Регион H II

От Уикипедия, свободната енциклопедия
Отидете на навигация Отидете на търсене
NGC 604 , гигантска област H II в галактиката Триъгълник .

Регион (зона) H II , или област на йонизиран водород (вид емисионна мъглявина ), е горещ плазмен облак с диаметър няколкостотин светлинни години и е област на интензивно звездообразуване . В този регион се раждат млади горещи синкаво-бели звезди , които излъчват изобилна ултравиолетова светлина, като по този начин йонизират заобикалящата мъглявина.

Регионите H II могат да раждат хиляди звезди за период от само няколко милиона години. В крайна сметка експлозии на свръхнови и мощни звездни ветрове, излъчвани от най-масивните звезди в получения звезден куп, разпръскват газовете в този регион и той се превръща в група като Плеядите .

Тези региони получават името си от голямото количество йонизиран атомен водород (т.е. просто смес от протони и електрони ), обозначен от астрономите като H II ( регионът HI е зоната на неутрален водород, а H 2 означава молекулен водород). Те могат да се видят на значителни разстояния в цялата Вселена и изследването на такива региони, открити в други галактики, е важно за определяне на разстоянието до последните, както и техния химичен състав .

История на наблюденията

Активна област на образуване на звезди - мъглявината Киля

Няколко от най-ярките области на H II се виждат с просто око . Но очевидно нито един от тях не е описан преди изобретяването на телескопа (в началото на 17-ти век ): двете най-ярки от тях - мъглявината Орион и Тарантула - първоначално са били сбъркани със звезди , обозначавайки първата като θ Орион , а вторият като 30 златни рибки. По-късно Галилей описва звездния куп Trapezium , разположен вътре в мъглявината Орион, но не е забелязал самата мъглявина - нейният откривател (през 1610 г. ) се счита за френския наблюдател Никола-Клод Фабри дьо Пейреск . След тези ранни наблюдения, много повече H II региони са открити в нашата и други галактики.

През 1774 г. мъглявината Орион е наблюдавана от Уилям Хершел , описвайки я като „безформена огнена мъгла, хаотичната материя на бъдещите слънца“. Тази хипотеза започва да се потвърждава едва почти сто години по-късно, през 1864 г. , когато Уилям Хъгинс (със съдействието на своя приятел, химикът Уилям Милър , който живее в съседство) изследва няколко различни мъглявини, използвайки своя спектроскоп . Някои, като мъглявината Андромеда , дават спектри, подобни на тези на звездите, и се оказват галактики, съставени от стотици милиони отделни звезди.

Спектрите на други мъглявини изглеждаха различно. Вместо интензивен непрекъснат спектър с насложени абсорбционни линии, мъглявината Котешко око (първата газова мъглявина, изследвана от Хъгинс) и други подобни обекти имаха само малък брой емисионни линии [1] . Подобен резултат е получен от Хъгинс година по-късно за мъглявината Орион [2] . Най -ярката от тези линии има дължина на вълната от 500,7 nm , което е несъвместимо с нито един известен химичен елемент . Първоначално се предполагаше, че тази линия принадлежи към нов химичен елемент. Така че подобна идея при изучаване на спектъра на Слънцето през 1868 г. доведе до откриването на хелий . Новият елемент е обявен nebulium (от латински мъглявина - "мъглявина").

Въпреки това, докато хелият беше изолиран на Земята малко след откриването му в слънчевия спектър, мъглявината не беше произведена. През 1927 г. Хенри Норис Ръсел предполага, че дължината на вълната от 500,7 nm принадлежи по-скоро не на нов елемент, а на вече известен елемент, но при неизвестни условия [3] .

Още през същата година Айра Спраг Боуен показа, че в газ с изключително ниска плътност електроните могат да запълнят възбуденото метастабилно енергийно ниво на атоми и йони , което при по-висока плътност губи това свойство поради сблъсъци [4] . Електронните преходи от едно от тези нива в двойно йонизиран кислород водят до линия при 500,7 nm. Тези спектрални линии се наричат забранени линии и могат да се наблюдават само за газове с ниска плътност [5] . Така е доказано, че мъглявините са съставени от изключително разреден газ.

Наблюденията през 20-ти век показват, че регионите H II често съдържат ярки и горещи OB звезди. Такива звезди са много пъти по-масивни от Слънцето, но имат кратък живот, само няколко милиона години (за сравнение, животът на звезди като Слънцето е няколко милиарда години). В резултат на това се предположи, че регионите H II са региони на активно звездообразуване. В продължение на няколко милиона години вътре в такава област се образува звезден куп и след това лъчистото налягане на образуваните горещи млади звезди разпръсква мъглявината. Ако останалият клъстер не е достатъчно масивен и гравитационно свързан , той може да се превърне в така наречената OB-асоциация [6] . Плеядите са пример за звезден куп, който го "накара да изпари" зоната H II, която го образува, и да остави след себе си само остатъците от отразяващата мъглявина .

