Nuvem de alta velocidade - High-velocity cloud

Nuvens de alta velocidade ( HVCs ) são grandes coleções de gás encontradas em todo o halo galáctico da Via Láctea . Seus movimentos em massa no padrão local de repouso têm velocidades que são medidas em excesso de 70–90 km s ^-1 . Essas nuvens de gás podem ser massivas em tamanho, algumas da ordem de milhões de vezes a massa do Sol ( ), e cobrem grandes porções do céu. Eles foram observados no halo da Via Láctea e em outras galáxias próximas. ${\ displaystyle {\ begin {smallmatrix} M _ {\ odot} \ end {smallmatrix}}}$

Os HVCs são importantes para a compreensão da evolução galáctica porque são responsáveis ​​por uma grande quantidade de matéria bariônica no halo galáctico. Além disso, à medida que essas nuvens caem no disco da galáxia, elas adicionam material que pode formar estrelas, além do material diluído de formação de estrelas já presente no disco. Este novo material ajuda a manter a taxa de formação de estrelas (SFR) da galáxia.

As origens dos HVCs ainda estão em questão. Nenhuma teoria explica todos os HVCs na galáxia. No entanto, sabe-se que alguns HVCs são provavelmente gerados por interações entre a Via Láctea e galáxias satélites, como as Grandes e Pequenas Nuvens de Magalhães (LMC e SMC, respectivamente) que produzem um conhecido complexo de HVCs chamado Corrente de Magalhães . Por causa dos vários mecanismos possíveis que poderiam produzir HVCs, ainda existem muitas questões em torno dos HVCs para os pesquisadores estudarem.

História de observação

Em meados da década de 1950, densos bolsões de gás foram descobertos pela primeira vez fora do plano galáctico. Isso foi bastante notável porque os modelos da Via Láctea mostraram que a densidade do gás diminuía com a distância do plano galáctico, tornando isso uma notável exceção. De acordo com os modelos galácticos predominantes, as bolsas densas deveriam ter se dissipado há muito tempo, tornando sua existência no halo bastante confusa. Em 1956, foi proposta a solução de que as bolsas densas eram estabilizadas por uma coroa gasosa quente que circunda a Via Láctea. Inspirado por essa proposta, Jan Oort , da Universidade de Leiden, Holanda, propôs que nuvens de gás frio poderiam ser encontradas no halo galáctico, longe do plano galáctico.

Eles logo foram localizados, em 1963, por meio de sua emissão de rádio de hidrogênio neutro . Eles estavam viajando em direção ao disco galáctico em uma velocidade muito alta em relação a outras entidades no disco galáctico. As duas primeiras nuvens que foram localizadas foram chamadas de Complexo A e Complexo C. Devido às suas velocidades anômalas, esses objetos foram apelidados de "nuvens de alta velocidade", distinguindo-os de ambos os gases no padrão local normal de velocidades de repouso, bem como de seus mais lentos. contrapartes móveis conhecidas como nuvens de velocidade intermediária (IVCs). Vários astrônomos propuseram hipóteses (que mais tarde provaram ser imprecisas) sobre a natureza dos HVCs, mas seus modelos foram ainda mais complicados no início dos anos 1970 com a descoberta do Fluxo de Magalhães , que se comporta como uma série de HVCs.

Em 1988, uma pesquisa no céu setentrional das emissões de rádio de hidrogênio neutro foi concluída usando o radiotelescópio Dwingeloo na Holanda . A partir desta pesquisa, os astrônomos foram capazes de detectar mais HVCs.

Em 1997, um mapa do hidrogênio neutro da Via Láctea estava praticamente completo, novamente permitindo que os astrônomos detectassem mais HVCs. No final de 1990, usando dados da Palma La Observatório nas Ilhas Canárias , o Telescópio Espacial Hubble , e, mais tarde, o Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE), a distância a um HVC foi avaliada pela primeira vez. Na mesma época, a composição química dos HVCs foi medida pela primeira vez. Além disso, em 2000, uma pesquisa do hemisfério sul das emissões de hidrogênio neutro de rádio foi concluída usando o radiotelescópio Villa Elisa na Argentina, a partir do qual ainda mais HVCs foram descobertos.

