по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу

Прямые наблюдения, свидетельствующие о наличии аккреции и оттока газа

Отток газа

Наблюдаемых подтверждений наличия аккреции или оттока газа из галактик в настоящее время немного. Диффузное тепловое ренгеновское излучение предоставляет уникальную возможность отследить аккрецию или отток газа в окрестностях галактик со звёздообразованием, а также взаимодействие таких галактик с межгалактической средой. Так, наблюдения с ренгеновского спутника Chandra 10 галактик, видимых практически с ребра (7 из них — галактики со вспышкой звёздообразования, а 3 — нормальные галактики) показали, что большинство галактик со вспышкой звёздообразования однозначно обнаруживает наличие оттока газа (рис. 30), Стрикленд и др. [77]. В то же время горячий газ за пределами диска был найден лишь у одной нормальной (т.е. без вспышки SF) галактики из трёх (Стрикленд, [78]) — NGC 891 (рис. 31) и природа этого излучения пока не вполне ясна, так что Стрикленд задаётся вопросом, есть ли вообще за пределами дисков нормальных галактик тёплый и горячий ионизованный газ, радиоизлучение, заметное количество пыли или же излучение просто слишком слабо, чтобы всё это можно было обнаружить.

Рис. 30: Составные ``false color'' изображения 10 видимых с ребра галактик: со вспышкой звёздообразования — М82 (a), NGC 1482 (b), NGC 253 (c), NGC368 (d), NGC 3079 (e) и (k), NGC 4959 (f), NGC 4631 (g) и нормальных — NGC 6503 (h), NGC 891 (i) и NGC 4244 (j). Размер изображений (a)-(j) составляет 20х20кпс, изображения (k) — 40х40кпс. Излучение в линии H_α показано красным цветом, в оптике (R-полоса) — зелёным, а в мягком рентгене в диапазоне 0.3-2.0 кэВ — синим  [77].

Рис. 31: Рентгеновские изображения Chandra и оптические изображения нормальной галактики NGC 891, видимой с ребра [79].

Хотя Стрикленд и др. [77, 79] относят NGC 891 к нормальным галактикам без вспышки звёздообразования, Оостерлоо и др. [80] приходят к выводу, что заметная часть наблюдаемого у NGC 891 протяжённого HI гало у может быть веществом галактических фонтанов, что предполагает наличие активного звёздообразования.

Трудность обнаружения аккреции может быть связана с тем, что аккрецирующее вещество перемешивается с веществом галактических фонтанов, которое выбрасывается из диска (рис. 32).

Рис. 32: Газ из галактических фонтанов вылетает из диска и сметает газ гало до того, как облако потеряет часть своего углового момента и вернётся в диск  [81].

Крупномасштабная структура Вселенной. Не связанный с галактикой газ

Аргумент в пользу существования аккреции даёт космологическое моделирование формирования галактик: теория показывает, что изначально однородно распределённое вещество во Вселенной должно было сколлапсировать в сеть пустот и филаментов и, как считается, по филаментам на галактики может аккрецировать вещество. На рисунке 33 показана перемычка из горячего газа между далёкими скоплениями, по-видимому, являющаяся элементом сети.

Рис. 33: Рентгеновское 0,5-2,0кЭв изображение Abell222 и Abell223. Хорошо виден филамент, связывающий два массивных скопления [83].

Численное моделирование также успешно воспроизводит эту сеть филаментов (см. рис. 34).

Рис. 34: Космическая барионная сеть: (a) — пространственное распределение тёпло-горячего газа с T = 10⁵ − 10⁷ K на z = 0. Красные точки в центрах жёлтых ``узлов'' — галактики. (b) и (c) — пространственное распределение логарифмов плотности и температуры газа на небольшом участке космической барионной сети [84].

Считается, что газ в филаментах горячий, однако Арасил и др. [82], изучая несколько галактических скоплений Эйбелла, не нашли убедительных данных в пользу существования тёплого или горячего газа в филаментах: газ в изученых ими филаментах оказался относительно холодным и фотоинизованным.

Танака и др. [85] представили спектроскопическое подтверждение существования гигантской упорядоченной структуры вокруг скопления CL0016 с красным смещением z = 0.55 (см. рис. 35).

Рис. 35: Распределение спектроскопических объектов [85]. Красными кружочками показаны галактики с красным смещением 0.530 < z < 0.565. Синими точками показаны галактики с красными смещениями, выходящими за рамки этого интервала. Группы галактик на красных смещениях скопления CL0016 показаны стрелками.

В некоторых E/S0 галактиках обнаружен газ, количество которого не связано ни со светимостью, ни с возрастом звёздного населения. Аккреция межгалактического вещества может играть важную роль в формировании протяжённого HI гало в галактике NGC 891, т.к. в нём наблюдается вещество, которое движется с отставанием. Кроме того, в NGC 891 обнаружен филамент протяжённостью порядка 22 кпс (рис. 37, слева), расположенный практически перпендикулярно по отношению к диску, и два облака с аномальными скоростями, которые не могут быть выброшены из галактики, т.к. вращаются в противоположную сторону со скоростями ~50 км/сек и ~90 км/сек (рис. 36)  [80,81].

Рис. 36: Облака ``запрещённого газа'' (``forbidden gas'') в NGC 891, вращающиеся в противоположную сторону. Эти изолированные от галактики объекты показаны стрелками [81].