Жизнен цикъл и класификация

Част от мъглявината Тарантула , огромен регион H II в Големия Магеланов облак .

Произход

Предшественикът на H II региона е гигантски молекулен облак . Това е много студен (10–20 ° K ) и плътен облак, съставен главно от молекулен водород. Такива обекти могат да бъдат в стабилно, „замръзнало“ състояние за дълго време, но ударните вълни от експлозия на свръхнова [7] , облачни „сблъсъци“ [8] и магнитни влияния [9] могат да доведат до колапса на част от Облакът. От своя страна това води до процеса на образуване на звезди в облака (за повече подробности вижте звездна еволюция ). По-нататъшното развитие на региона може да бъде разделено на две фази: етап на формиране и етап на разширяване [10] .

На етапа на формиране най-масивните звезди в региона достигат високи температури и тяхното твърдо излъчване започва да йонизира околния газ. Високоенергийните фотони се разпространяват през заобикалящата материя със свръхзвукова скорост , образувайки йонизационен фронт . С отдалечаване от звездата този фронт се забавя поради геометрични процеси на затихване и рекомбинация в йонизирания газ. След известно време скоростта му намалява до скорост, която е около два пъти по-висока от скоростта на звука. В този момент обемът на горещ йонизиран газ достига радиуса на Стромгрен и започва да се разширява под собственото си налягане.

Разширяването генерира свръхзвукова ударна вълна, която компресира материала на мъглявината. Тъй като скоростта на йонизационния фронт продължава да намалява, в един момент ударната вълна го изпреварва; и между двата сферични фронта се образува празнина, запълнена с неутрален газ. Така се ражда областта на йонизирания водород.

Продължителността на живота на региона H II е от порядъка на няколко милиона години. Лекият натиск на звездите рано или късно „издухва“ по-голямата част от газа на мъглявината. Целият процес е много "неефективен": по-малко от 10% от газа в мъглявината ще има време да образува звезди, преди останалата част от газа да се "изхаби". Процесът на загуба на газ се улеснява и от експлозии на свръхнови сред най-масивните звезди, които започват вече няколко милиона години след образуването на мъглявината или дори по-рано [11] .

Морфология

В най-простия случай една звезда в мъглявината йонизира почти сферична област от околния газ, наречена сфера на Стромгрен . Но в реални условия взаимодействието на йонизирани области от много звезди, както и разпространението на нагрят газ в околното пространство с остър градиент на плътност (например извън границата на молекулярен облак) определят сложната форма на мъглявината . Формата му също е повлияна от експлозии на свръхнови. В някои случаи образуването на голям звезден куп вътре в зоната H II води до неговото „опустошение“ отвътре. Такъв феномен се наблюдава например в случая на NGC 604 , гигантската област H II в галактиката Триъгълник .

Класификация на областите H II

Люлки на звезди

Бок глобули в IC 2944 , зона H II.

Раждането на звезда в регионите H II е скрито от нас от дебелината на облаците от газ и прах, които заобикалят образуващите се звезди. Само когато лекият натиск на звездата разреди този особен „пашкул“, звездата става видима. Преди това плътните области със звезди вътре изглеждаха като тъмни силуети на фона на останалата част от йонизираната мъглявина. Такива образувания са известни като глобули на Бок , на името на астронома Барт Бок , който през 40-те години на миналия век изложи идеята, че те могат да бъдат родни места на звезди.

Потвърждението на хипотезата на Бок се появи едва през 1990 г. , когато учените, използвайки наблюдения в инфрачервения спектър, най-накрая успяха да погледнат през дебелината на тези глобули и да видят млади звездни обекти вътре. Сега се смята, че средната глобула съдържа материя с маса от около 10 слънчеви маси в космоса с диаметър около светлинна година и такива глобули образуват двойни или множествени звездни системи [12] [13] [14] .

В допълнение към факта, че регионите H II са места за образуване на звезди, има доказателства, че те могат да съдържат планетни системи . Телескопът Хъбъл е открил стотици протопланетни дискове в мъглявината Орион. Най-малко половината от младите звезди в тази мъглявина изглежда са заобиколени от диск от газ и прах, за който се смята, че съдържа дори много пъти повече материал, отколкото е необходимо за образуването на планетарна система като нашата .

