Region H II

En H II-region (uttales acca second region ) er en emisjonståke assosiert med unge, blå og varme stjerner (av OB -typene , i det øvre hjørnet av HR-diagrammet ). H II er betegnelsen på ionisert hydrogen , og H II-områdene er skyer av gass ionisert av den ultrafiolette strålingen som sendes ut av unge stjerner. Områdene med stjernedannelse finnes faktisk alltid i samsvar med denne typen tåkeobjekter.

Størrelsen på et H II-område bestemmes både av mengden gass som er tilstede og av lysstyrken til stjernene O og B: jo lysere de er, jo større er H II-området. Diameteren er vanligvis i størrelsesorden noen få lysår . De finnes i spiralarmene til galakser , fordi det er i dem de fleste stjernene dannes. De er blant de største og mest synlige egenskapene til armene, og har også blitt avslørt i galakser med høy rødforskyvning . I Melkeveien er eksempler Oriontåken og Ørnetåken .

I synlig lys er de preget av sin røde farge, forårsaket av den sterke utslippslinjen av hydrogen på 656,3 nanometer . I tillegg til hydrogen finnes det i mindre grad andre atomarter. Spesielt er de forbudte linjene med oksygen , nitrogen og svovel ofte observert .

H II-regioner er ganske kortvarige, i astronomiske termer: avhengige som de er av unge og store stjerner som gir den nødvendige energien, blir de usynlige etter at disse stjernene dør, og stjernene med stor masse har en levetid på noen få millioner år. , eller høyst noen titalls millioner.

Merknad

H II-områdene er de lyseste diffuse tåkene på himmelen, som virker lyse på grunn av tilstedeværelsen av varme, blå unge stjerner , som ioniserer gassen og får den til å sende ut lys. De lyseste tåkene er observert på den sørlige halvkule, siden det er i denne retningen at spiralarmen som vårt solsystem ligger i, Orion-armen , ligger .

Til tross for dette tilhører rekorden som den lyseste tåken på himmelen et H II-område som ligger 9000 lysår unna oss, i en annen galaktisk arm: det er Carina-tåken , det største lyse tåkekomplekset kjent så langt inne i vår galakse. ; følger den velkjente Oriontåken , synlig fra nesten alle områder av jorden . Andre bemerkelsesverdige tåker er lagunetåken og trifid-tåken , alle lokalisert på den sørlige halvkule, i stjernebildet Skytten . Den eneste lyssterke H II-regionen på den nordlige halvkule er Rosetta-tåken , synlig i stjernebildet Enhjørning .

En kikkert eller enda bedre et lite teleskop lar deg enkelt observere andre tåker av samme type.

Observasjonshistorie

Noen av de lyseste H II-områdene er synlige for det blotte øye ; til tross for dette, ser det ikke ut til å være noen referanser til disse objektene før fremkomsten av teleskopet , på begynnelsen av det syttende århundre . Selv Galileo nevnte ikke den strålende Oriontåken , selv om han var den første som observerte den tilhørende stjernehopen (tidligere katalogisert som θ Orionis av Johann Bayer ). Den franske observatøren Nicolas-Claude Fabri de Peiresc var i stedet den første som gjenkjente nebulositeten i det sentrale området av Orions sverd , i 1610 ; [1] Siden den gang har et stort antall H II-regioner blitt oppdaget, både tilhørende Melkeveien vår og i andre galakser . [2]

William Herschel observerte Oriontåken i 1774 , og beskrev den som "en formløs brennende dis, det kaotiske materialet til fremtidige soler". [3] For at denne hypotesen (eksepsjonell for tiden) skulle bekreftes, var det nødvendig å vente ytterligere hundre år, da William Huggins (assistert av sin kone Mary Huggins ) snudde spektroskopet sitt på flere tåker. Noen, for eksempel Andromeda-skyen , hadde et spekter som var veldig likt det til stjerner , og ble senere anerkjent som galakser, som er samlinger av hundrevis av millioner individuelle stjerner. Andre gjenstander virket derimot veldig annerledes; mer enn et sterkt kontinuum med overlappende absorpsjonslinjer , viste Oriontåken og andre lignende objekter bare et lite antall utslippslinjer . [4] Den lyseste av disse ble funnet ved en bølgelengde på 500,7 nanometer , som ikke samsvarte med linjene til noe kjent kjemisk grunnstoff ; det ble opprinnelig antatt at det var et hittil ukjent grunnstoff, som ble gitt navnet nebulium . Valget av dette navnet ble diktert av det faktum at det bare ble observert i tåker; en lignende sammenslutning av ideer betydde at et element som ble oppdaget gjennom analysen av solspekteret, i 1868 , fikk navnet Elio . [5]

