Область H II

Матеріал з Вікіпедії – вільної енциклопедії
Перейти до навігації Перейти до пошуку
NGC 604 , гігантська область H II у Галактиці Трикутника .

Область (зона) H II , або область іонізованого водню (різновид емісійної туманності ) - це хмара гарячої плазми , що досягає декількох сотень світлових років у поперечнику, що є областю активного зіркоутворення . У цій галузі народжуються молоді гарячі блакитно-білі зірки , які рясно випромінюють ультрафіолетове світло, тим самим іонізуючи навколишню туманність.

Області H II можуть народжувати тисячі зірок у період лише кілька мільйонів років. Зрештою, вибухи наднових і потужний зірковий вітер , що виходить від найбільш масивних зірок в зоряному скупченні , що утворився, розсіюють гази цієї області, і вона перетворюється на групу на кшталт Плеяд .

Ці області отримали свою назву від великої кількості іонізованого атомарного водню (тобто просто суміші протонів і електронів ), позначеного астрономами як H II ( область HI - це зона нейтрального водню, а H 2 означає молекулярний водень). Їх можна помітити на значних відстанях по всьому Всесвіту , і вивчення таких областей, що знаходяться в інших галактиках , важливо для визначення відстані до останніх, а також їхнього хімічного складу .

Історія спостережень

Активна область зіркоутворення – туманність Кіля

Декілька найбільш яскравих областей H II видно неозброєним оком . Але, мабуть, жодна з них не була описана до винаходу телескопа (на початку XVII століття ): дві найяскравіші з них - туманність Оріона та Тарантул - спочатку прийняли за зірки , позначивши першу як θ Оріона, а другу як 30 Золотий Риби. Пізніше Галілей описав зоряне скупчення Трапеція , що знаходиться всередині туманності Оріона, але не помітив саму туманність - її першовідкривачем ( 1610 ) вважається французький спостерігач Ніколас-Клод Фабрі де Пейреск . З часу цих ранніх спостережень у нашій та інших галактиках було відкрито ще багато областей H II.

В 1774 туманність Оріона спостерігав Вільям Гершель , описавши її як «безформний вогняний туман, хаотичну матерію майбутніх сонців». Підтверджуватись ця гіпотеза почала лише майже через сто років, у 1864 році , коли Вільям Хаггінс (за сприяння свого друга хіміка Вільяма Міллера , який жив по сусідству) досліджував за допомогою свого спектроскопа кілька різних туманностей. Деякі, наприклад Туманність Андромеди , давали спектр такий самий, як у зірок, і виявилися галактиками , що складалися з сотень мільйонів окремих зірок.

Спектри інших туманностей виглядали інакше. Замість інтенсивного безперервного спектру з накладеними лініями поглинання, туманність Котяче Око (перша досліджена Хаггінсом газова туманність) та інші схожі об'єкти мали лише невелику кількість емісійних ліній [1] . Аналогічний результат був отриманий Хаггінсом через рік і для туманності Оріона [2] . Довжина хвилі найбільш яскравою з цих ліній становила 500,7 нм , що не відповідало жодному відомому хімічному елементу . Спочатку висунули припущення, що ця лінія належить новому хімічному елементу. Так, схожа ідея щодо спектру Сонця в 1868 року призвела до відкриття гелію . Новий елемент назвали небулієм (від лат. Nebula - "Туманність").

Однак, у той час як гелій, незабаром після його відкриття в спектрі Сонця, був виділений на Землі, небулий отриманий не був. В 1927 Генрі Норріс Расселл припустив, що довжина хвилі 500,7 нм належить швидше не новому елементу, а вже відомому елементу, але знаходиться в невідомих умовах [3] .

Вже в тому ж році Айра Спрег Боуен показав, що в газі надзвичайно малої щільності електрони можуть заповнити збуджений метастабільний енергетичний рівень атомів та іонів , який при вищій щільності втрачає цю властивість через зіткнення [4] . Електронні переходи з одного з таких рівнів у двічі іонізованому кисні і обумовлюють лінію 500,7 нм. Ці спектральні лінії називаються забороненими лініями та можуть спостерігатися лише для газів низької щільності [5] . Таким чином було доведено, що туманності складаються з надзвичайно розрідженого газу.

