高速云

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高速云（HVCs，High-velocity clouds）是在银河系的银晕中发现的大量气体集合。它们在本地静止标准中的整体运动速度超过70–90km s＜sup＞−1。这些气体云的大小可以是巨大的，有些是太阳质量（M☉）的数百万倍，并且覆盖了天空的大部分。在银河系的银晕和附近的其它星系中都观察到了它们。

HVCs对理解星系演化很重要，因为它们在星系晕中占了大量的重子。此外，当这些云落入星系盘中时，除了盘中已经存在稀释的恒星形成物质外，它们还添加了可以形成恒星的物质。这种新材料有助于维持星系的恒星形成速率（SFR，star formation rate）[1]。

HVCs的起源仍有疑问。没有一种理论能够解释银河系中所有的HVCs。然而，众所周知，一些HVCs可能是由银河系和卫星星系之间的相互作用产生的，例如大麦哲伦云和小麦哲伦云（分别为LMC和SMC），它们产生了一种众所周知，称为麦哲伦星流的HVCs复合体。由于可能产生HVCs的各种可能机制，围绕HVCs仍有许多问题需要研究人员研究。

观测史[编辑]

2009年12月，出现在智利帕瑞纳山出现的银河拱门。

在20世纪50年代中期，首次在银河平面外发现了密集的气泡。因为银河系的模型显示，气体密度随着距离银河平面的距离而降低，这是一个惊人的例外，因此非常值得注意。1956年，有人提出解决方案，认为致密的气泡被环绕银河系的炽热银冕稳定下来。受到这一提议的启发，荷兰莱顿大学的扬·欧特提出，在远离银河平面的银晕中可能会发现冷气体云。

很快的，1963年，它们在1963年通过中性氢无线电发射被定位。相对于银河盘面中的其它天体，它们以非常高的速度向银河盘面移动。最初的两个云被命名为复合体A和复合体杂C。由于它们异常的速度，这些物体被称为高速云，将它们与正常静止速度的本地标准气体以及移动速度较慢，称为{{link-en|中速云|Intermediate-velocity cloud]]（IVCs）的对应物区分开来。几位天文学家提出了关于HVCs性质的假设（后来被证明是不准确的），但他们的模型因为在20世纪70年代初发现麦哲伦星流而变得更加复杂，它的行为就像一串HVCs[2]。

在1988年，使用荷兰的德温厄洛无线电望远镜完成了对北方天空的中性氢无线电发射调查。通过这次调查，天文学家能够探测到更多的HVCs。

在1997年，银河系中性氢的地图基本完成，天文学家再次能够探测到更多的HVCs。在20世纪90年代末，使用来自加纳利群岛的拉帕尔马岛天文台、哈伯太空望远镜以及后来的远紫外光谱探测器（FUSE）的数据，首次量测了到HVCs的距离。大约在同一时间，也首度量测了HVCs的化学成分。此外，2000年，使用阿根廷的维拉·埃利萨（英语：Villa Elisa，La Plata）电波望远镜完成了对南半球中性氢无线电发射的调查，从中发现了更多的HVCs[2]。

后来对复合体C的观察表明，最初被认为缺乏重元素（也被称为低金属量）的云有一些部分，与云的大部分相比，这些部分的金属量更高，这表明它已经开始与银晕中的其它气体混合。通过对高度电离的氧和其它离子的观测，天文学家能够证明复合体C中的热气体是热气体和冷气体之间的界面[2]。

特点[编辑]

多相结构[编辑]

HVCs通常是星系晕中最冷、密度最大的组成部分。然而，星系晕本身也具有多相结构：温度低于104K的冷而致密的中性氢，温度在104K和106K之间的暖和温热气体，以及温度高于106K的热电离气体[1]。因此，在弥漫的星系晕介质中运动的冷云有机会被更热的气体电离。这会在一个HVC中性的内部形成一个电离气体泡。星系晕中这种冷热气体相互作用的证据来自OVI吸收的观察。

距离[编辑]

