Region H II

Den aktuella versionen av sidan har ännu inte granskats av erfarna bidragsgivare och kan skilja sig väsentligt från versionen som granskades den 23 december 2021; kontroller kräver 5 redigeringar .

Regionen (zonen) H II , eller regionen av joniserat väte (en sorts utsläppsnebulosa ) är ett moln av het plasma , som når flera hundra ljusår i diameter, vilket är ett område med aktiv stjärnbildning . Unga heta blåvita stjärnor föds i denna region , som sänder ut rikligt med ultraviolett ljus och joniserar därigenom den omgivande nebulosan.

H II-regioner kan föda tusentals stjärnor under en period på bara några miljoner år. Så småningom sprider supernovaexplosioner och kraftfulla stjärnvindar från de mest massiva stjärnorna i den resulterande stjärnhopen regionens gaser, och det blir en grupp som Plejaderna .

Dessa regioner har fått sitt namn från den stora mängden joniserat atomärt väte (dvs helt enkelt en blandning av protoner och elektroner ), som av astronomer hänvisas till som H II ( HI-regionen  är zonen för neutralt väte, och H 2 står för molekylärt väte ). De kan ses på avsevärda avstånd i hela universum , och studiet av sådana regioner i andra galaxer är viktigt för att bestämma avståndet till de senare, såväl som deras kemiska sammansättning .

Observationshistorik

Flera av de ljusaste områdena i H II är synliga för blotta ögat . Men uppenbarligen beskrevs ingen av dem före uppfinningen av teleskopet (i början av 1600-talet ): de två ljusaste av dem - Orionnebulosan och Taranteln  - förväxlades till en början för stjärnor och betecknade den första som θ Orion , och den andra som 30 guldfiskar . Senare beskrev Galileo stjärnhopen Trapezium , belägen inuti Orionnebulosan, men märkte inte själva nebulosan - dess upptäckare (år 1610 ) anses vara den franske observatören Nicolas-Claude Fabry de Peyresque . Sedan dessa tidiga observationer har många fler H II-regioner upptäckts i våra och andra galaxer.

År 1774 observerades Orionnebulosan av William Herschel , som beskrev den som "en formlös elddimma, framtida solars kaotiska materia." Denna hypotes började bekräftas först nästan hundra år senare, 1864 , när William Huggins (med hjälp av sin vän kemisten William Miller , som bodde i grannskapet) undersökte flera olika nebulosor med sitt spektroskop . Vissa, som Andromeda-nebulosan , gav ett spektrum som var detsamma som för stjärnor, och visade sig vara galaxer bestående av hundratals miljoner enskilda stjärnor.

Spektra för andra nebulosor såg annorlunda ut. Istället för ett intensivt kontinuerligt spektrum med överlagrade absorptionslinjer hade Cat's Eye Nebula (den första gasnebulosan som studerades av Huggins) och andra liknande objekt endast ett litet antal emissionslinjer [1] . Ett liknande resultat erhölls av Huggins ett år senare för Orionnebulosan [2] . Våglängden för den ljusaste av dessa linjer var 500,7 nm , vilket inte motsvarade något känt kemiskt element . Inledningsvis föreslogs att denna linje tillhör ett nytt kemiskt element. Så, en liknande idé när man studerade solens spektrum 1868 ledde till upptäckten av helium . Det nya grundämnet fick namnet nebulium (från latinets  nebulosa  - "nebulosa").

Men medan helium isolerades på jorden kort efter upptäckten i solens spektrum, var det inte nebulium. 1927 föreslog Henry Norris Russell att våglängden på 500,7 nm inte tillhör ett nytt grundämne, utan ett redan känt grundämne, men under okända förhållanden [3] .

Redan samma år visade Ira Sprague Bowen att i en gas med extremt låg densitet kan elektroner fylla en exciterad metastabil energinivå av atomer och joner , som vid en högre densitet förlorar denna egenskap på grund av kollisioner [4] . Elektroniska övergångar från en av dessa nivåer i dubbeljoniserat syre är ansvariga för 500,7 nm-linjen. Dessa spektrallinjer kallas förbjudna linjer och kan endast observeras för gaser med låg densitet [5] . Således bevisades det att nebulosor är sammansatta av extremt förtätad gas.

