Regija H II

Iz Wikipedije, slobodne enciklopedije
Idi na navigaciju Idi na pretragu
NGC 604 , divovsko područje H II u galaksiji trokuta .

Regija (zona) H II , ili područje ioniziranog vodika (vrsta emisione maglice ), je oblak vruće plazme u promjeru nekoliko stotina svjetlosnih godina i područje je intenzivnog formiranja zvijezda . U ovoj regiji rađaju se mlade vruće plavkasto-bijele zvijezde koje emitiraju obilnu ultraljubičastu svjetlost, čime ioniziraju okolnu maglicu.

Regije H II mogu roditi tisuće zvijezda u razdoblju od samo nekoliko milijuna godina. Na kraju, eksplozije supernove i snažni zvjezdani vjetrovi koji izviru iz najmasivnijih zvijezda u rezultirajućem zvjezdanom jatu raspršuju plinove u ovoj regiji, i ona se pretvara u skupinu poput Plejada .

Ove regije dobile su ime po velikoj količini ioniziranog atomskog vodika (tj. samo mješavine protona i elektrona ), koju su astronomi označili kao H II ( HI regija je zona neutralnog vodika, a H 2 označava molekularni vodik). Mogu se vidjeti na značajnim udaljenostima u cijelom Svemiru , a proučavanje takvih regija pronađenih u drugim galaksijama važno je za određivanje udaljenosti do potonjih, kao i njihovog kemijskog sastava .

Povijest promatranja

Aktivno područje stvaranja zvijezda - maglica Carina

Nekoliko najsvjetlijih područja H II vidljivo je golim okom . No, očito, nijedan od njih nije opisan prije izuma teleskopa (početkom 17. stoljeća ): dvije najsjajnije od njih - Orionova maglica i Tarantula - u početku su pogrešno zamijenjene zvijezdama , označavajući prvu kao θ Orion , a drugi kao 30 zlatnih ribica. Kasnije je Galileo opisao zvjezdano jato Trapezium , smješteno unutar Orionove maglice, ali nije primijetio samu maglicu - njenim otkrićem ( 1610. ) smatra se francuski promatrač Nicholas-Claude Fabri de Peyresque . Od ovih ranih promatranja otkriveno je mnogo više H II regija u našoj i drugim galaksijama.

Godine 1774. maglicu Orion je promatrao William Herschel , opisujući je kao "bezoblično vatrenu maglu, kaotičnu materiju budućih sunaca". Ova se hipoteza počela potvrđivati ​​tek gotovo stotinu godina kasnije, 1864. , kada je William Huggins (uz pomoć svog prijatelja, kemičara Williama Millera , koji je živio u susjedstvu) istražio nekoliko različitih maglica koristeći svoj spektroskop . Neke, poput Andromedine maglice , dale su spektre slične onima zvijezda, a pokazalo se da su galaksije sastavljene od stotina milijuna pojedinačnih zvijezda.

Spektri drugih maglica izgledali su drugačije. Umjesto intenzivnog kontinuiranog spektra s naglašenim apsorpcijskim linijama, maglica Mačje oko (prva plinska maglica koju je proučavao Huggins) i drugi slični objekti imali su samo mali broj emisijskih linija [1] . Sličan rezultat je Huggins dobio godinu dana kasnije za Orionovu maglicu [2] . Najsjajnija ovih redaka imao valne duljine 500.7 nm , što je u suprotnosti s bilo kojim poznatim kemijskim elementom . U početku se sugeriralo da ova linija pripada novom kemijskom elementu. Dakle, slična ideja prilikom proučavanja spektra Sunca 1868. dovela je do otkrića helija . Novi element nazvan je nebulij (od latinskog nebula - "maglica").

Međutim, dok je helij izoliran na Zemlji ubrzo nakon njegovog otkrića u sunčevom spektru, nebulij nije proizveden. Godine 1927. Henry Norris Russell je sugerirao da valna duljina od 500,7 nm ne pripada novom elementu, nego već poznatom elementu, ali pod nepoznatim uvjetima [3] .

