Region H II

Den aktuelle version af siden er endnu ikke blevet gennemgået af erfarne bidragydere og kan afvige væsentligt fra den version , der blev gennemgået den 23. december 2021; checks kræver 5 redigeringer .

Området (zonen) H II , eller området med ioniseret brint (en slags emissionståge ) er en sky af varmt plasma , der når flere hundrede lysår på tværs, hvilket er et område med aktiv stjernedannelse . Unge varme blåhvide stjerner fødes i denne region , som udsender rigeligt ultraviolet lys og derved ioniserer den omgivende tåge.

H II-regioner kan føde tusindvis af stjerner over en periode på blot et par millioner år. Til sidst spreder supernovaeksplosioner og kraftige stjernevinde fra de mest massive stjerner i den resulterende stjernehob regionens gasser, og det bliver en gruppe som Plejaderne .

Disse regioner får deres navn fra den store mængde ioniseret atomart brint (dvs. simpelthen en blanding af protoner og elektroner ), der af astronomer omtales som H II ( HI-regionen  er zonen med neutralt brint, og H 2 står for molekylært brint ). De kan ses på betydelige afstande i hele universet , og undersøgelsen af ​​sådanne områder i andre galakser er vigtig for at bestemme afstanden til sidstnævnte såvel som deres kemiske sammensætning .

Observationshistorik

Flere af de lyseste områder af H II er synlige for det blotte øje . Men tilsyneladende blev ingen af ​​dem beskrevet før opfindelsen af ​​teleskopet (i begyndelsen af ​​det 17. århundrede ): de to lyseste af dem - Orion-tågen og Tarantula  - blev oprindeligt forvekslet med stjerner , og betegnede den første som θ Orion , og den anden som 30 guldfisk . Senere beskrev Galileo Trapezium- stjernehoben , der ligger inde i Oriontågen, men bemærkede ikke selve tågen - dens opdager (i 1610 ) anses for at være den franske observatør Nicolas-Claude Fabry de Peyresque . Siden disse tidlige observationer er mange flere H II-områder blevet opdaget i vores og andre galakser.

I 1774 blev Oriontågen observeret af William Herschel , der beskrev den som "en formløs ildtåge, det kaotiske stof af fremtidige sole." Denne hypotese begyndte kun at blive bekræftet næsten hundrede år senere, i 1864 , da William Huggins (med hjælp fra sin ven kemikeren William Miller , som boede i nabolaget) undersøgte flere forskellige tåger med sit spektroskop . Nogle, såsom Andromeda-tågen , gav et spektrum , der var det samme som stjerners, og viste sig at være galakser bestående af hundreder af millioner individuelle stjerner.

Spektrene for andre tåger så anderledes ud. I stedet for et intenst kontinuerligt spektrum med overlejrede absorptionslinjer havde Cat's Eye-tågen (den første gasformige tåge studeret af Huggins) og andre lignende objekter kun et lille antal emissionslinjer [1] . Et lignende resultat blev opnået af Huggins et år senere for Oriontågen [2] . Bølgelængden af ​​de lyseste af disse linjer var 500,7 nm , hvilket ikke svarede til noget kendt kemisk grundstof . Oprindeligt blev det foreslået, at denne linje tilhører et nyt kemisk element. Så en lignende idé, da man studerede Solens spektrum i 1868 , førte til opdagelsen af ​​helium . Det nye grundstof fik navnet nebulium (fra den latinske  nebula  - "nebula").

Men mens helium blev isoleret på Jorden kort efter dets opdagelse i Solens spektrum, var nebulium det ikke. I 1927 foreslog Henry Norris Russell , at bølgelængden på 500,7 nm ikke tilhører et nyt grundstof, men et allerede kendt grundstof, men under ukendte forhold [3] .

Allerede samme år viste Ira Sprague Bowen , at i en gas med ekstrem lav densitet kan elektroner fylde et exciteret metastabilt energiniveau af atomer og ioner , som ved en højere tæthed mister denne egenskab på grund af kollisioner [4] . Elektroniske overgange fra et af disse niveauer i dobbeltioniseret oxygen er ansvarlige for 500,7 nm-linjen. Disse spektrallinjer kaldes forbudte linjer og kan kun observeres for gasser med lav densitet [5] . Det blev således bevist, at tåger er sammensat af ekstremt fordærvet gas.