Они являются наиболее яркими свидетельствами наличия аккреции. Аналогичные облака, которые называют ``запрещённым газом'' (``forbidden gas''), обнаружены также в галактиках NGC 4559, NGC 5746 и NGC 6946 [81].

Фратернали [81] предложил два метода обнаружения экстра-планарного газа: сравнение оптического изображения галактики с изображением HI и изучение скорости вращения газа, поиск компоненты, которая движется с иными скоростями, чем диск (рис. 37, 38).

Рис. 37: Два метода обнаружения экстра-планарного газа: слева — полная карта HI (синие контуры), наложенная на оптическое изображение (оранжевый) видимой с ребра галактики NGC 891. Экстра-планарный газ окружает галактический диск и заметно отделён от него, в правом верхнем углу виден филамент, который выдаётся на 20 кпк. Справа — измеренная вдоль большой оси скорость вращения NGC 2403. Экстра-планарный газ кинематически отделён от диска (кривая вращения диска показана белыми точками), наблюдается слабая компонента, которая вращается медленнее диска [81].

Рис. 38: HI филамент в NGC 2403: слева оптическое изображение галактики, наложенное на карту HI (контуры), справа — филамент длиной 8 кпк, кинематически (на величину ~90 км/сек) отделённый от нормального диска [81].

Аккреция тёплого газа из гало

Путман и др [86] рассмотрели ещё одну гипотезу возникновения ``горючего'' для поддержания наблюдаемых темпов звёздообразования в галактиках. Они предположили, что раз в галактических гало не наблюдается облаков холодного газа (более того, численное моделирование показывает, что во время движения облака холодного газа в гало быстро разрушаются при взаимодействии с веществом гало), то холодный газ может образовываться на границе гало и диска при охлаждении тёплого газа. Наблюдения нашей Галактики высказываются в пользу этой теории: Путман и др. [86] обнаружили свидетельства аккреции тёплого вещества на нашу Галактику (рис. 41(a)) и существование маленьких холодных облаков на границе гало и диска (рис. 41(b)).

Рис. 39: Данные наблюдений нашей Галактики: (a) — средняя скорость по всем наблюдениям H_α WHAM на b > 70^o (вверху) и b < −70^o (внизу). Смещение в сторону отрицательных скоростей на обеих панелях свидетельствует о падении на Галактику тёплого вещества. (b) — маленькие холодные облака HI на границе гало и диска. [86].

Высокоскоростные динамические облака

Прямым свидетельством наличия аккреции газа является существование высокоскоростных динамически обособленных облаков HI (HVCs).

Рис. 40: Карта распределения аккрецирующего HI относительно галактического диска (по B. Wakker, University of Wisconsin) [87].

В 1972 году Ларсон первым предположил, что ``горючим'' для поддержания звёздообразования могут быть высокоскоростные облака HI, у которых наблюдаются аномальные скорости по отношению к дифференциальному вращению Галактики. Чтобы ответить на вопрос о природе HVCs (являются ли они космологическими реликтами — продуктами приливного взаимодействия с близкими карликовыми галактиками или же они образовались из газа, покинувшего галактику в результате взрывов сверхновых), нужно, в частности, определить их металличность. В настоящее время известна металличность всего лишь нескольких HVCs, она лежит в пределах 0.1 Z_sun < Z < 0.5 Z_sun, получается, что высокоскоростные облака по крайней мере в 10-30 раз более металличные, чем dSphs Местной Группы, и поэтому природу облаков трудно объяснить чистой аккрецией. Расстояние до большинства HVCs нашей Галактики тоже пока не определено [88]. Наблюдения высокоскоростных облаков показывают, что они могут обеспечить аккрецию холодного газа со скоростью порядка 0.2 M_sun/год [89], а т.к. темпы аккреции, необходимые для поддержания наблюдаемых темпов звёздообразования, составляют 1 M_sun/год, то нужно (помимо HVCs) искать другие источники притока холодного газа в галактики.

В настоящее время высокоскоростные облака HI обнаружены в нашей Галактике и в некоторых других спиральных галактиках. Изучая спиральную галактику NGC 6946,

Рис. 41: (a) — оптическое изображение NGC 6946, (b) — изображение HI в том же масштабе [90].

Боосма и др. [90] обнаружили большое количество HVCs, скорости которых относительно галактики достигают 100 км/сек. Большинство облаков высокоскоростного газа наблюдается в области ярких внутренних частей оптического диска галактики, облака вращаются в том же направлении, что и диск, но несколько отстают от него. Похожим образом ведут себя HI гало и в других близких галактиках (NGC 891 и NGC 2403), а также в нашей Галактике. Наличие HVCs свидетельствует о недавнем приливном взаимодействии или малом мержинге [90].

Природа образования HVCs пока не ясна. Бинней и др. [91] пришли к заключению, что высокоскоростные холодные облака, наблюдаемые вокруг Млечного Пути и некоторых других дисковых галактик, не могут быть результатом тепловых неустойчивостей горячего вещества галактической короны. Также ни одна из стационарных моделей Джинса не может воспроизвести все наблюдаемые кинематические характеристики экстра-планарного газа [92], т.е. движение облаков не является чисто баллистическим и столкновения между облаками и корональным газом, а также, возможно, обмен массой между ними, играют важную динамическую роль.

Версия для печати