高速雲

高速度雲（HVC）は、周囲に比べて異常に速い運動をするガスの大きな塊です。これらは天の川銀河のハロー全体で見ることができます。局所的な静止状態でのHVCの全体的な運動速度は、70～90 km s ⁻¹を超えると測定されています。これらのガス雲は巨大なものもあり、太陽の質量の数百万倍（）に達するものもあり、空の大部分を覆います。これらは天の川銀河のハローや近隣の銀河内で観測されています。 ${\displaystyle {\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}}$

HVC は銀河ハロー内のバリオン物質の大部分を占めるため、銀河の進化を理解する上で重要です。さらに、これらの雲が銀河のディスクに落ち込むと、ディスク内にすでに存在する希薄な星形成物質に加えて、星を形成できる物質が追加されます。この新しい物質は、銀河の星形成率 (SFR) を維持するのに役立ちます。 ^[1]

HVC の起源は依然として疑問視されています。銀河系内のすべての HVC を説明できる理論はありません。しかし、一部の HVC は、マゼラン流と呼ばれるよく知られた HVC複合体を生成する大マゼラン雲 (LMC) と小マゼラン雲(SMC)などの衛星銀河と天の川銀河との相互作用によって生成された可能性が高いことがわかっています。HVC を生成する可能性のあるさまざまなメカニズムがあるため、研究者が研究すべき HVC に関する疑問はまだ多く残っています。

1950 年代半ば、高密度のガスポケットが初めて銀河面の外側で発見されました。これは非常に注目に値する出来事でした。なぜなら、天の川銀河のモデルでは、ガスの密度は銀河面から離れるにつれて減少することを示していたため、これは顕著な例外となったからです。当時の銀河モデルによれば、高密度ポケットはずっと前に消散しているはずであり、ハロー内での存在自体が非常に不可解でした。1956 年、高密度ポケットは天の川銀河を取り囲む高温のガスコロナによって安定化されているという解決策が提案されました。この提案に触発されて、オランダのライデン大学のヤン・オールトは、銀河面から遠く離れた銀河ハローで冷たいガス雲が見つかるかもしれないと提案しました。

1963年、それらは中性水素の電波放射によってすぐに発見された。それらは銀河円盤内の他の物体に比べて非常に高速で銀河円盤に向かって移動していた。発見された最初の2つの雲は、コンプレックスAとコンプレックスCと名付けられた。その異常な速度のため、これらの物体は「高速雲」と呼ばれ、通常の局所標準静止速度のガスや、より低速で移動する中速雲（IVC）と区別された。何人かの天文学者が高速雲の性質に関する仮説（後に不正確であることが判明）を提唱したが、1970年代初頭に高速雲の列のように動作するマゼラン流の発見により、そのモデルはさらに複雑になった。 ^[2]

1988年、オランダのドウィンゲロー電波望遠鏡を使用して、北天の中性水素電波放射の調査が完了しました。この調査から、天文学者はより多くのHVCを検出することができました。

1997年、天の川銀河の中性水素の地図がほぼ完成し、天文学者は再びHVCを発見できるようになりました。1990年代後半には、カナリア諸島のラパルマ 天文台、ハッブル宇宙望遠鏡、そして後には遠紫外線分光探査機（FUSE）のデータを使用して、HVCまでの距離が初めて測定されました。同じ頃、HVCの化学組成が初めて測定されました。さらに、2000年には、アルゼンチンのビジャエリサ電波望遠鏡を使用して南半球の中性水素電波放射の調査が完了し、さらに多くのHVCが発見されました。^[2]

その後のコンプレックスCの観測により、当初は重元素が不足している（金属量が低いとも呼ばれる）と考えられていた雲には、雲の大部分に比べて金属量が高い部分が含まれていることが示され、ハロー内の他のガスと混合し始めていることが示唆されました。天文学者は、高度にイオン化された酸素やその他のイオンの観測を使用して、コンプレックスCの高温ガスは高温ガスと低温ガスの境界面であることを示すことができました。^[2]

HVC は、通常、銀河ハローの中で最も冷たく密度の高い構成要素です。しかし、ハロー自体も多相構造をしています。温度が 10 ^{4 K 未満の冷たく密度の高い中性水素、温度が 10 4} K から 10 ⁶ Kの間の温かいガスと温かい高温のガス、そして温度が 10 ⁶ Kを超える高温のイオン化ガスです。^[1]その結果、拡散ハロー媒体を通過する冷たい雲は、より暖かくて熱いガスによってイオン化される可能性があります。これにより、HVC 内の中性内部を取り囲むイオン化ガスのポケットが形成される可能性があります。ハロー内でのこの冷たいガスと熱いガスの相互作用の証拠は、OVI 吸収の観測から得られます。