Observationer i det 20. århundrede viste, at H II-områder ofte indeholder lyse og varme OB-stjerner. Sådanne stjerner er mange gange mere massive end Solen, men har en kort levetid på kun et par millioner år (til sammenligning er levetiden for stjerner som Solen flere milliarder år). Som et resultat blev der foreslået en hypotese om, at H II-regionerne er områder med aktiv stjernedannelse. Over flere millioner år dannes en stjernehob inde i et sådant område , og derefter spreder stråletrykket fra de dannede varme unge stjerner tågen. Hvis den resterende klynge ikke er tilstrækkelig massiv og gravitationsbundet , kan den blive til en såkaldt OB-association [6] . Et eksempel på en stjernehob, der "tvang" H II-zonen, der dannede den, til at fordampe og kun efterlade resterne af en refleksionståge er Plejaderne .

Livscyklus og klassifikation

Oprindelse

Forløberen for H II - regionen er den gigantiske molekylære sky . Det er en meget kold (10-20° K ) og tæt sky bestående hovedsageligt af molekylært brint. Sådanne objekter kan være i en stabil, "frossen" tilstand i lang tid, men chokbølger fra en supernovaeksplosion [7] , sky-"kollisioner" [8] og magnetiske påvirkninger [9] kan føre til kollaps af en del af Sky. Til gengæld giver dette anledning til processen med dannelse af stjerner i skyen (for flere detaljer, se stjernernes udvikling ). Den videre udvikling af regionen kan opdeles i to faser: dannelsesstadiet og ekspansionsstadiet [10] .

På dannelsesstadiet når de mest massive stjerner inde i regionen høje temperaturer, deres hårde stråling begynder at ionisere den omgivende gas. Højenergifotoner forplanter sig gennem det omgivende stof med supersoniske hastigheder og danner en ioniseringsfront . Med afstand fra stjernen bremses denne front på grund af geometrisk dæmpning og rekombinationsprocesser i den ioniserede gas. Efter nogen tid falder dens hastighed til omkring det dobbelte af lydens hastighed. I dette øjeblik når mængden af ​​varm ioniseret gas Strömgren-radius og begynder at udvide sig under sit eget tryk.

Udvidelsen genererer en supersonisk chokbølge, der komprimerer materialet i tågen. Da ioniseringsfrontens hastighed fortsætter med at falde, overhaler stødbølgen den på et tidspunkt; og mellem de to fronter, der har en sfærisk form, dannes et mellemrum, fyldt med en neutral gas. Dette er, hvordan regionen med ioniseret brint er født.

Levetiden for H II-regionen er i størrelsesordenen flere millioner år. Stjernernes lette tryk "udblæser" før eller siden det meste af tågens gas. Hele processen er meget "ineffektiv": mindre end 10 % af tågens gas når at føde stjerner, indtil resten af ​​gassen "forvitrer". Processen med gastab lettes også af supernovaeksplosioner blandt de mest massive stjerner, som begynder allerede flere millioner år efter dannelsen af ​​tågen eller endnu tidligere [11] .

Morfologi

I det enkleste tilfælde ioniserer en enkelt stjerne i en tåge et næsten sfærisk område af omgivende gas kaldet Strömgren-sfæren . Men under virkelige forhold bestemmer interaktionen af ​​ioniserede områder fra mange stjerner såvel som spredningen af ​​opvarmet gas i det omgivende rum med en skarp tæthedsgradient (for eksempel ud over grænsen af ​​en molekylær sky) den komplekse form af tågen . Dens konturer er også påvirket af supernovaeksplosioner . I nogle tilfælde fører dannelsen af ​​en stor stjernehob inde i H II-zonen til at den "tømmes" indefra. Et sådant fænomen observeres for eksempel i tilfældet med NGC 604 , en kæmpe H II-region i Trekantgalaksen .

Klassificering af H II-regioner

Stjernernes vugge

Fødslen af ​​stjerner inde i H II-områderne er skjult for os af de tykke skyer af gas og støv, der omgiver de dannede stjerner. Først når stjernens lette tryk udtynder denne ejendommelige "kokon", bliver stjernen synlig. Før dette fremstår tætte områder med stjerner indeni som mørke silhuetter mod resten af ​​den ioniserede tåge. Sådanne formationer er kendt som Bok-kugler , efter astronomen Bart Bok , som i 1940'erne fremsatte ideen om, at de kunne være stjerners fødesteder.