Observationer under 1900-talet visade att H II-regioner ofta innehåller ljusa och heta OB-stjärnor. Sådana stjärnor är många gånger mer massiva än solen, men har en kort livslängd på bara några miljoner år (som jämförelse är livslängden för stjärnor som solen flera miljarder år). Som ett resultat föreslogs en hypotes att H II-regionerna är regioner med aktiv stjärnbildning. Under flera miljoner år bildas en stjärnhop i ett sådant område , och sedan sprider strålningstrycket från de bildade heta unga stjärnorna nebulosan. Om det kvarvarande klustret inte är tillräckligt massivt och gravitationsbundet kan det förvandlas till en så kallad OB-association [6] . Ett exempel på en stjärnhop som "tvingade" H II-zonen som bildade den att avdunsta och bara lämna kvar resterna av en reflektionsnebulosa är Plejaderna .

Livscykel och klassificering

Ursprung

Föregångaren till H II - regionen är det gigantiska molekylära molnet . Det är ett mycket kallt (10-20° K ) och tätt moln som huvudsakligen består av molekylärt väte. Sådana föremål kan vara i ett stabilt, "fruset" tillstånd under lång tid, men chockvågor från en supernovaexplosion [7] , moln "kollisioner" [8] och magnetiska influenser [9] kan leda till kollaps av en del av moln. Detta ger i sin tur upphov till processen för bildandet av stjärnor i molnet (för mer detaljer, se stjärnutveckling ). Den fortsatta utvecklingen av regionen kan delas in i två faser: bildningsstadiet och expansionsstadiet [10] .

Vid bildningsstadiet når de mest massiva stjärnorna i regionen höga temperaturer, deras hårda strålning börjar jonisera den omgivande gasen. Högenergifotoner fortplantar sig genom den omgivande materien med överljudshastigheter och bildar en joniseringsfront . Med avstånd från stjärnan saktar denna front ner på grund av geometrisk dämpning och rekombinationsprocesser i den joniserade gasen. Efter en tid minskar dess hastighet till ungefär två gånger ljudets hastighet. I detta ögonblick når volymen het joniserad gas Strömgrens radie och börjar expandera under sitt eget tryck.

Expansionen genererar en överljudschockvåg som komprimerar nebulosans material. Eftersom hastigheten på joniseringsfronten fortsätter att minska, kommer stötvågen vid något ögonblick över den; och mellan de två fronterna, som har en sfärisk form, bildas ett gap, fyllt med en neutral gas. Så här föds regionen med joniserat väte.

Livslängden för H II-regionen är i storleksordningen flera miljoner år. Stjärnornas lätta tryck "blåser ut" förr eller senare det mesta av nebulosans gas. Hela processen är väldigt "ineffektiv": mindre än 10 % av nebulosans gas hinner föda stjärnor tills resten av gasen "vitrar ut". Processen med gasförlust underlättas också av supernovaexplosioner bland de mest massiva stjärnorna, som börjar redan flera miljoner år efter bildandet av nebulosan eller ännu tidigare [11] .

Morfologi

I det enklaste fallet joniserar en enda stjärna i en nebulosa ett nästan sfäriskt område av omgivande gas som kallas Strömgrens sfär . Men under verkliga förhållanden bestämmer interaktionen mellan joniserade områden från många stjärnor, liksom spridningen av uppvärmd gas till det omgivande rymden med en skarp densitetsgradient (till exempel bortom gränsen för ett molekylärt moln) nebulosans komplexa form . Dess konturer påverkas också av supernovaexplosioner . I vissa fall leder bildandet av en stor stjärnhop inuti H II-zonen till att den "töms" från insidan. Ett sådant fenomen observeras till exempel i fallet med NGC 604 , en gigantisk H II-region i Triangulumgalaxen .

Klassificering av H II-regioner

Cradle of the Stars

Stjärnornas födelse inuti H II-regionerna döljs för oss av de tjocka molnen av gas och damm som omger de bildade stjärnorna. Först när stjärnans lätta tryck tunnar ut denna märkliga "kokong" blir stjärnan synlig. Dessförinnan framträder täta områden med stjärnor inuti som mörka silhuetter mot resten av den joniserade nebulosan. Sådana formationer är kända som Bok-kulor , efter astronomen Bart Bok , som på 1940 -talet lade fram idén att de kunde vara stjärnornas födelseplatser.

Bocks hypotes bekräftades först 1990 , när forskare, med hjälp av infraröda observationer, äntligen kunde se genom tjockleken på dessa kulor och se unga stjärnobjekt inuti. Man tror nu att medelkulan innehåller materia med en massa på cirka 10 solmassor i ett utrymme som är cirka ett ljusår i diameter, och sådana kulor bildar då binära eller multipla stjärnsystem [12] [13] [14] .