HVC はそれぞれの速度によって定義されますが、距離を測定することでサイズ、質量、体積密度、さらには圧力を推定することができます。天の川銀河では、雲は通常、中心から 2～15 kpc (6.52x10 ³光年～4.89x10 ⁴光年) の間にあり、z 高度 (銀河面から上または下の距離) は 10 kpc (3.26x10 ⁴光年) 以内です。^[1]マゼラン雲とリーディングアームは、マゼラン雲の近く、約 55 kpc (1.79x10 ⁵光年)にあり、約 100～150 kpc (3.26x10 ⁵光年～4.89x10 ⁵光年)まで広がっていることがあります。 ^[1] HVC の距離を決定する方法は 2 つあります。

HVC までの距離を決定する最良の方法は、距離がわかっているハロー星を比較基準として使用することである。星のスペクトルを調べることで、距離に関する情報を抽出できる。雲がハロー星の前にある場合は吸収線が存在するが、雲が星の後ろにある場合は吸収線は存在しない。この技術で使用される二重吸収線は、CaII、H、K、および/または NaII である。スローン デジタル スカイ サーベイによって特定されたハロー星は、現在知られているほぼすべての大規模複合体の距離測定につながっている。^[1]

間接距離制約法は通常、理論モデルに依存しており、それが機能するためには仮定を立てなければなりません。間接的な方法の 1 つは Hα 観測で、輝線は銀河からの電離放射線から発生し、雲の表面に到達していると仮定します。もう 1 つの方法は、銀河系および/または局部銀河群の深部 HI 観測を使用し、局部銀河群の HVC の分布は銀河系の分布に似ていると仮定します。これらの観測では、雲は銀河から80 kpc (2.61x10 ^{5光年) 以内にあるとされ、}アンドロメダ銀河の観測では約 50 kpc (1.63x10 ⁵光年) にあるとされています。^[1]両方が利用可能な HVC の場合、Hα 放射によって測定された距離は、直接距離測定によって見つかった距離と一致する傾向があります。^[1]

HVC は通常、電波と可視光線の波長で検出されますが、より高温の HVC の場合は、紫外線や X 線の観測が必要です。中性水素雲は、21 cm の輝線で検出されます。観測により、HVC は外部からの放射線や拡散ハロー媒体を通る HVC の動きによって、外部がイオン化している可能性があることがわかっています。これらのイオン化成分は、Hα 輝線や紫外線の吸収線で検出できます。HVC 内の高温ガスは、OVI、SiIV、CIV の吸収線を示します。

ほとんどの HVC は、約 9000 ケルビンの HVC にとって暖かく中性な媒体であることを示すスペクトル線幅を示します。ただし、多くの HVC は、500 K 未満の冷たいガスも部分的に含んでいることを示す線幅を持っています。

HVC のピーク柱密度(10 ¹⁹ cm ⁻² ) と典型的な距離 (1～15 kpc) の推定値から、天の川銀河の HVC の質量は 7.4x10 ⁷ の範囲と推定されます。^[1] 大マゼラン雲と小マゼラン雲を含めると、総質量はさらに 7x10 ⁸増加します。^[1]${\displaystyle {\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}}$ ${\displaystyle {\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}}$

観測されたHVCの角度の大きさは、10 ³度²から観測の解像度の限界までの範囲です。通常、高解像度の観測では、大きなHVCは多くの小さな複合体で構成されていることがよくあります。HI放射のみでHVCを検出すると、天の川のすべてのHVCが夜空の約37％をカバーします。ほとんどのHVCは、直径が2〜15キロパーセク（kpc）の間です。^[1]

拡散ハロー媒体中を移動する冷たい雲は、散逸を防ぐ何らかのサポートメカニズムがなければ、数億年程度の存続時間があると推定されています。^[1]寿命は主に雲の質量に依存しますが、雲の密度、ハロー密度、雲の速度にも依存します。銀河ハロー内の HVC は、ケルビン・ヘルムホルツ不安定性と呼ばれる現象によって破壊されます。雲の落下によりエネルギーが散逸し、ハロー媒体が必然的に加熱されます。ガス状ハローの多相構造は、HVC の破壊と冷却のライフサイクルが継続していることを示唆しています。