Bocks hypotese blev først bekræftet i 1990 , da videnskabsmænd, ved hjælp af infrarøde observationer, endelig var i stand til at se gennem tykkelsen af ​​disse kugler og se unge stjerneobjekter indeni. Det antages nu, at den gennemsnitlige kugle indeholder stof med en masse på omkring 10 solmasser i et rum omkring et lysår i diameter, og sådanne kugler danner derefter binære eller multiple stjernesystemer [12] [13] [14] .

Ud over at være steder for stjernedannelse har H II-regioner også vist sig at indeholde planetsystemer . Hubble-teleskopet har fundet hundredvis af protoplanetariske skiver i Oriontågen. Mindst halvdelen af ​​de unge stjerner i denne tåge ser ud til at være omgivet af en skive af gas og støv, der menes at indeholde mange gange mere materiale, end der kræves for at danne et planetsystem som vores .

Karakteristika

Fysiske egenskaber

H II-regionerne varierer meget i fysiske parametre. Deres størrelser spænder fra den såkaldte "ultra-kompakte" (et lysår eller mindre på tværs) til gigantiske (flere hundrede lysår). Deres størrelse kaldes også Strömgrens radius , den afhænger hovedsageligt af strålingsintensiteten af ​​kilden til ioniserende fotoner og tætheden af ​​regionen. Tætheden af ​​tåger varierer også, fra over en million partikler pr. cm3 i ultrakompakte tåger til blot nogle få partikler pr. cm3 i de mest omfattende. Den samlede masse af nebulaerne er sandsynligvis mellem 10² og 10 5 solmasser [15] .

Afhængigt af størrelsen af ​​H II-området kan antallet af stjerner inden for hver af dem nå flere tusinde. Derfor er strukturen i regionen mere kompliceret end strukturen af ​​planetariske tåger , som kun har én kilde til ionisering placeret i midten. Temperaturen i H II-regionerne når sædvanligvis 10.000 K. Grænsefladen mellem området med ioniseret brint H II og neutralt hydrogen HI er sædvanligvis meget skarp. En ioniseret gas ( plasma ) kan have magnetiske felter med styrker på flere nanoteslaer [16] . Magnetiske felter dannes på grund af bevægelsen af ​​elektriske ladninger i plasmaet, derfor er der også elektriske strømme i H II-regionerne [17] .

Omkring 90% af regionens stof er atomart brint . Resten er hovedsageligt helium , og tungere grundstoffer er til stede i små mængder. Det er blevet bemærket, at jo længere fra centrum af galaksen regionen er placeret, jo mindre er andelen af ​​tunge grundstoffer i dens sammensætning. Dette forklares af det faktum, at i hele galaksens liv i dens tættere centrale områder var stjernedannelseshastigheden højere, henholdsvis deres berigelse med nukleare fusionsprodukter skete hurtigere .

Stråling

Zoner af ioniseret brint dannes omkring lyse O-B5 stjerner med stærk ultraviolet stråling . De ultraviolette kvanter i Lyman-serien og Lyman-kontinuummet ioniserer brinten omkring stjernen. I processen med rekombination kan der udsendes et underordnet seriekvante eller et Lyman-kvante. I det første tilfælde vil kvantummet forlade tågen uhindret, og i det andet vil det blive absorberet igen. Denne proces er beskrevet af Rosseland-sætningen . Således optræder lyse linjer af underordnede serier i spektret af H II-zoner, især Balmer-serien , såvel som en lysende Lyman-alfa- linje , da L α - fotoner ikke kan bearbejdes til mindre energiske kvanter og i sidste ende forlade tågen . Den høje intensitet af emissionen i H α- linjen med en bølgelængde på 6563 Å giver stjernetågerne deres karakteristiske rødlige nuance.

Mængde og fordeling

H II områder er kun blevet fundet i spiral (som vores ) og uregelmæssige galakser ; de er aldrig blevet stødt på i elliptiske galakser . I uregelmæssige galakser kan de findes i enhver del af den, men i spiralgalakser er de næsten altid koncentreret i spiralarmene. En stor spiralgalakse kan indeholde tusindvis af H II-områder [15] .

