高速雲

高速雲（HVCs，High-velocity clouds）是在銀河系的銀暈中發現的大量氣體集合。它們在本地靜止標準中的整體運動速度超過70–90km s＜sup＞−1。這些氣體雲的大小可以是巨大的，有些是太陽質量（）的數百萬倍，並且覆蓋了天空的大部分。在銀河系的銀暈和附近的其它星系中都觀察到了它們。

HVCs對理解星系演化很重要，因為它們在星系暈中占了大量的重子。此外，當這些雲落入星系盤中時，除了盤中已經存在稀釋的恆星形成物質外，它們還添加了可以形成恆星的物質。這種新材料有助於維持星系的恆星形成速率（SFR，star formation rate）。

HVCs的起源仍有疑問。沒有一種理論能够解釋銀河系中所有的HVCs。然而，眾所周知，一些HVCs可能是由銀河系和衛星星系之間的相互作用產生的，例如大麥哲倫雲和小麥哲倫雲（分別為LMC和SMC），它們產生了一種眾所周知，稱為麥哲倫星流的HVCs複合體。由於可能產生HVCs的各種可能機制，圍繞HVCs仍有許多問題需要研究人員研究。

觀測史
出現的銀河拱門。]]

在20世紀50年代中期，首次在銀河平面外發現了密集的氣泡。因為銀河系的模型顯示，氣體密度隨著距離銀河平面的距離而降低，這是一個驚人的例外，因此非常值得注意。1956年，有人提出解決方案，認為緻密的氣泡被環繞銀河系的熾熱銀冕穩定下來。受到這一提議的啟發，荷蘭萊頓大學的揚·歐特提出，在遠離銀河平面的銀暈中可能會發現冷氣體雲。

很快的，1963年，它們在1963年通過中性氫無線電發射被定位。相對於銀河盤面中的其它天體，它們以非常高的速度向銀河盤面移動。最初的兩個雲被命名為複合體A和複合體雜C。由於它們異常的速度，這些物體被稱為高速雲，將它們與正常靜止速度的本地標準氣體以及移動速度較慢，稱為{{link-en|中速雲|Intermediate-velocity cloud]]（IVCs）的對應物區分開來。幾位天文學家提出了關於HVCs性質的假設（後來被證明是不準確的），但他們的模型因為在20世紀70年代初發現麥哲倫星流而變得更加複雜，它的行為就像一串HVCs。

在1988年，使用荷蘭的德溫厄洛無線電望遠鏡完成了對北方天空的中性氫無線電發射調查。通過這次調查，天文學家能够探測到更多的HVCs。

在1997年，銀河系中性氫的地圖基本完成，天文學家再次能够探測到更多的HVCs。在20世紀90年代末，使用來自加納利群島的拉帕爾馬島天文臺、哈伯太空望遠鏡以及後來的遠紫外光譜探測器（FUSE）的數據，首次量測了到HVCs的距離。大約在同一時間，也首度量測了HVCs的化學成分。此外，2000年，使用阿根廷的電波望遠鏡完成了對南半球中性氫無線電發射的調查，從中發現了更多的HVCs。在這樣的模型下，大部分進入星系暈的重子都是沿著這些宇宙細絲進入的。70%的質量在維里半徑處流入，與銀河系進化模型中的宇宙細絲一致。鑒於目前的觀測限制，大多數進入銀河系的細絲在HI中是不可見的。儘管如此，銀暈內的一些氣體雲的金屬量低於從衛星星系上剝離的氣體，這表明這些雲可能是沿著宇宙細絲流動的原始物質。這種類型的氣體，可探測到約160,000英里（50 kpc），在很大程度上成為熱暈的一部分，冷卻和冷凝，並落入銀河系盤面，用於恆星形成。

機械反饋機制，超新星驅動或活動星系核驅動的氣體流出，也是理解螺旋星系暈氣體起源和內部HVCs的關鍵因素。銀河系中的X射線和伽馬射線觀測表明，在過去10–15百萬年（Myr）中，可能發生了一些中央引擎反饋。此外，正如"起源"中所描述的那樣，盤面範圍的"銀河噴泉"現象，在拼凑銀河系的演化方面同樣至關重要。在星系生命週期中噴出的物質有助於描述觀測數據（主要是觀測到的金屬量含量），同時為未來的恆星形成提供反饋源。