Men mens helium ble isolert kort tid etter oppdagelsen, ble ikke nebuliet isolert. På begynnelsen av det tjuende århundre foreslo Henry Norris Russell at i stedet for å være et ukjent grunnstoff, var "nebuliumet" ikke noe mer enn et velkjent grunnstoff, men under ukjente fysisk-kjemiske forhold. [6]

Fysikere viste på 1920-tallet at i gass med ekstrem lav tetthet kan elektroner befolke eksiterte metastabile energinivåer i atomer og ioner som ved høyere tettheter raskt de-eksiteres ved kollisjoner. [7] Overganger av elektroner fra disse nivåene til atomene og ioner av dobbeltionisert oksygen gir opphav til utslipp ved 500,7 nm. [8] Disse spektrallinjene , som observeres i gasser med svært lav tetthet, kalles forbudte linjer . Spektroskopiske observasjoner indikerte at stjernetåkene er sammensatt av ekstremt foreldet gass.

I løpet av det tjuende århundre viste andre observasjoner at H II-regionene ofte inneholder varme og klare stjerner, mye mer massive enn vår sol og med en veldig kort gjennomsnittlig levetid på bare noen få millioner år (stjerner som solen kan nå over 10 milliarder år) . [8] Av denne grunn har det blitt antatt at H II-områdene må være områdene der stjernedannelse finner sted ; [8] over en periode på flere millioner år dannes en klynge stjerner fra et H II-område, før strålingstrykket til de unge massive stjernene får restgassen til skyen til å spre seg. Flere eksempler på disse gjenværende gassdispersjonsprosessene kan observeres; [9] Pleiadene er imidlertid bare et tilsynelatende eksempel på dette, siden det har vist seg at gassen som kan observeres blant komponentene ikke tilhører den opprinnelige skyen de dannet seg fra, men til et uavhengig støvområde der klyngen er nå i transitt.

Opprinnelse og gjennomsnittlig levetid

Forløperen til en H II-region er en gigantisk molekylsky ; sistnevnte er en tett og veldig kald sky (bare 10–20  K ) som hovedsakelig består av molekylært hydrogen . [2] Den kan eksistere i en stabil tilstand over lang tid, helt til sjokkbølger forårsaket av en supernovaeksplosjon , skykollisjon og magnetiske interaksjoner utløser kollapsfenomener på forskjellige punkter i skyen. Når dette skjer, dannes stjerner etter en prosess med kollaps og fragmentering av den opprinnelige skyen. [9]

Etter dannelsen blir de mest massive stjernene varme nok til å kunne ionisere den omkringliggende gassen; [2] kort tid etter dannelsen av et ioniserende strålingsfelt, skaper fotoner en ioniseringsfront, som får den omkringliggende gassen til å spre seg med en supersonisk hastighet . Ved større avstander fra den ioniserende stjernen bremses ioniseringsfronten, mens trykket fra den nye ioniserte gassen forårsaker utvidelse av det ioniserte volumet. I så fall bremser ioniseringsfronten ned til under lydhastigheten og blir forbigått av sjokkbølgefronten forårsaket av skyekspansjonen: et H II-område har dannet seg. [10]

Gjennomsnittlig levetid for en H II-region er i størrelsesorden noen få millioner år. [11] Strålingstrykket fra varme, unge stjerner kan spre det meste av restgassen; faktisk har stjernedannelsesprosessen en tendens til å være svært ineffektiv, i den forstand at mindre enn 10 % av gassen i et H II-område kollapser for å danne nye stjerner før resten blir blåst bort. [9] Et annet fenomen som kan bidra til spredningen av gassen er supernovaeksplosjonene av de mest massive stjernene som nettopp har blitt dannet, som skjer bare 1–2 millioner år etter klyngen ble dannet.

