Kraj H II

z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Přejít na navigaci Přejít na hledání
NGC 604 , obří oblast H II v galaxii Triangulum .

Region (zóna) H II neboli oblast ionizovaného vodíku (typ emisní mlhoviny ) je horký plazmatický mrak o průměru několika set světelných let a je oblastí intenzivní tvorby hvězd . V této oblasti se rodí mladé horké modrobílé hvězdy , které vyzařují hojné ultrafialové světlo, čímž ionizují okolní mlhovinu.

Oblasti H II mohou zrodit tisíce hvězd během období pouhých několika milionů let. Nakonec exploze supernov a silné hvězdné větry vycházející z nejhmotnějších hvězd ve výsledné hvězdokupě rozptýlí plyny v této oblasti a ta se změní ve skupinu jako Plejády .

Tyto oblasti dostaly svůj název podle velkého množství ionizovaného atomárního vodíku (tj. pouze směsi protonů a elektronů ), označovaného astronomy jako H II ( oblast HI je zóna neutrálního vodíku a H 2 znamená molekulární vodík). Mohou být viděny na značné vzdálenosti v celém vesmíru a studium takových oblastí nalezených v jiných galaxiích je důležité pro určení vzdálenosti k galaxii , stejně jako jejich chemické složení .

Historie pozorování

Aktivní oblast tvorby hvězd – mlhovina Carina

Několik nejjasnějších oblastí H II je viditelných pouhým okem . Zdá se však, že žádná z nich nebyla popsána před vynálezem dalekohledu (na začátku 17. století ): dvě nejjasnější z nich - mlhovina v Orionu a Tarantule - byly zpočátku mylně považovány za hvězdy a první označovaly jako θ Orion. a druhý jako 30 zlatých rybek. Později Galileo popsal hvězdokupu Trapezium , která se nachází uvnitř mlhoviny Orion, ale samotné mlhoviny si nevšiml - za jejího objevitele (v roce 1610 ) je považován francouzský pozorovatel Nicholas-Claude Fabri de Peyresque . Od těchto raných pozorování bylo v naší a dalších galaxiích objeveno mnohem více oblastí H II.

V roce 1774 pozoroval mlhovinu v Orionu William Herschel a popsal ji jako „beztvarou ohnivou mlhu, chaotickou hmotu budoucích sluncí“. Tato hypotéza se začala potvrzovat až téměř o sto let později, v roce 1864 , kdy William Huggins (s pomocí svého přítele, chemika Williama Millera , který bydlel vedle) prozkoumal pomocí svého spektroskopu několik různých mlhovin. Některé, jako například mlhovina v Andromedě , dávaly spektra podobná těm hvězdám a ukázalo se, že jsou to galaxie složené ze stovek milionů jednotlivých hvězd.

Spektra ostatních mlhovin vypadala jinak. Namísto intenzivního spojitého spektra se superponovanými absorpčními čarami měla mlhovina Kočičí oko (první plynová mlhovina studovaná Hugginsem) a další podobné objekty jen malý počet emisních čar [1] . Podobný výsledek dosáhl Huggins o rok později pro mlhovinu Orion [2] . Nejjasnější těchto řádků má vlnové délce 500,7 nm , což bylo v souladu s jakýmkoliv známým chemického prvku . Původně se předpokládalo, že tato linie patří novému chemickému prvku. Takže podobná myšlenka při studiu spektra Slunce v roce 1868 vedla k objevu helia . Nový prvek byl pojmenován nebulium (z latinského nebula – „mlhovina“).

Zatímco však helium bylo na Zemi izolováno krátce po svém objevu ve slunečním spektru, mlhovina nevznikla. V roce 1927 Henry Norris Russell navrhl, že vlnová délka 500,7 nm nepatří spíše novému prvku, ale již známému prvku, avšak za neznámých podmínek [3] .

