Regija H II

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi na iskanje
NGC 604 , velikanska regija H II v galaksiji Trikotnik .

Regija (območje) H II ali območje ioniziranega vodika (vrsta emisijske meglice ) je vroč plazemski oblak v premeru več sto svetlobnih let in je območje intenzivnega nastajanja zvezd . V tej regiji se rodijo mlade vroče modrikasto bele zvezde , ki oddajajo obilno ultravijolično svetlobo in s tem ionizirajo okoliško meglico.

Regije H II lahko rodijo na tisoče zvezd v obdobju le nekaj milijonov let. Sčasoma eksplozije supernov in močni zvezdni vetrovi, ki izvirajo iz najmasivnejših zvezd v nastali zvezdni kopici, razpršijo pline v tem območju in se spremeni v skupino, kot so Plejade .

Te regije so dobile ime po veliki količini ioniziranega atomskega vodika (tj. samo mešanice protonov in elektronov ), ki so ga astronomi označili kot H II ( območje HI je območje nevtralnega vodika, H 2 pa pomeni molekularni vodik). Vidimo jih na znatnih razdaljah po vsem vesolju in preučevanje takšnih regij, ki jih najdemo v drugih galaksijah, je pomembno za določitev razdalje do slednjih in njihove kemične sestave .

Zgodovina opazovanja

Aktivno območje nastajanja zvezd - meglica Carina

Več najsvetlejših območij H II je vidnih s prostim očesom . Toda očitno nobena od njih ni bila opisana pred izumom teleskopa (na začetku 17. stoletja ): dve najsvetlejši od njih - Orionova meglica in Tarantula - sta bili sprva zamenjani za zvezde , prva pa je bila označena kot θ Orion , drugi pa kot 30 zlatih ribic. Kasneje je Galileo opisal zvezdno kopico Trapezium , ki se nahaja znotraj meglice Orion, vendar same meglice ni opazil - njen odkritelj (leta 1610 ) se šteje za francoskega opazovalca Nicholas-Claude Fabri de Peyresque . Od teh zgodnjih opazovanj je bilo v naši in drugih galaksijah odkritih veliko več regij H II.

Leta 1774 je meglico Orion opazil William Herschel in jo opisal kot "brezoblično ognjeno meglo, kaotično snov bodočih sonc." Ta hipoteza se je začela potrjevati šele skoraj sto let pozneje, leta 1864 , ko je William Huggins (s pomočjo svojega prijatelja, kemika Williama Millerja , ki je živel v sosednji hiši) s svojim spektroskopom raziskoval več različnih meglic. Nekatere, kot je meglica Andromeda , so dale spektre, podobne spektrom zvezd, in izkazalo se je, da so galaksije, sestavljene iz sto milijonov posameznih zvezd.

Spektri drugih meglic so bili videti drugače. Namesto intenzivnega neprekinjenega spektra s prekrižanimi absorpcijskimi linijami je imela meglica Mačje oko (prva plinska meglica, ki jo je preučil Huggins) in drugi podobni objekti, le majhno število emisijskih linij [1] . Podoben rezultat je Huggins dobil leto pozneje za meglico Orion [2] . Najsvetlejši teh vrstic še eno valovno dolžino 500.7 nm , kar je v nasprotju s katerimkoli znanim kemijskim elementom . Sprva je bilo predlagano, da ta linija pripada novemu kemičnemu elementu. Torej je podobna ideja pri preučevanju spektra Sonca leta 1868 privedla do odkritja helija . Nov element je bil imenovan nebulium (iz latinske meglice - "meglica").

Medtem ko je bil helij izoliran na Zemlji kmalu po odkritju v sončnem spektru, meglica ni nastala. Leta 1927 je Henry Norris Russell predlagal, da valovna dolžina 500,7 nm ne pripada novemu elementu, temveč že znanemu elementu, vendar pod neznanimi pogoji [3] .

