Rejon HII
Region H II lub region HII to region międzygwiazdowego wodoru atomowego , który jest zjonizowany . Zwykle znajduje się w obłoku molekularnym częściowo zjonizowanego gazu , w którym niedawno doszło do formowania się gwiazd , o wielkości od jednego do setek lat świetlnych i gęstości od kilku do około miliona cząstek na centymetr sześcienny. Mgławica Oriona , obecnie znana jako region H II, została zaobserwowana w 1610 roku przez Nicolasa-Claude Fabri de Peiresc przez teleskop, pierwszy taki obiekt odkryty.
Obszary mogą mieć dowolny kształt, ponieważ rozkład gwiazd i gazu w nich jest nieregularny. Krótko żyjące niebieskie gwiazdy powstałe w tych obszarach emitują obfite ilości światła ultrafioletowego , które jonizuje otaczający je gaz. Regiony H II — czasami o średnicy kilkuset lat świetlnych — są często związane z gigantycznymi obłokami molekularnymi . Często wydają się zbite i włókniste, czasami ukazując skomplikowane kształty, takie jak Mgławica Koński Łeb . Regiony H II mogą rodzić tysiące gwiazd w ciągu kilku milionów lat. Na końcu, supernowych i silne wiatry gwiazdowe z najbardziej masywnych gwiazd w powstałej gromadzie gwiazd rozpraszają gazy z regionu H II, pozostawiając gromadę gwiazd, które się uformowały.
Regiony H II można obserwować we Wszechświecie ze znacznych odległości, a badanie pozagalaktycznych regionów H II jest ważne w określaniu odległości i składu chemicznego galaktyk . Galaktyki spiralne i nieregularne zawierają wiele regionów H II, podczas gdy galaktyki eliptyczne są ich prawie pozbawione. W galaktykach spiralnych, w tym w naszej Drodze Mlecznej , regiony H II są skoncentrowane w ramionach spiralnych , podczas gdy w galaktykach nieregularnych są rozmieszczone chaotycznie. Niektóre galaktyki zawierają ogromne obszary H II, które mogą zawierać dziesiątki tysięcy gwiazd. Przykłady obejmują 30 Doradus w Wielkim Obłoku Magellana i NGC 604 w Galaktyce Trójkąta .
Terminologia
Termin H II jest wymawiany przez astronomów jako „H dwa”. „H” to chemiczny symbol wodoru, a „II” to cyfra rzymska oznaczająca 2. W astronomii zwyczajowo stosuje się cyfrę rzymską I dla atomów neutralnych, II dla atomów pojedynczo zjonizowanych — H II to H + w innych naukach —III dla podwójnie zjonizowanych, np. O III to O 2+ itd. H II, czyli H + , składa się z wolnych protonów . Region H I składa się z obojętnego wodoru atomowego i chmury molekularnej wodoru cząsteczkowego H 2 . W mówionych dyskusjach z osobami nie będącymi astronomami dochodzi czasem do pomieszania identycznych form mówionych „H II” i „H 2 ”.
obserwacje
Kilka najjaśniejszych obszarów H II jest widocznych gołym okiem . Jednak wydaje się, że żaden nie został zauważony przed pojawieniem się teleskopu na początku XVII wieku. Nawet Galileusz nie zauważył Mgławicy Oriona , kiedy po raz pierwszy obserwował w niej gromadę gwiazd (wcześniej skatalogowaną jako pojedyncza gwiazda, θ Orionis, przez Johanna Bayera ). Francuski obserwator Nicolas-Claude Fabri de Peiresc przypisuje się odkrycie Mgławicy Oriona w 1610 r. Od tej wczesnej obserwacji odkryto dużą liczbę obszarów H II w Drodze Mlecznej i innych galaktykach.
William Herschel obserwował Mgławicę Oriona w 1774 roku i opisał ją później jako „nieuformowaną ognistą mgłę, chaotyczną materię przyszłych słońc”. We wczesnych latach astronomowie rozróżniali „ mgławice rozproszone” (obecnie znane jako obszary H II), które zachowywały swój rozmyty wygląd pod powiększeniem przez duży teleskop, oraz mgławice, które można było rozdzielić na gwiazdy, obecnie znane jako galaktyki zewnętrzne w stosunku do naszej własnej .
