Знаймо

Додати знання

приховати рекламу

Цей текст може містити помилки.

Область H II



План:


Введення

NGC 604, гігантська область H II в Галактиці Трикутника.

Область (зона) H II, або область іонізованого водню (різновид емісійної туманності) - це хмара гарячого газу і плазми, що досягає декількох сотень світлових років в поперечнику, що є областю активного зореутворення. У цій області народжуються молоді гарячі блакитно-білі зірки, які рясно випромінюють ультрафіолетовий світло, тим самим іонізуючи навколишнє туманність.

Області H II можуть народжувати тисячі зірок за період всього в декілька мільйонів років. Зрештою, вибухи наднових і потужний зоряний вітер, що виходить від найбільш масивних зірок в утворився зоряному скупченні, розсіюють гази цій галузі, і вона перетворюється в групу на зразок Плеяд.

Ці області отримали свою назву через велику кількість іонізованого атомарного водню, що позначається астрономами як H II ( область H I - зона нейтрального водню, а H 2 позначає молекулярний водень). Їх можна помітити на значних відстанях по всій Всесвіту, і вивчення таких областей, що знаходяться в інших галактиках, важливо для визначення відстані до останніх, а також їх хімічного складу.


1. Історія спостережень

"Стовпи творіння" в Туманності Орел.

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

В 1774 туманність Оріона спостерігав Вільям Гершель, описавши її як "безформний вогненний туман, хаотичну матерію майбутніх сонць". Підтверджуватися ця гіпотеза почала лише майже сто років тому, у 1864, коли Вільям Хаггінс (при сприянні свого друга хіміка Вільяма Міллера, який жив по сусідству) досліджував з допомогою свого спектроскопа кілька різних туманностей. Деякі, наприклад Туманність Андромеди, давали спектр такий же, як у зірок, і виявилися галактиками, що складалися з сотень мільйонів окремих зірок.

Спектри інших туманностей виглядали інакше. Замість інтенсивного безперервного спектра з накладеними лініями поглинання, туманність Котячий Око (перша досліджена Хаггінс газова туманність) та інші схожі об'єкти мали лише невелика кількість емісійних ліній. [1] Аналогічний результат був отриманий Хаггінс рік потому і для туманності Оріона. [2] Довжина хвилі найбільш яскравою з цих ліній складала 500,7 нм, що не відповідало ні одному відомому хімічному елементу. Спочатку було висунуто припущення, що ця лінія належить новому хімічному елементу. Так, схожа ідея при вивченні спектра Сонця в 1868 привела до відкриття гелію. Новий елемент назвали небуло (від лат. nebula - "Туманність").

Однак, у той час як гелій, незабаром після його відкриття в спектрі Сонця, був виділений на Землі, небуло отриманий не був. У 1927 році Генрі Норріс Расселл припустив, що довжина хвилі 500,7 нм належить скоріше 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 малою щільності електрони можуть заповнити збуджений метастабільний енергетичний рівень атомів і іонів, який при більш високій щільності втрачає цю властивість внаслідок зіткнень. [4] Електронні переходи з одного з таких рівнів в двічі іонізованому кисні і обумовлюють лінію в 500,7 нм. Ці спектральні лінії називаються забороненими лініями і можуть спостерігатися тільки для газів низької щільності. [5] Таким чином, було доведено, що туманності складаються з надзвичайно розрідженого газу.

Спостереження протягом XX століття показали, що області H II часто містять яскраві і гарячі OB-зірки. Такі зірки у багато разів масивніше Сонця, але мають короткий термін життя, всього кілька мільйонів років (для порівняння, тривалість життя зірок на зразок Сонця - декілька мільярдів років). Внаслідок цього була запропонована гіпотеза, що області H II є областями активного зореутворення. За кілька мільйонів років всередині такої області формується зоряне скупчення, а потім променисте тиск утворилися гарячих молодих зірок розсіює туманність. Якщо залишився скупчення не буде достатньо масивним і гравітаційно зв'язаним, воно може перетворитися на так звану OB-асоціацію. [6] Прикладом зоряного скупчення, яке "примусило зникнути" утворить його зону H II і залишити після себе тільки залишки відбивної туманності, є Плеяди.


