Kraj H II

Oblast (zóna) H II neboli oblast ionizovaného vodíku (druh emisní mlhoviny ) je oblak horkého plazmatu , dosahující v průměru několik set světelných let , což je oblast aktivní 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 výbuchy supernov a silné hvězdné větry z nejhmotnějších hvězd ve výsledné hvězdokupě rozptýlí plyny v této oblasti a stane se z ní skupina jako Plejády .

Tyto oblasti dostaly své jméno podle velkého množství ionizovaného atomárního vodíku (tj. jednoduše směsi protonů a elektronů ), označovaného astronomy jako H II ( HI oblast  je zóna neutrálního vodíku a H2 je zkratka pro molekulární vodík ). Mohou být viděny na značné vzdálenosti v celém vesmíru a studium takových oblastí umístěných v jiných galaxiích je důležité pro určení vzdálenosti k nim a také jejich chemického složení .

Historie pozorování

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 Ryb . Později Galileo popsal hvězdokupu Trapezium nacházející se uvnitř mlhoviny v Orionu, ale samotné mlhoviny si nevšiml - za jejího objevitele (v roce 1610 ) je považován francouzský pozorovatel Nicolas-Claude Fabry 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 , který ji popsal 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 (za asistence svého přítele chemika Williama Millera , který žil v sousedství) zkoumal svým spektroskopem několik různých mlhovin . Některé, jako například mlhovina v Andromedě , poskytly spektrum stejné jako hvězdy a ukázalo se, že jde o galaxie sestávající ze stovek milionů jednotlivých hvězd.

Spektra ostatních mlhovin vypadala jinak. Namísto intenzivního spojitého spektra se superponovanými absorpčními čarami měla mlhovina Kočičí oko (první plynná mlhovina studovaná Hugginsem) a další podobné objekty jen malý počet emisních čar [1] . Podobný výsledek dosáhl Huggins o rok později pro mlhovinu v Orionu [2] . Vlnová délka nejjasnější z těchto čar byla 500,7 nm , což neodpovídalo žádnému známému chemickému 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 dostal název nebulium (z latinského  nebula  – „mlhovina“).

Zatímco však helium bylo na Zemi izolováno krátce po svém objevu ve spektru Slunce, nebulium nikoliv. V roce 1927 Henry Norris Russell navrhl, že vlnová délka 500,7 nm nepatří 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 jsou zodpovědné za čáru 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 navržena 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 vázán , může se změnit v tzv. OB-asociaci [6] . Příkladem hvězdokupy, která „donutila“ zónu H II, která ji vytvořila, aby se vypařila a zanechala za sebou pouze zbytky reflexní mlhoviny , jsou Plejády .

Životní cyklus a klasifikace

Původ

Předchůdcem oblasti H II je obří molekulární mrak . Je to velmi chladný (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: fáze formování a fáze expanze [10] .

Ve fázi formování dosahují nejhmotnější hvězdy uvnitř oblasti vysokých teplot, jejich tvrdé záření začíná ionizovat okolní plyn. Vysokoenergetické fotony se šíří okolní hmotou nadzvukovou rychlostí a tvoří 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 asi na dvojnásobek rychlosti zvuku. V tomto okamžiku objem horkého ionizovaného plynu dosáhne Strömgrenova poloměru 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 čely, majícími kulovitý tvar, je vytvořena 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 má čas zrodit hvězdy, dokud zbytek plynu „nezvětrá“. 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 Strömgrenova koule . Ale v reálných podmínkách interakce ionizovaných oblastí z mnoha hvězd, stejně jako šíření zahřátého plynu do okolního prostoru s ostrým gradientem hustoty (například za hranicí molekulárního mračna) určují složitý tvar mlhoviny. . Jeho obrysy jsou také ovlivněny výbuchy supernov . V některých případech vede vznik velké hvězdokupy uvnitř zóny H II k jejímu „vyprázdnění“ zevnitř. Takový jev je pozorován například v případě NGC 604 , obří oblasti H II v galaxii Triangulum .