Već iste godine, Ira Sprague Bowen pokazao je da u plinu ekstremno male gustoće elektroni mogu ispuniti pobuđenu metastabilnu energetsku razinu atoma i iona , koja pri višoj gustoći gubi to svojstvo zbog sudara [4] . Elektronički prijelazi s jedne od ovih razina u dvostruko ioniziranom kisiku daju liniju na 500,7 nm. Ove spektralne linije nazivaju se zabranjenim linijama i mogu se promatrati samo za plinove niske gustoće [5] . Tako je dokazano da se maglice sastoje od izrazito razrijeđenog plina.

Promatranja tijekom 20. stoljeća pokazala su da regije H II često sadrže svijetle i vruće OB zvijezde. Takve su zvijezde višestruko masivnije od Sunca, ali imaju kratak životni vijek, svega nekoliko milijuna godina (za usporedbu, životni vijek zvijezda poput Sunca je nekoliko milijardi godina). Kao rezultat toga, postavljena je hipoteza da su regije H II regije aktivne formacije zvijezda. Tijekom nekoliko milijuna godina unutar takvog područja formira se zvjezdano jato , a zatim zračni pritisak formiranih vrućih mladih zvijezda raspršuje maglicu. Ako preostali skup nije dovoljno masivan i gravitacijski vezan , može se pretvoriti u takozvanu OB-asocijaciju [6] . Plejade su primjer zvjezdanog skupa koji ga je "natjerao da ispari" zonu H II koja ga formira i ostavi za sobom samo ostatke reflektirajuće maglice .

Životni ciklus i klasifikacija

Dio maglice Tarantula , ogromne H II regije u Velikom Magelanovom oblaku .

Podrijetlo

Prekursor regije H II je divovski molekularni oblak . To je vrlo hladan (10-20° K ) i gust oblak sastavljen uglavnom od molekularnog vodika. Takvi objekti mogu dugo biti u stabilnom, “zamrznutom” stanju, ali udarni valovi od eksplozije supernove [7] , “sudari” oblaka [8] i magnetski utjecaji [9] mogu dovesti do kolapsa dijela oblak. Zauzvrat, to dovodi do procesa formiranja zvijezda u oblaku (za više detalja, pogledajte evolucija zvijezda ). Daljnji razvoj regije može se podijeliti u dvije faze: fazu formiranja i fazu širenja [10] .

U fazi formiranja, najmasivnije zvijezde unutar regije dosežu visoke temperature, a njihovo tvrdo zračenje počinje ionizirati okolni plin. Visokoenergetski fotoni šire se kroz okolnu tvar nadzvučnom brzinom tvoreći ionizacijski front . S udaljenošću od zvijezde, ova fronta se usporava zbog geometrijskog prigušenja i procesa rekombinacije u ioniziranom plinu. Nakon nekog vremena, njegova se brzina smanjuje na brzinu koja je oko dva puta veća od brzine zvuka. U ovom trenutku, volumen vrućeg ioniziranog plina doseže Stromgrenov radijus i počinje se širiti pod vlastitim pritiskom.

Širenje stvara nadzvučni udarni val koji komprimira materijal maglice. Budući da se brzina ionizacijske fronte nastavlja smanjivati, u nekom trenutku je udarni val prevlada; a između dvije sferne fronte nastaje praznina ispunjena neutralnim plinom. Tako nastaje područje ioniziranog vodika.

Životni vijek regije H II je reda veličine nekoliko milijuna godina. Lagani pritisak zvijezda prije ili kasnije "ispuhuje" većinu plina maglice. Cijeli proces je vrlo "neučinkovit": manje od 10% plina u maglici imat će vremena za formiranje zvijezda prije nego što se ostatak plina "istroši". Proces gubitka plina također olakšavaju eksplozije supernove među najmasivnijim zvijezdama, koje počinju već nekoliko milijuna godina nakon formiranja maglice ili čak i ranije [11] .