Спостереження протягом ХХ століття показали, що області H II часто містять яскраві та гарячі OB-зірки. Такі зірки набагато масивніші за Сонце, але мають короткий термін життя, всього кілька мільйонів років (для порівняння, тривалість життя зірок на кшталт Сонця — кілька мільярдів років). Внаслідок цього було запропоновано гіпотезу, що області H II є областями активного зореутворення. За кілька мільйонів років усередині такої області формується зоряне скупчення , а потім променистий тиск гарячих молодих зірок, що утворилися, розсіює туманність. Якщо скупчення, що залишилося, не буде достатньо масивним і гравітаційно пов'язаним , воно може перетворитися на так звану OB-асоціацію [6] . Прикладом зоряного скупчення, яке «примусило випаруватися» зону H II, що утворює його, і залишити після себе тільки залишки відбивної туманності , є Плеяди .

Життєвий цикл та класифікація

Частина туманності Тарантул , величезної області H II у Великій Магеллановій Хмарі .

Походження

Попередник області H II - гігантська молекулярна хмара . Це дуже холодна (10-20 ° K ) і щільна хмара, що складається, в основному, з молекулярного водню. Такі об'єкти можуть перебувати в стабільному, «завмерлому» стані протягом тривалого часу, але ударні хвилі від вибуху наднових [7] , «зіткнення» хмар [8] та магнітні впливи [9] можуть призвести до колапсу частини хмари. У свою чергу, це дає початок процесу утворення зірок у хмарі (докладніше див. Зоряна еволюція ). Подальший розвиток області можна поділити на дві фази: стадію формування та стадію розширення [10] .

На стадії формування найбільш масивні зірки всередині області досягають високих температур, їхнє жорстке випромінювання починає іонізувати навколишній газ. Високоенергетичні фотони поширюються крізь навколишню речовину з надзвуковою швидкістю , утворюючи фронт іонізації . У міру віддалення від зірки цей фронт уповільнюється через геометричне ослаблення та процеси рекомбінації в іонізованому газі. Через деякий час його швидкість зменшується до швидкості, приблизно вдвічі більшої за звукову. У цей момент об'єм гарячого іонізованого газу досягає радіусу Стремгрена і під власним тиском починає розширюватися.

Розширення породжує надзвукову ударну хвилю, яка стискає речовину туманності. Оскільки швидкість фронту іонізації продовжує зменшуватися, певний момент ударна хвиля його обганяє; і між двома фронтами, що мають сферичну форму, утворюється проміжок, наповнений нейтральним газом. Так народжується область іонізованого водню.

Час життя області H II - близько кількох мільйонів років. Світловий тиск зірок рано чи пізно «видує» більшу частину газу туманності. Весь процес дуже «неефективний»: менше 10% газу туманності встигнуть породити зірки, поки решта газу не «вивітриться». Процесу втрати газу сприяють також вибухи наднових серед найпотужніших зірок, які починаються вже через кілька мільйонів років після утворення туманності або ще раніше [11] .

Морфологія

У найпростішому випадку окремо взята зірка всередині туманності іонізує майже сферичну область навколишнього газу, яка називається сферою Стремгрена . Але в реальних умовах взаємодія іонізованих областей від безлічі зірок, а також поширення розігрітого газу в навколишній простір з гострим градієнтом щільності (наприклад, за межі молекулярної хмари) визначають складну форму туманності. На її контури впливають і вибухи наднових. У деяких випадках формування великого зоряного скупчення всередині зони H II призводить до спустошення її зсередини. Таке явище, спостерігається, наприклад, у випадку NGC 604 , гігантської області H II в Галактиці Трикутника .

Класифікація областей H II

Колиски зірок

Глобули Бока в IC 2944 , зоні H II.

Народження зірок усередині областей H II приховано від нас товщею хмар газу і пилу, що оточують зірки, що утворюються. Тільки коли світловий тиск зірки розріджує цей своєрідний кокон, зірка стає видимою. До цього щільні області зі зірками всередині виглядають як темні силуети на тлі решти іонізованої туманності. Такі освіти відомі як глобули Бока , на честь астронома Барта Бока , який у 1940-х роках висунув ідею, що вони можуть бути місцями народження зірок.