Klasifikace regionů H II

Cradle of the Stars

Zrození hvězd v oblastech H II je před námi skryto hustými oblaky plynu a prachu obklopujícími vznikající hvězdy. Teprve když světelný tlak hvězdy tento zvláštní "kokon" ztenčí, stane se hvězda viditelnou. Předtím se husté oblasti s hvězdami uvnitř jevily jako tmavé siluety proti zbytku ionizované mlhoviny. Takové útvary jsou známé jako Bokovy globule podle astronoma Barta Boka , který ve 40. letech minulého století předložil myšlenku, že by mohly být rodištěm hvězd.

Bockova hypotéza byla potvrzena až v roce 1990 , kdy se vědcům pomocí infračervených pozorování 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 v prostoru o průměru asi světelný rok a takové globule pak tvoří binární nebo vícenásobné hvězdné systémy [12] [13] [14] .

Kromě toho, že se jedná o místa vzniku hvězd, bylo prokázáno, že oblasti H II také obsahují planetární systémy . Hubbleův teleskop našel v mlhovině Orion 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 .

Charakteristika

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 Strömgrenův poloměr , závisí především na intenzitě záření zdroje ionizujících fotonů a hustotě oblasti. Hustoty mlhovin se také liší, od více než milionu částic na cm3 v ultrakompaktních mlhovinách až po pouhých několik částic na cm3 v těch nejrozsáhlejších. Celková hmotnost mlhovin je pravděpodobně mezi 10² a 105 hmotností Slunce [ 15 ] .

V závislosti na velikosti oblasti H II může počet hvězd v 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 oblastí 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 se v oblastech H II vyskytují také elektrické proudy [17] .

Asi 90 % hmoty regionu je atomový vodík . Zbytek je hlavně helium a těžší prvky jsou přítomny v malých množstvích. Bylo zjištěno, 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, respektive jejich obohacení produkty jaderné fúze probíhalo rychleji .

Radiace

Kolem jasných hvězd O-B5 se silným ultrafialovým zářením se tvoří zóny ionizovaného vodíku . Ultrafialová kvanta Lymanovy řady a Lymanovo kontinuum ionizují vodík obklopující hvězdu. V procesu rekombinace může být emitováno kvantum podřízené série nebo Lymanovo kvantum. V prvním případě kvantum opustí mlhovinu bez překážek a ve druhém se opět pohltí. Tento proces je popsán Rosselandovým teorémem . 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 opustit mlhovinu. . Vysoká intenzita emise v linii H α s vlnovou délkou 6563 Å dává mlhovinám jejich charakteristický načervenalý nádech.

Množství a distribuce

Oblasti H II byly nalezeny pouze ve spirálních (jako naše ) a nepravidelných galaxiích ; nikdy se s nimi v eliptických galaxiích nesetkali . 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 obsahovat tisíce oblastí H II [15] .

Předpokládá se, že tyto oblasti v eliptických galaxiích chybí, protože eliptické galaxie vznikají srážkou 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 podléhají silným poruchám. Za těchto podmínek jsou iniciovány silné výbuchy hvězdotvorby, a to tak rychle, že se k tomu místo obvyklých 10 % využije téměř celá hmota mlhoviny. Galaxie zažívající takový aktivní proces se nazývají hvězdicové galaxie .  Poté v eliptické galaxii zůstane velmi málo mezihvězdného plynu a oblasti H II se již nemohou tvořit. Jak ukázala 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

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

Obří molekulární mrak Orionu  je velmi složitý komplex, zahrnující 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 . Zahrnuje již dříve zmíněnou mlhovinu v Orionu a trapéz, mlhovinu Koňská hlava , Barnardovu smyčku. Navíc je to oblast H II, která je nám nejbližší.

Mlhovina Eta Carina a komplex Berkeley 59 / Cepheus OB4 mají zajímavou, složitou strukturu [20][ specifikovat ] .

Některé oblasti H II jsou obrovské, dokonce i na galaktické standardy. Příkladem obří oblasti H II je již zmíněná mlhovina Tarantule ve Velkém Magellanově mračnu . Tato mlhovina je mnohem větší než mlhovina v Orionu a je rodištěm tisíců hvězd, z nichž některé jsou více než 100krát hmotnější než Slunce. Pokud by Tarantule byla na místě mlhoviny v Orionu, zářil by na obloze téměř stejně jasně jako Měsíc v úplňku . Supernova SN 1987A explodovala v okolí Tarantule v roce 1987 .

