Регион Х ИИ

Из Википедије, слободне енциклопедије
Иди на навигацију Иди на претрагу
НГЦ 604 , џиновска област Х ИИ у галаксији Троугао .

Регион (зона) Х ИИ , или област јонизованог водоника (врста емисионе маглине ), је облак вруће плазме у пречнику неколико стотина светлосних година и представља област интензивног формирања звезда . У овом региону се рађају младе вреле плавичасто-беле звезде , које емитују обилну ултраљубичасту светлост и на тај начинјонизују околну маглину.

Региони Х ИИ могу родити хиљаде звезда у периоду од само неколико милиона година. На крају, експлозије супернове и снажни звездани ветрови који извиру из најмасивнијих звезда у насталом звезданом јату распршују гасове у овом региону, и оно се претвара у групу попут Плејада .

Ови региони су добили име по великој количини јонизованог атомског водоника (тј. само мешавине протона и електрона ), који су астрономи означили као Х ИИ ( ХИ регион је зона неутралног водоника, а Х 2 означава молекуларни водоник). Могу се видети на значајним растојањима широм Универзума , а проучавање таквих региона који се налазе у другим галаксијама важно је да би се одредила удаљеност до ових других, као и њихов хемијски састав .

Историја посматрања

Активни регион формирања звезда - маглина Карина

Неколико најсветлијих региона Х ИИ видљиво је голим оком . Али, очигледно, ниједна од њих није описана пре проналаска телескопа (почетком 17. века ): две најсјајније од њих - Орионова маглина и Тарантула - у почетку су грешком помешане са звездама , означавајући прву као θ Орион , а други као 30 златних рибица. Касније је Галилеј описао звездано јато Трапезијум , које се налази унутар маглине Орион, али није приметио саму маглину - њеним откривачем ( 1610. године ) се сматра француски посматрач Николас-Клод Фабри де Пејреск . Од ових раних посматрања, откривено је много више Х ИИ региона у нашој и другим галаксијама.

Године 1774. маглину Орион је посматрао Вилијам Хершел , описујући је као „безобличну ватрену маглу, хаотична материја будућих сунаца“. Ова хипотеза је почела да се потврђује тек скоро сто година касније, 1864. године , када је Вилијам Хагинс (уз помоћ свог пријатеља, хемичара Вилијама Милера , који је живео у суседству) истражио неколико различитих маглина користећи свој спектроскоп . Неке, као што је Андромеда маглина , дале су спектре сличне онима звезда, и испоставило се да су галаксије састављене од стотина милиона појединачних звезда.

Спектри других маглина су изгледали другачије. Уместо интензивног континуираног спектра са суперпонираним апсорпционим линијама, маглина Мачје око (прва гасна маглина коју је проучавао Хагинс) и други слични објекти имали су само мали број емисионих линија [1] . Сличан резултат је Хагинс добио годину дана касније за маглину Орион [2] . Најсјајније ових редова је имао таласну дужину 500.7 нм , што је у супротности са било којим познатим хемијским елемента . У почетку је сугерисано да ова линија припада новом хемијском елементу. Дакле, слична идеја приликом проучавања спектра Сунца 1868. године довела је до открића хелијума . Нови елемент је назван небулијум (од латинског небула - "маглина").

Међутим, док је хелијум изолован на Земљи убрзо након његовог открића у сунчевом спектру, небулијум није произведен. Хенри Норис Расел је 1927. године сугерисао да таласна дужина од 500,7 нм пре не припада новом елементу, већ већ познатом елементу, али под непознатим условима [3] .

Већ исте године, Ира Спрагуе Бовен је показао да у гасу екстремно мале густине електрони могу да попуне побуђени метастабилни енергетски ниво атома и јона , који при већој густини губи ово својство услед судара [4] . Електронски прелази са једног од ових нивоа у двоструко јонизованом кисеонику доводе до линије на 500,7 нм. Ове спектралне линије се називају забрањеним линијама и могу се посматрати само за гасове мале густине [5] . Тако је доказано да су маглине састављене од изузетно разређеног гаса.

Посматрања током 20. века су показала да Х ИИ региони често садрже светле и вруће ОБ звезде. Такве звезде су много пута масивније од Сунца, али имају кратак животни век, свега неколико милиона година (поређења ради, животни век звезда попут Сунца је неколико милијарди година). Као резултат тога, постављена је хипотеза да су региони Х ИИ региони активног формирања звезда. Током неколико милиона година, унутар таквог региона формира се звездано јато , а затим зрачећи притисак формираних врућих младих звезда распршује маглину. Ако преостали кластер није довољно масиван и гравитационо везан , може се претворити у такозвану ОБ-асоцијацију [6] . Плејаде су пример звезданог јата које га је "учинило да испари" зону Х ИИ која га формира и остави за собом само остатке рефлексијске маглине .