Підтвердження гіпотези Бока з'явилося тільки в 1990 році , коли вчені за допомогою спостережень в інфрачервоному спектрі нарешті змогли заглянути через товщу цих глобул і побачити всередині молоді зіркові об'єкти. Зараз вважається, що середня глобула містить матерію масою близько 10 мас Сонця в просторі близько світлового року в діаметрі, і такі глобули утворюють потім подвійні або кратні зоряні системи [12] [13] [14] .

Крім того, що області H II є місцями зіркоутворення, є дані, що вони можуть утримувати і планетні системи . Телескоп "Хаббл" знайшов сотні протопланетних дисків у туманності Оріона. Принаймні половина молодих зірок у цій туманності, схоже, оточена диском із газу та пилу, який, як вважається, включає навіть у багато разів більше речовини, ніж потрібно для утворення планетної системи подібної до нашої .

Характеристики

Фізичні характеристики

Області H II сильно різняться за фізичними параметрами. Їхні розміри варіюють від так званих «ультракомпактних» (один світловий рік або менше в поперечнику) до гігантських (кілька сотень світлових років). Їх розмір називається також радіусом Стремгрена , в основному він залежить від інтенсивності випромінювання джерела іонізуючих фотонів та щільності області. Щільності туманностей теж різні: від більш ніж мільйона частинок на см3 в ультракомпактних - до всього лише кількох частинок на см3 у найбільш великих. Загальна маса туманностей, ймовірно, становить від 10 до 10 5 сонячних мас [15] .

Залежно від розміру області H II кількість зірок всередині кожної з них може досягати декількох тисяч. Тому структура області складніше, ніж структура планетарних туманностей , які мають лише одне джерело іонізації, що у центрі. Температура областей H II зазвичай досягає 10 000 K. Кордон розділу області іонізованого водню H II та нейтрального водню HI зазвичай дуже різка. Іонізований газ ( плазма ) може мати магнітні поля силою в кілька нанотесла [16] . Магнітні поля утворюються через переміщення електричних зарядів у плазмі, отже, в областях H II є і електричні струми [17] .

Близько 90% речовини області становить атомарний водень . Частину, що залишилася, становить, в основному, гелій , а більш важкі елементи представлені в незначних кількостях. Помічено, що далі від центру галактики розташована область, тим менше у її складі частка важких елементів. Це пояснюється тим, що протягом усього життя галактики в її більш щільних центральних районах швидкість зіркоутворення була вищою, відповідно, швидше відбувалося збагачення їх продуктами ядерного синтезу .

Випромінювання

Зони іонізованого водню утворюються навколо яскравих O-B5 зірок із потужним потоком випромінювання в ультрафіолетовому діапазоні . Ультрафіолетові кванти серії Лаймана та лайманівського континууму іонізують водень, що оточує зірку. У процесі рекомбінації може випромінюватись квант субординатної серії або лайманівський квант. У першому випадку квант безперятственно покине туманність, тоді як у другому, поглинеться знову. Цей процес описується теоремою Росселанда . Таким чином, у спектрі зон H II з'являються яскраві лінії субординатних серій, особливо серії Бальмера , а також яскрава лінія Лайман-альфа , так як L α - фотони не можуть переробити менш енергійні кванти і, зрештою, виходять з туманності. Велика інтенсивність випромінювання в лінії H α c довжиною хвилі 6563 Å дає туманностям їх характерний червонуватий відтінок.

Кількість та розподіл

Галактика Вир : червоні вкраплення областей H II «окреслюють» спіральні рукави.

Області H II виявлені лише у спіральних (таких як наша ) та неправильних галактиках ; вони ніколи не зустрічалися в еліптичних галактиках . У неправильних галактиках їх можна виявити у будь-якій її частині, але у спіральних вони майже завжди зосереджені в межах спіральних рукавів. Велика спіральна галактика може містити тисячі областей H II [15] .