Dalším takovým „obrem“ je NGC 604 z galaxie Triangulum : dosahuje 1300 sv. let napříč, i když obsahuje o něco menší počet hvězd. Je to jedna z nejrozsáhlejších oblastí H II v Místní skupině galaxií .

Moderní metody pro studium oblastí H II

Stejně jako u planetárních mlhovin je přesné studium chemického složení pro oblasti H II obtížné. Existují dva různé způsoby, jak určit množství kovů (tj. prvků jiných než vodík a helium) v mlhovině na základě různých typů spektrálních čar. První metoda uvažuje rekombinační čáry získané jako výsledek rekombinace ( rekombinace ) iontů s elektrony; druhou jsou zakázané čáry, jejichž zdrojem je excitace iontů nárazy elektronů ( srážková excitace ) [nb 2] . Tyto dvě metody někdy poskytují výrazně odlišné hodnoty. Někteří astronomové to vysvětlují přítomností malých teplotních výkyvů uvnitř studované oblasti; jiní říkají, že rozdíly jsou příliš velké na to, aby se daly vysvětlit takovými fluktuacemi, a připisují pozorovaný efekt přítomnosti mraků v mlhovině naplněné studeným, zředěným plynem s nízkým obsahem vodíku a vysokým výskytem těžkých prvků [21] .

Navíc proces formování hmotných hvězd v této oblasti není zcela objasněn. Tomu brání dva problémy. Za prvé, významná vzdálenost od Země k velkým oblastem H II: nejbližší z nich je více než 1000 sv. let od nás a vzdálenost k ostatním toto číslo několikanásobně překračuje. Za druhé, vznik těchto hvězd je před námi skrytý vrstvami prachu, takže pozorování ve viditelném spektru je nemožné. Rádiové a infračervené paprsky mohou překonat tuto bariéru, ale nejmladší hvězdy nemusí na těchto frekvencích vyzařovat dostatek energie.

Komentáře

1. ↑ Existují oblasti H II blíže ke Slunci, ale vznikly kolem jednotlivých hvězd a nejsou to oblasti tvořící hvězdy.
2. ↑ V anglické literatuře můžete najít odpovídající zkratky: ORL (optical recombination lines)  - rekombinační čáry v optickém rozsahu; CEL (collisionally excited lines)  - čáry způsobené dopadem elektronů.

