Regija H II

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

Regija (zona) H II , ili oblast jonizovanog vodonika (vrsta emisione magline ), je oblak vruće plazme u prečniku nekoliko stotina svetlosnih godina i oblast je intenzivne formacije zvezda . U ovom području se rađaju mlade vruće plavičasto-bijele zvijezde koje emituju obilnu ultraljubičastu svjetlost i na taj način jonizuju okolnu maglinu.

Regije H II mogu roditi hiljade zvijezda u periodu od samo nekoliko miliona godina. Na kraju, eksplozije supernove i moćni zvjezdani vjetrovi koji izviru iz najmasivnijih zvijezda u rezultirajućem zvjezdanom jatu raspršuju plinove u ovom području i ono se pretvara u grupu poput Plejada .

Ove regije su dobile ime po velikoj količini jonizovanog atomskog vodonika (tj. samo mješavine protona i elektrona ), koje su astronomi označili kao H II ( HI regija je zona neutralnog vodonika, a H 2 označava molekularni vodonik). Mogu se vidjeti na značajnim udaljenostima širom Univerzuma , a proučavanje takvih regija koje se nalaze u drugim galaksijama važno je za određivanje udaljenosti do potonjih, kao i njihovog hemijskog sastava .

Istorija posmatranja

Aktivno područje formiranja zvijezda - maglina Carina

Nekoliko najsjajnijih područja H II vidljivo je golim okom . Ali, očigledno, nijedan od njih nije opisan prije pronalaska teleskopa (početkom 17. stoljeća ): dvije najsjajnije od njih - Orionova maglina 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 Trapezijum , smješteno unutar magline Orion, ali nije primijetio samu maglicu - njenim otkrivačem ( 1610. godine ) smatra se francuski posmatrač Nikolas-Claude Fabri de Peyresque . Od ovih ranih opservacija otkriveno je mnogo više H II regiona u našoj i drugim galaksijama.

Godine 1774. Maglinu Orion je promatrao William Herschel , opisujući je kao "bezoblično vatrenu maglu, haotična materija budućih sunaca". Ova hipoteza je počela da se potvrđuje tek skoro sto godina kasnije, 1864. godine , kada je William Huggins (uz pomoć svog prijatelja, hemičara Williama Millera , koji je živio u susjedstvu) istražio nekoliko različitih maglina koristeći svoj spektroskop . Neke, kao što je Andromedina maglina , dale su spektre slične spektrima zvijezda, a ispostavilo se da su galaksije sastavljene od stotina miliona pojedinačnih zvijezda.

Spektri drugih maglina izgledali su drugačije. Umjesto intenzivnog kontinuiranog spektra sa superponiranim apsorpcionim linijama, maglina Mačje oko (prva gasna maglina koju je proučavao Huggins) i drugi slični objekti imali su samo mali broj emisionih linija [1] . Sličan rezultat je Huggins dobio godinu dana kasnije za Orionovu maglicu [2] . Je najsjajnije ovih linija je imala valne duljine od 500.7 nm , što je u suprotnosti sa bilo kojim poznatim hemijski element . U početku je sugerisano da ova linija pripada novom hemijskom elementu. Dakle, slična ideja prilikom proučavanja spektra Sunca 1868. godine dovela je do otkrića helijuma . Novi element je nazvan nebulijum (od latinskog nebula - "maglica").

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

Već iste godine, Ira Sprague Bowen je pokazao da u plinu ekstremno male gustine elektroni mogu ispuniti pobuđeni metastabilni energetski nivo atoma i jona , koji pri većoj gustoći gubi ovo svojstvo zbog sudara [4] . Elektronski prelaze iz jedne od ovih nivoa u dvostruko ionizirani kisik dovode do linije na 500.7 nm. Ove spektralne linije nazivaju se zabranjenim linijama i mogu se posmatrati samo za gasove niske gustine [5] . Tako je dokazano da se magline sastoje od izuzetno razrijeđenog plina.