Observações posteriores do Complexo C mostraram que a nuvem, originalmente considerada deficiente em elementos pesados ​​(também conhecido como metalicidade baixa ), contém algumas seções com uma metalicidade mais alta em comparação com o volume da nuvem, indicando que ela começou a se misturar com outras gás no halo. Usando observações de oxigênio altamente ionizado e outros íons, os astrônomos foram capazes de mostrar que o gás quente no Complexo C é uma interface entre o gás quente e o gás frio.

Características

Estrutura multifásica

HVCs são normalmente os componentes mais frios e mais densos do halo galáctico. No entanto, o halo em si também tem uma estrutura multifásica: hidrogênio neutro frio e denso a temperaturas inferiores a 10 ⁴ K, gás quente e quente a temperaturas entre 10 ⁴ K e 10 ⁶ K, e gás ionizado quente a temperaturas maiores de 10 ⁶ K. Como resultado, as nuvens frias que se movem através do meio difuso do halo têm uma chance de se tornar ionizadas pelo gás cada vez mais quente. Isso pode criar uma bolsa de gás ionizado que circunda um interior neutro em um HVC. A evidência dessa interação do gás quente-frio no halo vem da observação da absorção de OVI.

Distância

Os HVCs são definidos por suas respectivas velocidades, mas as medições de distância permitem estimativas sobre seu tamanho, massa, densidade de volume e até mesmo pressão. Na Via Láctea, as nuvens estão normalmente localizadas entre 2–15 kpc (6,52x10 ³ ly – 4,89x10 ⁴ ly) e em alturas z (distâncias acima ou abaixo do plano galáctico ) dentro de 10 kpc (3,26x10 ⁴ ly). O Fluxo de Magalhães e o Braço Principal estão a ~ 55 kpc (1,79x10 ⁵ ly), perto das Nuvens de Magalhães , e podem se estender a cerca de 100-150 kpc (3,26x10 ⁵ ly – 4,89x10 ⁵ ly). Existem dois métodos de determinação de distância para HVCs.

Restrição de distância direta

O melhor método para determinar a distância de um HVC envolve o uso de uma estrela halo de distância conhecida como padrão para comparação. Podemos extrair informações sobre a distância estudando o espectro da estrela. Se uma nuvem estiver localizada na frente da estrela do halo, linhas de absorção estarão presentes, enquanto se a nuvem estiver atrás da estrela, nenhuma linha de absorção deve estar presente. CaII, H, K e / ou NaII são as linhas de dupla absorção usadas nesta técnica. As estrelas de halo que foram identificadas por meio do Sloan Digital Sky Survey levaram a medições de distância para quase todos os grandes complexos atualmente conhecidos.

Restrição de distância indireta

Os métodos de restrição de distância indireta são geralmente dependentes de modelos teóricos, e suposições devem ser feitas para que funcionem. Um método indireto envolve observações Hα, onde se presume que as linhas de emissão vêm da radiação ionizante da galáxia, atingindo a superfície da nuvem. Outro método usa observações profundas de HI na Via Láctea e / ou Grupo Local com a suposição de que a distribuição de HVCs no Grupo Local é semelhante à da Via Láctea. Essas observações colocam as nuvens a 80 kpc (2.61x10 ⁵ ly) da galáxia, e as observações da Galáxia de Andrômeda as colocam em aproximadamente 50 kpc (1,63x10 ⁵ ly). Para aqueles HVCs onde ambos estão disponíveis, as distâncias medidas por meio da emissão de Hα tendem a concordar com aquelas encontradas por meio de medições de distâncias diretas.

Características espectrais

HVCs são normalmente detectados nos comprimentos de onda de rádio e óptico, e para HVCs mais quentes, observações ultravioleta e / ou raios-X são necessárias. Nuvens neutras de hidrogênio são detectadas através da linha de emissão de 21 cm. As observações mostraram que os HVCs podem ter exteriores ionizados devido à radiação externa ou ao movimento do HVC através de um meio halo difuso. Esses componentes ionizados podem ser detectados através de linhas de emissão de Hα e até mesmo linhas de absorção no ultravioleta. O gás morno-quente em HVCs exibe linhas de absorção OVI, SiIV e CIV.