Potwierdzenie hipotezy Herschela o formowaniu się gwiazd musiało czekać kolejne sto lat, kiedy to William Huggins wraz z żoną Mary Huggins skierowali swój spektroskop na różne mgławice. Niektóre, takie jak Mgławica Andromeda , miały widma dość podobne do gwiazd , ale okazały się galaktykami składającymi się z setek milionów pojedynczych gwiazd. Inne wyglądały bardzo różnie. Zamiast silnego kontinuum z nałożonymi liniami absorpcyjnymi, Mgławica Oriona i inne podobne obiekty wykazywały tylko niewielką liczbę linii emisyjnych . W mgławicach planetarnych najjaśniejsza z tych linii widmowych miała długość fali 500,7 nanometra , co nie odpowiada linii żadnego znanego pierwiastka chemicznego . Początkowo wysunięto hipotezę, że linia może być spowodowana nieznanym pierwiastkiem, który nazwano nebulium — podobny pomysł doprowadził do odkrycia helu poprzez analizę widma słonecznego w 1868 r. Jednakże, chociaż hel był izolowany na Ziemi wkrótce po odkryciu w widmie słonecznym nebulium nie było. Na początku XX wieku Henry Norris Russell zaproponował, że zamiast być nowym pierwiastkiem, linia przy 500,7 nm była spowodowana znajomym pierwiastkiem w nieznanych warunkach.
Materia międzygwiazdowa, uważana za gęstą w kontekście astronomicznym, według standardów laboratoryjnych znajduje się w wysokiej próżni. Fizycy wykazali w latach dwudziestych XX wieku , że w gazie o skrajnie małej gęstości elektrony mogą zapełniać wzbudzone metastabilne poziomy energii w atomach i jonach , które przy wyższych gęstościach są szybko odwzbudzane w wyniku zderzeń. Przejścia elektronowe z tych poziomów w podwójnie zjonizowanym tlenie dają początek linii 500,7 nm. Te linie widmowe , które można zobaczyć tylko w gazach o bardzo małej gęstości, to tzw zakazane wiersze . Obserwacje spektroskopowe wykazały zatem, że mgławice planetarne składają się głównie z niezwykle rozrzedzonego zjonizowanego gazowego tlenu (OIII).
W XX wieku obserwacje wykazały, że regiony H II często zawierają gorące, jasne gwiazdy . Gwiazdy te są wielokrotnie masywniejsze od Słońca i są gwiazdami najkrócej żyjącymi, z całkowitym czasem życia wynoszącym zaledwie kilka milionów lat (w porównaniu z gwiazdami takimi jak Słońce, które żyją kilka miliardów lat). Dlatego przypuszczano, że regiony H II muszą być regionami, w których formowały się nowe gwiazdy. W ciągu kilku milionów lat gromada gwiazd utworzy się w obszarze H II, zanim ciśnienie promieniowania gorących, młodych gwiazd spowoduje rozproszenie mgławicy.
Pochodzenie i żywotność
Prekursorem regionu H II jest gigantyczna chmura molekularna (GMC). GMC to zimna (10–20 K ) i gęsta chmura składająca się głównie z wodoru cząsteczkowego . GMC mogą istnieć w stanie stabilnym przez długi czas, ale fale uderzeniowe wywołane przez supernowe , zderzenia między chmurami i oddziaływania magnetyczne mogą spowodować jego zapadnięcie się. Kiedy tak się dzieje, poprzez proces zapadania się i fragmentacji obłoku, rodzą się gwiazdy (patrz ewolucja gwiazd , aby uzyskać dłuższy opis).
Gdy gwiazdy rodzą się w GMC, najbardziej masywne osiągają temperaturę wystarczającą do zjonizowania otaczającego gazu. Wkrótce po utworzeniu pola promieniowania jonizującego, energetyczne fotony tworzą front jonizacji, który przecina otaczający gaz z prędkością ponaddźwiękową . W coraz większych odległościach od jonizującej gwiazdy front jonizacji zwalnia, podczas gdy ciśnienie nowo zjonizowanego gazu powoduje rozszerzanie się zjonizowanej objętości. W końcu front jonizacji zwalnia do poddźwiękowego prędkości i jest wyprzedzany przez front uderzeniowy spowodowany rozszerzaniem się materii wyrzucanej z mgławicy. Narodził się region H II.
Czas życia regionu H II jest rzędu kilku milionów lat. Ciśnienie promieniowania gorących, młodych gwiazd ostatecznie wypchnie większość gazu. W rzeczywistości cały proces wydaje się być bardzo nieefektywny, ponieważ mniej niż 10 procent gazu w obszarze H II tworzy gwiazdy, zanim reszta zostanie zdmuchnięta. Do utraty gazu przyczyniają się wybuchy supernowych najmasywniejszych gwiazd, które nastąpią już po 1–2 milionach lat.
