Регион H II

Од Википедија, бесплатната енциклопедија
Одете во навигација Одете на пребарување
NGC 604 , џиновски регион H II во галаксијата Триаголник .

Регион (зона) H II , или област на јонизиран водород (тип на емисиона маглина ), е врел плазмаоблак со ширина од неколку стотици светлосни години и е регион на интензивно формирање на ѕвезди . Во овој регион се раѓаат млади жешки синкаво-бели ѕвезди , кои испуштаат обилна ултравиолетова светлина, а со тоа јајонизираат околната маглина.

Регионите H II можат да родат илјадници ѕвезди во период од само неколку милиони години. На крајот, експлозиите на супернова и моќните ѕвездени ветрови кои произлегуваат од најмасивните ѕвезди во добиеното ѕвездено јато ги расфрлаат гасовите во овој регион и тој се претвора во група како Плејадите .

Овие региони го добиле своето име по големото количество јонизиран атомски водород (т.е. само мешавина од протони и електрони ), означени од астрономите како H II ( регионот HI е зона на неутрален водород, а H 2 значи молекуларен водород). Тие можат да се видат на значителни растојанија низ Универзумот , а проучувањето на таквите региони пронајдени во други галаксии е важно за да се одреди растојанието до второто, како и нивниот хемиски состав .

Историја на набљудување

Активен регион за формирање на ѕвезди - маглина Карина

Неколку од најсветлите области на H II се видливи со голо око . Но, очигледно, ниту една од нив не била опишана пред пронаоѓањето на телескопот (на почетокот на 17 век ): двете најсветли од нив - маглината Орион и Тарантулата - првично биле помешани за ѕвезди , означувајќи ја првата како θ Орион. , а вториот како 30 златни риби. Подоцна, Галилео го опиша ѕвезденото јато Трапезиум , сместено во маглината Орион, но не ја забележа самата маглина - нејзиниот откривач (во 1610 година ) се смета за францускиот набљудувач Николас-Клод Фабри де Пејреск . Од овие рани набљудувања, многу повеќе H II региони се откриени во нашата и во другите галаксии.

Во 1774 година, маглината Орион била забележана од Вилијам Хершел , опишувајќи ја како „безформна огнена магла, хаотична материја на идните сонца“. Оваа хипотеза почна да се потврдува дури скоро сто години подоцна, во 1864 година , кога Вилијам Хагинс (со помош на неговиот пријател, хемичарот Вилијам Милер , кој живееше во соседството) истражи неколку различни маглини со помош на неговиот спектроскоп . Некои, како што е маглината Андромеда , дадоа спектри слични на оние на ѕвездите и се покажа дека се галаксии составени од стотици милиони индивидуални ѕвезди.

Спектрите на другите маглини изгледаа поинаку. Наместо интензивен континуиран спектар со надредени линии на апсорпција, маглината на мачкиното око (првата гасна маглина проучувана од Хагинс) и други слични објекти имаа само мал број на емисиони линии [1] . Сличен резултат добил Хагинс една година подоцна за маглината Орион [2] . На најпаметните на овие редови имаше бранова должина од 500,7 nm , што е во спротивност со кои било познати хемиски елемент . Првично, беше предложено дека оваа линија припаѓа на нов хемиски елемент. Така, слична идеја при проучувањето на спектарот на Сонцето во 1868 година доведе до откривање на хелиум . Новиот елемент го доби името небулиум (од латински небула - „небула“).

Меѓутоа, додека хелиумот бил изолиран на Земјата кратко време по неговото откривање во сончевиот спектар, небулиум не бил произведен. Во 1927 година, Хенри Норис Расел предложил дека брановата должина од 500,7 nm не припаѓа на нов елемент, туку на веќе познат елемент, но под непознати услови [3] .

Веќе во истата година, Ира Спраг Бовен покажа дека во гас со екстремно мала густина, електроните можат да го пополнат возбуденото метастабилно енергетско ниво на атомите и јоните , што при поголема густина го губи ова својство поради судири [4] . Електронските транзиции од едно од овие нивоа во двојно јонизиран кислород доведуваат до линија на 500,7 nm. Овие спектрални линии се нарекуваат забранети линии и може да се набљудуваат само за гасови со мала густина [5] . Така, докажано е дека маглините се составени од исклучително редок гас.

Набљудувањата во текот на 20 век покажаа дека областите H II често содржат светли и жешки OB ѕвезди. Таквите ѕвезди се многу пати помасивни од Сонцето, но имаат краток животен век, само неколку милиони години (за споредба, животниот век на ѕвездите како Сонцето е неколку милијарди години). Како резултат на тоа, беше претпоставена дека областите H II се региони на активно формирање на ѕвезди. Во текот на неколку милиони години, во таков регион се формира ѕвездено јато , а потоа зрачењето на притисокот на формираните врели млади ѕвезди ја расфрла маглината. Ако преостанатото јато не е доволно масивно и гравитациски врзано , може да се претвори во таканаречената OB-асоцијација [6] . Плејадите се пример за ѕвездено јато кое „го натерало да испари“ зоната H II што ја формира и зад себе остави само остатоци од рефлектирачката маглина .