HVC の寿命を延ばすメカニズムとして考えられるのは、遮蔽効果を引き起こす磁場の存在や暗黒物質の存在などですが、HVC に暗黒物質が存在するという確固たる観測的証拠はありません。最も受け入れられているメカニズムは、ケルビン・ヘルムホルツ時間を長くする動的遮蔽です。このプロセスは、HVC の内部が冷たい中性で、外部が暖かく密度が低いために遮蔽され、HI 雲の相対速度が周囲に比べて小さくなることによって機能します。

発見されて以来、HVC の起源を説明するためにいくつかのモデルが提案されてきました。しかし、天の川銀河の観測では、雲の多様性、IVC の明確な特徴、そして明らかに共食い矮小銀河 (マゼラン系など) に関連する雲の存在から、HVC には複数の起源がある可能性が高いことが示されています。この結論は、特定のモデルのほとんどのシミュレーションで雲の挙動の一部は説明できますが、すべてを説明できるわけではないという事実によっても強く裏付けられています。

ヤン・オールトは、HVC を銀河の初期形成から残ったガスとして説明するモデルを開発した。彼は、このガスが銀河の重力の影響の端にある場合、数十億年かけて銀河の円盤に向かって引き戻され、HVC として再び落ち込む可能性があると理論化した。^[2]オールトのモデルは、銀河の観測された化学組成をよく説明した。孤立した銀河 (つまり、水素ガスの継続的な同化がない銀河) を考えると、連続した世代の星が星間物質 (ISM) に重元素をより多く注入するはずである。しかし、太陽近傍の星の調査では、星の年齢に関係なく、同じ元素の相対的な存在量はほぼ同じであることが示されており、これは G 矮星問題として知られるようになった。HVC は、ISM を継続的に希釈する原因となっている原始ガスの一部を表すことで、これらの観測を説明できるかもしれない。^[2]

代替理論は、ガスが銀河から放出され、観測される高速ガスとして再び銀河に落ち込むというものです。銀河の円盤から物質が放出される仕組みを説明するためにいくつかのメカニズムが提案されていますが、銀河の泉の最も一般的な説明は、超新星爆発が複合して物質の大きな「泡」を放出するというものです。ガスは銀河の円盤から放出されているため、放出されたガスの観測された金属量は円盤のものとほぼ同じであるはずです。これは HVC の源としては除外されるかもしれませんが、これらの結論は銀河の泉が IVC の源であることを示唆している可能性があります。^[1]

矮小銀河がより大きな銀河のハローを通過すると、矮小銀河の星間物質として存在するガスが潮汐力と衝突圧によって剥ぎ取られる可能性がある。^{[1]このHVC形成モデルの証拠は、天の川銀河のハローにあるマゼラン流の観測から得られている。この方法で形成されるHVCのやや独特な特徴もシミュレーションによって説明されており、マゼラン流と関連しない天の川銀河のHVCのほとんどは、}矮小銀河とはまったく関連していないようだ。^[1]

現在ベングリオン大学のデイビッド・アイヒラーが提唱し、後にカリフォルニア大学バークレー校のレオブリッツが提唱した別のモデルでは、雲は非常に質量が大きく、銀河間に位置し、重粒子物質が暗黒物質の集中部の近くに溜まることで生成されると想定されている。^[2]暗黒物質とガス間の重力による引力は、周囲の物質が乏しいために雲が急速に消散するはずの銀河間距離でも雲が安定している能力を説明することを意図していた。しかし、ほとんどの高エネルギー宇宙線の距離測定の登場により、この可能性は排除される可能性がある。^[要出典]

銀河のハローガスの起源と運命を調べることは、その銀河の進化を調べることです。HVC と IVC は渦巻銀河の構造の重要な特徴です。これらの雲は、銀河の星形成率 (SFR) を考える上で非常に重要です。天の川銀河のディスクには太陽質量の約 50 億倍の星形成物質があり、SFR は 1～3年^-1です。^[1]銀河の化学進化モデルによると、現在の観測可能な構造を説明するには、この量の少なくとも半分が継続的に蓄積される低金属量物質でなければならないことがわかっています。この蓄積がなければ、SFR は現在の星形成物質があと最大で数ギガ年 (Gyr) しか持たないことを示しています。^[1]${\displaystyle {\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}}$

