Regiunea HII

Versiunea actuală a paginii nu a fost încă examinată de colaboratori experimentați și poate diferi semnificativ de versiunea revizuită la 23 decembrie 2021; verificările necesită 5 modificări .

Regiunea (zona) H II , sau regiunea hidrogenului ionizat (un fel de nebuloasă cu emisie ) este un nor de plasmă fierbinte , care atinge câteva sute de ani lumină , care este o zonă de formare a stelelor active . În această regiune se nasc stele tinere fierbinți alb-albăstrui , care emit lumină ultravioletă abundentă , ionizând astfel nebuloasa din jur.

Regiunile H II pot da naștere a mii de stele pe o perioadă de doar câteva milioane de ani. În cele din urmă, exploziile de supernove și vânturile stelare puternice de la cele mai masive stele din grupul de stele rezultat împrăștie gazele regiunii și devine un grup ca Pleiadele .

Aceste regiuni își iau numele de la cantitatea mare de hidrogen atomic ionizat (adică pur și simplu un amestec de protoni și electroni ), denumită de astronomi H II ( regiunea HI  este zona hidrogenului neutru , iar H2 reprezintă hidrogen molecular ). ). Ele pot fi văzute la distanțe considerabile în tot universul , iar studiul unor astfel de regiuni situate în alte galaxii este important pentru a determina distanța până la acestea din urmă, precum și compoziția lor chimică .

Istoricul observațiilor

Câteva dintre cele mai luminoase regiuni ale H II sunt vizibile cu ochiul liber . Dar, aparent, niciuna dintre ele nu a fost descrisă înainte de inventarea telescopului (la începutul secolului al XVII-lea ): cele două cele mai strălucitoare dintre ele - Nebuloasa Orion și Tarantula  - au fost inițial confundate cu stele , desemnându-l pe primul drept θ Orion. , iar al doilea ca 30 de Pești de aur . Mai târziu, Galileo a descris clusterul de stele Trapezium , situat în interiorul Nebuloasei Orion, dar nu a observat nebuloasa în sine - descoperitorul acesteia (în 1610 ) este considerat a fi observatorul francez Nicolas-Claude Fabry de Peyresque . De la aceste observații timpurii , multe alte regiuni H II au fost descoperite în galaxiile noastre și în alte galaxii.

În 1774, Nebuloasa Orion a fost observată de William Herschel , care a descris-o drept „o ceață de foc fără formă, materia haotică a sorilor viitori”. Această ipoteză a început să fie confirmată doar aproape o sută de ani mai târziu, în 1864 , când William Huggins (cu ajutorul prietenului său, chimistul William Miller , care locuia în cartier) a examinat mai multe nebuloase diferite cu spectroscopul său. Unele, cum ar fi Nebuloasa Andromeda , au oferit un spectru identic cu cel al stelelor și s-au dovedit a fi galaxii formate din sute de milioane de stele individuale.

Spectrele altor nebuloase arătau diferit. În locul unui spectru intens continuu cu linii de absorbție suprapuse, Nebuloasa Cat's Eye (prima nebuloasă gazoasă studiată de Huggins) și alte obiecte similare au avut doar un număr mic de linii de emisie [1] . Un rezultat similar a fost obținut de Huggins un an mai târziu pentru Nebuloasa Orion [2] . Lungimea de undă a celei mai strălucitoare dintre aceste linii a fost de 500,7 nm , ceea ce nu corespundea niciunui element chimic cunoscut . Inițial, s-a sugerat că această linie aparține unui nou element chimic. Așadar, o idee similară atunci când a studiat spectrul Soarelui în 1868 a condus la descoperirea heliului . Noul element a fost numit nebulium (din latinescul  nebuloasa  - „nebuloasa”).

Cu toate acestea, în timp ce heliul a fost izolat pe Pământ la scurt timp după descoperirea sa în spectrul Soarelui, nebuliul nu a fost. În 1927, Henry Norris Russell a sugerat că lungimea de undă de 500,7 nm nu aparține unui element nou, ci unui element deja cunoscut, dar în condiții necunoscute [3] .