Животен циклус и класификација

Дел од маглината Тарантула , огромен регион H II во Големиот Магеланов Облак .

Потекло

Претходник на регионот H II е џиновски молекуларен облак . Тоа е многу студен (10–20 ° K ) и густ облак составен главно од молекуларен водород. Таквите објекти можат да бидат во стабилна, „замрзната“ состојба долго време, но ударните бранови од експлозија на супернова [7] , „судири“ на облаци [8] и магнетни влијанија [9] може да доведат до колапс на дел од облакот. За возврат, ова доведува до процес на формирање на ѕвезди во облакот (за повеќе детали, видете ѕвездена еволуција ). Понатамошниот развој на регионот може да се подели во две фази: фаза на формирање и фаза на проширување [10] .

Во фазата на формирање, најмасивните ѕвезди во регионот достигнуваат високи температури, а нивното тешко зрачење почнува да гојонизира околниот гас. Високо-енергетските фотони се шират низ околната материја со суперсонична брзина , формирајќи фронт на јонизација . Со оддалеченост од ѕвездата, овој фронт забавува поради геометриските процеси на слабеење и рекомбинација во јонизираниот гас. По некое време, неговата брзина се намалува до брзина која е околу двапати поголема од брзината на звукот. Во овој момент, волуменот на врелиот јонизиран гас го достигнува радиусот на Стромгрен и почнува да се шири под сопствен притисок.

Проширувањето генерира суперсоничен ударен бран кој го компресира материјалот на маглината. Бидејќи брзината на фронтот за јонизација продолжува да се намалува, во одреден момент ударниот бран го престигнува; а помеѓу двата сферични фронта се формира празнина, исполнета со неутрален гас. Така се раѓа регионот на јонизиран водород.

Животниот век на регионот H II е од редот на неколку милиони години. Лесниот притисок на ѕвездите порано или подоцна го „издува“ најголемиот дел од гасот на маглината. Целиот процес е многу „неефикасен“: помалку од 10% од гасот во маглината ќе има време да формира ѕвезди пред остатокот од гасот да се „истроши“. Процесот на губење гас е олеснет и со експлозии на супернова меѓу најмасивните ѕвезди, кои започнуваат веќе неколку милиони години по формирањето на маглината или уште порано [11] .

Морфологија

Во наједноставниот случај, една ѕвезда во маглината јонизира речиси сферична област од околниот гас наречен Стромгренова сфера . Но, во реални услови, интеракцијата на јонизираните региони од многу ѕвезди, како и ширењето на загреаниот гас во околниот простор со остар градиент на густина (на пример, надвор од границата на молекуларниот облак) ја одредуваат сложената форма на маглината. . Нејзината форма е исто така под влијание на експлозии на супернова. Во некои случаи, формирањето на големо ѕвездено јато во внатрешноста на зоната H II доведува до негово „уништување“ одвнатре. Таков феномен е забележан, на пример, во случајот со NGC 604 , џиновскиот регион H II во галаксијата Триаголник .

Класификација на области H II

Лулки од ѕвезди

Bock глобули во IC 2944 , зона H II.

Раѓањето на ѕвездите во областите H II е скриено од нас со дебелината на облаците од гас и прашина што ги опкружуваат ѕвездите што се формираат. Само кога светлосниот притисок на ѕвездата ќе го разреди овој чуден „кожурец“, ѕвездата станува видлива. Претходно, густите области со ѕвезди внатре се појавуваат како темни силуети наспроти позадината на остатокот од јонизираната маглина. Ваквите формации се познати како Бок глобули , по астрономот Барт Бок , кој во 1940-тите ја изнесе идејата дека тие би можеле да бидат родни места на ѕвезди.

Потврдата на хипотезата на Бок се појави дури во 1990 година , кога научниците, користејќи набљудувања во инфрацрвениот спектар, конечно успеаја да погледнат низ дебелината на овие топчиња и да видат млади ѕвездени објекти внатре. Сега се верува дека просечната топка содржи материја со маса од околу 10 сончеви маси во вселената во дијаметар околу една светлосна година, а таквите глобули потоа формираат двојни или повеќекратни ѕвездени системи [12] [13] [14] .

Покрај фактот дека областите H II се места на формирање на ѕвезди, постојат докази дека тие може да содржат планетарни системи . Телескопот Хабл пронајде стотици протопланетарни дискови во маглината Орион. Најмалку половина од младите ѕвезди во оваа маглина се чини дека се опкружени со диск од гас и прашина, за кој се верува дека содржи дури и многу пати повеќе материјал отколку што е потребно за да се формира планетарен систем како нашиот .

