Войти
NGC 604, гигантская область H II в Галактика Треугольник Область HII или Область HII - это область межзвездного атомарного водорода, которая ионизирована. Обычно это облако частично ионизированного газа, в котором недавно произошло звездообразование, размером от одного до сотен световых лет и плотностью от нескольких до примерно миллионов частиц на кубический см. Туманность Ориона, которая теперь известна как область H II, была обнаружена в 1610 году Николя-Клодом Фабри де Пейреском с помощью телескопа. Это был первый обнаруженный объект.
Они могут иметь любую форму, потому что распределение звезд и газа внутри них неравномерно. Короткоживущие голубые звезды, созданные в этих областях, излучают большое количество ультрафиолетового света, который ионизирует окружающий газ. Области H II - иногда несколько сотен световых лет в поперечнике - часто ассоциируются с гигантскими молекулярными облаками. Они часто кажутся комковатыми и нитевидными, иногда проявляя замысловатые формы, такие как туманность Конская Голова. Области H II могут дать рождение тысячам звезд за период в несколько миллионов лет. В конце концов, взрывы сверхновых и сильные звездные ветры от самых массивных звезд в образовавшемся звездном скоплении рассеют газы области H II, оставив позади скопление сформировавшихся звезд, таких как области Плеяд.
H II, можно наблюдать на значительных расстояниях во Вселенной, а изучение внегалактических областей H II важно для определения расстояния и химического состава галактики. Спиральные и неправильные галактики содержат много областей H II, в то время как эллиптические галактики их почти не имеют. В спиральных галактиках, включая наш Млечный Путь, области H II сосредоточены в спиральных рукавах, а в неправильных галактиках они распределены хаотично. Некоторые галактики содержат огромные области H II, которые могут содержать десятки тысяч звезд. Примеры включают область 30 Doradus в Большом Магеллановом Облаке и NGC 604 в Галактике Треугольник.
Пузыри новых звезд LHA 120-N 180B. Термин H II произносится как «H два "астрономами. «H» - химический символ водорода, а «II» - римская цифра для 2. В астрономии принято использовать римскую цифру I для нейтральных атомов, II для однократно ионизированных - H II. H в других науках - III для дважды ионизированного, например O III представляет собой O и т.д. H II или H состоит из свободных протонов. Область H I представляет собой нейтральный атомарный водород, а молекулярное облако представляет собой молекулярный водород, H 2. В устных дискуссиях с неастрономами иногда возникает путаница между идентичными произносимыми формами «H II» и «H 2 ».
Темные области звездообразования в туманности Орла, обычно называемые Столпами Творения Некоторые из самых ярких областей H II видны невооруженным глазом. Однако, похоже, ничего не было замечено до появления телескопа в начале 17 века. Даже Галилей не заметил Туманность Ориона, когда он впервые наблюдал внутри нее звездное скопление (ранее внесенное в каталог как одиночная звезда θ Ориона. Иоганн Байер ). Французскому наблюдателю Николя-Клоду Фабри де Пайреску приписывают открытие туманности Ориона в 1610 году. С тех пор в Млечном Пути и других галактиках было обнаружено большое количество областей H II.
Уильям Гершель наблюдал туманность Ориона в 1774 году и позже описал ее как «несформированный огненный туман, хаотический материал будущих солнц». В первые дни астрономы различали «диффузные туманности » (теперь известные как области H II), которые сохраняли свой нечеткий вид при увеличении в большой телескоп, и туманности, которые можно было разделить на звезды, теперь известные быть галактиками, внешними по отношению к нашей собственной.
Подтверждение гипотезы Гершеля о звездообразовании пришлось ждать еще сто лет, когда Уильям Хаггинс вместе со своей женой Мэри Хаггинс повернули свои спектроскоп на различных туманностях. Некоторые из них, такие как туманность Андромеды, имели спектры, очень похожие на спектры звезд, но оказались галактиками, состоящими из сотен миллионов отдельных звезд. Остальные выглядели совсем иначе. В отличие от сильного континуума с наложенными линиями поглощения, туманность Ориона и другие подобные объекты показывали лишь небольшое количество эмиссионных линий. В планетарных туманностях самая яркая из этих спектральных линий была на длине волны 500,7 нанометров, что не соответствовало ни одной известной линии химического вещества. элемент. Сначала была выдвинута гипотеза, что линия могла быть связана с неизвестным элементом, который был назван небулий - аналогичная идея привела к открытию гелия посредством анализа Спектр Солнца в 1868 году. Однако, хотя гелий был изолирован на Земле вскоре после его открытия в спектре Солнца, туманности не было. В начале 20-го века Генри Норрис Рассел предположил, что линия на 500,7 нм не является новым элементом, а связана с знакомым элементом в незнакомых условиях.