質量流入モデルでは、HVC からの最大集積率は 0.4 yr ⁻¹とされている。この率は化学進化モデルが要求する値を満たしていない。そのため、さらなるガスが到着するまで、天の川銀河のガス含有量が最低水準に達したり、SFR が低下したりする可能性がある。^[1]そのため、銀河進化の文脈で HVC を議論する場合、会話は主に星形成と、将来の星の物質が銀河系ディスクにどのように燃料を供給するかに関するものとなる。 ${\displaystyle {\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}}$

現在の宇宙モデルであるɅCDMは、銀河がクラスターを形成し、時間の経過とともに網状構造を形成する傾向があることを示している。^{[3]このようなモデルでは、銀河ハローに入る重粒子の大部分は、これらの宇宙フィラメントに沿っている。}ビリアル半径での質量流入の70％は、天の川の進化モデルにおける宇宙フィラメントに沿って流入することと一致している。現在の観測上の制限を考慮すると、天の川に流入するフィラメントの大部分はHIでは見えない。それにもかかわらず、銀河ハロー内の一部のガス雲は、衛星から剥ぎ取られたガスよりも金属量が低いため、雲はおそらく宇宙フィラメントに沿って流入した原始物質であることが示唆されている。このタイプのガスは、約160,000光年（50 kpc）まで検出され、主にホットハローの一部となり、冷却されて凝縮し、銀河系ディスクに落ちて星形成に寄与する。^[1]

機械的なフィードバック機構、超新星または活動銀河核によるガスの流出も、渦巻銀河のハローガスと内部の超高層銀河の起源を理解する上で重要な要素です。天の川銀河のX線とガンマ線の観測は、過去10～15メガ年（Myr）に何らかの中心エンジンのフィードバックが発生した可能性を示しています。さらに、「起源」で説明したように、ディスク全体の「銀河の泉」現象も同様に、天の川銀河の進化をつなぎ合わせる上で重要です。銀河の生涯の間に放出された物質は、観測データ（主に観測された金属含有量）を説明するのに役立つと同時に、将来の星形成に対するフィードバック源を提供します。^[1]

「起源」のセクションでも詳しく説明されているように、衛星銀河の集積は銀河の進化に役割を果たしています。ほとんどの銀河は、より小さな前駆銀河の合体から生まれたと考えられており、このプロセスは銀河の寿命を通じて継続します。^[2]今後 100 億年以内に、さらに多くの衛星銀河が天の川銀河と合体し、天の川銀河の構造に大きな影響を与え、将来の進化を方向付けることは間違いありません。^[2]

渦巻銀河には星形成の可能性のある物質が豊富にあるが、銀河がこれらの資源をどれだけ長く継続的に利用できるかは疑問である。次世代の観測ツールと計算能力は、天の川銀河の過去と未来の技術的な詳細の一部と、HVC が銀河の進化にどのように役割を果たしているかを明らかにするだろう。^[1]

北半球には、マゼラン星団ほどではないものの、いくつかの大きな HVC が存在します(後述)。複合体 A と C は、最初に発見された HVC で、1963 年に初めて観測されました。^{[2]これらの雲は両方とも}重元素が不足していることが判明しており、その濃度は太陽の 10～30% です。^[1]金属量が低いことから、HVC が実際に「新鮮な」ガスをもたらしていることの証拠となっているようです。複合体 C は毎年 0.1～0.2 の新しい物質をもたらしていると推定されていますが、複合体 A はその半分の量しかもたらしません。この新鮮なガスは、星の化学組成を説明するのに十分なほど銀河ガスを適切に希釈するために必要な総量の約 10～20% です。^[2]${\displaystyle {\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}}$

複合体Cは、最もよく研​​究されている高質量VCの1つで、銀河面から少なくとも14,000光年（約4kpc）離れているが、上空45,000光年（約14kpc）以下にある。 [2] また、複合体Cの窒素含有量は太陽の約1/50であることが観測されていることにも注目すべきである。^{[ 2]}高質量星の観測によると、他の重元素と比較して、低質量星よりも窒素の生成量が少ないことがわかっている。これは、複合体Cの重元素が高質量星に由来する可能性があることを意味している。最古の星はより質量の大きい星であったことが知られているため、複合体Cは銀河の外で形成され、太古の宇宙のガスでできた、ある種の化石のように見える。しかし、複合体Cの別の領域に関する最近の研究では、当初報告された値の2倍の金属量が見つかった。^[2]これらの測定結果から、科学者たちは複合体Cが他のより若い近くのガス雲と混ざり始めていると信じるようになりました。

複合体Aは銀河ハロー内に25,000～30,000光年（8～9kpc）離れた位置にある。^[2]