Deja în același an, Ira Sprague Bowen a arătat că într-un gaz de densitate extrem de scăzută, electronii pot umple un nivel de energie metastabil excitat de atomi și ioni , care la o densitate mai mare își pierde această proprietate din cauza coliziunilor [4] . Tranzițiile electronice de la unul dintre aceste niveluri în oxigenul dublu ionizat sunt responsabile pentru linia de 500,7 nm. Aceste linii spectrale se numesc linii interzise și pot fi observate doar pentru gazele de densitate mică [5] . Astfel, s-a dovedit că nebuloasele sunt compuse din gaz extrem de rarefiat.

Observațiile din secolul al XX-lea au arătat că regiunile H II conțin adesea stele OB luminoase și fierbinți. Astfel de stele sunt de multe ori mai masive decât Soarele, dar au o durată de viață scurtă de doar câteva milioane de ani (pentru comparație, durata de viață a stelelor precum Soarele este de câteva miliarde de ani). Ca urmare, s-a propus o ipoteză că regiunile H II sunt regiuni de formare a stelelor active. Pe parcursul a câteva milioane de ani, în interiorul unei astfel de regiuni se formează un grup de stele , iar apoi presiunea radiantă a stelelor tinere fierbinți formate dispersează nebuloasa. Dacă clusterul rămas nu este suficient de masiv și legat gravitațional , se poate transforma într-o așa-numită asociere OB [6] . Un exemplu de grup de stele care a „forțat” zona H II care a format-o să se evapore și să lase în urmă doar rămășițele unei nebuloase de reflexie sunt Pleiadele .

Ciclul de viață și clasificarea

Origine

Precursorul regiunii H II este norul molecular gigant . Este un nor foarte rece (10-20° K ) și dens compus în principal din hidrogen molecular. Astfel de obiecte pot fi într-o stare stabilă, „înghețată” pentru o perioadă lungă de timp, dar undele de șoc de la explozia unei supernove [7] , „coliziunile” norilor [8] și influențele magnetice [9] pot duce la prăbușirea unei părți a nor. La rândul său, acest lucru dă naștere procesului de formare a stelelor în nor (pentru mai multe detalii, vezi evoluția stelară ). Dezvoltarea ulterioară a regiunii poate fi împărțită în două faze: etapa de formare și etapa de expansiune [10] .

În stadiul de formare, cele mai masive stele din regiune ating temperaturi ridicate, radiațiile lor dure încep să ionizeze gazul din jur. Fotonii de înaltă energie se propagă prin materia înconjurătoare la viteze supersonice , formând un front de ionizare . Odată cu distanța față de stea, acest front încetinește din cauza proceselor de atenuare geometrică și recombinare în gazul ionizat. După un timp, viteza sa scade la aproximativ de două ori viteza sunetului. În acest moment, volumul de gaz ionizat fierbinte atinge raza Strömgren și începe să se extindă sub propria presiune.

Expansiunea generează o undă de șoc supersonică care comprimă materialul nebuloasei. Deoarece viteza frontului de ionizare continuă să scadă, la un moment dat unda de șoc îl depășește; iar între cele două fronturi, având formă sferică, se formează un gol, umplut cu un gaz neutru. Așa se naște regiunea hidrogenului ionizat.

Durata de viață a regiunii H II este de ordinul a câteva milioane de ani. Presiunea ușoară a stelelor, mai devreme sau mai târziu, „suflă” cea mai mare parte din gazul nebuloasei. Întregul proces este foarte „ineficient”: mai puțin de 10% din gazul nebuloasei are timp să dea naștere stelelor până când restul gazului „se termină”. Procesul de pierdere a gazelor este facilitat și de exploziile de supernove dintre cele mai masive stele, care încep deja la câteva milioane de ani după formarea nebuloasei sau chiar mai devreme [11] .