Dannelsen av stjernene

Fødselen av stjernene som finner sted i vår tidsalder er skjult for oss av de svært tette skyene av gass og støv som omgir de stigende stjernene. Først når strålingstrykket fra den nyfødte stjernen feier bort det tåkelige skallet de var i, blir de synlige; før det viser de tette områdene som inneholder den nye generasjonsstjernene seg som mørke kokonger i kontrast til den diffuse gløden til resten av den ioniserte skyen. Disse kokongene kalles Bok-kuler , oppkalt etter astronomen Bart Bok som på 1940-tallet foreslo dem som stjernenes fødesteder. [12]

Bekreftelsen av Boks hypotese kom først i 1990 , da infrarøde observasjoner penetrerte det tykke støvet av Boks kuler for å avsløre unge stjerneobjekter i dem . En typisk Bok-kule antas å inneholde omtrent 10 solmasser med materiale i et område som er omtrent ett lysår i diameter, og at de gir opphav til dannelsen av doble eller multiple stjernesystemer . [1. 3]

Som stjernenes fødesteder viser H II-regionene også bevis på tilstedeværelsen av planetsystemer . Hubble -romteleskopet har avslørt hundrevis av protoplanetariske skiver i Oriontåken; [14] minst halvparten av de unge stjernene i denne tåken vises omgitt av skiver av gass og støv, [15] som antas å inneholde langt mer materie enn det som ville vært nødvendig for å danne et planetsystem som vårt.

Funksjoner

Fysiske egenskaper

H II-regioner har et stort utvalg av fysiske egenskaper. De spenner fra såkalte ultrakompakte områder med bare ett lysår i diameter (eller enda mindre) til gigantiske H II-områder som er flere hundre lysår i diameter. [2] Deres størrelse er også kjent som Strömgren-sfæren og avhenger i hovedsak av intensiteten til kilden til de ioniserende fotonene og av tettheten til selve regionen; sistnevnte varierer fra over én million partikler per cm³ i de ultrakompakte områdene til bare noen få partikler per cm³ i de større områdene. Dette innebærer en totalmasse mellom 10 2 og 10 5 solmasser .

Avhengig av størrelsen på en H II-region kan det være opptil noen tusen stjerner inne i den; dette gjør denne typen objekter mye mer komplekse enn en enkel planetarisk tåke , som bare har en enkelt sentral ioniserende stjerne. Vanligvis når H II-regionene en temperatur på 10 000 K; [2] er stort sett ionisert og den ioniserte gassen ( plasma ) kan inneholde magnetiske felt med en intensitet på noen nano -teslaer . [16] Videre er svært ofte H II-regionene assosiert med kald molekylær gass, som har sin opprinnelse i den samme gigantiske molekylskyen. [2] Magnetiske felt produseres ved å bevege magnetiske ladninger i plasmaet, noe som tyder på at H II-regioner også inneholder elektriske felt . [17]

Kjemisk består H II-regionene av 90 % hydrogen . De sterkeste utslippslinjene av hydrogen, ved 656,3 nm, er ansvarlige for den typiske røde fargen til disse objektene; mesteparten av den gjenværende prosentandelen er okkupert av helium , som tilsettes spor av tyngre grunnstoffer. Langs galaksen har tunge grunnstoffer i H II-regioner blitt funnet å avta med økende avstand fra det galaktiske sentrum ; [18] dette skjer fordi i løpet av livet til en galakse er stjernedannelseshastigheten høyere i de tette sentrale områdene, et fenomen som til slutt resulterer i en anrikning av disse elementene i det interstellare mediet etter nukleosyntese .