Disse områder menes at være fraværende i elliptiske galakser, fordi elliptiske galakser er dannet ved kollision af andre galakser. I klynger af galakser er sådanne kollisioner meget hyppige. I dette tilfælde kolliderer individuelle stjerner næsten aldrig, men store molekylære skyer og H II-områder er udsat for stærke forstyrrelser. Under disse forhold igangsættes kraftige udbrud af stjernedannelse, og det sker så hurtigt, at i stedet for de sædvanlige 10 % bruges næsten alt nebulærstoffet til dette. Galakser, der oplever en sådan aktiv proces , kaldes starburst- galakser .  Derefter er der meget lidt interstellar gas tilbage i den elliptiske galakse, og H II-regioner kan ikke længere dannes. Som moderne observationer har vist, er der også meget få intergalaktiske områder af ioniseret brint. Sådanne områder er højst sandsynligt rester af periodiske henfald af små galakser [18] .

Bemærkelsesværdige områder af H II

To områder af H II kan relativt let ses med det blotte øje : Orions Trapezium og Tarantula . Et par flere er på grænsen til synlighed: Lagunetågen , Nordamerika , Barnard's Loop  - men de kan kun observeres under ideelle forhold.

Den Kæmpe Molecular Cloud of Orion  er et meget komplekst kompleks, der inkluderer mange interagerende H II-regioner og andre tåger [19] . Dette er det "klassiske" område H II [nb 1] tættest på Solen. Skyen ligger i en afstand af omkring 1500 sv. år fra os, og hvis det var synligt, ville det optage et større område af denne konstellation . Det omfatter den tidligere nævnte Oriontåge og Trapezium, Hestehovedtågen , Barnard's Loop. Desuden er sidstnævnte H II-regionen tættest på os.

Eta Carina-tågen og Berkeley 59 / Cepheus OB4-komplekset har en interessant, kompleks struktur [20][ angiv ] .

Nogle H II-områder er enorme, selv efter galaktiske standarder. Et eksempel på en gigantisk H II-region er den allerede nævnte Tarantula-tåge i den store magellanske sky . Denne tåge er meget større end tågen i Orion og er fødestedet for tusindvis af stjerner, hvoraf nogle er mere end 100 gange mere massive end Solen. Hvis Tarantula var i stedet for Orion-tågen, ville den skinne på himlen næsten lige så klart som fuldmånen . Supernova SN 1987A eksploderede i nærheden af ​​Tarantula i 1987 .

En anden sådan "gigant" er NGC 604 fra Triangulum-galaksen : den når 1300 sv. år på tværs, selvom den indeholder et lidt mindre antal stjerner. Det er et af de mest omfattende H II - områder i den lokale gruppe af galakser .

Moderne metoder til at studere H II-regioner

Som med planetariske tåger er en nøjagtig undersøgelse af den kemiske sammensætning for H II-områder vanskelig. Der er to forskellige måder at bestemme mængden af ​​metaller (det vil sige andre grundstoffer end brint og helium) i en tåge, baseret på forskellige typer spektrallinjer. Den første metode betragter rekombinationslinjer opnået som et resultat af rekombination ( rekombination ) af ioner med elektroner; den anden er forbudte linjer, hvis kilde er excitation af ioner ved elektronpåvirkninger ( kollisionsexcitation ) [nb 2] . Disse to metoder giver nogle gange væsentligt forskellige tal. Nogle astronomer forklarer dette ved tilstedeværelsen af ​​små temperaturudsving inden for det undersøgte område; andre siger, at forskellene er for store til at kunne forklares med sådanne fluktuationer og tilskriver den observerede effekt tilstedeværelsen af ​​skyer i tågen fyldt med kold, forkælet gas med et lavt brintindhold og en høj overflod af tunge grundstoffer [21] .

Derudover er processen med dannelse af massive stjerner i regionen ikke fuldt ud forstået. Dette hindres af to problemer. For det første den betydelige afstand fra Jorden til store H II-regioner: den nærmeste af dem er mere end 1000 sv. år fra os, og afstanden til andre overstiger dette tal flere gange. For det andet er dannelsen af ​​disse stjerner skjult for os af lag af støv, så observationer i det synlige spektrum er umulige. Radio og infrarøde stråler kan overvinde denne barriere, men de yngste stjerner udsender muligvis ikke nok energi ved disse frekvenser.

