En sky med høj hastighed (engelsk, sky med høj hastighed eller HCV ) er en stor gasmasse, som findes i den galaktiske halo af Mælkevejen og andre galakser. Disse gasskyer kan være meget massive, nogle i størrelsesordenen millioner af gange solens masse og dækker store dele af himlen. Deres bevægelser i den lokale referenceramme i hvile har hastigheder, der måles med mere end 200.000 km / t
Disse skyer er vigtige for at forstå galaktisk udvikling, fordi de repræsenterer en stor mængde baryonisk stof i den galaktiske glorie. Når disse skyer falder ind i galaksens disk, tilføjer de derudover stof, der kan danne stjerner til det fortyndede stof, der allerede findes på disken. Dette nye materiale hjælper med at opretholde stjernedannelseshastigheden i galaksen.
Oprindelsen til skyer med høj hastighed er stadig i tvivl. Ingen teori forklarer alle skyerne i galaksen. Nogle skyer antages at være opstået som følge af interaktioner mellem Mælkevejen og satellitgalakser , såsom de store og små magellanske skyer, der producerer en velkendt højhastighedssky kaldet magellansk strøm . Imidlertid er de nøjagtige mekanismer til skydannelse med høj hastighed stadig ukendte.
I midten af 1950'erne blev lommer med tæt gas først opdaget uden for det galaktiske plan . Disse observationer var ret overraskende, da modeller af Mælkevejen viste, at densiteten af gassen faldt med afstanden fra det galaktiske plan . Ifølge dagens galaktiske modeller skulle de tætte lommer uden for det galaktiske plan have spredt sig for længe siden, hvilket gjorde deres eksistens i glorie ganske forvirrende. I 1956 blev der foreslået en løsning, at de tætte lommer blev stabiliseret af en varm gaskorona, der omgav Mælkevejen. Inspireret af dette forslag foreslog Jan Oort fra universitetet i Leiden , Holland , at der kunne findes skyer af kold gas i den galaktiske glorie, langt fra det galaktiske plan.
Sådanne skyer blev placeret i 1963 takket være deres radioemission af neutralt brint . Disse skyer bevægede sig mod den galaktiske disk med en meget høj hastighed sammenlignet med andre enheder på den galaktiske disk. De første to skyer, der var placeret blev kaldt kompleks A og kompleks C . På grund af deres høje hastigheder er disse genstande blevet kaldt skyer med høj hastighed , hvilket adskiller dem fra gasser i hvile såvel som deres langsommere bevægende kolleger, kaldet mellemhastighedsskyer . Flere astronomer har tilbudt hypoteser om karakteren af disse skyer, men alle har vist sig at være unøjagtige. Situationen blev yderligere kompliceret i begyndelsen af 1970'erne ved opdagelsen af den Magellanske Strøm , der opfører sig som en kæde af skyer i høj hastighed.
I 1988, en Nordisk himmel undersøgelse om radio neutrale brint emissioner blev udført under anvendelse af Dwingeloo radioteleskop i Nederlandene . Denne undersøgelse tillod astronomer at opdage nye skyer i høj hastighed.
I 1997 blev et kort over det neutrale brint i Mælkevejen stort set afsluttet, hvilket igen gjorde det muligt at opdage nye skyer i høj hastighed. I slutningen af 1990'erne, takket være data fra observatoriet for La Palma på De Kanariske Øer , Hubble-rumteleskopet og senere FUSE-rumteleskopet , blev afstanden til en højhastighedssky målt for første gang. Omkring samme tid blev skyernes kemiske sammensætning først målt. Derudover blev der i 2000 udført en undersøgelse af radioemissioner af neutralt brint på den sydlige halvkugle ved hjælp af Villa Elisa radioteleskop i Argentina , som opdagede andre skyer i høj hastighed.