Förutom att vara platser för stjärnbildning, har H II-regioner också visat sig innehålla planetsystem . Hubble-teleskopet har hittat hundratals protoplanetära skivor i Orionnebulosan. Minst hälften av de unga stjärnorna i denna nebulosa verkar vara omgivna av en skiva av gas och damm som tros innehålla många gånger mer material än vad som krävs för att bilda ett planetsystem som vårt .

Egenskaper

Fysiska egenskaper

H II-regionerna varierar mycket i fysiska parametrar. Deras storlekar sträcker sig från den så kallade "ultra-kompakta" (ett ljusår eller mindre tvärs över) till gigantiska (flera hundra ljusår). Deras storlek kallas även Strömgrens radie , den beror främst på strålningsintensiteten hos källan till joniserande fotoner och regionens densitet. Tätheten av nebulosor varierar också, från över en miljon partiklar per cm3 i ultrakompakta nebulosor till bara några få partiklar per cm3 i de mest omfattande. Den totala massan av nebulosorna är troligen mellan 10² och 10 5 solmassor [15] .

Beroende på storleken på H II-regionen kan antalet stjärnor inom var och en av dem nå flera tusen. Därför är strukturen i regionen mer komplicerad än strukturen hos planetariska nebulosor , som bara har en joniseringskälla i mitten. Temperaturen i H II-regionerna når vanligtvis 10 000 K. Gränsytan mellan området med joniserat väte H II och neutralt väte HI är vanligtvis mycket skarp. En joniserad gas ( plasma ) kan ha magnetfält med styrkor på flera nanoteslas [16] . Magnetiska fält bildas på grund av rörelsen av elektriska laddningar i plasman, därför finns det också elektriska strömmar i H II-regionerna [17] .

Cirka 90% av regionens materia är atomärt väte . Resten är huvudsakligen helium , och tyngre grundämnen finns i små mängder. Det har noterats att ju längre från galaxens centrum regionen är belägen, desto mindre är andelen tunga grundämnen i dess sammansättning. Detta förklaras av det faktum att under hela galaxens liv i dess tätare centrala regioner var stjärnbildningshastigheten högre respektive, deras anrikning med kärnfusionsprodukter skedde snabbare .

Strålning

Zoner av joniserat väte bildas runt ljusa O-B5-stjärnor med stark ultraviolett strålning . De ultravioletta kvantorna i Lyman-serien och Lyman-kontinuumet joniserar vätet som omger stjärnan. Under rekombinationsprocessen kan ett underordnat seriekvantum eller ett Lyman-kvantum emitteras. I det första fallet kommer kvantumet att lämna nebulosan utan hinder, och i det andra kommer det att absorberas igen. Denna process beskrivs av Rosselands sats . Sålunda uppträder ljusa linjer av underordnade serier i spektrumet av H II-zoner, särskilt Balmer-serien , såväl som en ljus Lyman-alfa- linje , eftersom L α- fotoner inte kan bearbetas till mindre energiska kvanter och slutligen lämna nebulosan . Den höga intensiteten av emissionen i H α -linjen med en våglängd på 6563 Å ger nebulosorna sin karakteristiska rödaktiga nyans.

Kvantitet och distribution

H II-regioner har bara hittats i spiralformade (som vår ) och oregelbundna galaxer ; de har aldrig påträffats i elliptiska galaxer . I oregelbundna galaxer kan de hittas i vilken del som helst, men i spiralgalaxer är de nästan alltid koncentrerade inom spiralarmarna. En stor spiralgalax kan innehålla tusentals H II-regioner [15] .

Dessa regioner tros saknas i elliptiska galaxer eftersom elliptiska galaxer bildas genom kollision mellan andra galaxer. I galaxhopar är sådana kollisioner mycket frekventa. I det här fallet kolliderar enskilda stjärnor nästan aldrig, men stora molekylära moln och H II-regioner utsätts för kraftiga störningar. Under dessa förhållanden initieras kraftiga utbrott av stjärnbildning, och detta sker så snabbt att i stället för de vanliga 10 % används nästan all nebulosmateria till detta. Galaxer som upplever en sådan aktiv process kallas starburst- galaxer .  Efter det finns mycket lite interstellär gas kvar i den elliptiska galaxen, och H II-regioner kan inte längre bildas. Som moderna observationer har visat finns det också väldigt få intergalaktiska områden av joniserat väte. Sådana regioner är troligen rester av periodiska sönderfall av små galaxer [18] .

