki, és nagy sebességgel felhőként hull vissza. Számos mechanizmust javasoltak annak megmagyarázására, hogy az anyag miként dobható ki a galaktikus lemezről. A leggyakoribb magyarázat szupernóva- robbanásokkal jár , amelyek nagy anyagbuborékokat dobtak volna ki .
Amikor a törpe galaxisok átjutnak egy nagyobb galaxis haloján, akkor a törpe galaxis csillagközi közegeként létező gáz árapályerők és dinamikus nyomás által elszakadhat . Ennek a képződési mintának a bizonyítékai a Tejút glóriában található Magellán áram megfigyeléséből származnak . Az így kialakult felhők kissé elkülönülő jellemzőit a szimulációk is figyelembe veszik. Úgy tűnik azonban, hogy a Tejútrendszer legtöbb nagy sebességű felhője nem kapcsolódik egy törpe galaxishoz.
Egy másik modell, amelyet David Eichler javasolt , jelenleg a negevi Ben-Gurion Egyetemen , majd később Leo Blitz a kaliforniai Berkeley Egyetemről , feltételezi, hogy a felhők nagyon masszívak, galaxisok között helyezkednek el, és akkor keletkeznek, amikor barionos anyag közel koncentrálódik a sötét anyag . A sötét anyag és a gáz közötti gravitációs húzásnak meg kellett volna magyaráznia a felhők azon képességét, hogy stabilak maradjanak még intergalaktikus távolságokban is, ahol a környezeti anyag szűkössége miatt a felhők elég gyorsan eloszlanak. Most azonban, amikor többet tudunk a nagy sebességű felhők távolságáról, úgy tűnik, hogy ezek a távolságok nem kompatibilisek ezzel az elmélettel.
Az északi féltekén több nagy felhő van, de semmi nem a Magellán rendszer rendjéből (lásd alább). Az A és C komplexek voltak az első felfedezett felhők, amelyeket először 1963-ban figyeltek meg. Kimutatták, hogy ez a két felhő nehéz elemekben hiányos, és a Nap koncentrációját 10-30% -nak teszi ki. Alacsony fémes anyaguk látszólag bizonyítja, hogy a felhők valóban friss gázt visznek be a galaxisba. Becslések szerint a C komplex minden évben 0,1–0,2 a nap tömegének felel meg, míg az A komplex körülbelül a felével járul hozzá. Ez a friss gáz a galaktikus gáz kellő hígításához szükséges teljes mennyiség 10-20% -át teszi ki, a csillagok kémiai összetételének figyelembevétele érdekében.
Komplex CA C komplex, az egyik legjobban vizsgált felhő, legalább 14 000 al (kb. 4 kpc), de legfeljebb 45 000 al (kb. 14 kpc) távolságban van a galaktikus sík felett.
A C komplex nitrogéntartalma a Napénak körülbelül 1/50. A nagy tömegű csillagok kevesebb nitrogént termelnek, mint más nehéz elemek, mint a kis tömegű csillagok. Ez azt jelenti, hogy a C komplex nehéz elemei nagy tömegű csillagokból származhatnak. Az első csillagok nagyobb tömegű csillagok voltak, és a C komplex valamiféle kövületnek tűnik, amely a galaxison kívül keletkezett és régi világegyetemi gázból készült.
Egy újabb vizsgálat a C komplexum egy másik területén az eredetileg kétszer magasabb fémtartalmú anyagot tárt fel. Ezek a mérések arra késztették a tudósokat, hogy a C komplex keveredni kezdett más közeli és fiatalabb gázfelhőkkel.
Komplex AAz A komplex 25 000–30 000 al (8–9 kpc) távolságban helyezkedik el a galaktikus glóriában.
A déli féltekén a legkiemelkedőbb felhők mind a Magellán rendszerhez kapcsolódnak, amelynek két fő eleme van, a Magellán áram és a vezető kar . Mindkettő gázból áll, amelyet nagy és kicsi magellán felhőkből nyertek ki.
A gáz fele lassult, és most a felhők mögött van pályájukon (ez a jelenlegi összetevő ).
A gáz másik felét (a vezető kar komponensét ) felgyorsítottuk és kivontuk a galaxisokból. A magellán rendszer a galaktikus korongtól körülbelül 180 000 al (55 kpc) távolságra található, bár a magellán áram csúcsa akár 300 000-500 000 al (100-150 kpc) is kiterjedhet.
Úgy gondolják, hogy a teljes rendszer legalább 3x10 8 naptömegű HI-t tartalmaz a galaktikus halóban, vagy a HI tömegének körülbelül 30-50% -át a Tejútrendszerben.
Magellán áramA Magellan's Current egy hosszú, folyamatos szerkezet, jól meghatározott gradiens sebességgel és oszlop sűrűséggel. A Magellán áram csúcsának vélhetően 300 km / s sebessége van a helyi nyugalmi referenciakerethez képest . A jelenlegi felhők alacsonyabb nyomásúak, mint a többi felhő, mert olyan területen tartózkodnak, ahol a galaktikus glória középpontja távolabb van, és sokkal kisebb a sűrűsége. A FUSE űrtávcső erősen ionizált oxigént talált a Magellan áramával keverve. Ez arra utal, hogy az áramot be kell építeni egy forró gázba.
Vezető karA Vezető kar nem folyamatos áramlás, hanem több felhő társulása a Magellán felhőket megelőző régióban. Úgy gondolják, hogy nyugalmi állapotban a helyi referenciaértékhez képest -300 km / s sebességgel rendelkezik . A Vezető kar egyik felhőjének összetétele nagyon hasonlít a Kis Magellán Felhőhöz . Ez látszólag megerősíti azt az elképzelést, hogy az azt alkotó gázt a galaxisból kiszakították, és olyan árapályerők gyorsították fel mellette, amelyek műholdas galaxisokat tépnek fel és asszimilálják őket a Tejútba .
Smith felhőEz egy másik jól tanulmányozott felhő a déli féltekéről. További információ: Smith Cloud cikk .