Již ve stejném roce Ira Sprague Bowen ukázal, že v plynu o extrémně nízké hustotě mohou elektrony naplnit excitovanou metastabilní energetickou hladinu atomů a iontů , které při vyšší hustotě tuto vlastnost v důsledku srážek ztrácí [4] . Elektronické přechody z jedné z těchto úrovní ve dvojnásobně ionizovaném kyslíku vedou ke vzniku čáry při 500,7 nm. Tyto spektrální čáry se nazývají zakázané čáry a lze je pozorovat pouze pro plyny s nízkou hustotou [5] . Bylo tedy prokázáno, že mlhoviny jsou složeny z extrémně vzácného plynu.

Pozorování během 20. století ukázala, že oblasti H II často obsahují jasné a horké OB hvězdy. Takové hvězdy jsou mnohonásobně hmotnější než Slunce, ale mají krátkou životnost, pouze několik milionů let (pro srovnání, životnost hvězd jako Slunce je několik miliard let). V důsledku toho byla vyslovena hypotéza, že oblasti H II jsou oblastmi aktivní tvorby hvězd. Během několika milionů let se uvnitř takové oblasti vytvoří hvězdokupa a poté radiační tlak formovaných horkých mladých hvězd rozptýlí mlhovinu. Pokud zbývající shluk není dostatečně hmotný a gravitačně vázaný , může se změnit v tzv. OB-asociaci [6] . Plejády jsou příkladem hvězdokupy, která „vypařila“ zónu H II, která ji tvoří, a zanechala za sebou pouze zbytky reflexní mlhoviny .

Životní cyklus a klasifikace

Část mlhoviny Tarantule , obrovská oblast H II ve Velkém Magellanově mračnu .

Původ

Předchůdcem oblasti H II je obří molekulární mrak . Je to velmi studený (10–20 ° K ) a hustý mrak složený převážně z molekulárního vodíku. Takové objekty mohou být po dlouhou dobu ve stabilním, „zamrzlém“ stavu, ale rázové vlny z výbuchu supernovy [7] , „srážky“ mraků [8] a magnetické vlivy [9] mohou vést ke kolapsu části mrak. To zase vede k procesu formování hvězd v oblaku (další podrobnosti viz vývoj hvězd ). Další vývoj regionu lze rozdělit do dvou fází: etapa formování a etapa expanze [10] .

Ve fázi formování dosahují nejhmotnější hvězdy v oblasti vysokých teplot a jejich tvrdé záření začíná ionizovat okolní plyn. Vysokoenergetické fotony se šíří okolní hmotou nadzvukovou rychlostí a vytvářejí ionizační frontu . Se vzdáleností od hvězdy se tato fronta zpomaluje v důsledku geometrického útlumu a rekombinačních procesů v ionizovaném plynu. Po nějaké době se jeho rychlost sníží na rychlost, která je asi dvakrát vyšší než rychlost zvuku. V tomto okamžiku objem horkého ionizovaného plynu dosáhne poloměru Stromgren a začne expandovat pod svým vlastním tlakem.

Expanze generuje nadzvukovou rázovou vlnu, která stlačuje materiál mlhoviny. Protože rychlost ionizační fronty stále klesá, v určitém okamžiku ji předběhne rázová vlna; a mezi dvěma kulovými čely se vytvoří mezera, vyplněná neutrálním plynem. Tak se rodí oblast ionizovaného vodíku.

Životnost oblasti H II je v řádu několika milionů let. Světelný tlak hvězd dříve nebo později většinu plynu z mlhoviny „vyfoukne“. Celý proces je velmi „neefektivní“: méně než 10 % plynu v mlhovině stihne vytvořit hvězdy, než se zbytek plynu „opotřebuje“. Proces ztráty plynu napomáhají také výbuchy supernov mezi nejhmotnějšími hvězdami, které začínají již několik milionů let po vzniku mlhoviny nebo ještě dříve [11] .