Животни циклус и класификација

Део маглине Тарантула , огромног Х ИИ региона у Великом Магелановом облаку .

Порекло

Претеча Х ИИ региона је џиновски молекуларни облак . То је веома хладан (10–20 ° К ) и густ облак састављен углавном од молекуларног водоника. Такви објекти могу дуго бити у стабилном, „замрзнутом“ стању, али ударни таласи од експлозије супернове [7] , „судари“ облака [8] и магнетни утицаји [9] могу довести до колапса дела облак. Заузврат, ово доводи до процеса формирања звезда у облаку (за више детаља, погледајте еволуцију звезда ). Даљи развој региона се може поделити у две фазе: фазу формирања и фазу ширења [10] .

У фази формирања, најмасивније звезде у региону достижу високе температуре, а њихово снажно зрачење почиње дајонизује околни гас. Високоенергетски фотони се шире кроз околну материју надзвучном брзином , формирајући фронт јонизације . Са удаљавањем од звезде, овај фронт се успорава због геометријског слабљења и процеса рекомбинације у јонизованом гасу. После неког времена, његова брзина се смањује на брзину која је око два пута већа од брзине звука. У овом тренутку, запремина врелог јонизованог гаса достиже Стромгренов радијус и почиње да се шири под сопственим притиском.

Експанзија генерише суперсонични ударни талас који сабија материјал маглине. Пошто брзина јонизационог фронта наставља да опада, у неком тренутку га ударни талас обузима; а између два сферна фронта настаје празнина испуњена неутралним гасом. Тако се рађа област јонизованог водоника.

Животни век региона Х ИИ је реда величине неколико милиона година. Лагани притисак звезда пре или касније „издува“ већи део гаса маглине. Цео процес је веома „неефикасан“: мање од 10% гаса у маглини ће имати времена да формира звезде пре него што се остатак гаса „истроши“. Процес губитка гаса је такође олакшан експлозијама супернове међу најмасивнијим звездама, које почињу већ неколико милиона година након формирања маглине или чак и раније [11] .

Морфологија

У најједноставнијем случају, једна звезда унутар маглине јонизује скоро сферни део околног гаса који се зове Стромгренова сфера . Али у стварним условима, интеракција јонизованих региона из многих звезда, као и ширење загрејаног гаса у околни простор са оштрим градијентом густине (на пример, изван границе молекуларног облака) одређују сложени облик маглине. . На његов облик утичу и експлозије супернове. У неким случајевима, формирање великог звезданог јата унутар зоне Х ИИ доводи до његовог „девастације“ изнутра. Такав феномен је примећен, на пример, у случају НГЦ 604 , џиновске области Х ИИ у галаксији Троугао .

Класификација области Х ИИ

Колевке звезда

Бокове глобуле у ИЦ 2944 , зона Х ИИ.

Рођење звезда у областима Х ИИ скривено је од нас густином облака гаса и прашине који окружују звезде које се формирају. Тек када светлосни притисак звезде разблажи ову необичну "чахуру", звезда постаје видљива. Раније су густи региони са звездама у унутрашњости изгледали као тамне силуете на позадини остатка јонизоване маглине. Такве формације су познате као Бокове глобуле , по астроному Барту Боку , који је 1940-их изнео идеју да би могле бити родна места звезда.

Потврда Бокове хипотезе појавила се тек 1990. године , када су научници, користећи запажања у инфрацрвеном спектру, коначно могли да погледају кроз дебљину ових глобула и виде младе звездане објекте унутра. Сада се верује да просечна глобула садржи материју са масом од око 10 соларних маса у свемиру у пречнику око светлосне године, а такве глобуле затим формирају двоструке или вишеструке звездане системе [12] [13] [14] .

Поред чињенице да су региони Х ИИ места формирања звезда, постоје докази да они могу садржати планетарне системе . Телескоп Хабл пронашао је стотине протопланетарних дискова у Орионовој маглини. Чини се да је најмање половина младих звезда у овој магли окружена диском гаса и прашине, за који се верује да садржи чак много пута више материјала него што је потребно за формирање планетарног система попут нашег .