Že istega leta je Ira Sprague Bowen pokazala, da lahko v plinu izjemno nizke gostote elektroni zapolnijo vzbujeno metastabilno energijsko raven atomov in ionov , ki pri višji gostoti zaradi trkov izgubi to lastnost [4] . Elektronski prehodi iz ene od teh ravni v dvakrat ioniziranem kisiku povzročijo črto pri 500,7 nm. Te spektralne črte se imenujejo prepovedane črte in jih je mogoče opaziti samo pri plinih z nizko gostoto [5] . Tako je bilo dokazano, da so meglice sestavljene iz izjemno redkega plina.

Opazovanja v 20. stoletju so pokazala, da regije H II pogosto vsebujejo svetle in vroče OB zvezde. Takšne zvezde so večkrat masivnejše od Sonca, vendar imajo kratko življenjsko dobo, le nekaj milijonov let (za primerjavo, življenjska doba zvezd, kot je Sonce, je nekaj milijard let). Kot rezultat, je bila domneva, da so regije H II regije aktivnega nastajanja zvezd. V nekaj milijonih let se znotraj takšnega območja oblikuje zvezdna kopica , nato pa sevalni pritisk nastalih vročih mladih zvezd razprši meglico. Če preostali grozd ni dovolj masiven in gravitacijsko vezan , se lahko spremeni v tako imenovano OB-asociacijo [6] . Plejade so primer zvezdne kopice, zaradi katere je "izhlapela" območje H II, ki ga tvori, in za sabo pustila le ostanke odsevne meglice .

Življenjski cikel in klasifikacija

Del meglice Tarantula , ogromne regije H II v Velikem Magellanovem oblaku .

Izvor

Predhodnik regije H II je ogromen molekularni oblak . Je zelo hladen (10–20 ° K ) in gost oblak, sestavljen predvsem iz molekularnega vodika. Takšni predmeti so lahko dolgo časa v stabilnem, »zamrznjenem« stanju, vendar lahko udarni valovi zaradi eksplozije supernove [7] , »trkov« oblakov [8] in magnetnih vplivov [9] povzročijo kolaps dela oblak. To pa povzroči proces nastajanja zvezd v oblaku (za več podrobnosti glejte evolucija zvezd ). Nadaljnji razvoj regije lahko razdelimo na dve fazi: fazo oblikovanja in stopnjo širitve [10] .

Na stopnji nastanka najbolj masivne zvezde v regiji dosežejo visoke temperature in njihovo trdo sevanje začne ionizirati okoliški plin. Visokoenergetski fotoni se širijo skozi okoliško snov z nadzvočno hitrostjo in tvorijo ionizacijsko fronto . Z oddaljenostjo od zvezde se ta fronta upočasni zaradi geometrijskega slabljenja in rekombinacijskih procesov v ioniziranem plinu. Čez nekaj časa se njegova hitrost zmanjša na hitrost, ki je približno dvakrat večja od hitrosti zvoka. V tem trenutku prostornina vročega ioniziranega plina doseže Stromgrenov polmer in se začne širiti pod lastnim tlakom.

Razširitev ustvari nadzvočni udarni val, ki stisne material meglice. Ker se hitrost ionizacijske fronte še naprej zmanjšuje, jo v nekem trenutku udarni val prehiti; in med obema sfernima frontama nastane vrzel, napolnjena z nevtralnim plinom. Tako se rodi območje ioniziranega vodika.

Življenjska doba regije H II je nekaj milijonov let. Lahki pritisk zvezd prej ali slej "izpihne" večino plina meglice. Celoten proces je zelo »neučinkovit«: manj kot 10 % plina v meglici bo imelo čas za nastanek zvezd, preden se preostali plin »obrabi«. Proces izgube plina olajšajo tudi eksplozije supernov med najmasivnejšimi zvezdami, ki se začnejo že nekaj milijonov let po nastanku meglice ali celo prej [11] .

Morfologija

V najpreprostejšem primeru ena sama zvezda znotraj meglice ionizira skoraj sferično območje okoliškega plina, imenovano Stromgrenova krogla . Toda v resničnih pogojih interakcija ioniziranih območij iz številnih zvezd, pa tudi širjenje segretega plina v okoliški prostor z ostrim gradientom gostote (na primer onstran meje molekularnega oblaka) določata zapleteno obliko meglice. . Na njegovo obliko vplivajo tudi eksplozije supernove. V nekaterih primerih nastanek velike zvezdne kopice znotraj cone H II vodi v njeno "devastacijo" od znotraj. Takšen pojav opazimo na primer v primeru NGC 604 , velikanske regije H II v galaksiji Trikotnik .