Morfologie

V nejjednodušším případě jediná hvězda v mlhovině ionizuje téměř kulovou oblast okolního plynu zvanou Stromgrenova koule . Ale v reálných podmínkách interakce ionizovaných oblastí z mnoha hvězd a také šíření zahřátého plynu do okolního prostoru s ostrým gradientem hustoty (například za hranicí molekulárního mračna) určují složitý tvar mlhoviny. . Jeho tvar je ovlivněn i výbuchy supernov. V některých případech vede vznik velké hvězdokupy uvnitř zóny H II k její „devastaci“ zevnitř. Takový jev je pozorován například v případě NGC 604 , obří oblasti H II v galaxii Triangulum .

Klasifikace oblastí H II

Kolébky hvězd

Bockovy globule v IC 2944 , zóna H II.

Zrození hvězd v oblastech H II je před námi skryto tloušťkou oblaků plynu a prachu, které obklopují formující se hvězdy. Teprve když světelný tlak hvězdy zředí tento zvláštní "kokon", hvězda se stane viditelnou. Dříve se husté oblasti s hvězdami uvnitř jevily jako tmavé siluety na pozadí zbytku ionizované mlhoviny. Takové útvary jsou známé jako Bockovy globule podle astronoma Barta Bocka , který ve 40. letech minulého století předložil myšlenku, že by mohly být rodištěm hvězd.

Potvrzení Bockovy hypotézy se objevilo až v roce 1990 , kdy se vědcům pomocí pozorování v infračerveném spektru konečně podařilo prozkoumat tloušťku těchto globulí a vidět uvnitř mladé hvězdné objekty. Nyní se má za to, že průměrná globule obsahuje hmotu o hmotnosti asi 10 hmotností Slunce ve vesmíru o průměru asi jednoho světelného roku a takové globule pak tvoří dvojité nebo vícenásobné hvězdné systémy [12] [13] [14] .

Kromě skutečnosti, že oblasti H II jsou místy vzniku hvězd, existují důkazy, že mohou obsahovat planetární systémy . Hubbleův teleskop našel v mlhovině v Orionu stovky protoplanetárních disků . Zdá se, že nejméně polovina mladých hvězd v této mlhovině je obklopena diskem plynu a prachu, o kterém se předpokládá, že obsahuje dokonce mnohonásobně více materiálu, než je zapotřebí k vytvoření planetárního systému, jako je ten náš .

Specifikace

fyzikální vlastnosti

Oblasti H II se velmi liší ve fyzikálních parametrech. Jejich velikosti se pohybují od takzvaných „ultrakompaktních“ (průměr jednoho světelného roku nebo méně) až po gigantické (několik set světelných let). Jejich velikost se také nazývá Stromgrenův poloměr , závisí především na intenzitě záření zdroje ionizujících fotonů a hustotě oblasti. Hustoty mlhovin jsou také různé: od více než milionu částic na cm³ v ultrakompaktních mlhovinách až po pouhých několik částic na cm³ v těch nejrozsáhlejších. Celková hmotnost mlhoviny je pravděpodobně mezi 10² a 10 5 sluneční masy [15] .

V závislosti na velikosti oblasti H II může počet hvězd uvnitř každé z nich dosáhnout několika tisíc. Struktura oblasti je proto složitější než struktura planetárních mlhovin , které mají pouze jeden zdroj ionizace umístěný ve středu. Teplota oblastí H II obvykle dosahuje 10 000 K. Rozhraní mezi oblastmi ionizovaného vodíku H II a neutrálního vodíku HI je obvykle velmi ostré. Ionizovaný plyn ( plazma ) může mít magnetická pole o síle několika nanotesla [16] . Magnetická pole vznikají v důsledku pohybu elektrických nábojů v plazmatu, proto v oblastech H II existují elektrické proudy [17] .