Efterfølgende observationer af kompleks C viste, at skyen, der oprindeligt blev anset for at være mangelfuld i tunge grundstoffer (et fænomen kendt som lav metallicitet ), indeholder nogle sektioner med højere metallicitet sammenlignet med resten af skyen, hvilket indikerer, at den er begyndt at blande sig med andre gasser i glorie. Ved hjælp af observationer af stærkt ioniseret ilt og andre ioner kunne astronomer vise, at den varme gas fra kompleks C er en grænseflade mellem varm gas og kold gas.
Højhastighedsskyer er generelt de koldeste og tætteste komponenter i den galaktiske glorie . Selve halogen har imidlertid også en flerfasestruktur: koldt, tæt neutralt brint ved temperaturer under 10 4 K, varm, varm gas ved temperaturer mellem 10 4 K og 10 6 K og varm ioniseret gas ved temperaturer over 10 6 K. Dette kan skabe en lomme af ioniseret gas, der omgiver et neutralt interiør i en sky med høj hastighed. Beviset for denne interaktion mellem den kolde gas og den varme gas i halogen kommer fra observationen af IOV-absorptionen.
Højhastighedsskyer defineres af deres respektive hastigheder, men afstandsmålinger kan estimere deres størrelse, masse, tæthed og endda tryk. I Mælkevejen er skyerne typisk placeret mellem 2 og 15 kiloparsek (6,52x10 3 lysår - 4,89x10 4 al) og i højderne z (afstande over eller under det galaktiske plan) i 10 kpc (3,26x10 4 al) . Den magellanske strøm og den ledende arm er ved ~ 55 kpc (1,79 x 10 al) nær Magellaniske skyer og kan nå ca. 100-150 kpc (3,26 x 10 5 al - 4, 89 x 10 5 al).
Der er to metoder til bestemmelse af afstanden for skyer med høj hastighed.
Direkte metodeDen bedste måde at bestemme afstanden til en sky i høj hastighed er at bruge en stjerne i den kendte afstandshalo som benchmark. Vi kan udtrække information om afstanden fra skyen ved at studere stjernens spektrum. Hvis en sky er placeret foran stjernen, vil absorptionslinjer være til stede, mens hvis skyen er bag stjernen, vil der ikke være nogen absorptionslinjer. Halo-stjerner, der blev identificeret ved Sloan Digital Sky Survey, gjorde det muligt at måle afstanden på næsten alle kendte store skyer.
Indirekte metodeIndirekte metoder afhænger normalt af teoretiske modeller, og der skal antages antagelser for, at de kan fungere.
En af de indirekte metoder involverer observationer af Hα- linjer , hvor det antages, at emissionslinierne kommer fra ioniserende stråling fra galaksen og når skyoverfladen .
En anden metode bruger dybdegående observationer af HI-regionerne i Mælkevejen og / eller den lokale klynge, forudsat at fordelingen af skyer i den lokale klynge svarer til Mælkevejens. Disse observationer placerer skyerne ved 80 kpc (2.61x10 5 al) fra galaksen, og observationer af Andromeda-galaksen placerer dem ved ca. 50 kpc (1.63x10 5 al).
For skyer, hvor begge metoder er tilgængelige, har afstandene målt via Hα-emissioner tendens til at matche dem, der findes via direkte målinger.
Højhastighedsskyer registreres generelt i radio- og optiske bølgelængder og for varmere skyer i ultraviolette og røntgenbølgelængder . Skyer af neutralt brint registreres ved 21 cm emissionslinjen . Observationer har vist, at skyer kan have ioniseret ydre på grund af ekstern stråling eller skybevægelse gennem et diffust halogenmedium. Disse ioniserede komponenter kan detekteres via Hα-emissionsledninger og endda UV-absorptionsledninger. Varme gasser fra skyer udviser absorptionslinier OVI, SiIV og CIV.
De fleste skyer udviser spektral linjebredde, der indikerer et varmt, neutralt medium omkring 9000 Kelvin. Imidlertid har mange skyer stregbredder, der indikerer, at de delvist er sammensat af kold gas under 500 Kelvin.