Kommentarer

  1. ↑ Der er H II-områder tættere på Solen, men de er dannet omkring enkeltstjerner og er ikke stjernedannende områder.
  2. ↑ I den engelske litteratur kan du finde de tilsvarende forkortelser: ORL (optical recombination lines)  - recombination lines in the optical range; CEL (collisionally excited lines)  - linjer forårsaget af elektronpåvirkning.

Noter

  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 Oprindelsen af ​​tågelinjerne   og strukturen af ​​de planetariske tåger // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1928. - Vol. 67 . - S. 1-15 . - doi : 10.1086/143091 .
  4. ↑ Bowen, IS Oprindelsen af ​​de vigtigste Nebular   Lines // Publications of the Astronomical Society of the Pacific . - 1927. - Bd. 39 , nr. 231 . - S. 295-297 .
  5. ↑ Borisoglebsky L.A. Forbudte linjer i atomspektre  // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Russiske Videnskabsakademi , 1958. - T. 66 , no. 4 . - S. 603-652 .
  6. ↑ OB Associations  (engelsk)  (utilgængeligt link) . Uddrag fra GAIA-undersøgelsesrapporten . RSSD - Forskningsvidenskab (6. juni 2000). — Uddrag fra GAIA Study Report: Executive Summary and Science Section. Hentet 2. november 2008. Arkiveret fra originalen 4. august 2003.
  7. ↑ Boss, Alan P. Sammenbrud og fragmentering af molekylære skykerner. Del 2.   Sammenbrud og fragmentering af molekylære skykerner . 2: Kollaps induceret af stjernernes chokbølger // 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 storstilet skykollision i den molekylære sky i det galaktiske center nær Sagittarius B21 // The  Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1994. - Vol. 429 , nr. 2 . -P.L77- L80 .  — DOI : 10.1086/187417
  9. ↑ Boss, Alan P. Sammenbrud og fragmentering af molekylære skykerner. Del 7: Magnetiske felter og multiple protostjernedannelse   = Sammenbrud og Fragmentering af Molecular Cloud Cores . VII. Magnetiske felter og dannelse af flere protostjerner // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2002. - Vol. 568 , udg. 2 . - s. 743-753 .  — DOI : 10.1086/339040
  10. ↑ Franco J., Tenorio-Tagle G., Bodenheimer P.  = Om dannelsen og udvidelsen af ​​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 stjerneklyngen "Spædbørnsdødelighed  " . HubbleSite NewsCenter (10. januar 2007). Hentet 2. november 2008. Arkiveret fra originalen 20. marts 2012.
  12. ↑ Yun JL, Clemens DP Stjernedannelse   i små kugler - 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-kugler og små molekylære skyer — Dyb IRAS-fotometri og C-12)O-spektroskopi ( The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1991. - Vol. 75 . - S. 877-904 . - doi : 10.1086/191552 .
  14. ↑ Launhardt R., Sargent AI, Henning T. et al. Binær  og multipel stjernedannelse i Bok-kugler // Eds Reipurth & Zinnecker Proceedings of IAU Symposium No. 200 om dannelsen af ​​binære stjerner. - 2002. - Nr. 103-105 .
  15. ↑ 1 2 Flynn, Chris Foredrag 4B: Radiation case studies (HII regioner) (link ikke tilgængeligt) . Dato for adgang: 6. juli 2016. Arkiveret fra originalen 21. august 2014. 
  16. ↑ Heiles C., Chu Y.-H., Troland TH Magnetiske feltstyrker   i H II-regionerne S117, S119 og 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. Tidevandsrester   og intergalaktiske H II-regioner // Eds Duc, IAU Symposium No. 217 Braine og Brinks. — San Francisco Publications of the Astronomical Society of the Pacific . — Sydney, Australien, 2004.
  19. ↑ Bally, John. Oversigt  over Orion-komplekset // 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.  = Tunge elementer i Galaktiske og Magellanske Sky H II-områder: rekombinationslinje versus overflod af forbudte linjer // Månedlige  meddelelser fra Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 2003. - Vol. 338 , nr. 3 . - s. 687-710 .

Litteratur

Links

  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier
I bibliografiske kataloger
 interstellært medium
Komponenter
Tåger
Områder med stjernedannelse
Circumstellare formationer
StrålingStjernevind