Temperatura

A maioria dos HVCs mostra larguras de linhas espectrais que são indicativas de um meio neutro e quente para HVCs em cerca de 9000 Kelvin. No entanto, muitos HVCs têm larguras de linha que indicam que eles também são parcialmente compostos de gás frio a menos de 500 K.

Massa

As estimativas sobre a densidade da coluna de pico de HVCs (10 ¹⁹ cm ⁻² ) e distâncias típicas (1-15 kpc) produzem uma estimativa de massa de HVCs na Via Láctea na faixa de 7,4x10 ⁷ . Se a Grande Nuvem de Magalhães e a Pequena Nuvem de Magalhães forem incluídas, a massa total aumentaria em mais 7x10 ⁸ . ${\ displaystyle {\ begin {smallmatrix} M _ {\ odot} \ end {smallmatrix}}}$ ${\ displaystyle {\ begin {smallmatrix} M _ {\ odot} \ end {smallmatrix}}}$

Tamanho

Angulares tamanhos observados para CVHs variar de 10 ³ graus ² para baixo para o limite de resolução das observações. Normalmente, observações de alta resolução eventualmente mostram que HVCs maiores são frequentemente compostos de muitos complexos menores. Ao detectar HVCs somente por meio de emissão HI, todos os HVCs na Via Láctea cobrem cerca de 37% do céu noturno. A maioria dos HVCs tem algo entre 2 e 15 quilo parsecs (kpc) de diâmetro.

Vidas

Estima-se que as nuvens frias que se movem através de um meio halo difuso tenham um tempo de sobrevivência da ordem de algumas centenas de milhões de anos, sem algum tipo de mecanismo de suporte que as impeça de se dissipar. A vida útil depende principalmente da massa da nuvem, mas também da densidade da nuvem, densidade do halo e velocidade da nuvem. HVCs no halo galáctico são destruídos por meio do que é chamado de instabilidade de Kelvin-Helmholtz . A queda das nuvens pode dissipar energia, levando ao inevitável aquecimento do meio halo. A estrutura multifásica do halo gasoso sugere que há um ciclo de vida contínuo de destruição e resfriamento de HVC.

Possíveis mecanismos de suporte

Alguns possíveis mecanismos responsáveis ​​por aumentar a vida útil de um HVC incluem a presença de um campo magnético que induz um efeito de blindagem e / ou a presença de matéria escura ; no entanto, não há evidências observacionais fortes de matéria escura em HVCs. O mecanismo mais aceito é o de blindagem dinâmica, que aumenta o tempo Kelvin-Helmholtz. Este processo funciona devido ao HVC ter um interior neutro frio protegido por um exterior mais quente e de baixa densidade, fazendo com que as nuvens HI tenham velocidades relativas menores em relação ao seu entorno.

Origens

Desde sua descoberta, vários modelos possíveis foram propostos para explicar as origens dos HVCs. No entanto, para observações na Via Láctea, a multiplicidade de nuvens, as características distintas de IVCs e a existência de nuvens que estão claramente associadas a galáxias anãs canibalizadas (ou seja, o Sistema de Magalhães, entre outros) indicam que os HVCs provavelmente têm vários origens. Essa conclusão também é fortemente apoiada pelo fato de que a maioria das simulações para qualquer modelo pode levar em conta alguns comportamentos da nuvem, mas não todos.

Hipótese de Oort

Jan Oort desenvolveu um modelo para explicar HVCs como gás remanescente da formação inicial da galáxia. Ele teorizou que se esse gás estivesse no limite da influência gravitacional da galáxia, ao longo de bilhões de anos ele poderia ser arrastado de volta para o disco galáctico e cair como HVCs. O modelo de Oort explicou a composição química observada do poço da galáxia. Dada uma galáxia isolada (ou seja, sem a assimilação contínua de gás hidrogênio), gerações sucessivas de estrelas devem infundir o Meio Interestelar (ISM) com maior abundância de elementos pesados. No entanto, exames de estrelas na vizinhança solar mostram aproximadamente as mesmas abundâncias relativas dos mesmos elementos, independentemente da idade da estrela; isso ficou conhecido como o problema do G anão . Os HVCs podem explicar essas observações representando uma porção do gás primordial responsável pela diluição contínua do ISM.