Det anslås, at kolde skyer, der bevæger sig i et diffust halogenmedium, har en overlevelsestid i størrelsesordenen et par hundrede millioner år, hvis en eller anden støttemekanisme ikke forhindrer dem i at spredes. Levetiden afhænger hovedsageligt af skyens masse, men også af skyens tæthed, densiteten af glorie og skyens hastighed. Skyer i den galaktiske glorie ødelægges af ustabilitet i Kelvin-Helmholtz . Faldende skyer kan sprede energi og medføre, at glorie uundgåeligt bliver varm. Flerfasestrukturen for gashaloen antyder, at der er en kontinuerlig livscyklus med ødelæggelse og afkøling af sky.
Blandt de mulige mekanismer, der er ansvarlige for at forøge skyens levetid, kan vi nævne tilstedeværelsen af et magnetfelt, der inducerer en afskærmende effekt og / eller tilstedeværelsen af mørkt stof . Der er dog ingen stærke beviser for tilstedeværelsen af mørkt stof i skyer. Den mest accepterede mekanisme er den dynamiske afskærmning, hvilket øger Kelvin-Helmholtz-tiden. Denne proces fungerer, fordi skyen har et køligt, neutralt indre beskyttet af et varmere ydre med lavere tæthed, hvilket får HI-skyer til at have lavere relative hastigheder sammenlignet med deres omgivelser.
Siden deres opdagelse er flere modeller blevet foreslået for at forklare oprindelsen til skyer med høj hastighed. Imidlertid antyder mangfoldigheden af skyer, deres særskilte karakteristika og eksistensen af skyer klart forbundet med kannibaliserede dværggalakser (det magellanske system blandt andet), at skyer sandsynligvis har flere oprindelser. Denne konklusion understøttes også stærkt af det faktum, at de fleste simuleringer for en given model kan forklare nogle skyadfærd, men ikke alle.
Jan Oort foreslog, at skyer med høj hastighed var resterende gas fra galaksenes oprindelige formation. Han antog, at hvis denne gas var på grænsen for galakseens tyngdepåvirkning, kunne den over milliarder af år trækkes mod den galaktiske skive og falde tilbage i form af skyer. Oorts model forklarer den kemiske sammensætning af stjerner i galaksen. Givet en isoleret galakse (dvs. en galakse uden kontinuerlig optagelse af brintgas), skal efterfølgende generationer af stjerner generere stjerner med højere overflod af tunge elementer. Undersøgelse af stjernerne viser dog nogenlunde de samme relative overflader af de samme elementer uanset stjernens alder. Højhastighedsskyer kan forklare disse observationer ved løbende at indsprøjte noget af den oprindelige gas, der er ansvarlig for galaksenes fortsatte fortynding, i galaksen.
En anden teori antager, at der er skubbet gas ud af galaksen og falder tilbage i den som skyer i høj hastighed. Flere mekanismer er blevet foreslået for at forklare, hvordan stof kan skubbes ud fra den galaktiske skive. Den mest almindelige forklaring involverer supernovaeksplosioner, der ville have skubbet store bobler ud af stof.
Når dværggalakser krydser haloen i en større galakse, kan den gas, der findes som dværgalaksens interstellare medium, rives væk af tidevandskræfter og dynamisk tryk. Bevis for dette dannelsesmønster kommer fra observationer af den magellanske strøm i Mælkevejens glorie. De således adskilte egenskaber ved de således dannede skyer tages også i betragtning ved simuleringerne. Imidlertid ser de fleste højhastighedsskyer i Mælkevejen ikke ud til at være forbundet med en dværggalakse.
En anden model, foreslået af David Eichler , nu ved Ben-Gurion University i Negev , og senere af Leo Blitz fra University of California i Berkeley , antager, at skyerne er meget massive, ligger mellem galakser og skabes, når baryonisk materie akkumuleres nær koncentrationer af mørkt stof . Tyngdekraften mellem mørkt stof og gas skulle forklare skyernes evne til at forblive stabile selv på intergalaktiske afstande, hvor knapheden på det omgivende stof skulle få skyerne til at spredes ret hurtigt. Men nu hvor vi ved mere om afstande fra højhastighedsskyer, ser det ud til, at disse afstande er uforenelige med denne teori.