同樣在"起源"一節中詳細描述了衛星星系吸積在星系演化中起著重要作用。大多數星系被認為是由較小的前體合併而成的，而這個過程在整個星系的生命週期中都在繼續。在接下來的100億年內，更多的衛星星系將與銀河系合併，這肯定會對銀河系的結構產生重大影響，並引導其未來的演化。

螺旋星系有豐富的潜在恆星形成物質來源，但星系能够持續利用這些資源多長時間仍然是個問題。未來一代的觀測工具和計算能力將揭示銀河系過去和未來的一些技術細節，以及HVCs如何在其演化中發揮作用。

高速雲的例子
北半球
在北半球中，儘管沒有達到麥哲倫雲（下面討論）的量級，我們發現了幾個大的HVCs。複合體A和C於1963年首次被觀測到，是最早發現的HVCs。這兩個雲都被發現缺乏重元素，顯示出的濃度為太陽的10-30%。它們的低金屬量量似乎證明HVCs確實會帶來"新鮮"氣體。據估計，複合體C每年會帶來0.1–0.2 \begin{smallmatrix}M_\odot\end{smallmatrix}新材料，而複合體A帶來大約一半的量。這些新鮮氣體約占適當稀釋銀河系氣體，足以解釋恆星化學成分所需總量的10-20%。

複合體C
複合體C是研究得最為深入的HVCs之一，距離銀河平面至少14,000光年（約4kpc），但不超過45,000光年（約14kpc）。還應注意，已觀察到複合體C僅具有太陽所含氮含量的約1/50。對大質量恆星的觀測表明，與其它重元素相比，它們產生的氮比低質量恆星更少。這意味著複合體C中的重元素可能來自大質量恆星。已知最早的恆星是質量更大的恆星，因此複合體C似乎是一種化石：形成於星系外，由來自遠古宇宙的氣體組成。然而，最近對複合體C的另一個區域的研究發現，其金屬含量是最初報導的兩倍。這些量測結果使科學家們相信，複合體C已經開始與附近其它更年輕的氣體雲混合。

複合體A
複合體A位於25,000–30,000光年（8–9 kpc）外的銀暈中
。

南半球
在南半球中，最突出的HVCs都與麥哲倫雲有關，後者有兩個主要組成部分，麥哲倫星流和前臂（Leading Arm）。它們都是由大、小麥哲倫雲，即麥哲倫雲（LMC和SMC）中剝離出來的氣體組成的。一半的氣體被减速，現在在其軌道上落後於雲（這是氣流成分）。另一半的氣體（前臂部分）被加速，並被拉出在其星系軌道上的前方。儘管麥哲倫星流的尖端可能延伸至300,000–500,000光年（100–150 kpc），麥哲倫星系距離銀河系約180,000光年（55 kpc）。整個系統被認為至少貢獻了3x108\begin{smallmatrix}M_\odot\end{smallmatrix}，而銀暈的HI質量約為銀河系HI質量的30-50%。

麥哲倫星流
麥哲倫星流被視為"長而連續的結構，具有明確的速度和柱密度梯度"。在銀河系標準靜止（GSR）框架中，麥哲倫星流頂端的速度被假設為+300km / s。因為它們位於銀暈介質更遙遠且密度更低的區域，星流雲被認為具有比其他HVCs更低的壓力。FUSE發現與麥哲倫星流高度混合的電離氧。這表明氣流必須嵌入熱氣中。

前臂
前臂不是一個連續的流，而是在麥哲倫雲之前的區域發現的多個雲的結合。它被認為在GSR框架中具有 -300km/s的速度。前臂中的一個HVC的組成與SMC非常相似。這似乎支持這樣一種觀點，即構成它的氣體被銀河系拉離，並通過潮汐力在它前面加速，這些潮汐力將它們拉開衛星星系和，將它們拉入銀河系吞噬。

史密斯雲
這是在南半球發現的另一個經過充分研究的HVC。要閱讀更多資訊，請參閱史密斯雲這一條目。

於2008年拍攝的史密斯雲圖像。]]

相關條目

• 星際雲
• 星雲

參考資料
進階讀物
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