Туманность Ориона Межзвездное вещество, считается плотным в астрономическом контексте, находится в высоком вакууме по лабораторным стандартам. В 1920-х годах физики показали, что в газе с чрезвычайно низкой плотностью электроны могут заселять возбужденные метастабильные уровни энергии в атомах и ионы, которые при более высоких плотностях быстро высвобождаются из-за столкновений. Электронные переходы с этих уровней в дважды ионизованном кислороде вызывают линию 500,7 нм. Эти спектральные линии, которые можно увидеть только в газах очень низкой плотности, называются запрещенными линиями. Таким образом, спектроскопические наблюдения показали, что планетарные туманности в основном состоят из чрезвычайно разреженного ионизированного газообразного кислорода (OIII).
В течение 20 века наблюдения показали, что области H II часто содержали горячие яркие звезды. Эти звезды во много раз массивнее Солнца и являются самыми короткоживущими звездами с общим временем жизни всего несколько миллионов лет (по сравнению с такими звездами, как Солнце, которые живут несколько миллиардов лет). Поэтому было высказано предположение, что области H II должны быть областями, в которых формируются новые звезды. В течение нескольких миллионов лет скопление звезд сформируется в области H II, прежде чем радиационное давление горячих молодых звезд заставит туманность рассеяться. Плеяды являются примером скопления, которое «выкипело» из области H II, из которой оно образовалось. Остается только след отражательной туманности.
Небольшая часть туманности Тарантул, гигантская область H II в Большом Магеллановом Облаке Предшественником области H II является гигантское молекулярное облако (GMC). GMC - это холодное (10–20 K ) и плотное облако, состоящее в основном из молекулярного водорода. GMC могут существовать в стабильном состоянии в течение длительных периодов времени, но ударные волны из-за сверхновых, столкновений между облаками и магнитных взаимодействий могут вызвать его коллапс. Когда это происходит в процессе коллапса и фрагментации облака, рождаются звезды (см. звездная эволюция для более подробного описания).
Поскольку звезды рождаются внутри GMC, большинство массивный нагреется до температуры, достаточной для ионизации окружающего газа. Вскоре после образования поля ионизирующего излучения энергичные фотоны создают ионизационный фронт, который проникает через окружающий газ со сверхзвуковой скоростью. На все больших и больших расстояниях от ионизирующей звезды фронт ионизации замедляется, в то время как давление недавно ионизированного газа заставляет ионизированный объем расширяться. В конце концов, фронт ионизации замедляется до дозвуковых скоростей и обгоняется ударным фронтом, вызванным расширением материала, выброшенного из туманности. Так родилась область H II.
Время жизни области H II составляет порядка нескольких миллионов лет. Радиационное давление горячих молодых звезд в конечном итоге отгонит большую часть газа. Фактически, весь процесс имеет тенденцию быть очень неэффективным: менее 10 процентов газа в области H II превращается в звезды до того, как остальная часть уносится. Потерю газа способствуют взрывы сверхновых самых массивных звезд, которые произойдут всего через 1-2 миллиона лет.
Глобулы Бока в области H II IC 2944 Звезды образуются в сгустках холодного молекулярного газа, которые скрывают зарождающиеся звезды. Звезда становится видимой только тогда, когда радиационное давление отгоняет ее «кокон». Горячие голубые звезды, достаточно мощные, чтобы ионизировать значительное количество водорода и образовывать области H II, сделают это быстро и осветят область, в которой они только что сформировались. Плотные области, которые содержат более молодые или менее массивные все еще формирующиеся звезды и которые еще не сдули материал, из которого они формируются, часто видны силуэтами на фоне остальной ионизированной туманности. Барт Бок и Э. Ф. Рейли в 1940-х годах искали на астрономических фотографиях «относительно небольшие темные туманности», следуя предположениям о том, что звезды могут образовываться в результате конденсации в межзвездной среде; они нашли несколько таких «приблизительно круглых или овальных темных объектов небольшого размера», которые они назвали «глобулами», поскольку стали именоваться глобулами Бока. Бок предположил, что на симпозиуме столетия Гарвардской обсерватории в декабре 1946 года эти глобулы, вероятно, были местами звездообразования. В 1990 году было подтверждено, что это действительно звездные места рождения. Горячие молодые звезды рассеивают эти глобулы, поскольку излучение звезд, питающих область H II, отгоняет материал. В этом смысле звезды, которые генерируют области H II, действуют, чтобы разрушить звездные ясли. Однако при этом может быть запущена последняя вспышка звездообразования, поскольку радиационное давление и механическое давление от сверхновой могут сжимать глобулы, тем самым увеличивая их плотность.