Fonte galáctica

Uma teoria alternativa centra-se no gás sendo ejetado para fora da galáxia e voltando como o gás de alta velocidade que observamos. Existem vários mecanismos propostos para explicar como o material pode ser ejetado do disco galáctico, mas a explicação mais comum da Fonte Galáctica centra-se na composição de explosões de supernova para ejetar grandes "bolhas" de material. Como o gás está sendo ejetado do disco da galáxia, a metalicidade observada do gás ejetado deve ser semelhante à do disco. Embora isso possa ser descartado para a fonte de HVCs, essas conclusões podem apontar para a Fonte Galáctica como a fonte de IVCs.

Acreção de galáxias satélites

À medida que as galáxias anãs passam pelo halo de uma galáxia maior, o gás que existe como meio interestelar da galáxia anã pode ser eliminado pelas forças das marés e pela redução da pressão ram . A evidência para este modelo de formação de HVC vem de observações do Fluxo de Magalhães no halo da Via Láctea. As características um tanto distintas dos HVCs formados desta forma também são explicados por simulações, e a maioria dos HVCs na Via Láctea que não estão associados ao Fluxo de Magalhães não parecem estar de todo associados a uma galáxia anã .

Matéria escura

Outro modelo, proposto por David Eichler, agora na Universidade Ben Gurion, e mais tarde por Leo Blitz da Universidade da Califórnia em Berkeley, assume que as nuvens são muito massivas, localizadas entre galáxias e criadas quando o material bariônico se acumula perto de concentrações de matéria escura . A atração gravitacional entre a matéria escura e o gás pretendia explicar a capacidade das nuvens de permanecerem estáveis ​​mesmo em distâncias intergalácticas, onde a escassez de material ambiente deve fazer com que as nuvens se dissipem rapidamente. No entanto, com o advento das determinações de distância para a maioria dos HVCs, essa possibilidade pode ser descartada.

Evolução galáctica

Investigar a origem e o destino do gás halo de uma galáxia é indagar sobre a evolução dessa galáxia. HVCs e IVCs são características significativas da estrutura de uma galáxia espiral. Essas nuvens são de importância primária quando se considera a taxa de formação estelar de uma galáxia (SFR). A Via Láctea tem aproximadamente 5 bilhões de massas solares de material de formação de estrelas em seu disco e um SFR de 1-3 anos ^-1 . Os modelos de evolução química galáctica descobriram que pelo menos metade dessa quantidade deve ser continuamente agregada, material de baixa metalicidade para descrever a estrutura atual observável. Sem este acréscimo, os SFRs indicam que o material de formação estelar atual durará apenas mais alguns gigayears (Gyr) no máximo. ${\ displaystyle {\ begin {smallmatrix} M _ {\ odot} \ end {smallmatrix}}}$

Modelos de influxo de massa colocam uma taxa de acreção máxima de 0,4 ano- ¹ de HVCs. Essa taxa não atende ao que é exigido pelos modelos evolutivos químicos. Assim, é possível que a Via Láctea passe por um ponto baixo no teor de gás e / ou diminua seu SFR até a chegada de mais gás. Consequentemente, ao discutir HVCs no contexto da evolução galáctica, a conversa é amplamente preocupada com a formação de estrelas e como o futuro material estelar alimenta o disco galáctico. ${\ displaystyle {\ begin {smallmatrix} M _ {\ odot} \ end {smallmatrix}}}$

O modelo atual para o universo, ɅCDM, indica que as galáxias tendem a se agrupar e atingir uma estrutura semelhante a uma teia ao longo do tempo. Sob tais modelos, a grande maioria dos bárions que entram em um halo galáctico o faz ao longo desses filamentos cósmicos. 70% do influxo de massa no raio virial é consistente com a chegada ao longo dos filamentos cósmicos nos modelos evolucionários da Via Láctea. Dadas as limitações observacionais atuais, a maioria dos filamentos que alimentam a Via Láctea não são visíveis em HI. Apesar disso, algumas nuvens de gás dentro do halo da Galáxia têm metalicidade mais baixa do que o gás retirado dos satélites, sugerindo que as nuvens são material primordial provavelmente fluindo ao longo dos filamentos cósmicos. O gás desse tipo, detectável em ~ 160.000 ly (50 kpc), torna-se amplamente parte do halo quente, esfria e condensa e cai no disco galáctico para servir na formação de estrelas.

