H II-region -H II region
En H II-region eller HII-region är en region av interstellärt atomärt väte som är joniserat . Det är vanligtvis ett moln i ett molekylärt moln av delvis joniserad gas där stjärnbildning nyligen har ägt rum, med en storlek som sträcker sig från ett till hundratals ljusår, och en täthet från några till ungefär en miljon partiklar per kubikcm. Orionnebulosan , som nu är känd för att vara en H II-region, observerades 1610 av Nicolas-Claude Fabri de Peiresc med teleskop, det första objektet som upptäcktes.
De kan ha vilken form som helst, eftersom fördelningen av stjärnorna och gasen inuti dem är oregelbunden. De kortlivade blå stjärnorna som skapas i dessa regioner avger rikliga mängder ultraviolett ljus som joniserar den omgivande gasen. H II-regioner - ibland flera hundra ljusår i diameter - är ofta förknippade med gigantiska molekylära moln . De verkar ofta klumpiga och filamentära, ibland visar de invecklade former som hästhuvudnebulosan . H II-regioner kan ge upphov till tusentals stjärnor under en period av flera miljoner år. I slutändan kommer supernovaexplosioner och starka stjärnvindar från de mest massiva stjärnorna i den resulterande stjärnhopen att skingra gaserna i H II-regionen och lämna efter sig ett kluster av stjärnor som har bildats.
H II-regioner kan observeras på avsevärda avstånd i universum, och studiet av extragalaktiska H II-regioner är viktigt för att bestämma avståndet och den kemiska sammansättningen av galaxer . Spiralgalaxer och oregelbundna galaxer innehåller många H II-regioner, medan elliptiska galaxer nästan saknar dem. I spiralgalaxer, inklusive vår Vintergatan , är H II-regioner koncentrerade i spiralarmarna , medan de i oregelbundna galaxer är kaotiskt fördelade. Vissa galaxer innehåller enorma H II-regioner, som kan innehålla tiotusentals stjärnor. Exempel inkluderar regionen 30 Doradus i Stora Magellanska molnet och NGC 604 i Triangulumgalaxen .
Terminologi
Termen H II uttalas "H två" av astronomer. "H" är den kemiska symbolen för väte och "II" är den romerska siffran för 2. Det är vanligt inom astronomi att använda den romerska siffran I för neutrala atomer, II för singeljoniserade – H II är H + i andra vetenskaper —III för dubbeljoniserat, t.ex. O III är O 2+ , etc. H II, eller H + , består av fria protoner . En H I-region består av neutralt atomärt väte och ett molekylärt moln av molekylärt väte, H 2 . I talade diskussioner med icke-astronomer finns det ibland förvirring mellan de identiska talade formerna av "H II" och "H 2 ".
Observationer
Några av de ljusaste H II-områdena är synliga för blotta ögat . Ingen tycks dock ha märkts före tillkomsten av teleskopet i början av 1600-talet. Inte ens Galileo lade märke till Orionnebulosan när han först observerade stjärnhopen i den (tidigare katalogiserad som en enda stjärna, θ Orionis, av Johann Bayer ). Den franske observatören Nicolas-Claude Fabri de Peiresc tillskrivs upptäckten av Orionnebulosan 1610. Sedan den tidiga observationen har ett stort antal H II-regioner upptäckts i Vintergatan och andra galaxer.
William Herschel observerade Orionnebulosan 1774 och beskrev den senare som "en oformad elddimma, framtida solars kaotiska material". Under tidiga dagar skiljde astronomer mellan "diffusa nebulosor " (nu kända för att vara H II-regioner), som behöll sitt suddiga utseende under förstoring genom ett stort teleskop, och nebulosor som kunde lösas upp till stjärnor, nu kända för att vara galaxer utanför våra egna. .