HVCs由其各自的速度定义，但距离量测允许对其大小、质量、体积密度甚至压力进行估计。在银河系中，云通常位于2–15 kpc（6.52x103光年–4.89x104光年）之间，z高度（银河平面上方或下方的距离）在10 kpc（3.26x104光年）内[1]。麦哲伦星流和主臂位于〜55 kpc（1.79x105光年），在麦哲伦云附近，并可能延伸至约100–150 kpc（3.26x105光年–4.89x105光年）[1]。有两种方法确定HCVs的距离。

直接距离约束[编辑]

确定到HVC距离的最佳方法是使用已知距离的晕星作为比较标准。我们可以通过研究恒星的光谱来选取有关距离的资讯。如果云位于晕星的前方，则会出现吸收线，而如果云位于恒星的后方，则不应出现吸收线。CaII、H、K和/或NaII是该技术中使用的双吸收线。通过史隆数位巡天确定的晕星已经导出了现时已知的几乎所有大型复合体的距离量测[1]。

间接距离约束[编辑]

间接距离约束的方法通常依赖于理论模型，必须做出假设才能使其起作用。一种间接方法涉及Hα观测，其中假设发射线来自来自星系的电离辐射，并到达云的表面。另一种方法是假设本星系群中HVCs的分布与银河系的分布相似，而在银河系和/或本星系群中使用深度HI观测。这些观测将云层置于银河系的80 kpc（2.61x105光年）以内，而对仙女座星系的观测使它们大约为50 kpc（1.63x105光年）[1]。对于两种方法都适用的HVCs，通过Hα发射测量的距离往往与通过直接距离测量得到的距离一致[1]。

光谱特征[编辑]

HVCs通常可在无线电和光学波长下检测，对于较热的HVCs，则需要紫外线和/或X射线观测。通过21cm的发射线可以检测中性氢云。观察表明，由于外部辐射或HVCs通过弥漫性的晕介质运动，HVCs可以具有电离的外部。这些电离成分可以通过Hα发射线甚至紫外线中的吸收线进行检测。HVCs中的暖热气体表现出OVI、SiIV和CIV吸收线。

温度[编辑]

大多数HVCs的光谱线宽表明HVCs的温暖中性介质约为9000K。然而，许多HVCs的线宽表明它们也有些部分由低于500 K的冷气体组成。

质量[编辑]

对HVCs峰值柱密度的估计（1019 cm−2）和典型距离（1–15 kpc）产生银河系中HVCs的质量估计值，范围为：7.4x107 .[1]。如果包括大麦哲伦星云和小麦哲伦星云，总质量将再增加一个数量级成为 7x108 .[1]

尺寸[编辑]

观察到的HVCs的角度尺寸范围从103度2到观测的分辨率极限值。通常，高分辨率观测最终表明较大的HVCs通常由许多较小的复合物组成。当仅通过HI发射检测HVCs时，银河系中的所有的HVCs覆盖了约37%的夜空。大多数HVCs的直径在2到15Kpc（千秒差距）之间[1]。

寿命[编辑]

据估计，穿过弥漫晕介质的冷云存留时间约为几亿年，没有某种阻止它们消散的支持机制[1]。寿命主要取决于云的质量，但也取决于云的密度、星系晕密度和云的速度。星系晕中的HVCs通过所谓的克耳文-亥姆霍兹不稳定性被摧毁。 云层的下降会耗散能量，导致星系晕介质不可避免地加热。气态晕的多相结构表明，HVC的生命周期存在持续的破坏和冷却。

可能的支持机制[编辑]

负责延长HVCs寿命的一些可能机制包括存在引起遮罩效应的磁场和/或暗物质的存在；然而，没有强有力的观测证据证明HVCs中存在着暗物质。最被接受的机制是动态遮罩，它增加了克尔文-亥姆霍兹时间。这个过程之所以有效，是因为HVCs具有冷中性内部，被温暖和低密度的外部遮罩，导致HI云相对于周围环境的相对速度较小。

起源[编辑]

自发现以来，已经提出了几种可能的模型来解释HVCs的起源。然而，对于银河系的观测，云的多样性，IVCs的独特特征，以及与被蚕食的矮星系（即大、小麦哲伦星系等）明显相关的云的存在，表明HVC很可能有多个可能的起源。这一结论也得到了以下事实的有力支援：任何给定模型的大多数模拟都可以解释一些云的行为，但不是全部。