Overflod og distribusjon

H II-regioner finnes i spiralgalakser som vår eller i irregulære galakser , mens de aldri blir observert i elliptiske galakser . I uregelmessige galakser kan de finnes i alle områder av galaksen, mens de i spiraler finnes nesten utelukkende i spiralarmene. En stor spiralgalakse som vår kan inneholde tusenvis av H II-regioner. [19]

Grunnen til at denne typen objekter ikke finnes i elliptiske galakser er at de antas å ha blitt dannet på grunn av sammenslåinger mellom galakser . [20] I galaksehoper er denne typen kollisjon hyppig; når galakser kolliderer, kolliderer individuelle stjerner nesten aldri med hverandre, men gigantiske molekylære skyer og H II-regioner i seg selv er sterkt forstyrret. [20] Under disse kollisjonene utvikles det gigantiske og svært intense fenomener med stjernedannelse, så raskt at det meste av gassen omdannes til stjerner, sammenlignet med de normale 10 % eller mindre. Galakser som gjennomgår dette fenomenet er kjent som starburst-galakser . Den resulterende elliptiske galaksen har et ekstremt lavt gassinnhold, slik at H II-områdene ikke lenger kan dannes. [20] Observasjonene utført på 2000-tallet viste eksistensen av noen svært sjeldne H II-regioner selv utenfor galaksene; disse ekstragalaktiske objektene er sannsynligvis restene av dverggalakser som er forstyrret av galaktisk tidevann . [21]

Morfologi

Et stort utvalg av størrelser av H II-regioner kan observeres, med forskjellige strukturer. [2] I mange av disse objektene er åpne klynger allerede dannet og har en tendens til å bli synlige. Hver stjerne inne i ett av disse objektene ioniserer et omtrent sfærisk område, kalt Strömgren-sfæren , av gass som omgir den, men kombinasjonen av de ioniserte kulene til flere stjerner i et H II-område og utvidelsen av delen av tåken oppvarmet til innsiden av den omkringliggende gassen, på grunn av de ekstremt komplekse formene; Supernovaeksplosjoner er også i stand til å modellere gassformede områder. I noen tilfeller forårsaker dannelsen av en stor åpen klynge innenfor en H II-region dannelsen av en slags "boble" der gassen har blitt blåst bort; et typisk tilfelle er Rosetta-tåken , så vel som NGC 604 , sistnevnte en gigantisk H II-region som er synlig i trekantgalaksen . [22]

Store H II-regioner

Bemerkelsesverdige H II-regioner er Carina-tåken , Orion-tåken og Berkely 59 / Cepheus OB4-komplekset, som er en del av Cepheus Molecular Cloud Complex . [23] Orion-tåken, som ligger i en avstand på rundt 1500 lysår fra oss, er en del av en enorm gigantisk molekylsky , kjent som Orion Molecular Cloud Complex , som hvis den er synlig for det blotte øye ville dekke den store delen av stjernebildet Orion . [8] Hestehodetåken og Barnards ring er to andre opplyste deler av denne gassskyen. [8] [24]

Den store magellanske skyen , en satellittgalakse i Melkeveien vår , inneholder et gigantisk H II-område kalt Taranteltåken ; denne skyen er ekstremt større enn Orion-tåken og tusenvis av stjerner dannes i den, noen med en masse hundre ganger større enn vår sol. [25] Hvis Tarantel-tåken var i samme avstand fra oss som tåken på Orion, ville ha samme lysstyrke som fullmånen på nattehimmelen. Supernova SN 1987a eksploderte i de perifere områdene av denne tåken. [26]

NGC 604 er også større enn Taranteltåken, og er omtrent 1300 lysår bred, selv om den inneholder litt færre stjerner; det er en av de største H II - regionene i den lokale gruppen . [22]


Hovedregioner H II
Riktig navn NGC Messere tall Konstellasjon Avstand ( lysår )
Oriontåken NGC 1976, 1982 M42, M43 Orion 1500
Kjegletåke NGC 2264 - Enhjørning 2600
Ørnetåken NGC 6611 M16 Slange 7000
California-tåken NGC 1499 - Perseus 1000
Carina-tåken NGC 3372 - Skrog 6500-10000
Nord-Amerika-tåken NGC 7000 - Svane 2000-3000
Lagunetåken NGC 6523 M8 Skytten 5200
Trifid-tåken NGC 6514 M20 Skytten 5200
Rosetttåken NGC 2237-2239 + 2246 - Enhjørning 5000
Omega-tåken NGC 6618 M17 Skytten 5000-6000
- NGC 3603 - Skrog 20 000
Taranteltåken NGC 2070 - Dorado 160 000
Spøkelseshodetåken NGC 2080 - Dorado 168 000
- NGC 604 - Triangel 2 400 000