Poznámky

1. ↑ Huggins W., Miller WA O  spektrech některých mlhovin // Filosofické transakce Královské společnosti v Londýně . - 1864. - T. 154 . - S. 437-444 .
2. ↑ Huggins W. O  spektru Velké mlhoviny v Sword-Handle of Orion // Proceedings of the Royal Society of London. - 1865. - T. 14 . - S. 39-42 .
3. ↑ Bowen, IS Původ mlhovinových   linií a struktura planetárních mlhovin // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1928. - Sv. 67 . - str. 1-15 . - doi : 10.1086/143091 .
4. ↑ Bowen, IS The Origin of the Chief Nebular   Lines // Publications of the Astronomical Society of the Pacific . - 1927. - Sv. 39 , č. 231 . - str. 295-297 .
5. ↑ Borisoglebsky L.A. Zakázané čáry v atomových spektrech  // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Ruská akademie věd , 1958. - T. 66 , no. 4 . - S. 603-652 . (Ruština)
6. ↑ Asociace OB  (anglicky)  (nepřístupný odkaz) . Výňatky z The GAIA Study Report . RSSD - Research Science (6. června 2000). — Výňatky ze zprávy ze studie GAIA: Shrnutí a vědecká sekce. Získáno 2. listopadu 2008. Archivováno z originálu 4. srpna 2003.
7. ↑ Boss, Alan P. Kolaps a fragmentace jader molekulárních mraků. Část 2.   Kolaps a fragmentace jader molekulárních mraků . 2: Kolaps vyvolaný hvězdnými rázovými vlnami // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1995. - Sv. 439 , č.p. 1 . - str. 224-236 .  — DOI : 10.1086/175166
8. ↑ Hasegawa, Tetsuo; Sato, Fumio; Whiteoak, John B.; Miyawaki, Ryosuke.  Rozsáhlá srážka mraků v molekulárním mračnu galaktického středu poblíž Sagittarius B21 // The  Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1994. - Sv. 429 , č.p. 2 . -P.L77- L80 .  — DOI : 10.1086/187417
9. ↑ Boss, Alan P. Kolaps a fragmentace jader molekulárních mraků. Část 7: Magnetická pole a vznik více protohvězd   = Collapse and Fragmentation of Molecular Cloud Cores . VII. Magnetická pole a mnohonásobný vznik protohvězd // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2002. - Sv. 568 , iss. 2 . - str. 743-753 .  — DOI : 10.1086/339040
10. ↑ Franco J., Tenorio-Tagle G., Bodenheimer P.  = O formování a expanzi oblastí H II // The  Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1990. - Sv. 349 . - S. 126-140 . - doi : 10.1086/168300 .
11. ↑ Ray Villard, Anne Pellerin. Hubble vidí hvězdokupu "Kojenecká úmrtnost  " . HubbleSite NewsCenter (10. ledna 2007). Získáno 2. listopadu 2008. Archivováno z originálu 20. března 2012.
12. ↑ Yun JL, Clemens DP Vznik hvězd   v malých globulích – Bart Bok měl pravdu // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1990. - Sv. 365 . - P.L73-L76 . - doi : 10.1086/185891 .
13. ↑ Clemens DP, Yun, JL, Heyer MH  = Bokovy globule a malá molekulární oblaka — Deep IRAS fotometrie a C-12)O-spektroskopie ( The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1991. - Sv. 75 . - S. 877-904 . - doi : 10.1086/191552 .
14. ↑ Launhardt R., Sargent AI, Henning T. et al. Binární  a mnohočetná formace hvězd v Bokových globulích // Eds Reipurth & Zinnecker Proceedings of IAU Symposium No. 200 o formování binárních hvězd. - 2002. - č. 103-105 .
15. ↑ 1 2 Flynn, Chris Přednáška 4B: Případové studie záření (HII regiony) (odkaz není k dispozici) . Datum přístupu: 6. července 2016. Archivováno z originálu 21. srpna 2014. (neurčitý) 
16. ↑ Heiles C., Chu Y.-H., Troland TH Síla magnetického pole   v oblastech H II S117, S119 a S264 // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1981. - Sv. 247 . -P.L77- L80 . - doi : 10.1086/183593 .
17. ↑ Carlqvist P., Kristen H. , Gahm GF Helikální struktury  v rozetovém sloním chobotu // Astronomie a astrofyzika . - EDP Sciences , 1998. - Sv. 332 . - str. 5-8 .  
18. ↑ Oosterloo T., Morganti R., Sadler EM et al. Pozůstatky  přílivu  a mezigalaktické oblasti H II // Eds Duc, IAU Symposium No. 217 Braine and Brinks. — San Francisco Publications of the Astronomical Society of the Pacific . — Sydney, Austrálie, 2004.
19. ↑ Bally, John. Přehled  komplexu Orion // Handbook of Star Forming Regions Vol. I. - Astronomická společnost Pacifiku, 2008.
20. ↑ Majaess DJ, Turner D., Lane D., Moncrieff K.  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. a kol.  = Těžké prvky v oblastech Galaktického a Magellanova mračna H II: množství rekombinace versus zakázané linie // Měsíční  zprávy Královské astronomické společnosti . - Oxford University Press , 2003. - Vol. 338 , č.p. 3 . - S. 687-710 .

Literatura

• Zones HII  / N. G. Bochkarev // Vesmírná fyzika: Malá encyklopedie  / Redakční rada: R. A. Sunjajev (hlavní vyd.) a další - 2. vyd. - M  .: Sovětská encyklopedie , 1986. - S. 270-277. — 783 str. — 70 000 výtisků.

Odkazy

•  Hubbleovy fotografie mlhovin , včetně několika oblastí H II
•  Informace od SEDS
• Poznámky k Harvardskému astronomickému kurzu na H II  regionech
• Články na téma "Tvorba hvězd" // Astronet .
• „Masivní hvězdy se rodí podle principu domina“ // Elements.

Slovníky a encyklopedie	Britannica (online)
V bibliografických katalozích	GND : 4158620-7 J9U : 987007545699905171 LCCN : sh85058134