2. Життєвий цикл і класифікація

Частина туманності Тарантул, величезною області H II в Великій Магеллановій Хмарі.

2.1. Походження

Попередник області H II - гігантське молекулярне хмара. Це дуже холодне (10-20 K) і щільна хмара, що складається, в основному, з молекулярного водню. Такі об'єкти можуть перебувати в стабільному, "завмерлому" стані протягом довгого часу, але ударні хвилі від вибуху наднових [7], "зіткнення" хмар [8] і магнітні впливу [9] можуть призвести до колапсу частини хмари. У свою чергу, це дає початок процесу утворення зірок в хмарі (докладніше див зоряна еволюція). Подальший розвиток області можна розділити на дві фази: стадію формування і стадію розширення. [10]

На стадії формування найбільш масивні зірки усередині області досягають високих температур, їх 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 сповільнюється через геометричного ослаблення і процесів рекомбінації в іонізованому газі. Через деякий час його швидкість зменшується до швидкості, приблизно в два рази більшою звуковий. В цей момент обсяг гарячого іонізованого газу сягає радіусу Стремгрена і під власним тиском починає розширюватися.

Розширення породжує надзвукову ударну хвилю, яка стискає речовина туманності. Так як швидкість фронту іонізації продовжує зменшуватися, в деякий момент ударна хвиля його обганяє, і між двома фронтами, що мають сферичну форму, утворюється зазор, наповнений нейтральним газом. Так народжується область іонізованого водню.

Час життя області H II - порядку декількох мільйонів років. Світлове тиск зірок рано чи пізно "видуває" велику 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 найбільш масивних зірок, які починаються вже через кілька мільйонів років після утворення туманності або ще раніше. [11]


2.2. Морфологія

У простому 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 кордон молекулярного хмари) визначають складну форму туманності. На її обриси роблять також вплив і вибухи найновіших. В 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.


2.3. Класифікація областей H II

3. Колиски зірок

Глобули Бока в IC 2944, зоні H II.

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

Підтвердження гіпотези Бока з'явилося тільки в 1990, коли вчені за допомогою спостережень в инфракрасном спектре наконец смогли заглянуть через толщу этих глобул и увидеть внутри молодые звёздные объекты. Сейчас считается, что средняя глобула содержит материю массой около 10 масс Солнца в пространстве около светового года в диаметре, и такие глобулы образуют потом двойные или кратные звёздные системы. [12] [13] [14]

Кроме того, что области H II являются местами звездообразования, есть данные, что они могут содержать и планетные системы. Телескоп "Хаббл" нашёл сотни протопланетных дисков в туманности Ориона. По крайней мере половина молодых звёзд в этой туманности, похоже, окружена диском из газа и пыли, который, как считается, включает даже во много раз больше вещества, чем требуется для образования планетной системы подобной нашей.


4. Характеристики

4.1. Физические характеристики

Области H II сильно различаются по физическим параметрам. Их размеры варьируют от так называемых "ультракомпактных" (один световой год или меньше в поперечнике) до гигантских (несколько сотен световых лет). Их размер называется также радиусом Стремгрена, в основном он зависит от интенсивности излучения источника ионизирующих фотонов и плотности области. Плотности туманностей тоже различны: от более чем миллиона частиц на см в ультракомпактных - до всего лишь нескольких частиц на см в наиболее обширных. Общая масса туманностей, вероятно, составляет от 10 до 10 5 солнечных масс.

В зависимости от размера области H II, количество звёзд внутри каждой из них может достигать нескольких тысяч. Поэтому структура области сложнее, чем структура планетарных туманностей, у которых есть лишь один источник ионизации, находящийся в центре. Температура областей H II обычно достигает 10 000 K. Граница раздела области ионизованного водорода H II и нейтрального водорода H I обычно очень резкая. Ионизированный газ (плазма) может обладать магнитными полями силой в несколько нанотесла. [15] Магнитные поля образуются из-за перемещения электрических зарядов в плазме, следовательно, в областях H II имеются и электрические токи. [16]

Около 90 % вещества области составляет атомарный водород. Оставшуюся часть составляет, в основном, гелий, а более тяжёлые элементы представлены в незначительных количествах. Замечено, что чем дальше от центра галактики расположена область, тем меньше в её составе доля тяжёлых элементов. Это объясняется тем, что на всём протяжении жизни галактики в её более плотных центральных районах скорость звездообразования была выше, соответственно, быстрее происходило обогащение их продуктами ядерного синтеза.