Mecanismos de feedback mecânico, fluxos de gás impulsionados por supernovas ou por núcleos galácticos ativos, também são elementos-chave na compreensão da origem do gás halo de uma galáxia espiral e dos HVCs dentro deles. As observações de raios-X e raios gama na Via Láctea indicam a probabilidade de algum feedback do motor central ter ocorrido nos últimos 10-15 megayears (Myr). Além disso, conforme descrito em "origens", o fenômeno da "fonte galáctica" em todo o disco é igualmente crucial para juntar os pedaços da evolução da Via Láctea. Os materiais ejetados no decorrer da vida de uma galáxia ajudam a descrever os dados observacionais (conteúdo de metalicidade observado principalmente), ao mesmo tempo que fornecem fontes de feedback para a futura formação de estrelas.

Da mesma forma detalhado na seção "origens", o acréscimo de satélites desempenha um papel na evolução de uma galáxia. Supõe-se que a maioria das galáxias resulta da fusão de precursores menores, e o processo continua ao longo da vida de uma galáxia. Nos próximos 10 bilhões de anos, outras galáxias satélites se fundirão com a Via Láctea, com certeza impactarão significativamente a estrutura da Via Láctea e orientarão sua evolução futura.

Galáxias espirais têm fontes abundantes de material de formação estelar em potencial, mas por quanto tempo as galáxias são capazes de usar continuamente esses recursos permanece em dúvida. Uma geração futura de ferramentas de observação e habilidades computacionais lançará luz sobre alguns dos detalhes técnicos do passado e futuro da Via Láctea, bem como como os HVCs desempenham um papel em sua evolução.

Exemplos de HVCs

Hemisfério norte

No hemisfério norte , encontramos vários HVCs grandes, embora nada na ordem do Sistema de Magalhães (discutido abaixo). Os complexos A e C foram os primeiros HVCs descobertos e foram observados pela primeira vez em 1963. Ambas as nuvens foram consideradas deficientes em elementos pesados , mostrando uma concentração que é 10-30% do Sol. Sua baixa metalicidade parece servir como prova de que os HVCs realmente trazem gás “fresco”. Estima-se que o Complexo C traga 0,1–0,2 de novo material a cada ano, enquanto o Complexo A traz cerca de metade dessa quantidade. Este gás fresco é cerca de 10-20% do total necessário para diluir adequadamente o gás galáctico o suficiente para explicar a composição química das estrelas. ${\ displaystyle {\ begin {smallmatrix} M _ {\ odot} \ end {smallmatrix}}}$

Complexo C

O complexo C, um dos HVCs mais bem estudados, está a pelo menos 14.000 ly (cerca de 4 kpc) de distância, mas não mais do que 45.000 ly (cerca de 14 kpc) acima do plano galáctico . Também deve ser observado que o Complexo C tem cerca de 1/50 do conteúdo de nitrogênio que o Sol contém. As observações de estrelas de alta massa indicam que elas produzem menos nitrogênio, em comparação com outros elementos pesados, do que estrelas de baixa massa. Isso implica que os elementos pesados ​​no Complexo C podem vir de estrelas de grande massa. Sabe-se que as primeiras estrelas eram estrelas de massa mais elevada e, portanto, o Complexo C parece ser uma espécie de fóssil, formado fora da galáxia e composto de gás do universo antigo. No entanto, um estudo mais recente de outra área do Complexo C encontrou uma metalicidade duas vezes maior do que o relatado originalmente. Essas medições levaram os cientistas a acreditar que o Complexo C começou a se misturar com outras nuvens de gás próximas, mais jovens.

Complexo A

O complexo A está localizado a 25.000–30.000 anos (8–9 kpc) de distância no halo galáctico .