Posmatranja tokom 20. veka su pokazala da H II regioni često sadrže svetle i vruće OB zvezde. Takve zvezde su višestruko masivnije od Sunca, ali imaju kratak životni vek, svega nekoliko miliona godina (za poređenje, životni vek zvezda poput Sunca je nekoliko milijardi godina). Kao rezultat toga, postavljena je hipoteza da su regije H II regije aktivne formacije zvijezda. Tokom nekoliko miliona godina, unutar takvog područja formira se jato zvijezda , a zatim radijacijski pritisak formiranih vrućih mladih zvijezda raspršuje maglinu. Ako preostali klaster nije dovoljno masivan i gravitaciono vezan , može se pretvoriti u takozvanu OB-asocijaciju [6] . Plejade su primjer zvjezdanog jata koje ga je "natjeralo da ispari" zonu H II koja ga formira i ostavi za sobom samo ostatke reflektirajuće magline .

Životni ciklus i klasifikacija

Dio magline Tarantula , ogromnog H II regiona u Velikom Magelanovom oblaku .

Porijeklo

Preteča H II regiona je džinovski molekularni oblak . To je veoma hladan (10-20° K ) i gust oblak sastavljen uglavnom od molekularnog vodonika. 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 evoluciju zvijezda ). Dalji razvoj regije može se podijeliti u dvije faze: fazu formiranja i fazu ekspanzije [10] .

U fazi formiranja, najmasivnije zvijezde unutar regije dostižu visoke temperature, a njihovo snažno zračenje počinje jonizirati okolni plin. Fotoni visoke energije šire se kroz okolnu materiju nadzvučnom brzinom , formirajući front jonizacije . Sa udaljenosti od zvijezde, ovaj front se usporava zbog geometrijskog prigušenja i procesa rekombinacije u joniziranom plinu. Nakon nekog vremena, njegova brzina se smanjuje na brzinu koja je oko dva puta veća od brzine zvuka. U ovom trenutku, zapremina vrućeg jonizovanog gasa dostiže Stromgrenov radijus i počinje da se širi pod sopstvenim pritiskom.

Širenje stvara supersonični udarni val koji komprimira materijal magline. Pošto brzina jonizacionog fronta nastavlja da opada, u nekom trenutku ga udarni val obuzima; a između dvije sferne fronte nastaje jaz, ispunjen neutralnim plinom. Tako nastaje oblast jonizovanog vodonika.

Životni vijek regije H II je reda veličine nekoliko miliona godina. Lagani pritisak zvijezda prije ili kasnije "izduva" većinu gasa magline. Čitav proces je veoma "neefikasan": manje od 10% gasa u maglini će imati vremena da formira zvezde pre nego što se ostatak gasa "istroši". Proces gubitka gasa takođe olakšavaju eksplozije supernove među najmasivnijim zvezdama, koje počinju već nekoliko miliona godina nakon formiranja magline ili čak i ranije [11] .

Morfologija

U najjednostavnijem slučaju, jedna zvijezda unutar magline jonizuje gotovo sferni dio okolnog plina koji se zove Stromgrenova sfera . Ali u stvarnim uslovima, interakcija jonizovanih regiona iz mnogih zvezda, kao i širenje zagrejanog gasa u okolni prostor sa oštrim gradijentom gustine (na primer, izvan granice molekularnog oblaka) određuju složeni oblik magline. . Na njegov oblik utiču i eksplozije supernove. U nekim slučajevima, formiranje velikog zvjezdanog jata unutar H II zone dovodi do njegovog "devastacije" iznutra. Takav fenomen je uočen, na primjer, u slučaju NGC 604 , džinovskog područja H II u galaksiji Trokut .

Klasifikacija područja H II

Kolevke zvezda

Bockove globule u IC 2944 , zona H II.

Rođenje zvijezda u H II regijama je skriveno od nas gustinom oblaka plina i prašine koji okružuju zvijezde koje se formiraju. Tek kada lagani pritisak zvezde razblaži ovu neobičnu "čahuru", zvezda postaje vidljiva. Ranije su se gusta područja sa zvijezdama unutar njih pojavljivala kao tamne siluete na pozadini ostatka jonizirane magline. Takve formacije su poznate kao Bockove globule , po astronomu Bartu Boku , koji je 1940- ih iznio ideju da bi one mogle biti mjesta rođenja zvijezda.

Potvrda Bockove hipoteze pojavila se tek 1990. godine , kada su naučnici, koristeći zapažanja u infracrvenom spektru, konačno mogli da pogledaju kroz debljinu ovih globula i vide mlade zvjezdane objekte unutra. Sada se vjeruje da prosječna globula sadrži materiju s masom od oko 10 solarnih masa u svemiru u prečniku oko svjetlosne godine, a takve globule tada formiraju dvostruke ili višestruke zvjezdane sisteme [12] [13] [14] .