Razvrstitev območij H II

Zibelke zvezd

Bockove globule v IC 2944 , cona H II.

Rojstvo zvezd v območjih H II je skrito pred nami z debelino oblakov plina in prahu, ki obdajajo nastajajoče zvezde. Šele ko lahki pritisk zvezde razredči ta svojevrsten "kokon", postane zvezda vidna. Prej so bila gosta območja z zvezdami v notranjosti videti kot temne silhuete na ozadju preostale ionizirane meglice. Takšne formacije so znane kot Bockove krogle , po astronomu Bartu Bocku , ki je v štiridesetih letih prejšnjega stoletja predstavil idejo, da bi lahko bile rojstni kraji zvezd.

Potrditev Bockove hipoteze se je pojavila šele leta 1990 , ko so znanstveniki z opazovanji v infrardečem spektru končno lahko pogledali skozi debelino teh kroglic in videli mlade zvezdne predmete v notranjosti. Zdaj se verjame, da povprečna krogla vsebuje snov z maso okoli 10 sončnih mas v vesolju v premeru približno svetlobno leto, in takšne krogle nato tvorijo dvojne ali večkratne zvezdne sisteme [12] [13] [14] .

Poleg dejstva, da so regije H II mesta nastanka zvezd, obstajajo dokazi, da lahko vsebujejo planetarne sisteme . Teleskop Hubble je v Orionovi meglici našel na stotine protoplanetarnih diskov . Zdi se, da je vsaj polovica mladih zvezd v tej meglici obdana z diskom plina in prahu, za katerega se domneva, da vsebuje celo večkrat več materiala, kot je potrebno za tvorbo planetarnega sistema, kot je naš .

Specifikacije

fizične značilnosti

Regije H II se močno razlikujejo po fizikalnih parametrih. Njihove velikosti segajo od tako imenovanih "ultra-kompaktnih" (premer eno svetlobno leto ali manj) do velikanskih (nekaj sto svetlobnih let). Njihova velikost se imenuje tudi Stromgrenov radij , v glavnem je odvisna od intenzivnosti sevanja vira ionizirajočih fotonov in gostote območja. Različne so tudi gostote meglic: od več kot milijon delcev na cm³ v ultra kompaktnih - do le nekaj delcev na cm³ v najbolj obsežnih. Skupna masa meglic je verjetno med 10² in 10 5 sončnih mas [15] .

Glede na velikost območja H II lahko število zvezd znotraj vsakega od njih doseže nekaj tisoč. Zato je struktura regije bolj zapletena kot struktura planetarnih meglic , ki imajo v središču le en ionizacijski vir. Temperatura območij H II običajno doseže 10.000 K. Meja med območji ioniziranega vodika H II in nevtralnega vodika HI je običajno zelo ostra. Ionizirani plin ( plazma ) ima lahko magnetna polja z jakostjo več nanotesl [16] . Magnetna polja nastanejo zaradi gibanja električnih nabojev v plazmi, zato v območjih H II obstajajo električni tokovi [17] .

Približno 90 % materiala v regiji je atomski vodik . Ostalo je predvsem helij , težji elementi pa so prisotni v zanemarljivih količinah. Opaža se, da dlje kot je regija od središča galaksije, manjši je delež težkih elementov v njeni sestavi. To je razloženo z dejstvom, da je bila skozi celotno življenje galaksije v njenih gostejših osrednjih območjih stopnja nastajanja zvezd višja, zato je bila njihova obogatitev s produkti jedrske fuzije hitrejša.