Morfologie

În cel mai simplu caz, o singură stea dintr-o nebuloasă ionizează o regiune aproape sferică de gaz din jur numită sfera Strömgren . Dar, în condiții reale, interacțiunea regiunilor ionizate din multe stele, precum și răspândirea gazului încălzit în spațiul înconjurător cu un gradient de densitate ascuțit (de exemplu, dincolo de limita unui nor molecular) determină forma complexă a nebuloasei. . Contururile sale sunt, de asemenea, influențate de exploziile supernovei . În unele cazuri, formarea unui grup de stele mari în interiorul zonei H II duce la „golirea” acestuia din interior. Un astfel de fenomen se observă, de exemplu, în cazul NGC 604 , o regiune gigantică H II din Galaxia Triangulum .

Clasificarea regiunilor H II

Cradle of the Stars

Nașterea stelelor în interiorul regiunilor H II ne este ascunsă de norii groși de gaz și praf care înconjoară stelele care se formează. Numai când presiunea ușoară a stelei subțiază acest „cocon” ciudat, steaua devine vizibilă. Înainte de aceasta, regiunile dense cu stele în interior apar ca siluete întunecate împotriva restului nebuloasei ionizate. Astfel de formațiuni sunt cunoscute sub numele de globule Bok , după astronomul Bart Bok , care în anii 1940 a propus ideea că ar putea fi locurile de naștere ale stelelor.

Ipoteza lui Bock a fost confirmată abia în 1990 , când oamenii de știință, folosind observații în infraroșu , au reușit în sfârșit să privească prin grosimea acestor globule și să vadă obiecte stelare tinere în interior. Acum se crede că globulul mediu conține materie cu o masă de aproximativ 10 mase solare într-un spațiu de aproximativ un an lumină în diametru, iar astfel de globule formează apoi sisteme stelare binare sau multiple [12] [13] [14] .

Pe lângă faptul că sunt locuri de formare a stelelor, s-a demonstrat că regiunile H II conțin și sisteme planetare . Telescopul Hubble a găsit sute de discuri protoplanetare în Nebuloasa Orion. Cel puțin jumătate dintre stele tinere din această nebuloasă par să fie înconjurate de un disc de gaz și praf despre care se crede că conține chiar de multe ori mai mult material decât este necesar pentru a forma un sistem planetar ca al nostru .

Caracteristici

Caracteristici fizice

Regiunile H II variază foarte mult în parametrii fizici. Dimensiunile lor variază de la așa-numitul „ultra-compact” (un an lumină sau mai puțin) până la gigantic (câteva sute de ani lumină). Mărimea lor este numită și raza lui Strömgren , depinde în principal de intensitatea radiației sursei de fotoni ionizanți și de densitatea regiunii. Densitățile nebuloaselor variază, de asemenea, de la peste un milion de particule pe cm3 în nebuloasele ultracompacte la doar câteva particule pe cm3 în cele mai extinse. Masa totală a nebuloaselor este probabil între 10² și 10 5 mase solare [15] .

În funcție de mărimea regiunii H II, numărul de stele din fiecare dintre ele poate ajunge la câteva mii. Prin urmare, structura regiunii este mai complicată decât structura nebuloaselor planetare , care au o singură sursă de ionizare situată în centru. Temperatura regiunilor H II atinge de obicei 10.000 K. Interfața dintre regiunea hidrogenului ionizat H II și hidrogen neutru HI este de obicei foarte ascuțită. Un gaz ionizat ( plasmă ) poate avea câmpuri magnetice cu puteri de mai multe nanotesle [16] . Câmpurile magnetice se formează datorită mișcării sarcinilor electrice în plasmă, prin urmare, există și curenți electrici în regiunile H II [17] .

Aproximativ 90% din materia regiunii este hidrogen atomic . Restul este în principal heliu , iar elementele mai grele sunt prezente în cantități mici. S-a observat că, cu cât regiunea este situată mai departe de centrul galaxiei , cu atât proporția elementelor grele din compoziția sa este mai mică. Acest lucru se explică prin faptul că de-a lungul vieții galaxiei în regiunile sale centrale mai dense, rata de formare a stelelor a fost mai mare, respectiv, îmbogățirea lor cu produse de fuziune nucleară a avut loc mai rapid .