Aktuelle studier

Som med planetariske tåker, er bestemmelsen av mengden av elementer i H II-regionene underlagt noen usikkerhetsmomenter. [27] To forskjellige metoder brukes for tiden for å bestemme forekomsten av metaller (dvs. i astronomi, grunnstoffer tyngre enn hydrogen og helium) i tåker, og resultatene oppnådd med de to metodene er ofte svært forskjellige mellom de. [25] Noen astronomer tilskriver dette tilstedeværelsen av små temperatursvingninger i H II-regionene, andre hevder at avvikene er for store til å kunne forklares med effekten av temperatur og antar at det finnes kalde klynger som inneholder svært lave mengder hydrogen. [27]

Videre er prosessene for de intense stjernedannelsesfenomenene i H II-regionene ennå ikke klare. To store problemer støter på når man utfører forskning på disse objektene: det første skyldes avstanden mellom oss og hovedkompleksene i H II-regioner, siden H II-regionen nærmest oss er over 1000 lysår unna; det andre gjelder den kraftige mørkningen av stjernene i dannelsen på grunn av støv, slik at det er umulig å gjennomføre observasjoner i det synlige lysbåndet. Radiobølger og infrarødt lys kan trenge gjennom disse partiklene , men yngre stjerner sender kanskje ikke ut mye lys ved disse bølgelengdene.