4.2. Излучение

Зоны ионизованного водорода образуются вокруг ярких O-B5 звезд с мощным потоком излучения в ультрафиолетовом диапазоне. Ультрафиолетовые кванты серии Лаймана и лаймановского континуума ионизуют водород, окружающий звезду. В процессе рекомбинации может излучиться квант субординатной серии или лаймановский квант. В первом случае квант бесперпятственно покинет туманность, а во втором, поглотится вновь. Этот процесс описывается теоремой Росселанда. Таким образом, в спектре зон H II появляются яркие линии субординатных серий, особенно серии Бальмера, а также яркая линия Лайман-альфа, так как L α - фотоны не могут переработаться в менее энергичные кванты и, в конечном счете, выходят из туманности. Большая интенсивность излучения в линии H α c длиной волны 6563 даёт туманностям их характерный красноватый оттенок.


4.3. Количество и распределение

Галактика Водоворот : красные вкрапления областей H II "очерчивают" спиральные рукава.

Области H II обнаружены только в спиральных (таких как наша) и неправильных галактиках; они никогда не встречались в эллиптических галактиках. В неправильных галактиках их можно обнаружить в любой её части, но в спиральных они почти всегда сосредоточены в пределах спиральных рукавов. Большая спиральная галактика может включать тысячи областей H II. [ источник не указан 1026 дней ]

Считается, что эти области отсутствуют в эллиптических галактиках, потому что они образуются вследствие столкновения галактик. В скоплениях галактик такие столкновения очень часты. При этом отдельные звёзды почти никогда не сталкиваются, но большие молекулярные облака и области H II подвержены сильным возмущениям. В этих условиях инициируется сильные вспышки звёздообразования, и это происходит так быстро, что для этого вместо обычных 10 % задействуется почти всё вещество туманностей. Галактики, переживающие такой активный процесс, называются галактиками со вспышками звездообразования (англ. starburst galaxy ). После этого в эллиптической галактике остаётся очень мало межзвёздного газа, и области H II больше не могут формироваться. Как показали современные наблюдения, межгалактических областей ионизированного водорода также очень мало. Такие области, скорее всего, являются остатками периодических распадов мелких галактик. [17]


5. Примечательные области H II

Комплекс Ориона. На снимке можно видеть остовные звёзды этого созвездия. Яркое пятно в центре внизу - M42, а дуга, занимающая бо́льшую часть снимка, - петля Барнарда.

Две области H II можно сравнительно легко увидеть невооружённым глазом : это Трапеция Ориона и Тарантул. Ещё несколько находятся на грани видимости: туманности Лагуна, Северная Америка, Петля Барнарда - но наблюдать их можно лишь в идеальных условиях.

Гигантское молекулярное Облако Ориона - очень сложный комплекс, включающий множество взаимодействующих областей H II и других туманностей. [18] Это ближайшая к Солнцу "классическая" область H II. [nb 1] Облако находится на расстоянии примерно 1500 св. лет от нас, и, если бы было видимым, занимало бы бо́льшую площадь этого созвездия. 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. [19] [ 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.


6. 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 (т. е. 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. [20]

Крім того, не до кінця вивчений процес формування масивних зірок усередині області. Цьому перешкоджають дві проблеми. По-перше, значну відстань від Землі до великих областей H II: найближча з них знаходиться більше ніж в 1000 св. роках від нас, а відстань до інших перевершує цю цифру в кілька разів. По-друге, освіта цих зірок приховано від нас шарами пилу, так що спостереження у видимому спектрі неможливі. Радіо і інфрачервоні промені можуть подолати цей заслін, але наймолодші зірки можуть і не випромінювати досить енергії на цих частотах.