Вважається, що ці області відсутні в еліптичних галактиках, тому що утворюються еліптичні галактики внаслідок зіткнення інших галактик. У скупченнях галактик такі зіткнення дуже часті. При цьому окремі зірки майже ніколи не стикаються, але великі молекулярні хмари та області H II схильні до сильних обурень. У цих умовах ініціюється сильні спалахи зірочкоутворення, і це відбувається так швидко, що для цього замість звичайних 10% задіяна майже вся речовина туманностей. Галактика переживає такий активний процес, який називається галактикою зі сплеском ( англ. Starburst galaxy ). Після цього в еліптичній галактиці залишається дуже мало міжзоряного газу і області H II більше не можуть формуватися. Як показали сучасні спостереження, міжгалактичних областей іонізованого водню також дуже мало. Такі області, найімовірніше, є залишками періодичних розпадів дрібних галактик [18] .

Визначні області H II

Комплекс Оріону . На знімку можна бачити остовні зірки цього сузір'я . Яскрава пляма в центрі внизу - M42 , а дуга, що займає більшу частину знімка, - петля Барнарда .

Дві області H II можна порівняно легко побачити неозброєним оком : це Трапеція Оріона та Тарантул . Ще дещо знаходяться на межі видимості: туманності Лагуна , Північна Америка , Петля Барнарда - але спостерігати їх можна лише в ідеальних умовах.

Гігантська молекулярна Хмара Оріона - дуже складний комплекс, що включає безліч взаємодіючих областей H II та інших туманностей [19] . Це найближча до Сонця "класична" область H II [nb 1] . Хмара розташована на відстані приблизно 1500 св. років від нас, і, якби було видно, займало б більшу площу цього сузір'я . До його складу входить не раз згадувані туманність Оріона і Трапеція, Туманність Кінська Голова , Петля Барнарда. Причому остання є найближчою до нас областю H II.

Цікаву, складну структуру мають туманність Ети Кіля та Берклі 59 / Комплекс OB4 Цефея [20] [ уточнити ] .

Деякі області H II мають величезні розміри навіть за галактичними мірками. Прикладом гігантської області H II є вже згадувана туманність Тарантулу у Великій Магеллановій Хмарі . Ця туманність значно більша за туманність в Оріоні і є місцем народження тисяч зірок, деякі з яких більш ніж у 100 разів масивніші за Сонце. Якби Тарантул знаходилася на місці туманності Оріона, вона світила б у небі майже так само яскраво, як повний Місяць . На околицях Тарантула в 1987 спалахнула наднова SN 1987A .

Ще одним таким "гігантом" є NGC 604 з галактики Трикутника : вона досягає 1300 св. років у діаметрі, хоча містить трохи менше зірок. Це одна з найбільших областей H II у місцевій групі галактик .

Сучасні методи дослідження областей H II

Зображення у видимому світлі (ліворуч) показують пил та газ туманності Оріону . На зображеннях в інфрачервоному діапазоні (праворуч) видно зірки всередині туманності.

Як і для планетарних туманностей , точне вивчення хімічного складу для областей H II утруднене. Існує два різні способи визначення вмісту металів (тобто інших елементів крім водню та гелію) у туманності, які ґрунтуються на різних типах спектральних ліній. Перший метод розглядає рекомбінаційні лінії , отримані в результаті возз'єднання ( рекомбінації ) іонів з електронами; другий - заборонені лінії, джерелом яких служить збудження іонів ударами електронів ( зіткне збудження ) [nb 2] . На жаль, за двома цими методами іноді виходять цифри, що істотно розрізняються. Деякі астрономи пояснюють це наявністю малих температурних коливань усередині досліджуваної області; інші кажуть, що відмінності занадто великі, щоб їх можна було пояснити такими коливаннями, і зумовлюють ефект, що спостерігається присутністю в туманності хмар, заповнених холодним, розрідженим газом з низьким вмістом водню і високим вмістом важких елементів [21] .

Крім того, не до кінця вивчено процес формування масивних зірок усередині області. Цьому перешкоджають дві проблеми. 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.

Коментарі

  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.

Примітки

  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.) (Недоступне посилання) . 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. та ін. 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 .

Література

Посилання