Газ між зорями не однорідний. Він існує у кількох теплових станах одночасно: холодні щільні хмари, розріджений теплий газ і проміжна нестабільна фаза, яка не може довго залишатися в рівновазі. Про це відомо з спостережень у лінії нейтрального водню на довжині хвилі 21 сантиметр, які ведуться десятиліттями. Але досі ці фази описували лише статистично — скільки відсотків газу перебуває в тому чи іншому стані, без прив'язки до конкретних точок простору.
Команда астрономів під керівництвом Джонатана Шелеста вперше побудувала об'ємну карту теплового стану міжзоряного середовища. Робота проходить рецензування для журналу Nature Astronomy.
Три фази газу навколо Сонця
Класична модель міжзоряного середовища виділяє холодну нейтральну фазу з температурою близько сотні кельвінів, теплу нейтральну фазу з температурою у кілька тисяч кельвінів і проміжний термічно нестабільний стан. Останній — не рівноважний: газ у ньому неминуче охолоджується далі або нагрівається, переходячи в один із двох стабільних станів.
Раніше вважалося, що співвідношення цих фаз можна описати лише усередненими цифрами по великих об'ємах простору. Питання, де саме розташовані холодні хмари, а де тепла дифузна складова, залишалося відкритим.
Як побудували карту P3D
Нову карту назвали P3D. Вона охоплює область діаметром близько 1 кілопарсека (приблизно 3260 світлових років) із центром на Сонці, а дані подано на кубічній сітці з кроком 2 парсеки (близько 6,5 світлового року).
Для реконструкції дослідники поєднали три складові. По-перше, наявні тривимірні карти поглинання світла міжзоряним пилом — вони показують, де в просторі концентрується речовина. По-друге, тривимірні карти далекого ультрафіолетового випромінювання — саме воно нагріває нейтральний газ і визначає його хімію. По-третє — модель термохімії нейтрального міжзоряного середовища, яка перетворює ці дані на прогноз температури й фазового стану газу в кожній комірці сітки.
Такий підхід дозволив вперше отримати не статистичну, а просторову картину: конкретно, де в радіусі кількасот парсеків від Сонця розташовані холодні, теплі та нестабільні ділянки газу.
Холодні хмари в теплих оболонках
Карта показала структуру, яку раніше можна було лише припускати. Холодні щільні хмари газу оточені термічно нестабільними оболонками, а вся ця система занурена у поширену теплу фазу, яка заповнює простір між хмарами.
У шарі до 150 парсеків (близько 490 світлових років) від площини Галактики приблизно 41% нейтральної маси, яку простежують за пилом, перебуває саме в термічно нестабільному стані. Це багато — майже половина речовини не в стійкій рівновазі, а в процесі переходу.
Час такого переходу між фазами дослідники оцінили в 2,9–6 мільйонів років. За космічними мірками це швидко: газ постійно циркулює між холодним, нестабільним і теплим станами, а не застигає в одному з них надовго.
Наслідки для моделей зореутворення
Окремий результат стосується внутрішньої динаміки холодної фази. Попри активний фазовий перехід, холодний газ має вузький розподіл густини. Швидкості руху всередині нього не перевищують приблизно 1,5 швидкості звуку — тобто рух транс-звуковий, а не сильно надзвуковий.
Це суперечить припущенню, яке лежить в основі багатьох моделей зореутворення: що холодний газ — однофазний і рухається з сильно надзвуковими швидкостями, створюючи широкий розподіл густини за рахунок ударних хвиль.
Автори схиляються до іншої картини: міжзоряне середовище — це не набір застиглих фаз, а динамічна система, що постійно циклічно змінює стан. Якщо ця інтерпретація підтвердиться, доведеться переглянути моделі, що описують, як із дифузного газу народжуються зорі.