欧特的假说[编辑]

扬·欧特开发了一个模型来解释HVCs是星系早期形成时留下的气体。他的理论认为，如果这种气体处于银河系引力影响的边缘，那么数十亿年之后，它可能会被拖回，成为HVCs落回银河盘面[2]。欧特的模型很好地解释了观察到的星系化学成分。给定一个孤立的星系（即没有持续同化的氢气星系），连续几代的恒星应该为星际介质（ISM）注入更高丰度的重元素。然而，对太阳附近恒星的检查显示，无论恒星的年龄如何，相同元素的相对丰度大致相同；这被称为G型主序星问题。可以通过HVCs代表负责持续稀释ISM的原始气体的一部分，来解释这些观察结果[2]。

星系喷泉[编辑]

另一种理论的核心是气体被喷射出星系，成为我们观察到的高速气体落回。有几种机制提出，可以解释物质如何从星系银河盘中喷射出来，但对星系喷泉最普遍的解释集中在复合超新星爆炸，喷射出大量的物质“气泡” 上。由于气体是从星系盘中喷射出来的，因此观察到的喷射气体的金属量应该与盘中的金属量相似。虽然这可能排除了HVCs的来源，但这些结论可能指向星系喷泉是IVC的来源[1]。

来自卫星星系的吸积[编辑]

当矮星系穿过一个更大星系的晕时，存在于矮星系的星际介质的气体可能会被潮汐力和冲压压力剥离（英语：Ram pressure stripping）而剥离[1]。这种HVC形成模型的证据来自对银晕中麦哲伦星流的观测。以这种方式形成的HVCs的某种独特特征也被模拟所解释，银河系中大多数与麦哲伦星流无关的HVCs似乎与矮星系完全无关[1]。

暗物质[编辑]

另一个模型由现在在本古里安大学（Ben Gurion University）工作的大卫·艾希勒（David Eichler）提出，后来由加州大学伯克利分校的利奥·布利茨（Leo Blitz）再提出：假设云非常巨大，位于星系之间，当重子物质聚集在暗物质附近时产生[2]。暗物质和气体之间的引力旨在解释云保持稳定的能力，即使在星系间的距离，环境物质的匮乏，应该导致云消散得相当快。然而，随着大多数HVCs的距离确定的测量出，这种可能性可能会被排除[来源请求]。

星系演化[编辑]

探究星系晕气体的起源和命运，就是探究所述星系的演化。HVCs和IVCs是螺旋星系结构的重要特征，当考虑星系的恒星形成率（SFR）时，这些云是最重要的。银河系的盘内有大约50亿太阳质量的恒星形成物质，SFR为1–3 yr−1[1]。银河系化学演化的模型发现，至少一半的这一数量必须是持续增长的、低金属含量的物质，以描述当前可观测的结构。如果没有这种吸积，SFR表明现时的恒星形成物质最多只会持续几千兆年（Gyr）[1]。

来自HVCs的质量流入模型的最大吸积率为0.4 yr−1。这个速率不符合化学进化模型的要求。因此，银河系可能会经历气体含量的低点和/或降低其SFR，直到更多的气体到达[1]。因此，当在银河系演化的背景下讨论HVCs时，这场对话主要涉及恒星的形成以及未来恒星物质如何为银河系盘面提供燃料。

现时的宇宙模型之一，ɅCDM表明，随着时间的推移，星系往往会聚集并形成网状结构[3]。在这样的模型下，大部分进入星系晕的重子都是沿着这些宇宙细丝进入的。70%的质量在维里半径处流入，与银河系进化模型中的宇宙细丝一致。鉴于目前的观测限制，大多数进入银河系的细丝在HI中是不可见的。尽管如此，银晕内的一些气体云的金属量低于从卫星星系上剥离的气体，这表明这些云可能是沿着宇宙细丝流动的原始物质。这种类型的气体，可探测到约160,000英里（50 kpc），在很大程度上成为热晕的一部分，冷却和冷凝，并落入银河系盘面，用于恒星形成[1]。