Sevanje

Okoli svetlih zvezd O-B5 z močnim ultravijoličnim sevanjem nastanejo cone ioniziranega vodika. Ultravijolični kvanti Lymanove serije in Lymanovega kontinuuma ionizirajo vodik, ki obdaja zvezdo. V procesu rekombinacije se lahko oddaja kvant podrejene serije ali Lymanov kvant. V prvem primeru bo kvant neovirano zapustil meglico, v drugem pa se bo spet absorbiral. Ta proces opisuje Rosselandov izrek . Tako se v spektru območij H II pojavljajo svetle črte podrejenih serij, zlasti Balmerjeva serija , pa tudi svetla Lyman-alfa linija , saj L α- fotonov ni mogoče predelati v manj energijske kvante in na koncu zapustiti meglico. . Visoka intenzivnost emisije v črti H α z valovno dolžino 6563 Å daje meglicam značilen rdečkast odtenek.

Količina in distribucija

Galaksija Whirlpool : rdeče lise regij H II "orisujejo" spiralne krake.

Območja H II najdemo le v spiralnih (kot je naša ) in nepravilnih galaksijah ; nikoli se niso srečali v eliptičnih galaksijah . V nepravilnih galaksijah jih lahko najdemo v katerem koli njenem delu, v spiralnih galaksijah pa so skoraj vedno skoncentrirane znotraj spiralnih krakov. Velika spiralna galaksija lahko vključuje na tisoče območij H II [15] .

Verjame se, da teh regij v eliptičnih galaksijah ni, ker eliptične galaksije nastanejo zaradi trkov drugih galaksij. V jatah galaksij so takšni trki zelo pogosti. V tem primeru posamezne zvezde skoraj nikoli ne trčijo, vendar so veliki molekularni oblaki in regije H II izpostavljeni močnim motnjam. V teh pogojih se sprožijo močni izbruhi nastajanja zvezd, kar se zgodi tako hitro, da se za to namesto običajnih 10% porabi skoraj vsa snov meglice. Galaksija, ki doživlja tako aktiven proces, ki se imenuje galaksija zvezdnih izbruhov ( angl. Starburst galaxy ). Po tem v eliptični galaksiji ostane zelo malo medzvezdnega plina in območja H II se ne morejo več oblikovati. Kot kažejo sodobna opazovanja, je tudi zelo malo medgalaktičnih območij ioniziranega vodika. Takšna območja so najverjetneje ostanki periodičnih razpadov majhnih galaksij [18] .

Pomembna področja H II

Orionov kompleks . Slika prikazuje glavne zvezde tega ozvezdja . Svetla točka v sredini spodaj je M42 , lok, ki zavzema večino slike, pa je Barnardova zanka .

Dve regiji H II je mogoče relativno zlahka videti s prostim očesom : Orion Trapezium in Tarantula . Še nekaj jih je na meji vidnosti: meglica Laguna , Severna Amerika , Barnardova zanka - vendar jih je mogoče opazovati le v idealnih razmerah.

Orionov orjaški molekularni oblak je zelo kompleksen kompleks, ki vključuje številna medsebojno delujoča področja H II in drugih meglic [19] . To je "klasično" območje H II [nb 1], ki je najbližje Soncu. Oblak se nahaja na razdalji približno 1500 sv. let od nas, in če bi bila vidna, bi zasedla večje območje tega ozvezdja . В его состав входит не раз упоминавшиеся туманность Ориона и Трапеция, Туманность Конская Голова , Петля Барнарда. Причём, последняя является ближайшей к нам областью H II.

Интересную, сложную структуру имеют туманность Эты Киля и Беркли 59 / Комплекс OB4 Цефея [20] [ уточнить ] .

Некоторые области H II обладают огромными размерами даже по галактическим меркам. Примером гигантской области H II является уже упоминавшаяся туманность Тарантул в Большом Магеллановом Облаке . Эта туманность значительно больше туманности в Орионе и является местом рождения тысяч звёзд, некоторые из которых более чем в 100 раз массивнее Солнца. Если бы Тарантул находилась на месте туманности Ориона, она бы светила в небе почти так же ярко, как полная Луна . В окрестностях Тарантула в 1987 году вспыхнула сверхновая SN 1987A .

Ещё одним таким «гигантом» является NGC 604 из галактики Треугольника : она достигает 1300 св. лет в поперечнике, хотя содержит чуть меньшее количество звёзд. Это одна из самых обширных областей H II в Местной группе галактик .