Bekräftelsen av Herschels hypotes om stjärnbildning fick vänta ytterligare hundra år, när William Huggins tillsammans med sin fru Mary Huggins vände sitt spektroskop på olika nebulosor. Vissa, som Andromeda-nebulosan , hade spektra som var ganska lika de för stjärnor , men visade sig vara galaxer som består av hundratals miljoner enskilda stjärnor. Andra såg väldigt annorlunda ut. Snarare än ett starkt kontinuum med absorptionslinjer överlagrade, visade Orionnebulosan och andra liknande objekt endast ett litet antal emissionslinjer . I planetariska nebulosor var den ljusaste av dessa spektrallinjer vid en våglängd av 500,7 nanometer , vilket inte motsvarade en linje av något känt kemiskt element . Först antogs det att linjen kan bero på ett okänt grundämne, som fick namnet nebulium — en liknande idé hade lett till upptäckten av helium genom analys av solens spektrum 1868. Men medan helium var isolerat på jorden strax efter upptäckten i solens spektrum var det inte nebulium. I början av 1900-talet föreslog Henry Norris Russell att snarare än att vara ett nytt grundämne, berodde linjen vid 500,7 nm på ett välbekant grundämne under okända förhållanden.
Interstellär materia, som anses tät i ett astronomiskt sammanhang, befinner sig i högt vakuum enligt laboratoriestandarder. Fysiker visade på 1920-talet att i gas med extremt låg densitet kan elektroner befolka exciterade metastabila energinivåer i atomer och joner , som vid högre densitet snabbt avexciteras av kollisioner. Elektronövergångar från dessa nivåer i dubbeljoniserat syre ger upphov till 500,7 nm-linjen. Dessa spektrallinjer , som endast kan ses i gaser med mycket låg densitet, kallas förbjudna linjer . Spektroskopiska observationer visade alltså att planetariska nebulosor till stor del bestod av extremt försållad joniserad syrgas (OIII).
Under 1900-talet visade observationer att H II-regioner ofta innehöll heta, ljusa stjärnor . Dessa stjärnor är många gånger mer massiva än solen, och är de kortaste stjärnorna, med en total livslängd på bara några miljoner år (jämfört med stjärnor som solen, som lever i flera miljarder år). Därför antogs det att H II-regioner måste vara regioner där nya stjärnor bildades. Under en period av flera miljoner år kommer ett kluster av stjärnor att bildas i en H II-region, innan stråltrycket från de heta unga stjärnorna får nebulosan att skingras.
Ursprung och livstid
Prekursorn till en H II-region är ett gigantiskt molekylärt moln (GMC). En GMC är ett kallt (10–20 K ) och tätt moln som mestadels består av molekylärt väte . GMC kan existera i ett stabilt tillstånd under långa tidsperioder, men chockvågor på grund av supernovor , kollisioner mellan moln och magnetiska interaktioner kan utlösa dess kollaps. När detta händer, via en process av kollaps och fragmentering av molnet, föds stjärnor (se stjärnutvecklingen för en längre beskrivning).
Eftersom stjärnor föds inom en GMC kommer de mest massiva att nå temperaturer som är tillräckligt höga för att jonisera den omgivande gasen. Strax efter bildandet av ett joniserande strålningsfält skapar energiska fotoner en joniseringsfront som sveper genom den omgivande gasen med överljudshastigheter . På allt större avstånd från den joniserande stjärnan saktar jonisationsfronten ner, medan trycket från den nyjoniserade gasen gör att den joniserade volymen expanderar. Så småningom saktar joniseringsfronten ner till subsoniska hastigheter och omkörs av stötfronten som orsakas av expansionen av materialet som kastas ut från nebulosan. H II-regionen har fötts.
Livslängden för en H II-region är i storleksordningen några miljoner år. Strålningstrycket från de heta unga stjärnorna kommer så småningom att driva bort det mesta av gasen. Faktum är att hela processen tenderar att vara mycket ineffektiv, med mindre än 10 procent av gasen i H II-området formas till stjärnor innan resten blåses av. Supernovaexplosioner av de mest massiva stjärnorna bidrar till förlusten av gas, som kommer att inträffa efter bara 1–2 miljoner år.