机械反馈机制，超新星驱动或活动星系核驱动的气体流出，也是理解螺旋星系晕气体起源和内部HVCs的关键因素。银河系中的X射线和伽马射线观测表明，在过去10–15百万年（Myr）中，可能发生了一些中央引擎反馈。此外，正如"起源"中所描述的那样，盘面范围的"银河喷泉"现象，在拼凑银河系的演化方面同样至关重要。在星系生命周期中喷出的物质有助于描述观测数据（主要是观测到的金属量含量），同时为未来的恒星形成提供反馈源。

同样在"起源"一节中详细描述了卫星星系吸积在星系演化中起着重要作用。大多数星系被认为是由较小的前体合并而成的，而这个过程在整个星系的生命周期中都在继续[2]。在接下来的100亿年内，更多的卫星星系将与银河系合并，这肯定会对银河系的结构产生重大影响，并引导其未来的演化[2]。

螺旋星系有丰富的潜在恒星形成物质来源，但星系能够持续利用这些资源多长时间仍然是个问题。未来一代的观测工具和计算能力将揭示银河系过去和未来的一些技术细节，以及HVCs如何在其演化中发挥作用[1]。

高速云的例子[编辑]

北半球[编辑]

在北半球中，尽管没有达到麦哲伦云（下面讨论）的量级，我们发现了几个大的HVCs。复合体A和C于1963年首次被观测到，是最早发现的HVCs[2]。这两个云都被发现缺乏重元素，显示出的浓度为太阳的10-30%[1]。它们的低金属量量似乎证明HVCs确实会带来"新鲜"气体。据估计，复合体C每年会带来0.1–0.2 新材料，而复合体A带来大约一半的量。这些新鲜气体约占适当稀释银河系气体，足以解释恒星化学成分所需总量的10-20%[2]。

复合体C[编辑]

复合体C是研究得最为深入的HVCs之一，距离银河平面至少14,000光年（约4kpc），但不超过45,000光年（约14kpc）[2]。还应注意，已观察到复合体C仅具有太阳所含氮含量的约1/50[2]。对大质量恒星的观测表明，与其它重元素相比，它们产生的氮比低质量恒星更少。这意味着复合体C中的重元素可能来自大质量恒星。已知最早的恒星是质量更大的恒星，因此复合体C似乎是一种化石：形成于星系外，由来自远古宇宙的气体组成。然而，最近对复合体C的另一个区域的研究发现，其金属含量是最初报导的两倍[2]。这些量测结果使科学家们相信，复合体C已经开始与附近其它更年轻的气体云混合。

复合体A[编辑]

复合体A位于25,000–30,000光年（8–9 kpc）外的银晕中 [2]。

南半球[编辑]

在南半球中，最突出的HVCs都与麦哲伦云有关，后者有两个主要组成部分，麦哲伦星流和前臂（Leading Arm）。它们都是由大、小麦哲伦云，即麦哲伦云（LMC和SMC）中剥离出来的气体组成的。一半的气体被减速，现在在其轨道上落后于云（这是气流成分）。另一半的气体（前臂部分）被加速，并被拉出在其星系轨道上的前方。尽管麦哲伦星流的尖端可能延伸至300,000–500,000光年（100–150 kpc），麦哲伦星系距离银河系约180,000光年（55 kpc）[1]。整个系统被认为至少贡献了3x108，而银晕的HI质量约为银河系HI质量的30-50%[1]。

麦哲伦星流[编辑]

麦哲伦星流被视为"长而连续的结构，具有明确的速度和柱密度梯度"[1]。在银河系标准静止（GSR）框架中，麦哲伦星流顶端的速度被假设为+300km / s[1]。因为它们位于银晕介质更遥远且密度更低的区域，星流云被认为具有比其他HVCs更低的压力。FUSE发现与麦哲伦星流高度混合的电离氧。这表明气流必须嵌入热气中。

前臂[编辑]

前臂不是一个连续的流，而是在麦哲伦云之前的区域发现的多个云的结合。它被认为在GSR框架中具有 -300km/s的速度[1]。前臂中的一个HVC的组成与SMC非常相似。这似乎支持这样一种观点，即构成它的气体被银河系拉离，并通过潮汐力在它前面加速，这些潮汐力将它们拉开卫星星系和，将它们拉入银河系吞噬。