Radiații

Zone de hidrogen ionizat se formează în jurul stelelor strălucitoare O-B5 cu radiații ultraviolete puternice . Cuantele ultraviolete din seria Lyman și continuum -ul Lyman ionizează hidrogenul din jurul stelei. În procesul de recombinare, poate fi emisă o serie subordonată cuantică sau o cuantică Lyman. În primul caz, cuantica va părăsi nebuloasa fără piedici, iar în al doilea, va fi absorbită din nou. Acest proces este descris de teorema Rosseland . Astfel, linii luminoase ale serii subordonate apar în spectrul zonelor H II, în special seria Balmer , precum și o linie luminoasă Lyman-alfa , deoarece fotonii L α nu pot fi procesați în cuante mai puțin energetice și, în cele din urmă, ies din nebuloasă. . Intensitatea ridicată a emisiei în linia H α cu o lungime de undă de 6563 Å conferă nebuloaselor nuanța lor roșiatică caracteristică.

Cantitate și distribuție

Regiunile H II au fost găsite doar în spirală (ca a noastră ) și galaxii neregulate ; nu au fost niciodată întâlnite în galaxiile eliptice . În galaxiile neregulate, ele pot fi găsite în orice parte a acesteia, dar în galaxiile spirale sunt aproape întotdeauna concentrate în brațele spiralei. O galaxie spirală mare poate conține mii de regiuni H II [15] .

Se crede că aceste regiuni sunt absente în galaxiile eliptice, deoarece galaxiile eliptice sunt formate prin ciocnirea altor galaxii. În grupurile de galaxii , astfel de ciocniri sunt foarte frecvente. În acest caz, stelele individuale aproape niciodată nu se ciocnesc, dar norii moleculari mari și regiunile H II sunt supuse unor perturbări puternice. În aceste condiții, sunt inițiate izbucniri puternice de formare a stelelor, iar acest lucru se întâmplă atât de repede încât, în loc de 10% obișnuiți, aproape toată materia nebulară este folosită pentru aceasta. Galaxiile care se confruntă cu un astfel de proces activ sunt numite galaxii starburst .  După aceea, în galaxia eliptică rămâne foarte puțin gaz interstelar, iar regiunile H II nu se mai pot forma. După cum au arătat observațiile moderne, există și foarte puține regiuni intergalactice de hidrogen ionizat. Astfel de regiuni sunt cel mai probabil rămășițe ale dezintegrarilor periodice ale galaxiilor mici [18] .

Zone notabile din H II

Două zone ale H II pot fi văzute relativ ușor cu ochiul liber : Trapezul lui Orion și Tarantula . Încă câteva sunt în pragul vizibilității: Nebuloasele Lagunei , America de Nord , Barnard's Loop  - dar pot fi observate doar în condiții ideale.

Norul Molecular Gigant al lui Orion  este un complex foarte complex, incluzând multe regiuni H II care interacționează și alte nebuloase [19] . Aceasta este regiunea „clasică” H II [nb 1] cea mai apropiată de Soare. Norul este situat la o distanță de aproximativ 1500 sv. ani de la noi și, dacă ar fi vizibil, ar ocupa o suprafață mai mare a acestei constelații . Include Nebuloasa Orion menționată anterior și Trapezul, Nebuloasa Cap de Cal , Bucla lui Barnard. Mai mult, aceasta din urmă este regiunea H II cea mai apropiată de noi.

Nebuloasa Eta Carina și Complexul Berkeley 59 / Cepheus OB4 au o structură interesantă, complexă [20][ specificați ] .

Unele regiuni H II sunt enorme, chiar și după standardele galactice. Un exemplu de regiune gigantică H II este deja menționată Nebuloasa Tarantula din Marele Nor Magellanic . Această nebuloasă este mult mai mare decât nebuloasa din Orion și este locul de naștere a mii de stele, dintre care unele sunt de peste 100 de ori mai masive decât Soarele. Dacă Tarantula ar fi în locul Nebuloasei Orion, ea ar străluci pe cer aproape la fel de puternic ca luna plină . Supernova SN 1987A a explodat în vecinătatea Tarantulei în 1987 .