Asi 90 % materiálu v této oblasti je atomární vodík . Zbytek tvoří hlavně helium , zatímco těžší prvky jsou přítomny v zanedbatelném množství. Je patrné, že čím dále od středu galaxie se oblast nachází, tím menší je podíl těžkých prvků v jejím složení. To je vysvětleno skutečností, že po celou dobu života galaxie v jejích hustších centrálních oblastech byla rychlost tvorby hvězd vyšší, a proto bylo jejich obohacování o produkty jaderné fúze rychlejší.

Záření

Kolem jasných hvězd O-B5 se silným ultrafialovým zářením se tvoří zóny ionizovaného vodíku. Ultrafialová kvanta Lymanovy řady a Lymanova kontinua ionizují vodík obklopující hvězdu. V procesu rekombinace může být emitováno kvantum podřízené řady nebo Lymanovo kvantum. V prvním případě kvantum opustí mlhovinu bez zábran a ve druhém bude opět pohlceno. Tento proces je popsán Rosselandovou větou . Ve spektru zón H II se tak objevují jasné linie podřízených řad, zejména Balmerova řada , stejně jako jasná Lyman-alfa čára , protože fotony L α nelze zpracovat na méně energetická kvanta a nakonec opouštějí mlhovinu. . Vysoká intenzita emise v linii H α o vlnové délce 6563 Á dává mlhovinám jejich charakteristický načervenalý odstín.

Množství a distribuce

Whirlpool Galaxy : červené skvrny oblastí H II „obkreslují“ spirální ramena.

Oblasti H II se nacházejí pouze ve spirálních (jako je naše ) a nepravidelných galaxiích ; nikdy se nesetkali v eliptických galaxiích . V nepravidelných galaxiích je lze nalézt v kterékoli její části, ale ve spirálních galaxiích jsou téměř vždy soustředěny ve spirálních ramenech. Velká spirální galaxie může zahrnovat tisíce oblastí H II [15] .

Předpokládá se, že tyto oblasti v eliptických galaxiích chybí, protože eliptické galaxie jsou tvořeny srážkami jiných galaxií. V kupách galaxií jsou takové srážky velmi časté. V tomto případě se jednotlivé hvězdy téměř nikdy nesrazí, ale velká molekulární mračna a oblasti H II jsou vystaveny silným poruchám. Za těchto podmínek jsou iniciovány silné výbuchy hvězdotvorby, a to tak rychle, že se k tomu místo obvyklých 10 % spotřebuje téměř celá hmota mlhoviny. Galaxie prožívající takový aktivní proces nazývaný starburst galaxy ( anglicky Starburst galaxy ). Poté v eliptické galaxii zůstane velmi málo mezihvězdného plynu a oblasti H II se již nemohou tvořit. Jak ukazují moderní pozorování, existuje také velmi málo mezigalaktických oblastí ionizovaného vodíku. Takové oblasti jsou s největší pravděpodobností pozůstatky periodických rozpadů malých galaxií [18] .

Pozoruhodné oblasti H II

Orionský komplex . Obrázek ukazuje hvězdy jádra tohoto souhvězdí . Jasná skvrna uprostřed dole je M42 a oblouk, který zabírá většinu snímku, je Barnardova smyčka .

Dvě oblasti H II lze poměrně snadno vidět pouhým okem : Orion Trapezium a Tarantule . Několik dalších je na hranici viditelnosti: mlhovina Laguna , Severní Amerika , Barnardova smyčka - ale lze je pozorovat pouze za ideálních podmínek.

Obří molekulární mračno v Orionu je velmi složitý komplex, který zahrnuje mnoho vzájemně se ovlivňujících oblastí H II a dalších mlhovin [19] . Toto je „klasická“ oblast H II [nb 1] nejblíže Slunci. Oblak se nachází ve vzdálenosti cca 1500 sv. let od nás, a pokud by byl viditelný, zabíral by větší plochu tohoto souhvězdí . 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