Міжзоряний середу
Складові Міжзоряний газ Міжзоряний пил Космічні промені Магнітне поле Eagle nebula pillars.jpg
Туманності Дифузна (світла) туманність Темна туманність Емісійна туманність Відбивна туманність Залишок наднової Планетарна туманність Протопланетарного туманність
Області зореутворення Молекулярне хмара Глобула Область H II
Навколозоряних освіти Аккреційний диск Протопланетний диск Полярні струменеві течії Об'єкт Хербіга - Аро
Випромінювання Зоряний вітер Реліктове випромінювання

Примітки

  1. Є більш близькі до Сонця області H II, але вони сформувалися навколо одиночних зірок і не є областями зореутворення.
  2. В англомовній літературі можна зустріти відповідні абревіатури: ORL (optical recombination lines) - рекомбінаційні лінії в оптичному діапазоні; CEL (collisionally excited lines) - лінії, викликані електронним ударом.

Джерела

  1. Huggins W., Miller WA Про спектрах деяких туманностей - adsabs.harvard.edu/abs/1864RSPT..154..437H = 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. Про спектрі Великий Туманності Ручки Меча Оріона - adsabs.harvard.edu/abs/1865RSPS...14...39H = 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 Походження спектральних ліній туманностей і структура планетарних туманностей - adsabs.harvard.edu / cgi-bin / bib_query? 1928ApJ .... 67 .... 1B = The origin of the nebular lines and the structure of the planetary nebulae / / The Astrophysical Journal. - 1928. - Т. 67. - С. 1-15. - DOI : 10.1086/143091 - dx.doi.org/10.1086/143091
  4. Bowen, IS Походження основних спектральних ліній туманностей - adsabs.harvard.edu/abs/1927PASP...39..295B = The Origin of the Chief Nebular Lines / / Publications of the Astronomical Society of the Pacific. - 1927. - Т. 39. - № 231. - С. 295-297.
  5. Борисоглібський Л. А. Заборонені лінії в атомних спектрах - ufn.ru/ru/articles/1958/12/d / / / Успіхи фізичних наук. - 1958. - В. 4. - Т. 66. - С. 603-652.
  6. OB Associations - www.rssd.esa.int/SA-general/Projects/GAIA_files/LATEX2HTML/node27.html (Англ.) . Extracts from The GAIA Study Report. RSSD - Research Science (6 червня 2000). - Extracts from The GAIA Study Report: Executive Summary and Science Section.
  7. Boss, Alan P. Колапс і фрагментація центральних областей молекулярних хмар. Частина 2. Колапс, спричинений ударними хвилями від зірок - adsabs.harvard.edu / abs? bibcode = 1995ApJ ... 439 .. 224B & = Collapse and fragmentation of molecular cloud cores. 2: Collapse induced by stellar shock waves / / Astrophysical Journal. - 1995. - Т. 439. - № 1. - С. 224-236. - DOI : 10.1086/175166 - dx.doi.org/10.1086/175166
  8. Hasegawa, Tetsuo; Sato, Fumio; Whiteoak, John B.; Miyawaki, Ryosuke Масштабне зіткнення хмар в центрально-галактичному молекулярній хмарі при мiсцi Стрілець B21 - adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...429L..77H = A large -scale cloud collision in the galactic center molecular cloud near Sagittarius B21 / / The Astrophysical Journal. - 1994. - Т. 429. - № 2. - С. L77-L80. - DOI : 10.1086/187417 - dx.doi.org/10.1086/187417
  9. Boss, Alan P. Колапс і фрагментація центральних областей молекулярних хмар. Частина 7. Магнітні поля і множинне формування протозвезд - adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...568..743B = Collapse and Fragmentation of Molecular Cloud Cores. VII. Magnetic Fields and Multiple Protostar Formation / / The Astrophysical Journal. - 2002. - В. 2. - Т. 568. - С. 743-753. - DOI : 10.1086/339040 - dx.doi.org/10.1086/339040