Morfologija

U najjednostavnijem slučaju, jedna zvijezda unutar maglice ionizira gotovo sferično područje okolnog plina zvano Stromgrenova sfera . Ali u stvarnim uvjetima interakcija ioniziranih područja iz mnogih zvijezda, kao i širenje zagrijanog plina u okolni prostor s oštrim gradijentom gustoće (na primjer, izvan granice molekularnog oblaka) određuju složeni oblik maglice. . Na njegov oblik utječu i eksplozije supernove. U nekim slučajevima formiranje velikog zvjezdanog skupa unutar zone H II dovodi do njegovog "devastacije" iznutra. Takav se fenomen opaža, na primjer, u slučaju NGC 604 , divovskog područja H II u galaksiji Trokut .

Klasifikacija područja H II

Kolijeve zvijezda

Bockove globule u IC 2944 , zona H II.

Rođenje zvijezda unutar H II regija skriveno je od nas gustinom oblaka plina i prašine koji okružuju zvijezde koje se formiraju. Tek kada lagani pritisak zvijezde razrijedi ovu osebujnu "čahuru", zvijezda postaje vidljiva. Prethodno su se gusta područja sa zvijezdama unutar njih pojavljivala kao tamne siluete na pozadini ostatka ionizirane maglice. Takve formacije poznate su kao Bockove globule , po astronomu Bartu Bocku , koji je 1940-ih iznio ideju da bi mogle biti mjesta rođenja zvijezda.

Potvrda Bockove hipoteze pojavila se tek 1990. godine , kada su znanstvenici, koristeći opažanja u infracrvenom spektru, konačno mogli pogledati kroz debljinu ovih globula i vidjeti mlade zvjezdane objekte unutra. Sada se vjeruje da prosječna globula sadrži materiju s masom od oko 10 solarnih masa u svemiru u promjeru oko svjetlosne godine, a takve globule tada tvore dvostruke ili višestruke zvjezdane sustave [12] [13] [14] .

Osim činjenice da su regije H II mjesta nastanka zvijezda, postoje dokazi da mogu sadržavati planetarne sustave . Teleskop Hubble pronašao je stotine protoplanetarnih diskova u Orionovoj maglici. Čini se da je najmanje polovica mladih zvijezda u ovoj maglici okružena diskom plina i prašine, za koji se vjeruje da sadrži čak mnogo puta više materijala nego što je potrebno za formiranje planetarnog sustava poput našeg .

Tehnički podaci

fizičke karakteristike

H II regije uvelike se razlikuju u fizičkim parametrima. Njihove veličine variraju od takozvanih "ultra-kompaktnih" (prečnik jedne svjetlosne godine ili manje) do gigantskih (nekoliko stotina svjetlosnih godina). Njihova veličina se također naziva Stromgrenov radijus , uglavnom ovisi o intenzitetu zračenja izvora ionizirajućih fotona i gustoći područja. Gustoće maglica također su različite: od više od milijun čestica po cm³ u ultrakompaktnim - do samo nekoliko čestica po cm³ u onim najopsežnijim. Ukupna masa maglica je vjerojatno između 10² i 10 5 solarnih masa [15] .

Ovisno o veličini područja H II, broj zvijezda unutar svake od njih može doseći nekoliko tisuća. Stoga je struktura regije složenija od strukture planetarnih maglica , koje imaju samo jedan izvor ionizacije smješten u središtu. Temperatura H II regija obično doseže 10 000 K. Interfejs između ioniziranog vodika H II i neutralnog vodikovog HI regija obično je vrlo oštar. Ionizirani plin ( plazma ) može imati magnetska polja jačine od nekoliko nanotesla [16] . Magnetska polja nastaju zbog kretanja električnih naboja u plazmi, stoga postoje električne struje u H II područjima [17] .