På den nordlige halvkugle er der flere store skyer, men intet i størrelsesordenen det Magellanske system (se nedenfor). Komplekser A og C var de første opdagede skyer og blev først observeret i 1963. Disse to skyer har vist sig at være mangelfulde i tunge grundstoffer og viser en koncentration, der er 10 til 30% af Solens. Deres lave metallicitet synes at være et bevis på, at skyer faktisk bringer frisk gas ind i galaksen. Det er blevet estimeret, at kompleks C bidrager med en gasmasse svarende til 0,1 til 0,2 solens masse hvert år, mens kompleks A bidrager med omkring halvdelen. Denne friske gas udgør 10 til 20% af den samlede mængde, der er nødvendig for tilstrækkelig at fortynde den galaktiske gas for at tage højde for stjernernes kemiske sammensætning.
Kompleks CKompleks C, en af de bedst undersøgte skyer, ligger i en afstand af mindst 14.000 al (ca. 4 kpc), men ikke mere end 45.000 al (ca. 14 kpc) over det galaktiske plan.
Kompleks C har et nitrogenindhold på ca. 1/50 af Solens. Stjerner med høj masse producerer mindre kvælstof sammenlignet med andre tunge grundstoffer end stjerner med lav masse. Dette indebærer, at de tunge elementer i C-komplekset kan komme fra stjerner med høj masse. De første stjerner var stjerner med højere masse, og C-komplekset ser ud til at være en slags fossil, dannet uden for galaksen og lavet af gammel universgas.
En nyere undersøgelse af et andet område af kompleks C afslørede en dobbelt så høj metallicitet som oprindeligt rapporteret. Disse målinger har fået forskere til at tro, at kompleks C er begyndt at blande sig med andre nærliggende og yngre gasskyer.
Kompleks AKompleks A er placeret i en afstand på 25.000 til 30.000 al (8 til 9 kpc) i den galaktiske halo.
På den sydlige halvkugle er de mest fremtrædende skyer alle forbundet med det magellanske system, som har to hovedkomponenter, den magellanske strøm og den ledende arm . De består begge af gas, der er blevet ekstraheret fra store og små Magellanske skyer.
Halvdelen af gassen er bremset og er nu bag skyerne i deres baner (dette er den nuværende komponent ).
Den anden halvdel af gassen (den ledende armkomponent ) er blevet accelereret og ekstraheret fra galakser. Det Magellanske system er placeret ca. 180.000 al (55 kpc) fra den galaktiske skive, skønt toppen af den Magellanske strøm kan strække sig op til 300.000-500.000 al (100-150 kpc).
Hele systemet menes at bidrage med mindst 3x10 8 solens masse af HI i den galaktiske halo, eller ca. 30-50% af massen af HI i Mælkevejen.
Magellansk strømDen magellanske strøm er en lang, kontinuerlig struktur med en veldefineret gradient i hastighed og søjletæthed. Toppen af den Magellanske Strøm menes at have en hastighed på 300 km / s i forhold til den lokale hvileperiode . Aktuelle skyer har lavere tryk end andre skyer, fordi de bor i et område, hvor midtpunktet for den galaktiske glorie er mere fjernt og har en meget lavere tæthed. Den FUSE rumteleskopet har fundet stærkt ioniseret oxygen blandes med Magellanske Current. Dette antyder, at strømmen skal integreres i en varm gas.
Førende armDen ledende arm er ikke en kontinuerlig strøm, men snarere en sammenslutning af flere skyer placeret i regionen forud for Magellanske skyer. Det menes at have en hastighed på -300 km / s i forhold til det lokale benchmark i hvile . En af skyerne i den ledende arm har en sammensætning, der minder meget om den lille magellanske sky . Dette ser ud til at bekræfte ideen om, at den gas, der udgør den, er blevet revet fra galaksen og accelereret forbi den af tidevandskræfter, der river satellitgalakser op og assimilerer dem i mælkevejen .
Smith skyDette er en anden velstuderet sky fra den sydlige halvkugle. For mere information, se artiklen Smith Cloud .