Anmärkningsvärda områden i H II

Två områden av H II kan ses relativt lätt med blotta ögat : Orions Trapes och Tarantula . Några fler är på gränsen till synlighet: Lagunnebulosorna , Nordamerika , Barnard's Loop  - men de kan bara observeras under idealiska förhållanden.

Det gigantiska molekylära molnet i Orion  är ett mycket komplext komplex, inklusive många interagerande H II-regioner och andra nebulosor [19] . Detta är den "klassiska" regionen H II [nb 1] närmast solen. Molnet ligger på ett avstånd av ca 1500 sv. år från oss, och, om det var synligt, skulle det uppta ett större område av denna konstellation . Den inkluderar den tidigare nämnda Orionnebulosan och trapetsen, hästhuvudnebulosan , Barnards loop. Dessutom är den senare H II-regionen närmast oss.

Eta Carina Nebula och Berkeley 59 / Cepheus OB4 Complex har en intressant, komplex struktur [20][ specificera ] .

Vissa H II-regioner är enorma, även med galaktiska mått mätt. Ett exempel på en gigantisk H II-region är den redan nämnda Tarantelnebulosan i det stora magellanska molnet . Denna nebulosa är mycket större än nebulosan i Orion och är födelseplatsen för tusentals stjärnor, av vilka några är mer än 100 gånger mer massiva än solen. Om Tarantulan var på plats för Orionnebulosan skulle den lysa på himlen nästan lika starkt som fullmånen . Supernova SN 1987A exploderade i närheten av Tarantula 1987 .

En annan sådan "jätte" är NGC 604 från Triangulum-galaxen : den når 1300 sv. år över, även om den innehåller ett något mindre antal stjärnor. Det är en av de mest omfattande H II-regionerna i den lokala gruppen av galaxer .

Moderna metoder för att studera H II-regioner

Precis som med planetariska nebulosor är en exakt studie av den kemiska sammansättningen för H II-regioner svår. Det finns två olika sätt att bestämma förekomsten av metaller (det vill säga andra grundämnen än väte och helium) i en nebulosa, baserat på olika typer av spektrallinjer. Den första metoden beaktar rekombinationslinjer erhållna som ett resultat av rekombination ( rekombination ) av joner med elektroner; den andra är förbjudna linjer, vars källa är exciteringen av joner genom elektronstötar ( kollisionsexcitation ) [nb 2] . Dessa två metoder ger ibland betydligt olika siffror. Vissa astronomer förklarar detta med förekomsten av små temperaturfluktuationer inom området som studeras; andra säger att skillnaderna är för stora för att kunna förklaras av sådana fluktuationer och tillskriver den observerade effekten förekomsten av moln i nebulosan fylld med kall, förtärnad gas med låg vätehalt och hög halt av tunga grundämnen [21] .

Dessutom är processen för bildandet av massiva stjärnor i regionen inte helt klarlagd. Detta hindras av två problem. För det första, det betydande avståndet från jorden till stora H II-regioner: den närmaste av dem är mer än 1000 sv. år från oss, och avståndet till andra överstiger denna siffra flera gånger. För det andra döljs bildandet av dessa stjärnor för oss av lager av damm, så att observationer i det synliga spektrumet är omöjliga. Radio och infraröda strålar kan övervinna denna barriär, men de yngsta stjärnorna kanske inte avger tillräckligt med energi vid dessa frekvenser.

Kommentarer

  1. ↑ Det finns H II-regioner närmare solen, men de bildades runt enstaka stjärnor och är inte stjärnbildande regioner.
  2. ↑ I den engelska litteraturen kan du hitta motsvarande förkortningar: ORL (optical recombination lines)  - recombination lines in the optical range; CEL (collisionally excited lines)  - linjer orsakade av elektronpåverkan.