Zniszczenie gwiezdnych żłobków
Gwiazdy tworzą się w skupiskach chłodnego gazu molekularnego, który ukrywa wschodzące gwiazdy. Dopiero wtedy, gdy ciśnienie promieniowania gwiazdy odpycha jej „kokon”, gwiazda staje się widoczna. Gorące, niebieskie gwiazdy, które są wystarczająco silne, aby jonizować znaczne ilości wodoru i tworzyć obszary H II, zrobią to szybko i oświetlą region, w którym właśnie się uformowały. Gęste obszary, które zawierają młodsze lub mniej masywne wciąż formujące się gwiazdy i które nie wydmuchały jeszcze materii, z której się formują, są często widoczne jako sylwetki na tle reszty zjonizowanej mgławicy. Bart Bok a EF Reilly przeszukiwał zdjęcia astronomiczne w latach czterdziestych XX wieku w poszukiwaniu „stosunkowo małych ciemnych mgławic”, kierując się sugestiami, że gwiazdy mogą powstawać z kondensacji w ośrodku międzygwiazdowym; znaleźli kilka takich „w przybliżeniu okrągłych lub owalnych ciemnych obiektów o niewielkich rozmiarach”, które nazwali „globulami”, ponieważ określane jako globule Boka . Bok zaproponował na Sympozjum Stulecia Obserwatorium Harvarda w grudniu 1946 r., Że te globule były prawdopodobnie miejscami formowania się gwiazd. W 1990 roku potwierdzono, że rzeczywiście były to miejsca narodzin gwiazd. Gorące, młode gwiazdy rozpraszają te globule, ponieważ promieniowanie z gwiazd zasilających obszar H II wypycha materię. W tym sensie gwiazdy, które generują obszary H II, niszczą gwiezdne żłobki. Czyniąc to jednak, może zostać wywołany ostatni wybuch formowania się gwiazd, ponieważ ciśnienie promieniowania i ciśnienie mechaniczne supernowej mogą działać w celu ściśnięcia globul, zwiększając w ten sposób ich gęstość.
Młode gwiazdy w regionach H II wykazują dowody na to, że zawierają układy planetarne. Kosmiczny Teleskop Hubble'a ujawnił setki dysków protoplanetarnych ( proplydów ) w Mgławicy Oriona. Wydaje się, że co najmniej połowa młodych gwiazd w Mgławicy Oriona jest otoczona dyskami gazu i pyłu, które zawierają wiele razy więcej materii, niż byłoby potrzebne do stworzenia układu planetarnego takiego jak Układ Słoneczny .
Charakterystyka
Właściwości fizyczne
Regiony H II różnią się znacznie pod względem właściwości fizycznych. Rozmiary wahają się od tak zwanych regionów ultrakompaktowych (UCHII), być może o średnicy zaledwie jednego roku świetlnego lub mniej, do gigantycznych regionów H II o średnicy kilkuset lat świetlnych. Ich rozmiar jest również znany jako promień Stromgrena i zasadniczo zależy od intensywności źródła fotonów jonizujących i gęstości regionu. Ich gęstość waha się od ponad miliona cząstek na cm 3 w ultra-zwartych obszarach H II do zaledwie kilku cząstek na cm 3 w największych i najbardziej rozległych regionach. Oznacza to, że całkowite masy wahają się od około 100 do 10 5 mas Słońca .
Istnieją również regiony „ultragęste H II” (UDHII).
W zależności od wielkości regionu H II może w nim znajdować się kilka tysięcy gwiazd. To sprawia, że obszary H II są bardziej skomplikowane niż mgławice planetarne, które mają tylko jedno centralne źródło jonizujące. Zazwyczaj regiony H II osiągają temperatury 10 000 K. Są to głównie zjonizowane gazy o słabym polu magnetycznym o sile kilku nanotesli . Niemniej jednak regiony H II są prawie zawsze związane z zimnym gazem molekularnym, który pochodzi z tego samego macierzystego GMC. Pola magnetyczne są wytwarzane przez te słabo poruszające się ładunki elektryczne w zjonizowanym gazie, co sugeruje, że obszary H II mogą zawierać pola elektryczne .