Молодые звезды в областях H II показать доказательства наличия планетных систем. Космический телескоп Хаббла обнаружил сотни протопланетных дисков (proplyds ) в туманности Ориона. По крайней мере половина молодых звезд в туманности Ориона, кажется, окружена дисками из газа и пыли, которые, как считается, содержат во много раз больше вещества, чем необходимо для создания планетной системы, подобной Солнечной системе.
Мессье 17 представляет собой область H II в созвездии Стрелец.Области H II сильно различаются по своим физическим свойствам. Они варьируются по размеру от так называемых сверхкомпактных (UCHII) областей, возможно, всего светового года или меньше в поперечнике, до гигантских областей H II в несколько сотен световых лет в поперечнике. Их размер также известен как радиус Стромгрена и существенно зависит от интенсивности источника ионизирующих фотонов и плотности области. Их плотности колеблются от более миллиона частиц на см³ в сверхкомпактных областях H II до всего нескольких частиц на см³ в самых больших и протяженных областях. Это означает, что общая масса может быть от 100 до 10 масс Солнца..
Существуют также «сверхплотные области H II» (UDHII).
В зависимости от размера области H II могут быть несколько тысяч звезд внутри него. Это делает области H II более сложными, чем планетарные туманности, у которых есть только один центральный источник ионизации. Обычно области H II достигают температуры 10 000 К. Это в основном ионизированные газы со слабыми магнитными полями силой в несколько нанотесла. Тем не менее, области H II почти всегда связаны с холодным молекулярным газом, который произошел от того же материнского GMC. Магнитные поля создаются этими слабыми движущимися электрическими зарядами в ионизированном газе, что позволяет предположить, что области H II могут содержать электрические поля.
Звездный питомник N159 - это область HII размером более 150 световых лет в поперечнике. Области H II также демонстрируют признаки проникновения плазмы с температурами, превышающей 10 000 000 К, достаточно горячей, чтобы испускать рентгеновские лучи. Рентгеновские обсерватории, такие как Эйнштейн и Чандра, отметили диффузное рентгеновское излучение в ряде областей звездообразования, особенно в туманности Ориона, Мессье 17 и туманности Киля. Горячий газ, вероятно, поступает от сильных звездных ветров от звезд O-типа, которые могут быть нагреты сверхзвуковыми ударными волнами в ветрах, столкновениями ветров от разных звезд или столкновениями ветров, создаваемых магнитными полями. Эта плазма будет быстро расширяться, чтобы заполнить доступные полости в молекулярных облаках из-за высокой скорости звука в газе при этой температуре. Он также будет просачиваться через отверстия на периферии области H II, что, по-видимому, происходит в Мессье 17.
Химически области H II состоят примерно на 90% из водорода. Самая сильная линия излучения водорода, линия H-alpha при 656,3 нм, придает областям H II характерный красный цвет. (Эта линия излучения исходит от возбужденного неионизированного водорода.) Большая часть остальной части области H II состоит из гелия со следовыми количествами более тяжелых элементов. Было обнаружено, что по всей галактике количество тяжелых элементов в областях H II уменьшается с увеличением расстояния от центра галактики. Это связано с тем, что за время существования галактики темпы звездообразования были выше в более плотных центральных областях, что привело к большему обогащению этих областей межзвездной среды продуктами нуклеосинтеза.
Строки красных областей H II очерчивают рукава Галактики Водоворот..Области H II встречаются только в спиральных галактиках, таких как Млечный Путь и неправильных галактиках.. Их не видно в эллиптических галактиках. В неправильных галактиках они могут быть разбросаны по всей галактике, но в спиральных галактиках их больше всего в спиральных рукавах. Большая спиральная галактика может содержать тысячи областей H II.
Причина, по которой области H II редко появляются в эллиптических галактиках, заключается в том, что эллиптические галактики, как полагают, образуются в результате слияния галактик. В скоплениях галактик такие слияния часты. Когда галактики сталкиваются, отдельные звезды почти никогда не сталкиваются, но области GMC и H II в сталкивающихся галактиках сильно возбуждены. В этих условиях запускаются огромные вспышки звездообразования, настолько быстрые, что большая часть газа превращается в звезды, а не с нормальной скоростью 10% или меньше.
Галактики, в которых происходит такое быстрое звездообразование, известны как галактики со вспышками звездообразования. Эллиптическая галактика после слияния имеет очень низкое содержание газа, поэтому области H II больше не могут образовываться. Наблюдения XXI века показали, что очень небольшое количество областей H II вообще существует вне галактик. Эти межгалактические области H II могут быть остатками приливных нарушений малых галактик, а в некоторых случаях могут представлять новое поколение звезд в недавно аккрецированном газе галактики.