Oko 90% materijala u regiji je atomski vodik . Ostalo je uglavnom helij , dok su teži elementi prisutni u neznatnim količinama. Primjećuje se da što se regija nalazi dalje od središta galaksije, to je manji udio teških elemenata u njenom sastavu. To se objašnjava činjenicom da je tijekom cijelog života galaksije u njezinim gušćim središnjim područjima stopa formiranja zvijezda bila veća, pa je u skladu s tim i njihovo obogaćivanje produktima nuklearne fuzije bilo brže.

Radijacija

Zone ioniziranog vodika formiraju se oko svijetlih O-B5 zvijezda uz snažno ultraljubičasto zračenje . Ultraljubičasti kvanti Lymanove serije i Lymanov kontinuum ioniziraju vodik koji okružuje zvijezdu. U procesu rekombinacije može se emitirati kvant podređenog niza ili Lymanov kvant. U prvom slučaju, kvant će nesmetano napustiti maglicu, au drugom će se ponovno apsorbirati. Taj je proces opisan Rosselandovim teoremom . Tako se u spektru zona H II pojavljuju svijetle linije podređenih serija, posebno Balmerova serija , kao i svijetla Lyman-alfa linija , budući da se L α- fotoni ne mogu obraditi u manje energične kvante i, u konačnici, napustiti maglicu . Visok intenzitet emisije u H α liniji s valnom duljinom od 6563 Å daje maglicama njihovu karakterističnu crvenkastu nijansu.

Količina i distribucija

Vrtložna galaksija : crvene mrlje H II regija "ocrtavaju" spiralne krakove.

H II regije nalaze se samo u spiralnim (kao što je naša ) i nepravilnim galaksijama ; nikad se nisu sreli u eliptičnim galaksijama . U nepravilnim galaksijama mogu se naći u bilo kojem dijelu, ali u spiralnim galaksijama gotovo su uvijek koncentrirani unutar spiralnih krakova. Velika spiralna galaksija može uključivati ​​tisuće H II regija [15] .

Vjeruje se da ta područja nema u eliptičnim galaksijama jer su eliptične galaksije nastale sudarima drugih galaksija. U nakupinama galaksija takvi su sudari vrlo česti. U tom se slučaju pojedinačne zvijezde gotovo nikada ne sudaraju, ali veliki molekularni oblaci i H II regije su podložni jakim poremećajima. U tim uvjetima pokreću se jaki proboji stvaranja zvijezda, a to se događa tako brzo da se za to, umjesto uobičajenih 10%, koristi gotovo sva materija maglice. Galaksija doživljava takav aktivan proces nazvan galaksija zvjezdanog praska ( engl. Starburst galaxy ). Nakon toga u eliptičnoj galaksiji ostaje vrlo malo međuzvjezdanog plina, a H II područja se više ne mogu formirati. Kao što pokazuju moderna opažanja, postoji i vrlo malo međugalaktičkih područja ioniziranog vodika. Takva su područja najvjerojatnije ostaci periodičnih raspada malih galaksija [18] .

Značajna područja H II

Orionov kompleks . Na slici su prikazane zvijezde jezgre ovog zviježđa . Svijetla točka u sredini ispod je M42 , a luk koji zauzima veći dio slike je Barnardova petlja .

Dvije regije H II mogu se relativno lako vidjeti golim okom : Orion Trapezium i Tarantula . Još nekoliko je na rubu vidljivosti: maglica Laguna , Sjeverna Amerika , Barnardova petlja - ali ih je moguće promatrati samo u idealnim uvjetima.

Orionov divovski molekularni oblak vrlo je složen kompleks koji uključuje mnoga međudjelujuća područja H II i drugih maglica [19] . Ovo je "klasično" područje H II [nb 1] najbliže Suncu. Oblak se nalazi na udaljenosti od oko 1500 sv. godine od nas, i, da je vidljiv, zauzimao bi veće područje ovog zviježđa . 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