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

Specifikacije

fizičke karakteristike

H II regije se uvelike razlikuju po fizičkim parametrima. Njihove veličine se kreću od takozvanih "ultra-kompaktnih" (prečnik jedne svjetlosne godine ili manje) do gigantskih (nekoliko stotina svjetlosnih godina). Njihova veličina se naziva i Stromgrenov radijus , uglavnom ovisi o intenzitetu zračenja izvora jonizirajućih fotona i gustoći područja. Gustine maglina su takođe različite: od više od milion čestica po cm³ kod ultrakompaktnih - do samo nekoliko čestica po cm³ u najobimnijim. Ukupna masa maglina je vjerovatno između 10² i 10 5 solarnih masa [15] .

U zavisnosti od veličine H II regije, broj zvijezda unutar svake od njih može doseći nekoliko hiljada. Stoga je struktura regiona složenija od strukture planetarnih maglina , koje imaju samo jedan jonizacioni izvor koji se nalazi u centru. Temperatura H II regiona obično dostiže 10.000 K. Interfejs između jonizovanog vodonika H II i neutralnog vodonika HI regiona je obično veoma oštar. Jonizovani gas ( plazma ) može imati magnetna polja jačine od nekoliko nanotesla [16] . Magnetna polja nastaju zbog kretanja električnih naboja u plazmi, stoga postoje električne struje u H II područjima [17] .

Oko 90% materijala u regionu je atomski vodonik . Ostatak je uglavnom helijum , dok su teži elementi prisutni u neznatnim količinama. Primjećuje se da što se regija nalazi dalje od centra galaksije, to je manji udio teških elemenata u njenom sastavu. To se objašnjava činjenicom da je tijekom cijelog života galaksije u njenim gušćim središnjim područjima stopa formiranja zvijezda bila veća, pa je shodno tome i njihovo obogaćivanje produktima nuklearne fuzije bilo brže.

Radijacija

Zone jonizovanog vodonika formiraju se oko sjajnih O-B5 zvezda sa snažnim ultraljubičastim zračenjem . Ultraljubičasti kvanti Lajmanove serije i Lajmanov kontinuum jonizuju vodonik koji okružuje zvezdu. U procesu rekombinacije može se emitovati kvant podređene serije ili Lymanov kvant. U prvom slučaju, kvant će nesmetano napustiti maglinu, au drugom će se ponovo apsorbirati. Ovaj proces je opisan Rosselandovom teoremom . Tako se u spektru H II zona pojavljuju svijetle linije podređenih serija, posebno Balmerova serija , kao i svijetla Lyman-alfa linija , budući da se L α- fotoni ne mogu procesirati u manje energične kvante i, u konačnici, napustiti maglinu. . Visok intenzitet emisije u H α liniji sa talasnom dužinom od 6563 Å daje maglinama njihovu karakterističnu crvenkastu nijansu.

Količina i distribucija

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

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

Vjeruje se da ova područja nema u eliptičnim galaksijama jer su eliptične galaksije formirane sudarima drugih galaksija. Kod jata galaksija takvi su sudari vrlo česti. U ovom slučaju pojedinačne zvijezde se gotovo nikada ne sudaraju, ali veliki molekularni oblaci i H II regije su podložni jakim poremećajima. U tim uslovima pokreću se jaki prasci formiranja zvezda, a to se dešava tako brzo da se za to, umesto uobičajenih 10%, koristi skoro sva materija magline. Galaksija doživljava tako aktivan proces nazvan galaksija zvjezdanog praska ( engl. Starburst galaxy ). Nakon toga, u eliptičnoj galaksiji ostaje vrlo malo međuzvjezdanog plina, a područja H II se više ne mogu formirati. Kao što pokazuju savremena zapažanja, postoji i vrlo malo međugalaktičkih regiona jonizovanog vodonika. Takva područja su najvjerovatnije ostaci periodičnih raspada malih galaksija [18] .

Značajna područja H II

Orion kompleks . Na slici su prikazane glavne zvijezde ovog sazviježđa . Svijetla tačka u centru 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 ivici vidljivosti: maglina Laguna , Sjeverna Amerika , Barnardova petlja - ali se mogu promatrati samo u idealnim uvjetima.

Orionski džinovski molekularni oblak je veoma složen kompleks koji uključuje mnoge interakcije regiona H II i drugih maglina [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 veću površinu ovog sazviježđa . 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