Спецификации

физически характеристики

Регионите H II се различават значително по физически параметри. Размерите им варират от така наречените "ултракомпактни" (една светлинна година или по-малко в диаметър) до гигантски (няколкостотин светлинни години). Техният размер се нарича още радиус на Стромгрен , той зависи главно от интензитета на излъчване на източника на йонизиращи фотони и плътността на площта. Плътностите на мъглявините също са различни: от повече от милион частици на cm³ в свръхкомпактните - до само няколко частици на cm³ в най-обширните. Общата маса на мъглявините е вероятно между 10² и 10 5 слънчеви маси [15] .

В зависимост от размера на областта H II, броят на звездите във всяка от тях може да достигне няколко хиляди. Следователно структурата на региона е по-сложна от структурата на планетарните мъглявини , които имат само един йонизационен източник, разположен в центъра. Температурата на областите H II обикновено достига 10 000 K. Интерфейсът между йонизирания водород H II и неутралния водород HI обикновено е много остър. Йонизираният газ ( плазма ) може да има магнитни полета със сила от няколко нанотесла [16] . Магнитните полета се образуват поради движението на електрически заряди в плазмата, поради което има електрически токове в областите H II [17] .

Около 90% от материала в региона е атомен водород . Останалото е основно хелий , докато по-тежките елементи присъстват в незначителни количества. Забелязва се, че колкото по-далеч от центъра на галактиката е разположен регионът, толкова по-малък е делът на тежките елементи в неговия състав. Това се обяснява с факта, че през целия живот на галактиката в нейните по-плътни централни региони скоростта на звездообразуване е била по-висока и съответно обогатяването им с продукти на ядрен синтез е било по-бързо.

радиация

Зони от йонизиран водород се образуват около ярки O-B5 звезди с мощно ултравиолетово лъчение . Ултравиолетовите кванти от серията на Лайман и континуума на Лайман йонизират водорода около звездата. В процеса на рекомбинация може да бъде излъчен квант от подчинена серия или квант на Лайман. В първия случай квантът ще напусне мъглявината безпрепятствено, а във втория отново ще бъде погълнат. Този процес се описва от теоремата на Роселанд . По този начин в спектъра на зоните H II се появяват ярки линии от подчинени серии, особено серия Balmer , както и ярка линия Lyman-alpha , тъй като L α - фотоните не могат да бъдат преработени в по-малко енергийни кванти и в крайна сметка да напуснат мъглявината . Високата интензивност на излъчване в линията H α с дължина на вълната 6563 Å придава на мъглявините техния характерен червеникав оттенък.

Количество и разпределение

Whirlpool Galaxy : червени петна от H II региони "очертават" спиралните рамена.

H II региони се намират само в спирални (като нашата ) и неправилни галактики ; те никога не са се срещали в елипсовидни галактики . В неправилните галактики те могат да бъдат намерени във всяка част от нея, но в спиралните галактики те почти винаги са концентрирани в рамките на спиралните ръкави. Една голяма спирална галактика може да включва хиляди H II региони [15] .

Смята се, че тези региони липсват в елиптичните галактики, тъй като елиптичните галактики се образуват от сблъсъци на други галактики. В галактическите купове такива сблъсъци са много чести. В този случай отделните звезди почти никога не се сблъскват, но големите молекулярни облаци и областите H II са обект на силни смущения. При тези условия се инициират силни изблици на звездообразуване и това се случва толкова бързо, че за това вместо обичайните 10% се използва почти цялата материя на мъглявината. Галактиката изпитва такъв активен процес, наречен звездна галактика ( англ. Starburst galaxy ). След това в елиптичната галактика остава много малко междузвезден газ и регионите H II вече не могат да се образуват. Както показват съвременните наблюдения, има и много малко междугалактически области на йонизиран водород. Такива региони най-вероятно са остатъци от периодични разпади на малки галактики [18] .

Забележителни области H II

Комплекс Орион . Снимката показва основните звезди на това съзвездие . Светлото петно ​​в центъра по-долу е M42 , а дъгата, която заема по-голямата част от изображението, е Примката на Барнард .

Две области H II могат да се видят сравнително лесно с просто око : Орионският трапец и Тарантулата . Още няколко са на ръба на видимостта: мъглявината Лагуна , Северна Америка , Примката на Барнард - но те могат да се наблюдават само при идеални условия.

Гигантският молекулен облак на Орион е много сложен комплекс, който включва много взаимодействащи области на H II и други мъглявини [19] . Това е "класическият" регион H II [nb 1], който е най-близо до Слънцето. Облакът се намира на разстояние около 1500 sv. години от нас и, ако беше видим, щеше да заема по-голяма площ от това съзвездие . 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