史密斯云[编辑]

这是在南半球发现的另一个经过充分研究的HVC。要阅读更多资讯，请参阅史密斯云这一条目。

由绿堤望远镜于2008年拍摄的史密斯云图像。

相关条目[编辑]

参考资料[编辑]

  1. ^ 1.00 1.01 1.02 1.03 1.04 1.05 1.06 1.07 1.08 1.09 1.10 1.11 1.12 1.13 1.14 1.15 1.16 1.17 1.18 1.19 1.20 1.21 1.22 1.23 1.24 M.E. Putman; J.E.G. Peek; M.R. Joung. Gaseous Galaxy Halos. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. September 2012, 50: 491–529. Bibcode:2012ApJ...460..914V. S2CID 119195745. arXiv:1207.4837 可免费查阅. doi:10.1146/annurev-astro-081811-125612. 
  2. ^ 2.00 2.01 2.02 2.03 2.04 2.05 2.06 2.07 2.08 2.09 2.10 2.11 2.12 2.13 Bart P. Wakker; Philipp Richter. Our Growing, Breathing Galaxy. Scientific American. January 2004, 290 (1): 38–47. Bibcode:2004SciAm.290a..38W. PMID 14682037. doi:10.1038/scientificamerican0104-38. 
  3. ^ Andrey V. Kravtsov. Evolution of Halo-Halo Clustering and Bias in a ɅCDM Model. International Symposium on Astrophysics Research and Science Education. 1999, 257: 257. Bibcode:1999arse.conf..257K. 

进阶读物[编辑]

  • High-Velocity Clouds.
    Bart P. Wakker and Hugo van Woerden,
    Annual Review of Astronomy and Astrophysics,
    Vol. 35, pages 217–266; September 1997.
  • A Confirmed Location in the Galactic Halo for the High-Velocity Cloud “Chain A.”
    Hugo van Woerden, Ulrich J. Schwarz, Reynier F. Peletier, Bart P. Wakker and Peter M. W. Kalberla,
    Nature, Vol. 400, pages 138–141; July 8, 1999.
    arXiv:
    arXiv:astro-ph/9907107
  • Accretion of Low-Metallicity Gas by the Milky Way.
    Bart P. Wakker, J. Chris Howk, Blair D. Savage, Hugo van Woerden, Steve L. Tufte, Ulrich J. Schwarz, Robert Benjamin, Ronald J. Reynolds, Reynier F. Peletier and Peter M. W. Kalberla,
    Nature, Vol. 402, No. 6760; pages 388–390; November 25, 1999.
  • The Formation and Evolution of the Milky Way.
    Cristina Chiappini,
    American Scientist,
    Vol. 89, No. 6, pages 506–515;
    November–December 2001.
  • A Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Survey of Molecular Hydrogen in Intermediate-Velocity Clouds in the Milky Way Halo.
    P. Richter, B. P. Wakker, B. D. Savage and K. R. Sembach,
    Astrophysical Journal, Vol. 586, No. 1, pages 230–248; March 20, 2003.
    arXiv:
    arXiv:astro-ph/0211356
  • Highly Ionized High-Velocity Gas in the Vicinity of the Galaxy.
    K. R. Sembach, B. P. Wakker, B. D. Savage, P. Richter, M. Meade, J. M. Shull, E. B. Jenkins, G. Sonneborn and H. W. Moos,
    Astrophysical Journal Supplement Series, Vol. 146, No. 1, pages 165–208; May 2003.
    arXiv:
    arXiv:astro-ph/0207562
  • Complex C: A Low-Metallicity, High-Velocity Cloud Plunging into the Milky Way.
    Todd M. Tripp, Bart P. Wakker, Edward B. Jenkins, C. W. Bowers, A. C. Danks, R. F. Green, S. R. Heap, C. L. Joseph, M. E. Kaiser, B. E. Woodgate,
    The Astronomical Journal, Volume 125, Issue 6, pp. 3122–3144; June 2003.
    DOI: doi:10.1086/374995
    Bibliographic Code: Bibcode：2003AJ....125.3122T
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