南半球では、最も顕著な HVC はすべてマゼラン系に関連しており、マゼラン系にはマゼラン流と先行腕という 2 つの主要な要素があります。これらは両方とも、大マゼラン雲と小 マゼラン雲(LMC と SMC) からはぎ取られたガスでできています。ガスの半分は減速され、現在は軌道上で雲より遅れています (これが流要素です)。ガスのもう半分 (先行腕要素) は加速され、軌道上で銀河の前方に引き出されています。マゼラン系は銀河系円盤から約 180,000 光年 (55 kpc) 離れていますが、マゼラン流の先端は 300,000～500,000 光年 (100～150 kpc) まで伸びている可能性があります。^[1]銀河系全体は少なくとも3x10 ⁸のHIを銀河ハローに供給していると考えられており、これは天の川銀河のHI質量の約30～50%に相当します。^[1]${\displaystyle {\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}}$

マゼラン雲は、「速度と柱密度の勾配が明確に定義された長く連続した構造」とみなされています。^[1]マゼラン雲の先端の速度は、銀河標準静止座標（GSR）で+300 km/sであると仮定されています。^[1]流雲は、銀河ハロー物質がより遠く、密度がはるかに低い領域に存在するため、他の高電圧雲よりも圧力が低いと考えられています。FUSEは、マゼラン雲に高度にイオン化された 酸素が混ざっていることを発見しました。これは、流雲が高温ガスに埋め込まれている必要があることを示唆しています。

主腕は連続した一本の流れではなく、マゼラン雲の前の領域に見られる複数の雲の集まりです。大質量星雲のフレームでは、その速度は -300 km/s であると考えられています。^{[1]主腕の HVC の 1 つは、SMC と非常によく似た組成を示しています。これは、主腕を構成するガスが銀河から引き離され、}衛星銀河を引き離して天の川銀河に 同化する潮汐力によって銀河の前で加速されたという考えを裏付けているようです。

スミス雲は、南半球で発見され、鷲座に位置する、よく研究されているもう一つの高電圧雲です。

• 星間雲
• 星雲

• 高速雲。

  バート・P・ワッカーとヒューゴ・ヴァン・ウールデン、

  天文学と天体物理学の年次レビュー、

  第35巻、217～266ページ、1997年9月。

• 高速雲「チェーン A」の銀河ハロー内の確認された位置。

  Hugo van Woerden、Ulrich J. Schwarz、Reynier F. Peletier、Bart P. Wakker、Peter MW Kalberla、

  Nature、第400巻、138〜141ページ、1999年7月8日。

  arXiv: arXiv :astro-ph/9907107

• 天の川銀河による低金属量ガスの集積。

  バート・P・ワッカー、J・クリス・ハウク、ブレア・D・サベージ、ヒューゴ・ヴァン・ウールデン、スティーブ・L・タフテ、ウルリッヒ・J・シュワルツ、ロバート・ベンジャミン、ロナルド・J・レイノルズ、レイニエ・F・ペレティエ、ピーター・M・W・カルバーラ、

  Nature、第402巻、第6760号、388〜390ページ、1999年11月25日。

• 天の川銀河の形成と進化。

  クリスティーナ・キアッピーニ

  アメリカの科学者、

  第89巻第6号、506～515ページ;

  2001年11月から12月。

• 天の川銀河ハローの中速雲における分子状水素の遠紫外線分光探査調査。

  P. リヒター、BP ワッカー、BD サベージ、KR センバッハ、

  天体物理学ジャーナル、第586巻、第1号、230〜248ページ、2003年3月20日。

  arXiv: arXiv :astro-ph/0211356

• 銀河の近傍における高度にイオン化された高速ガス。

  KR センバッハ、BP ワッカー、BD サベージ、P. リヒター、M. ミード、JM シュル、EB ジェンキンス、G. ゾンネボーン、HW ムース、

  天体物理学ジャーナル補足シリーズ、第146巻、第1号、165〜208ページ、2003年5月。

  arXiv: arXiv :astro-ph/0207562

• 複合体 C: 天の川銀河に突入する低金属量、高速度の雲。

  トッド・M・トリップ、バート・P・ワッカー、エドワード・B・ジェンキンス、CW・バウワーズ、AC・ダンクス、RF・グリーン、SR・ヒープ、CL・ジョセフ、ME・カイザー、BE・ウッドゲート、

  天文学ジャーナル、第125巻、第6号、pp.3122–3144; 2003年6月。

  DOI: doi :10.1086/374995

  書誌コード:書誌コード:2003AJ....125.3122T