Hemisfério sul

No hemisfério sul , os HVCs mais proeminentes estão todos associados ao Sistema de Magalhães, que tem dois componentes principais, a Corrente de Magalhães e o Braço Principal. Ambos são feitos de gás que foi extraído das Grandes e Pequenas Nuvens de Magalhães (LMC e SMC). Metade do gás foi desacelerado e agora está atrás das nuvens em suas órbitas (este é o componente do fluxo). A outra metade do gás (o componente do braço principal) foi acelerada e puxada para a frente das galáxias em sua órbita. O Sistema de Magalhães está a cerca de 180.000 ly (55 kpc) do disco galáctico, embora a ponta da Corrente de Magalhães possa se estender por até 300.000–500.000 ly (100-150 kpc). Acredita-se que todo o sistema contribua com pelo menos 3x10 ⁸ de HI para o halo galáctico, cerca de 30-50% da massa de HI da Via Láctea . ${\ displaystyle {\ begin {smallmatrix} M _ {\ odot} \ end {smallmatrix}}}$

Riacho de Magalhães

O Fluxo de Magalhães é visto como uma "estrutura longa e contínua com uma velocidade bem definida e gradiente de densidade de coluna ". A velocidade na ponta do Fluxo de Magalhães é a hipótese de ser +300 km / s no referencial Galactic-standard-of-rest (GSR). Acredita-se que as nuvens de fluxo tenham uma pressão mais baixa do que outras HVCs porque residem em uma área onde o meio do halo galáctico está mais distante e tem uma densidade muito menor. O FUSE encontrou oxigênio altamente ionizado misturado com a Corrente de Magalhães. Isso sugere que o fluxo deve ser embutido em gás quente.

Braço Principal

O Braço Principal não é um fluxo contínuo, mas sim uma associação de várias nuvens encontradas na região anterior às Nuvens de Magalhães. Acredita-se que ele tenha uma velocidade de −300 km / s no referencial GSR. Um dos HVCs no braço principal mostra uma composição muito semelhante ao SMC. Isso parece apoiar a ideia de que o gás que o compõe foi retirado da galáxia e acelerado na frente dela por meio de forças de maré que separam as galáxias satélites e as assimilam na Via Láctea.

Nuvem de Smith

Este é outro HVC bem estudado encontrado no hemisfério sul. Para ler mais, consulte o artigo Smith's Cloud .

Veja também

• Nuvem interestelar
• Nebulosa

Referências

Leitura adicional

• Nuvens de alta velocidade.

  Bart P. Wakker e Hugo van Woerden,

  Revisão Anual de Astronomia e Astrofísica,

  Vol. 35, páginas 217–266; Setembro de 1997.

• Uma localização confirmada no halo galáctico para a nuvem de alta velocidade “Cadeia A”.

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

  Nature, vol. 400, páginas 138–141; 8 de julho de 1999.

  arXiv: arXiv : astro-ph / 9907107

• Acreção de gás de baixa metalicidade pela Via Láctea.

  Bart P. Wakker, J. Chris Howk, Blair D. Savage, Hugo van Woerden, Steve L. Tufte, Ulrich J. Schwarz, Robert Benjamin, Ronald J. Reynolds, Reynier F. Peletier e Peter MW Kalberla,

  Nature, vol. 402, No. 6760; páginas 388–390; 25 de novembro de 1999.

• A formação e evolução da Via Láctea.

  Cristina Chiappini,

  Cientista americano,

  Vol. 89, No. 6, páginas 506-515;

  Novembro a dezembro de 2001.

• Um estudo exploratório espectroscópico ultravioleta distante de hidrogênio molecular em nuvens de velocidade intermediária no halo da Via Láctea.

  P. Richter, BP Wakker, BD Savage e KR Sembach,

  Astrophysical Journal, Vol. 586, No. 1, páginas 230-248; 20 de março de 2003.

  arXiv: arXiv : astro-ph / 0211356

• Gás de alta velocidade altamente ionizado nas proximidades da galáxia.

  KR Sembach, BP Wakker, BD Savage, P. Richter, M. Meade, JM Shull, EB Jenkins, G. Sonneborn e HW Moos,

  Astrophysical Journal Supplement Series, Vol. 146, No. 1, páginas 165–208; Maio de 2003.

  arXiv: arXiv : astro-ph / 0207562

• Complexo C: Uma nuvem de baixa metalicidade e alta velocidade mergulhando na Via Láctea.

  Todd M. Tripp, Bart P. Wakker, Edward B. Jenkins, CW Bowers, AC Danks, RF Green, SR Heap, CL Joseph, ME Kaiser, BE Woodgate,

  The Astronomical Journal, Volume 125, Issue 6, pp. 3122–3144; Junho de 2003.

  DOI: doi : 10.1086 / 374995

  Código Bibliográfico: Bibcode : 2003AJ .... 125.3122T