Un alt astfel de „gigant” este NGC 604 din galaxia Triangulum : atinge 1300 sv. ani, deși conține un număr puțin mai mic de stele. Este una dintre cele mai extinse regiuni H II din grupul local de galaxii .

Metode moderne de studiere a regiunilor H II

Ca și în cazul nebuloaselor planetare , un studiu precis al compoziției chimice pentru regiunile H II este dificil. Există două moduri diferite de a determina abundența metalelor (adică alte elemente decât hidrogenul și heliul) într-o nebuloasă, pe baza diferitelor tipuri de linii spectrale. Prima metodă ia în considerare liniile de recombinare obținute ca rezultat al recombinării ( recombinării ) ionilor cu electroni; a doua este liniile interzise, ​​a căror sursă este excitația ionilor prin impactul electronilor ( excitația de coliziune ) [nb 2] . Aceste două metode produc uneori cifre semnificativ diferite. Unii astronomi explică acest lucru prin prezența unor mici fluctuații de temperatură în regiunea studiată; alții spun că diferențele sunt prea mari pentru a fi explicate prin astfel de fluctuații și atribuie efectul observat prezenței norilor în nebuloasa plină cu gaz rece, rarefiat, cu un conținut scăzut de hidrogen și o abundență mare de elemente grele [21] .

În plus, procesul de formare a stelelor masive în regiune nu este pe deplin înțeles. Acest lucru este împiedicat de două probleme. În primul rând, distanța semnificativă de la Pământ la regiunile mari H II: cea mai apropiată dintre ele este mai mare de 1000 sv. ani de noi, iar distanța față de ceilalți depășește de câteva ori această cifră. În al doilea rând, formarea acestor stele ne este ascunsă de straturi de praf, astfel încât observațiile în spectrul vizibil sunt imposibile. Razele radio și infraroșii pot depăși această barieră, dar este posibil ca cele mai tinere stele să nu emită suficientă energie la aceste frecvențe.

Comentarii

  1. ↑ Există regiuni H II mai aproape de Soare, dar ele s-au format în jurul stelelor unice și nu sunt regiuni de formare a stelelor.
  2. ↑ În literatura engleză, puteți găsi abrevierile corespunzătoare: ORL (linii de recombinare optică)  - linii de recombinare în domeniul optic; CEL (linii excitate în coliziune)  - linii cauzate de impactul electronilor.