Современные методы исследования областей H II

Изображения в видимом свете (слева) показывают пыль и газ туманности Ориона . На изображениях в инфракрасном диапазоне (справа) видны звёзды внутри туманности.

Как и для планетарных туманностей , точное изучение химического состава для областей H II затруднено. Существует два различных способа определения содержания металлов (то есть других элементов помимо водорода и гелия) в туманности, которые основаны на различных типах спектральных линий. Первый метод рассматривает рекомбинационные линии , полученные в результате воссоединения ( рекомбинации ) ионов с электронами; второй — запрещённые линии, источником которых служит возбуждение ионов ударами электронов ( столкновительное возбуждение ) [nb 2] . К сожалению, по двум этим методам иногда получаются существенно различающиеся цифры. Некоторые астрономы объясняют это наличием малых температурных колебаний внутри исследуемой области; другие говорят, что различия слишком велики, чтобы их можно было объяснить такими колебаниями, и обусловливают наблюдаемый эффект присутствием в туманности облаков, заполненных холодным, разреженным газом с низким содержанием водорода и высоким содержанием тяжёлых элементов [21] .

Кроме того, не до конца изучен процесс формирования массивных звёзд внутри области. Этому препятствуют две проблемы. Во-первых, значительное расстояние от Земли до больших областей H II: ближайшая из них находится более чем в 1000 св. годах от нас, а расстояние до других превосходит эту цифру в несколько раз. Во-вторых, образование этих звёзд скрыто от нас слоями пыли, так что наблюдения в видимом спектре невозможны. Радио и инфракрасные лучи могут преодолеть этот заслон, но самые молодые звёзды могут и не излучать достаточно энергии на этих частотах.

Комментарии

  1. Есть более близкие к Солнцу области H II, но они сформировались вокруг одиночных звёзд и не являются областями звездообразования.
  2. В англоязычной литературе можно встретить соответствующие аббревиатуры: ORL (optical recombination lines) — рекомбинационные линии в оптическом диапазоне; CEL (collisionally excited lines) — линии, вызванные электронным ударом.