Спецификације

физичке карактеристике

Х ИИ региони се веома разликују по физичким параметрима. Њихове величине се крећу од такозваних "ултра-компактних" (пречник једне светлосне године или мање) до гигантских (неколико стотина светлосних година). Њихова величина се назива и Стромгренов радијус , углавном зависи од интензитета зрачења извора јонизујућих фотона и густине подручја. Густине маглина су такође различите: од више од милион честица по цм³ у ултра-компактним - до само неколико честица по цм³ у најобимнијим. Укупна маса маглина је вероватно између 10² и 10 5 соларних маса [15] .

У зависности од величине Х ИИ региона, број звезда унутар сваке од њих може достићи неколико хиљада. Дакле, структура региона је сложенија од структуре планетарних маглина , које имају само један извор јонизације смештен у центру. Температура региона Х ИИ обично достиже 10 000 К. Интерфејс између јонизованог водоника Х ИИ и неутралног водоника ХИ региона је обично веома оштар. Јонизовани гас ( плазма ) може имати магнетна поља јачине од неколико нанотесла [16] . Магнетна поља настају услед кретања електричних наелектрисања у плазми, тако да постоје електричне струје у Х ИИ областима [17] .

Око 90% материјала у региону је атомски водоник . Остатак је углавном хелијум , док су тежи елементи присутни у незнатним количинама. Примећује се да што се регион налази даље од центра галаксије, то је мањи удео тешких елемената у његовом саставу. Ово се објашњава чињеницом да је током живота галаксије у њеним гушћим централним регионима стопа формирања звезда била већа, па је сходно томе и њихово обогаћивање производима нуклеарне фузије било брже.

Радијација

Зоне јонизованог водоника формирају се око сјајних О-Б5 звезда са моћним ултраљубичастим зрачењем . Ултраљубичасти кванти Лајманове серије и Лајманов континуум јонизују водоник који окружује звезду. У процесу рекомбинације може се емитовати квант подређене серије или Лајманов квант. У првом случају, квант ће несметано напустити маглину, а у другом ће се поново апсорбовати. Овај процес је описан Роселандовом теоремом . Тако се у спектру Х ИИ зона појављују светле линије подређених серија, посебно Балмерова серија , као и светла Лајман-алфа линија , пошто Л α- фотони не могу да се прераде у мање енергетске кванте и, на крају, напусте маглину. . Висок интензитет емисије у Х α линији са таласном дужином од 6563 А даје маглинама њихову карактеристичну црвенкасту нијансу.

Количина и дистрибуција

Вртложна галаксија : црвене мрље Х ИИ региона "оцртавају" спиралне кракове.

Х ИИ региони се налазе само у спиралним (као што је наша ) и неправилним галаксијама ; никада се нису срели у елиптичним галаксијама . У неправилним галаксијама, могу се наћи у било ком његовом делу, али у спиралним галаксијама су скоро увек концентрисане унутар спиралних кракова. Велика спирална галаксија може укључивати хиљаде Х ИИ региона [15] .

Верује се да ови региони одсутни у елиптичним галаксијама јер су елиптичне галаксије формиране сударима других галаксија. У јатима галаксија такви судари су веома чести. У овом случају, појединачне звезде се готово никада не сударају, али велики молекуларни облаци и Х ИИ региони су подложни јаким поремећајима. У овим условима покрећу се јаки рафали формирања звезда, а то се дешава тако брзо да се за ово, уместо уобичајених 10%, користи скоро сва материја маглине. Галаксија доживљава тако активан процес назван галаксија звезданог праска ( енгл. Старбурст галаки ). После тога, у елиптичној галаксији остаје врло мало међузвезданог гаса, а Х ИИ региони више не могу да се формирају. Као што показују савремена запажања, постоји и врло мало међугалактичких региона јонизованог водоника. Такви региони су највероватније остаци периодичних распада малих галаксија [18] .

Значајна подручја Х ИИ

Орион комплекс . На слици су приказане звезде језгра овог сазвежђа . Светла тачка у центру испод је М42 , а лук који заузима већи део слике је Барнардова петља .

Два Х ИИ региона се релативно лако могу видети голим оком : Орион Трапезиум и Тарантула . Још неколико је на ивици видљивости: маглина Лагуна , Северна Америка , Барнардова петља - али се могу посматрати само у идеалним условима.

Орионски џиновски молекуларни облак је веома сложен комплекс који укључује многе интеракције региона Х ИИ и других маглина [19] . Ово је "класична" област Х ИИ [нб 1] најближа Сунцу. Облак се налази на удаљености од око 1500 св. године од нас, и, да је видљив, заузимао би већу површину овог сазвежђа . 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