Note

  1. ↑ Huggins W., Miller WA Despre  spectrul unora dintre nebuloase // Tranzacții filozofice ale Societății Regale din Londra . - 1864. - T. 154 . - S. 437-444 .
  2. ↑ Huggins W. On  the Spectrum of the Great Nebula in the Sword-Handle of Orion // Proceedings of the Royal Society of London. - 1865. - T. 14 . - S. 39-42 .
  3. ↑ Bowen, IS Originea liniilor nebulare   și structura nebuloaselor planetare // The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1928. - Vol. 67 . - P. 1-15 . - doi : 10.1086/143091 .
  4. ↑ Bowen, IS Originea liniilor nebulare  principale  // Publicații ale Societății Astronomice din Pacific . - 1927. - Vol. 39 , nr. 231 . - P. 295-297 .
  5. ↑ Borisoglebsky L.A. Forbidden lines in atomic spectra  // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Academia Rusă de Științe , 1958. - T. 66 , nr. 4 . - S. 603-652 .
  6. ↑ Asociații OB  (engleză)  (link inaccesibil) . Extrase din Raportul de studiu GAIA . RSSD - Research Science (6 iunie 2000). — Extrase din Raportul de studiu GAIA: Rezumat executiv și Secțiunea Știință. Consultat la 2 noiembrie 2008. Arhivat din original pe 4 august 2003.
  7. ↑ Boss, Alan P. Colaps and fragmentation of molecular cloud cores. Partea 2.   Colapsul și fragmentarea nucleelor ​​norilor moleculari . 2: Colapsul indus de undele de șoc stelare // The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1995. - Vol. 439 , nr. 1 . - P. 224-236 .  — DOI : 10.1086/175166
  8. ↑ Hasegawa, Tetsuo; Sato, Fumio; Whiteoak, John B.; Miyawaki, Ryosuke.  O coliziune pe scară largă a norilor în norul molecular din centrul galactic, lângă Săgetător B21 // The  Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1994. - Vol. 429 , nr. 2 . -P.L77- L80 .  — DOI : 10.1086/187417
  9. ↑ Boss, Alan P. Colaps and fragmentation of molecular cloud cores. Partea 7: Câmpuri magnetice și formarea de protostele multiple   = Colapsul și Fragmentarea nucleelor ​​de nori moleculari . VII. Câmpuri magnetice și formațiune de protostele multiple // The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2002. - Vol. 568 , iss. 2 . - P. 743-753 .  — DOI : 10.1086/339040
  10. ↑ Franco J., Tenorio-Tagle G., Bodenheimer P.  = On the formation and expansion of H II regions // The  Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1990. - Vol. 349 . - P. 126-140 . - doi : 10.1086/168300 .
  11. ↑ Ray Villard, Anne Pellerin. Hubble vede clusterul stelar „Moralitate infantilă  ” . HubbleSite NewsCenter (10 ianuarie 2007). Consultat la 2 noiembrie 2008. Arhivat din original pe 20 martie 2012.
  12. ↑ Yun JL, Clemens DP Formarea stelelor   în globule mici - Bart Bok a fost corect // The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1990. - Vol. 365 . - P.L73-L76 . - doi : 10.1086/185891 .
  13. ↑ Clemens DP, Yun, JL, Heyer MH  = globule Bok și nori moleculari mici — Fotometrie IRAS profundă și C-12)O-spectroscopie ( The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1991. - Vol. 75 . - P. 877-904 . - doi : 10.1086/191552 .
  14. ↑ Launhardt R., Sargent AI, Henning T. et al. Formarea stelelor binare  și multiple în globulele Bok // Eds Reipurth & Zinnecker Proceedings of IAU Symposium No. 200 despre formarea stelelor binare. - 2002. - Nr. 103-105 .
  15. ↑ 1 2 Flynn, Chris Cursul 4B: Studii de caz de radiații (regiuni HII) (link nu este disponibil) . Data accesului: 6 iulie 2016. Arhivat din original pe 21 august 2014. 
  16. ↑ Heiles C., Chu Y.-H., Troland TH Puterile câmpului  magnetic  în regiunile H II S117, S119 și S264 // The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1981. - Vol. 247 . -P.L77- L80 . - doi : 10.1086/183593 .
  17. ↑ Carlqvist P., Kristen H. , Gahm GF Helical structures  in a Rosette elephant trunk // Astronomy and Astrophysics . - Științe EDP , 1998. - Vol. 332 . - P. 5-8 .  
  18. ↑ Oosterloo T., Morganti R., Sadler EM et al. Tidal Remnants   and Intergalactic H II Regions // Eds Duc, IAU Symposium Nr. 217 Braine și Brinks. — Publicațiile din San Francisco ale Societății Astronomice din Pacific . - Sydney, Australia, 2004.
  19. ↑ Bally, John. Privire  de ansamblu asupra complexului Orion // Manualul regiunilor de formare a stelelor Vol. I. - Societatea Astronomică a Pacificului, 2008.
  20. ↑ Majaess DJ, Turner D., Lane D., Moncrieff K.  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.  = Elemente grele în regiunile Galactic și Magellanic Cloud H II: linie de recombinare versus abundențe de linii interzise // Monthly  Notices of the Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 2003. - Vol. 338 , nr. 3 . - P. 687-710 .

Literatură

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii
În cataloagele bibliografice
 mediu interstelar
Componente
Nebuloase
Regiunile de formare a stelelor
Formațiuni circumstelare
RadiațiaVânt stelar