  10. Franco J., Tenorio-Tagle G., Bodenheimer P. Про формування і розширення областей H II - adsabs.harvard.edu/abs/1990ApJ...349..126F = On the formation and expansion of H II regions / / Astrophysical Journal. - 1990. - Т. 349. - С. 126-140. - DOI : 10.1086/168300 - dx.doi.org/10.1086/168300
  11. Ray Villard, Anne Pellerin Hubble Sees Star Cluster "Infant Mortality" - hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2007/05/full / (Англ.) . HubbleSite NewsCenter (10 січня 2007).
  12. Yun JL, Clemens DP Освіта зірок у малих глобули - Барт Бок був правий - adsabs.harvard.edu/abs/1990ApJ...365L..73Y = Star formation in small globules - Bart Bok was correct / / Astrophysical Journal. - 1990. - Т. 365. - С. L73-L76. - DOI : 10.1086/185891 - dx.doi.org/10.1086/185891
  13. Clemens DP, Yun, JL, Heyer MH глобули Бока і малі молекулярні хмари - ретельна фотометрія і (C-12) O-спектроскопія за допомогою IRAS - adsabs.harvard.edu/abs/1991ApJS...75..877C = Bok globules and small molecular clouds - Deep IRAS photometry and (C-12) O spectroscopy / / Astrophysical Journal Supplement. - 1991. - Т. 75. - С. 877-904. - DOI : 10.1086/191552 - dx.doi.org/10.1086/191552
  14. Launhardt R., Sargent AI, Henning T. et al. Освіта подвійних і кратних зірок у глобули Бока - adsabs.harvard.edu/abs/2000IAUS..200P.103L = 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. Heiles C., Chu Y.-H., Troland TH Сила магнітних полів в областях H II: S117, S119 і S264 - adsabs.harvard.edu/abs/1981ApJ...247L..77H = Magnetic field strengths in the H II regions S117, S119, and S264 / / Astrophysical Journal Letters. - 1981. - Т. 247. - С. L77-L80. - DOI : 10.1086/183593 - dx.doi.org/10.1086/183593
  16. Carlqvist P., Kristen H., Gahm GF Спіралевидні структури в "хоботі" туманності Розетка - adsabs.harvard.edu/abs/1998A & A. .. 332L ... 5C = Helical structures in a Rosette elephant trunk / / Astronomy and Astrophysics. - 1998. - Т. 332. - С. 5-8.
  17. Oosterloo T., Morganti R., Sadler EM et al. Періодично виникають залишки і міжгалактичні області H II - arxiv.org/abs/astro-ph/0310632 = Tidal Remnants and Intergalactic H II Regions / / Eds Duc, IAU Symposium No. 217 Braine and Brinks. - San Francisco Astronomical Society of the Pacific. - Sydney, Australia: 2004.
  18. Bally, John Огляд Комплексу Оріона - arxiv.org/abs/0812.0046 = Overview of the Orion Complex / / Handbook of Star Forming Regions Vol. I. - Astronomical Society of the Pacific, 2008.
  19. Majaess DJ, Turner D., Lane D., Moncrieff K. Дивовижна зірка Берклі 59 / Комплекс OB4 Цефея та інші випадкові знахідки змінних зірок - arxiv.org/abs/0801.3749 = The Exciting Star of the Berkeley 59/Cepheus OB4 Complex and Other Chance Variable Star Discoveries / / JAAVSO. - 2008.
  20. Tsamis YG, Barlow MJ, Liu XW. et al. Важкі елементи в областях H II в Галактиці і Магелланових Хмарах: відносний вміст по рекомбінаційних лініях і по забороненим лініях - arxiv.org/abs/astro-ph/0209534 = Heavy elements in Galactic and Magellanic Cloud H II regions: recombination- line versus forbidden-line abundances / / Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 2003. - Т. 338. - № 3. - С. 687-710.

Цей текст може містити помилки.

Схожі роботи | скачати

Схожі роботи:
Область HI
Австралійська область
Русенський область
Разградская область
Пловдівський область
Плевенська область
Пернікская область
Пазарджікская область
Монтанській область
© Усі права захищені
написати до нас
Рейтинг@Mail.ru