Szereg regionów H II również wykazuje oznaki przenikania przez plazmę o temperaturze przekraczającej 10 000 000 K, wystarczająco gorącej, aby emitować promieniowanie rentgenowskie. Obserwatoria rentgenowskie, takie jak Einstein i Chandra , odnotowały rozproszone emisje promieniowania rentgenowskiego w wielu obszarach formowania się gwiazd, zwłaszcza w Mgławicy Oriona, Messier 17 i Mgławicy Carina. Gorący gaz jest prawdopodobnie dostarczany przez silne wiatry gwiazdowe z gwiazd typu O, które mogą być ogrzewane przez naddźwiękowe fale uderzeniowe w wiatrach, przez zderzenia wiatrów z różnych gwiazd lub przez zderzające się wiatry kierowane przez pola magnetyczne. Ta plazma będzie szybko się rozszerzać, aby wypełnić dostępne wnęki w obłokach molekularnych ze względu na dużą prędkość dźwięku w gazie w tej temperaturze. Będzie również wyciekać przez dziury na obrzeżach regionu H II, co wydaje się mieć miejsce w Messier 17.
Chemicznie regiony H II składają się w około 90% z wodoru. Najsilniejsza linia emisji wodoru, H-alfa przy 656,3 nm, nadaje regionom H II charakterystyczny czerwony kolor. (Ta linia emisji pochodzi od wzbudzonego niezjonizowanego wodoru.) Emitowany jest również H-beta, ale z około 1/3 intensywności H-alfa. Większość pozostałej części regionu H II składa się z helu , ze śladowymi ilościami cięższych pierwiastków. Stwierdzono, że w całej galaktyce ilość ciężkich pierwiastków w regionach H II zmniejsza się wraz ze wzrostem odległości od centrum galaktyki. Dzieje się tak dlatego, że w ciągu życia galaktyki tempo formowania się gwiazd było większe w gęstszych obszarach centralnych, co skutkowało większym wzbogaceniem tych obszarów ośrodka międzygwiazdowego w produkty nukleosyntezy .
Liczby i dystrybucja
Regiony H II znajdują się tylko w galaktykach spiralnych, takich jak Droga Mleczna i galaktykach nieregularnych . Nie widać ich w galaktykach eliptycznych . W galaktykach nieregularnych mogą być rozproszone po całej galaktyce, ale w spiralach są najliczniejsze w ramionach spiralnych. Duża galaktyka spiralna może zawierać tysiące regionów H II.
Powodem, dla którego regiony H II rzadko pojawiają się w galaktykach eliptycznych, jest to, że uważa się, że galaktyki eliptyczne powstają w wyniku łączenia się galaktyk. W gromadach galaktyk takie połączenia są częste. Kiedy zderzają się galaktyki, pojedyncze gwiazdy prawie nigdy się nie zderzają, ale obszary GMC i H II w zderzających się galaktykach są poważnie poruszone. W tych warunkach wyzwalane są ogromne wybuchy formowania się gwiazd, tak szybkie, że większość gazu jest przekształcana w gwiazdy, a nie w normalnym tempie 10% lub mniej.
Galaktyki przechodzące tak szybkie formowanie się gwiazd znane są jako galaktyki gwiazdotwórcze . Galaktyka eliptyczna po fuzji ma bardzo niską zawartość gazu, więc regiony H II nie mogą się już tworzyć. Obserwacje z XXI wieku wykazały, że poza galaktykami istnieje bardzo mała liczba regionów H II. Te międzygalaktyczne regiony H II mogą być pozostałościami po rozerwaniach pływowych małych galaktyk, aw niektórych przypadkach mogą reprezentować nową generację gwiazd w ostatnio nagromadzonym gazie galaktyki.
Morfologia
Regiony H II występują w ogromnej różnorodności rozmiarów. Zwykle są zbrylone i niejednorodne we wszystkich skalach, od najmniejszej do największej. Każda gwiazda w obszarze H II jonizuje z grubsza kulisty obszar – znany jako sfera Strömgrena – otaczającego gazu, ale połączenie sfer jonizacji wielu gwiazd w obszarze H II i ekspansja ogrzanej mgławicy do otaczających gazów tworzy ostre gradienty gęstości co skutkuje skomplikowanymi kształtami. Eksplozje supernowych mogą również rzeźbić regiony H II. W niektórych przypadkach utworzenie dużej gromady gwiazd w obszarze H II powoduje wydrążenie tego obszaru od wewnątrz. Tak jest w przypadku NGC 604 , gigantycznego regionu H II w Galaktyce Trójkąta . W przypadku regionu H II, którego nie można rozdzielić , pewne informacje o strukturze przestrzennej ( gęstość elektronów jako funkcja odległości od centrum i oszacowanie zbitości) można wywnioskować, wykonując odwrotną transformatę Laplace'a na widmie częstotliwości.