H II регионы бывают самых разных размеров. Обычно они комковатые и неоднородные на всех уровнях от самого маленького до самого большого. Каждая звезда в области H II ионизирует примерно сферическую область окружающего газа, известную как сфера Стрёмгрена, но комбинация сфер ионизации нескольких звезд в области H II и расширение нагретой туманности в окружающие газы создают резкие градиенты плотности, создающие сложные формы. Взрывы сверхновых также могут формировать области H II. В некоторых случаях образование большого звездного скопления в области H II приводит к тому, что область оказывается выдолбленной изнутри. Так обстоит дело с NGC 604, гигантской областью H II в галактике Треугольник. Для области H II, которая не может быть разрешена , некоторая информация о пространственной структуре (электронная плотность как функция расстояния от центра и оценка комковатости) может быть выведена путем выполнения обратного преобразования Лапласа на частотном спектре.
На оптическом изображении (слева) видны облака газа и пыли в туманности Ориона ; На инфракрасном изображении (справа) видны новые звезды, сияющие внутри. Известные галактические области H II включают туманность Ориона, туманность Эта Киля и Комплекс Беркли 59 / Цефей OB4. Туманность Ориона, находящаяся примерно в 500 пк (1500 световых лет) от Земли, является частью OMC-1, гигантского молекулярного облака, которое, если оно будет видимым, заполнит большую часть созвездия Ориона. Туманность Конская Голова и Петля Барнарда - две другие освещенные части этого газового облака. Туманность Ориона на самом деле представляет собой тонкий слой ионизированного газа на внешней границе облака OMC-1. Звезды в скоплении Трапеция и особенно θ Ориона несут ответственность за эту ионизацию.
Большое Магелланово Облако, галактика-спутник Млечный Путь на высоте около 50 кпк (160 тысяч световых лет) содержит гигантскую область H II, называемую туманностью Тарантул. Эта туманность размером около 200 пк (650 световых лет) в поперечнике является самой массивной и второй по величине областью H II в Местной группе. Она намного больше, чем туманность Ориона, и формирует тысячи звезд, некоторые из которых имеют массу более чем в 100 раз больше массы Солнца - OB и звезды Вольфа-Райе. Если бы туманность Тарантул находилась так же близко к Земле, как туманность Ориона, она бы сияла так же ярко, как полная луна в ночном небе. Сверхновая SN 1987A произошла на окраине туманности Тарантул.
Другая гигантская область H II - NGC 604 расположена в спирали M33 галактика, которая находится на 817 кпк (2,66 миллиона световых лет). NGC 604 имеет размер примерно 240 × 250 пк (800 × 830 световых лет) в поперечнике и является второй по величине областью H II в Местной группе после туманности Тарантул, хотя по размеру она немного больше последней. Он содержит около 200 горячих звезд OB и Вольфа-Райе, которые нагревают газ внутри него до миллионов градусов, производя яркое рентгеновское излучение. Общая масса горячего газа в NGC 604 составляет около 6000 масс Солнца.
Трехраздельная туманность, видимая на разных длинах волн Как и в случае с планетарными туманностями, оценки Содержание элементов в областях H II подвержено некоторой неопределенности. Существует два разных способа определения содержания металлов (в данном случае металлы - это элементы, отличные от водорода и гелия) в туманностях, которые основаны на разных типах спектральных линий, и иногда наблюдаются большие расхождения между результатами, полученными с помощью этих двух методов.. Некоторые астрономы связывают это с наличием небольших колебаний температуры в областях H II; другие утверждают, что расхождения слишком велики, чтобы их можно было объяснить температурными эффектами, и выдвигают гипотезу о существовании холодных узлов, содержащих очень мало водорода, чтобы объяснить наблюдения.
Полные детали массивного звездообразования в областях H II не являются пока что хорошо известно. Две основные проблемы препятствуют исследованиям в этой области. Во-первых, расстояние от Земли до крупных областей H II является значительным: ближайшая область H II (туманность Калифорния ) находится на расстоянии 300 пк (1000 световых лет); другие регионы H II находятся в несколько раз дальше от Земли. Во-вторых, образование этих звезд сильно закрыто пылью, и наблюдения в видимом свете невозможны. Радио и инфракрасный свет может проникать сквозь пыль, но самые молодые звезды могут не излучать много света на этих длинах волн.
|
 | Викискладе есть материалы, связанные с областями H II. |
Астрономический портал