Спецификации

физички карактеристики

Регионите H II се разликуваат многу во физичките параметри. Нивните големини се движат од таканаречените „ултра-компактни“ (од една светлосна година или помалку) до гигантски (неколку стотици светлосни години). Нивната големина се нарекува и радиус на Стромгрен , главно зависи од интензитетот на зрачењето на изворот на јонизирачки фотони и густината на областа. Густините на маглините се исто така различни: од повеќе од милион честички на cm³ кај ултра-компактните - до само неколку честички на cm³ во најобемните. На вкупната маса на маглини е веројатно 10² помеѓу 5 и 10 соларни маси [15] .

Во зависност од големината на регионот H II, бројот на ѕвезди во секоја од нив може да достигне неколку илјади. Затоа, структурата на регионот е посложена од структурата на планетарните маглини , кои имаат само еден извор на јонизација сместен во центарот. Температурата на регионите H II обично достигнува 10.000 K. Интерфејсот помеѓу јонизираниот водороден H II и неутралниот водороден HI региони обично е многу остар. Јонизираниот гас ( плазма ) може да има магнетни полиња со јачина од неколку нанотесла [16] . Магнетните полиња се формираат поради движењето на електричните полнежи во плазмата, па затоа има електрични струи во областите H II [17] .

Околу 90% од материјалот во регионот е атомски водород . Остатокот е главно хелиум , додека потешките елементи се присутни во незначителни количини. Забележано е дека колку подалеку од центарот на галаксијата се наоѓа регионот, толку е помал процентот на тешки елементи во неговиот состав. Ова се објаснува со фактот дека во текот на животот на галаксијата во нејзините погусти централни региони, стапката на формирање на ѕвезди била поголема, а соодветно на тоа, нивното збогатување со производи од нуклеарна фузија било побрзо.

Радијација

Зони на јонизиран водород се формираат околу светлите ѕвезди О-Б5 со моќно ултравиолетово зрачење . Ултравиолетовите кванти од серијата Лајман и Лајманскиот континуум го јонизираат водородот што ја опкружува ѕвездата. Во процесот на рекомбинација, може да се емитира квант од подредена серија или Лајман квант. Во првиот случај, квантот ќе ја остави маглината непречена, а во вториот повторно ќе се апсорбира. Овој процес е опишан со теоремата на Роселанд . Така, светлите линии на подредени серии се појавуваат во спектарот на зоните H II, особено серијата Балмер , како и светлата линија Лајман-алфа , бидејќи L α - фотоните не можат да се обработат во помалку енергични кванти и, на крајот, да ја напуштат маглината . Високиот интензитет на емисија во линијата H α со бранова должина од 6563 Å им дава на маглините нивната карактеристична црвеникава нијанса.

Количина и дистрибуција

Вител галаксија : црвени дамки на областите H II ги „оцртуваат“ спиралните краци.

Регионите H II се наоѓаат само во спирални (како нашата ) и неправилни галаксии ; тие никогаш не се сретнале во елиптични галаксии . Во неправилните галаксии, тие можат да се најдат во кој било дел од него, но во спиралните галаксии тие се скоро секогаш концентрирани во спиралните краци. Голема спирална галаксија може да вклучува илјадници H II региони [15] .

Се верува дека овие региони ги нема во елиптичните галаксии бидејќи елиптичните галаксии се формираат од судири на други галаксии. Во групите на галаксии, ваквите судири се многу чести. Во овој случај, поединечни ѕвезди речиси никогаш не се судираат, но големите молекуларни облаци и областите H II се предмет на силни нарушувања. Во овие услови се иницираат силни изливи на формирање на ѕвезди, а тоа се случува толку брзо што за ова, наместо вообичаените 10%, се користи речиси целата материја од маглината. Галаксијата доживува таков активен процес наречен галаксија на избувнување на ѕвезди ( Engl. Starburst galaxy ). После тоа, многу малку меѓуѕвезден гас останува во елиптичната галаксија, а областите H II повеќе не можат да се формираат. Како што покажуваат современите набљудувања, има и многу малку меѓугалактички региони на јонизиран водород. Ваквите региони најверојатно се остатоци од периодични распаѓања на мали галаксии [18] .

Значајни области H II

Комплекс Орион . Сликата ги прикажува основните ѕвезди на ова соѕвездие . Светлата точка во центарот подолу е M42 , а лакот што го зазема најголемиот дел од сликата е Барнардова јамка .

Со голо око може релативно лесно да се видат два H II региони: Орион Трапезиум и Тарантула . Уште неколку се на работ на видливост: маглината Лагуна , Северна Америка , Барнардова јамка - но тие можат да се набљудуваат само во идеални услови.

Орионскиот џиновски молекуларен облак е многу сложен комплекс кој вклучува многу интеракциски региони на H II и други маглини [19] . Ова е „класичниот“ регион H II [nb 1] најблиску до Сонцето. Облакот се наоѓа на растојание од околу 1500 sv. години од нас и, кога би било видливо, би заземало поголема површина од ова соѕвездие . 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