Znane regiony
Godne uwagi regiony Galaktyki H II to Mgławica Oriona, Mgławica Eta Carinae i Kompleks Berkeley 59/Cepheus OB4 . Mgławica Oriona, znajdująca się około 500 pc (1500 lat świetlnych) od Ziemi, jest częścią OMC-1 , gigantycznego obłoku molekularnego, który, gdyby był widoczny, wypełniałby większość gwiazdozbioru Oriona . Mgławica Koński Łeb i Pętla Barnarda to dwie inne oświetlone części tego obłoku gazu. Mgławica Oriona to tak naprawdę cienka warstwa zjonizowanego gazu na zewnętrznej granicy obłoku OMC-1. Gwiazdy w klaster trapezowy , a zwłaszcza θ 1 Orionis .
Wielki Obłok Magellana , galaktyka satelitarna Drogi Mlecznej , mająca około 50 kpc ( 160 tysięcy lat świetlnych ), zawiera gigantyczny region H II zwany Mgławicą Tarantula . Mierząca około 200 pc ( 650 lat świetlnych ) średnicy mgławica ta jest najmasywniejszym i drugim co do wielkości regionem H II w Grupie Lokalnej . Jest znacznie większa niż Mgławica Oriona i tworzy tysiące gwiazd, niektóre o masie ponad 100 razy większej od masy Słońca — gwiazdy OB i Wolfa-Rayeta . Gdyby Mgławica Tarantula znajdowała się tak blisko Ziemi jak Mgławica Oriona, świeciłaby mniej więcej tak jasno jak Księżyc w pełni na nocnym niebie. Supernowa SN 1987A wystąpiła na obrzeżach Mgławicy Tarantula.
Inny gigantyczny region H II — NGC 604 znajduje się w galaktyce spiralnej M33 , która ma 817 kpc (2,66 miliona lat świetlnych). Mierząc około 240 × 250 pc ( 800 × 830 lat świetlnych ) średnicy, NGC 604 jest drugim co do wielkości regionem H II w Grupie Lokalnej po Mgławicy Tarantula, chociaż jest nieco większy niż ten ostatni. Zawiera około 200 gorących gwiazd typu OB i Wolfa-Rayeta, które podgrzewają znajdujący się w nim gaz do milionów stopni, emitując jasne rentgenowskie . Całkowita masa gorącego gazu w NGC 604 wynosi około 6000 mas Słońca.
Aktualne problemy
Podobnie jak w przypadku mgławic planetarnych, szacunki obfitości pierwiastków w regionach H II są obarczone pewną niepewnością. Istnieją dwa różne sposoby określania obfitości metali (metale w tym przypadku to pierwiastki inne niż wodór i hel) w mgławicach, które opierają się na różnych typach linii widmowych, a między wynikami uzyskanymi z tych dwóch metod czasami widać duże rozbieżności . Niektórzy astronomowie przypisują to obecności niewielkich wahań temperatury w regionach H II; inni twierdzą, że rozbieżności są zbyt duże, aby można je było wytłumaczyć wpływem temperatury, i stawiają hipotezę istnienia zimnych węzłów zawierających bardzo mało wodoru, aby wyjaśnić obserwacje.
Pełne szczegóły formowania się masywnych gwiazd w regionach H II nie są jeszcze dobrze znane. Badania w tej dziedzinie utrudniają dwa główne problemy. Po pierwsze, odległość od Ziemi do dużych obszarów H II jest znaczna, a najbliższy region H II ( Mgławica Kalifornia ) znajduje się w odległości 300 pc (1000 lat świetlnych); inne regiony H II znajdują się kilka razy dalej od Ziemi. Po drugie, powstawanie tych gwiazd jest głęboko przesłonięte przez pył, a w świetle widzialnym są niemożliwe. Światło radiowe i podczerwone może przenikać przez pył, ale najmłodsze gwiazdy mogą nie emitować dużo światła na tych długościach fal .
Zobacz też
Linki zewnętrzne
- Obrazy mgławic z Hubble'a, w tym kilka obszarów H II
- Informacja z SEDS
- Notatki z kursu astronomii na Harvardzie dotyczące regionów H II
| Widoczna mgławica | |
|---|---|
| Mgławice przedgwiazdowe | |
| Mgławica gwiezdna | |
| Mgławice postgwiazdowe | |
| Chmury | |
| Morfologia | |
| Międzygalaktyczne plamy | |
 Listy
|
|
| Powiązany | |
| Biblioteki Narodowe | |
|---|---|
| Inny | |