Anteckningar

  1. ↑ Huggins W., Miller WA On  the Spectra of some of the Nebulae // Philosophical Transactions of the Royal Society of London . - 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 Ursprunget till nebulosornas   linjer och de planetariska nebulosornas struktur // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1928. - Vol. 67 . - S. 1-15 . - doi : 10.1086/143091 .
  4. ↑ Bowen, IS Ursprunget till de främsta nebulärlinjerna   // Publikationer av Astronomical Society of the Pacific . - 1927. - Vol. 39 , nr. 231 . - S. 295-297 .
  5. ↑ Borisoglebsky L.A. Förbjudna linjer i atomspektra  // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Ryska vetenskapsakademin , 1958. - T. 66 , nr. 4 . - S. 603-652 .
  6. ↑ OB Associations  (engelska)  (otillgänglig länk) . Utdrag från GAIA-studierapporten . RSSD - Forskningsvetenskap (6 juni 2000). — Utdrag ur GAIA-studierapporten: Sammanfattning och vetenskapssektion. Hämtad 2 november 2008. Arkiverad från originalet 4 augusti 2003.
  7. ↑ Boss, Alan P. Kollaps och fragmentering av molekylära molnkärnor. Del 2.   Kollaps och fragmentering av molekylära molnkärnor . 2: Kollaps inducerad av stjärnchockvågor // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1995. - Vol. 439 , nr. 1 . - S. 224-236 .  — DOI : 10.1086/175166
  8. ↑ Hasegawa, Tetsuo; Sato, Fumio; Whiteoak, John B.; Miyawaki, Ryosuke.  En storskalig molnkollision i det molekylära molnet i det galaktiska centrumet nära Sagittarius B21 // The  Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1994. - Vol. 429 , nr. 2 . -P.L77- L80 .  — DOI : 10.1086/187417
  9. ↑ Boss, Alan P. Kollaps och fragmentering av molekylära molnkärnor. Del 7: Magnetiska fält och multipel protostjärnbildning   = Kollaps och Fragmentering av Molecular Cloud Cores . VII. Magnetiska fält och bildning av flera protostjärnor // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2002. - Vol. 568 , utg. 2 . - s. 743-753 .  — DOI : 10.1086/339040
  10. ↑ Franco J., Tenorio-Tagle G., Bodenheimer P.  = Om bildandet och expansionen av H II-regioner // The  Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1990. - Vol. 349 . - S. 126-140 . - doi : 10.1086/168300 .
  11. ↑ Ray Villard, Anne Pellerin. Hubble ser stjärnkluster "Spädbarnsdödlighet  " . HubbleSite NewsCenter (10 januari 2007). Hämtad 2 november 2008. Arkiverad från originalet 20 mars 2012.
  12. ↑ Yun JL, Clemens DP Stjärnbildning   i små kulor - Bart Bok var korrekt // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1990. - Vol. 365 . - P.L73-L76 . - doi : 10.1086/185891 .
  13. ↑ Clemens DP, Yun, JL, Heyer MH  = Bok-kulor och små molekylära moln — Djup IRAS-fotometri och C-12)O-spektroskopi ( The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1991. - Vol. 75 . - P. 877-904 . - doi : 10.1086/191552 .
  14. ↑ Launhardt R., Sargent AI, Henning T. et al. Binär  och multipel stjärnbildning i Bok-kulor // Eds Reipurth & Zinnecker Proceedings of IAU Symposium No. 200 om bildandet av binära stjärnor. - 2002. - Nr 103-105 .
  15. ↑ 1 2 Flynn, Chris Föreläsning 4B: Fallstudier av strålning (HII-regioner) (länk ej tillgänglig) . Tillträdesdatum: 6 juli 2016. Arkiverad från originalet 21 augusti 2014. 
  16. ↑ Heiles C., Chu Y.-H., Troland TH Magnetiska fältstyrkor   i H II-regionerna S117, S119 och S264 // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 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 . - EDP Sciences , 1998. - Vol. 332 . - S. 5-8 .  
  18. ↑ Oosterloo T., Morganti R., Sadler EM et al. Tidal Remnants   and Intergalactic H II Regions // Eds Duc, IAU Symposium No. 217 Braine och Brinks. — San Francisco Publications of the Astronomical Society of the Pacific . — Sydney, Australien, 2004.
  19. ↑ Bally, John. Översikt  över Orion-komplexet // Handbook of Star Forming Regions Vol. I. - Astronomical Society of the Pacific, 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.  = Tunga element i galaktiska och magellanska moln H II-regioner: rekombinationslinje kontra förbjudna linjer // Månatliga  meddelanden från Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 2003. - Vol. 338 , nr. 3 . - s. 687-710 .

Litteratur

Länkar

  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk
I bibliografiska kataloger
 interstellärt medium
Komponenter
Nebulosor
Regioner för stjärnbildning
Circumstellära formationer
StrålningStjärnvind