Примечания

  1. Huggins W., Miller WA О спектрах некоторых туманностей = On the Spectra of some of the Nebulae // Philosophical Transactions of the Royal Society of London . — 1864. — Т. 154 . — С. 437—444 .
  2. Huggins W. О спектре Большой Туманности Ручки Меча Ориона = On the Spectrum of the Great Nebula in the Sword-Handle of Orion // Proceedings of the Royal Society of London. — 1865. — Т. 14 . — С. 39—42 .
  3. Bowen, IS Происхождение спектральных линий туманностей и структура планетарных туманностей (англ.) = The origin of the nebular lines and the structure of the planetary nebulae // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 1928. — Vol. 67 . — P. 1—15 . — doi : 10.1086/143091 .
  4. Bowen, IS Происхождение основных спектральных линий туманностей (англ.) = The Origin of the Chief Nebular Lines // Publications of the Astronomical Society of the Pacific . — 1927. — Vol. 39 , no. 231 . — P. 295—297 .
  5. Борисоглебский Л. А. Запрещенные линии в атомных спектрах // Успехи физических наук . — Российская академия наук , 1958. — Т. 66 , вып. 4 . — С. 603—652 .
  6. OB Associations (англ.) (недоступная ссылка) . Extracts from The GAIA Study Report . RSSD — Research Science (6 June 2000). — Extracts from The GAIA Study Report: Executive Summary and Science Section. Дата обращения: 2 ноября 2008. Архивировано 4 августа 2003 года.
  7. Boss, Alan P. Коллапс и фрагментация центральных областей молекулярных облаков. Часть 2. Коллапс, вызванный ударными волнами от звёзд (англ.) = Collapse and fragmentation of molecular cloud cores. 2: Collapse induced by stellar shock waves // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 1995. — Vol. 439 , no. 1 . — P. 224—236 .DOI : 10.1086/175166
  8. Hasegawa, Tetsuo; Sato, Fumio; Whiteoak, John B.; Miyawaki, Ryosuke. Масштабное столкновение облаков в центрально-галактическом молекулярном облаке около объекта Стрелец B21 (англ.) = A large-scale cloud collision in the galactic center molecular cloud near Sagittarius B21 // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 1994. — Vol. 429 , no. 2 . — P. L77—L80 .DOI : 10.1086/187417
  9. Boss, Alan P. Коллапс и фрагментация центральных областей молекулярных облаков. Часть 7. Магнитные поля и множественное формирование протозвёзд (англ.) = Collapse and Fragmentation of Molecular Cloud Cores. VII. Magnetic Fields and Multiple Protostar Formation // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 2002. — Vol. 568 , iss. 2 . — P. 743—753 .DOI : 10.1086/339040
  10. Franco J., Tenorio-Tagle G., Bodenheimer P. О формировании и расширении областей H II (англ.) = On the formation and expansion of H II regions // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 1990. — Vol. 349 . — P. 126—140 . — doi : 10.1086/168300 .
  11. Ray Villard, Anne Pellerin. Hubble Sees Star Cluster «Infant Mortality» (англ.) . HubbleSite NewsCenter (10 January 2007). Дата обращения: 2 ноября 2008. Архивировано 20 марта 2012 года.
  12. Yun JL, Clemens DP Образование звёзд в малых глобулах — Барт Бок был прав (англ.) = Star formation in small globules — Bart Bok was correct // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 1990. — Vol. 365 . — P. L73—L76 . — doi : 10.1086/185891 .
  13. Clemens DP, Yun, JL, Heyer MH Глобулы Бока и малые молекулярные облака — тщательная фотометрия и (C-12)O-спектроскопия с помощью IRAS (англ.) = Bok globules and small molecular clouds — Deep IRAS photometry and (C-12)O spectroscopy // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 1991. — Vol. 75 . — P. 877—904 . — doi : 10.1086/191552 .
  14. Launhardt R., Sargent AI, Henning T. et al. Образование двойных и кратных звёзд в глобулах Бока = Binary and multiple star formation in Bok globules // Eds Reipurth & Zinnecker Proceedings of IAU Symposium No. 200 on The Formation of Binary Stars. — 2002. — № 103—105 .
  15. 1 2 Flynn, Chris Lecture 4B: Radiation case studies (HII regions) (недоступная ссылка) . Дата обращения: 6 июля 2016. Архивировано 21 августа 2014 года.
  16. Heiles C., Chu Y.-H., Troland TH Сила магнитных полей в областях H II: S117, S119 и S264 (англ.) = Magnetic field strengths in the H II regions S117, S119, and S264 // The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 1981. — Vol. 247 . — P. L77—L80 . — doi : 10.1086/183593 .
  17. Carlqvist P., Kristen H., Gahm GF Спиралевидные структуры в «хоботе» туманности Розетка (англ.) = Helical structures in a Rosette elephant trunk // Astronomy and Astrophysics . — EDP Sciences , 1998. — Vol. 332 . — P. 5—8 .
  18. Oosterloo T., Morganti R., Sadler EM et al. Периодически возникающие остатки и межгалактические области H II (англ.) = Tidal Remnants and Intergalactic H II Regions // Eds Duc, IAU Symposium No. 217 Braine and Brinks. — San Francisco Publications of the Astronomical Society of the Pacific . — Sydney, Australia, 2004.
  19. Bally, John. Обзор Комплекса Ориона = Overview of the Orion Complex // Handbook of Star Forming Regions Vol. I. — Astronomical Society of the Pacific, 2008.
  20. Majaess DJ, Turner D., Lane D., Moncrieff K. Удивительная звезда Беркли 59 / Комплекс OB4 Цефея и другие случайные находки переменных звёзд = The Exciting Star of the Berkeley 59/Cepheus OB4 Complex and Other Chance Variable Star Discoveries // JAAVSO. — 2008.
  21. Tsamis YG, Barlow MJ, Liu XW. et al. Тяжёлые элементы в областях H II в Галактике и Магеллановых Облаках: относительное содержание по рекомбинационным линиям и по запрещённым линиям (англ.) = Heavy elements in Galactic and Magellanic Cloud H II regions: recombination-line versus forbidden-line abundances // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxford University Press , 2003. — Vol. 338 , no. 3 . — P. 687—710 .

Литература

Ссылки