Merknader

  1. ^ TG Harrison, The Orion Nebula - hvor i historien er det , i Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society , vol. 25, 1984, s. 65–79.
  2. ^ a b c d e f g LD Anderson, Bania, TM; Jackson, JM et al ., De molekylære egenskapene til galaktiske HII-regioner , i The Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 181, 2009, s. 255–271, DOI : 10.1088 / 0067-0049 / 181/1/255 .
  3. ^ Kenneth Glyn Jones, Messier's nebulae and star clusters , Cambridge University Press, 1991, s. 157, ISBN  978-0-521-37079-0 .
  4. ^ W. Huggins, Miller, WA, On the Spectra of some of the Nebulae , i Philosophical Transactions of the Royal Society of London , vol. 154, 1864, s. 437–444.
  5. ^ Jonathan Tennyson, Astronomisk spektroskopi: en introduksjon til atom- og molekylfysikken til astronomiske spektre , Imperial College Press, 2005, s. 99-102, ISBN  978-1-86094-513-7 .
  6. ^ HN Russell , Dugan, RS; Stewart, JQ, Astronomy II Astrophysics and Stellar Astronomy , Boston, Ginn & Co., 1927, s. 837.
  7. ^ IS Bowen, Opprinnelsen til tåkelinjene og strukturen til planettåkene , i Astrophysical Journal , vol. 67, 1928, s. 1–15, DOI : 10.1086 / 143091 .
  8. ^ a b c d e CR O'Dell, Oriontåken og dens tilknyttede befolkning ( PDF ), i Annual Review Astronomy and Astrophysics , vol. 39, 2001, s. 99–136, DOI : 10.1146 / annurev.astro.39.1.99 .
  9. ^ a b c Ralph E. Pudritz, Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses , in Science , vol. 295, 2002, s. 68–75, DOI : 10.1126 / science.1068298 .
  10. ^ J. Franco, Tenorio-Tagle, G .; Bodenheimer, P., Om dannelsen og utvidelsen av H II-regioner , i Astrophysical Journal , vol. 349, 1990, s. 126-140, DOI : 10.1086 / 168300 .
  11. ^ Alvarez, MA, Bromm, V., Shapiro, PR, The H II Region of the First Star , i Astrophysical Journal , vol. 639, 2006, s. 621-632, DOI : 10.1086 / 499578 . Hentet 27. januar 2009 .
  12. ^ Bart J. Bok, Reilly, Edith F., Small Dark Nebulae , i Astrophysical Journal , vol. 105, 1947, s. 255–257, DOI : 10.1086 / 144901 .
  13. ^
  14. ^ L. Ricci, Robberto, M .; Soderblom, DR, Hubble-romteleskopet / avansert kamera for undersøkelser Atlas of Protoplanetary Disks in the Great Orion Nebula , i Astronomical Journal , vol. 136, n. 5, 2008, s. 2136-2151, DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 136/5/2136 .
  15. ^ CR O'dell, Wen, Zheng, Etter oppussingsoppdraget Hubble Space Telescope-bilder av kjernen av Orion-tåken: Proplyds, Herbig-Haro-objekter og målinger av en circumstellar disk , i Astrophysical Journal , vol. 436, n. 1, 1994, s. 194–202, DOI : 10.1086 / 174892 .
  16. ^ C. Heiles, Chu, Y.-H.; Troland, TH, Magnetiske feltstyrker i H II-regionene S117, S119 og S264 , i Astrophysical Journal Letters , vol. 247, 1981, s. L77 – L80, DOI : 10.1086 / 183593 .
  17. ^ P Carlqvist, Kristen, H .; Gahm, GF, spiralformede strukturer i en rosett-elefantsnabel , i Astronomy and Astrophysics , vol. 332, 1998, s. L5 – L8.
  18. ^ PA Shaver, McGee, RX; Newton, LM; Danks, AC; Pottasch, SR, Den galaktiske overflodsgradienten , i MNRAS , vol. 204, 1983, s. 53-112.
  19. ^ Cris Flynn, Lecture 4B: Radiation case studies (HII regions) , at astro.utu.fi , 2005. Hentet 14. mai 2009 (arkivert fra originalen 21. august 2014) .
  20. ^ a b c George KT Hau, Bower, Richard G .; Kilborn, Virginia et al ., Transformerer NGC 3108 seg fra en galakse av tidlig til sen type - en astronomisk hermafroditt? , i Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 385, 2008, s. 1965–72, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2007.12740.x .
  21. ^ Oosterloo T., Morganti R., Sadler EM et al (2004). Tidevannsrester og intergalaktiske H II-regioner , IAU Symposium nr. 217, Sydney, Australia. Eds Duc, Braine og Brinks. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2004., s.486
  22. ^ a b Ralph Tullmann, Gaetz, Terrance J .; Plucinsky, Paul P. et al ., The chandra ACIS survey of M33 (ChASeM33): undersøker det varme ioniserte mediet i NGC 604 , i The Astrophysical Journal , vol. 685, 2008, s. 919–932, DOI : 10.1086 / 591019 .
  23. ^ Majaess DJ, Turner D., Lane D., Moncrieff K. (2008). The Exciting Star of the Berkeley 59 / Cepheus OB4 Complex and Other Chance Variable Star Discoveries , JAAVSO, 74
  24. ^ Hestehodetåken er faktisk en mørk tåke , merkbar fordi den overlapper blusset til IC 434 .
  25. ^ a b V. Lebouteiller, Bernard-Salas, J .; Plucinsky, Brandl B. et al ., Kjemisk sammensetning og blanding i gigantiske HII-regioner: NGC 3603, Doradus 30 og N66 , i The Astrophysical Journal , vol. 680, 2008, s. 398–419, DOI : 10.1086 / 587503 .
  26. ^ Leisa K. Townsley, Broos, Patrick S .; Feigelson, Eric D. et al ., En Chandra ACIS-studie av 30 Doradus. I. Superbubbles and Supernova Remnants , i The Astronomical Journal , vol. 131, 2008, s. 2140-2163, DOI : 10.1086 / 500532 .
  27. ^ a b YG Tsamis, Barlow, MJ; Liu, XW. et al ., Heavy elements in Galactic and Magellanic Cloud H II regions: recombination-line versus forbidden-line abundances , i Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 338, 2003, s. 687–710, DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2003.06081.x .

Bibliografi

Bøker

Himmelske kort

Relaterte elementer

Fenomener

Tilknyttede objekter

I kultur

Andre prosjekter

Eksterne lenker