Förstörelse av stellar plantskolor
Stjärnor bildas i klumpar av sval molekylär gas som döljer de begynnande stjärnorna. Det är först när strålningstrycket från en stjärna driver bort dess 'kokong' som den blir synlig. De heta, blå stjärnorna som är kraftfulla nog att jonisera betydande mängder väte och bilda H II-regioner kommer att göra detta snabbt och lysa upp regionen där de just bildades. De täta områdena som innehåller yngre eller mindre massiva fortfarande bildade stjärnor och som ännu inte har blåst bort materialet från vilket de bildas ses ofta i siluett mot resten av den joniserade nebulosan. Bart Bok och EF Reilly sökte på astronomiska fotografier på 1940-talet efter "relativt små mörka nebulosor", efter förslag på att stjärnor kan bildas från kondensationer i det interstellära mediet; de hittade flera sådana "ungefärligt cirkulära eller ovala mörka föremål av liten storlek", som de hänvisade till som "klot", sedan hänvisade till som Bokkulor . Bok föreslog vid Harvard Observatory Centennial Symposia i december 1946 att dessa kulor troligen var platser för stjärnbildning. Det bekräftades 1990 att de verkligen var stjärnfödelseplatser. De heta unga stjärnorna skingra dessa kulor, eftersom strålningen från stjärnorna som driver H II-regionen driver bort materialet. I denna mening verkar stjärnorna som genererar H II-regioner för att förstöra stellar plantskolor. När man gör det kan dock en sista skur av stjärnbildning utlösas, eftersom strålningstryck och mekaniskt tryck från supernova kan verka för att klämma ihop kulor och därigenom öka tätheten inom dem.
De unga stjärnorna i H II-regioner visar bevis för att de innehåller planetsystem. Rymdteleskopet Hubble har avslöjat hundratals protoplanetära skivor ( proplyds ) i Orionnebulosan. Åtminstone hälften av de unga stjärnorna i Orionnebulosan verkar vara omgivna av skivor av gas och damm, som tros innehålla många gånger så mycket materia som skulle behövas för att skapa ett planetsystem som solsystemet .
Egenskaper
Fysikaliska egenskaper
H II-regioner varierar mycket i sina fysikaliska egenskaper. De varierar i storlek från så kallade ultrakompakta (UCHII) regioner kanske bara ett ljusår eller mindre tvärs över, till gigantiska H II-regioner flera hundra ljusår i diameter. Deras storlek är också känd som Stromgren-radien och beror i huvudsak på intensiteten hos källan för joniserande fotoner och densiteten i regionen. Deras densiteter sträcker sig från över en miljon partiklar per cm 3 i de ultrakompakta H II-områdena till endast ett fåtal partiklar per cm 3 i de största och mest utbredda områdena. Detta innebär totala massor mellan kanske 100 och 10 5 solmassor .
Det finns också "ultratäta H II"-regioner (UDHII).
Beroende på storleken på en H II-region kan det finnas flera tusen stjärnor inom den. Detta gör H II-regioner mer komplicerade än planetariska nebulosor, som bara har en central joniserande källa. Typiskt når H II-regioner temperaturer på 10 000 K. De är mestadels joniserade gaser med svaga magnetfält med styrkor på flera nanoteslas . Ändå är H II-regioner nästan alltid associerade med en kall molekylär gas, som härstammar från samma moder-GMC. Magnetiska fält alstras av dessa svagt rörliga elektriska laddningar i den joniserade gasen, vilket tyder på att H II-områden kan innehålla elektriska fält .
Ett antal H II-regioner visar också tecken på att vara genomträngda av ett plasma med temperaturer som överstiger 10 000 000 K, tillräckligt varmt för att avge röntgenstrålar. Röntgenobservatorier som Einstein och Chandra har noterat diffusa röntgenstrålning i ett antal stjärnbildande regioner, särskilt Orionnebulosan, Messier 17 och Carinanebulosan. Den heta gasen tillförs sannolikt de starka stjärnvindarna från stjärnor av O-typ, som kan värmas upp av överljudschockvågor i vindarna, genom kollisioner mellan vindar från olika stjärnor eller genom kolliderande vindar som kanaliseras av magnetfält. Denna plasma kommer snabbt att expandera för att fylla tillgängliga håligheter i molekylmolnen på grund av den höga ljudhastigheten i gasen vid denna temperatur. Det kommer också att läcka ut genom hål i periferin av H II-regionen, vilket ser ut att hända i Messier 17.
Kemiskt sett består H II-regioner av cirka 90 % väte. Den starkaste väteemissionslinjen, H-alfalinjen vid 656,3 nm, ger H II-regionerna deras karakteristiska röda färg. (Denna emissionslinje kommer från exciterat ojoniserat väte.) Det mesta av resten av en H II-region består av helium , med spårmängder av tyngre grundämnen. Över hela galaxen har man funnit att mängden tunga grundämnen i H II-regioner minskar med ökande avstånd från det galaktiska centrumet. Detta beror på att under galaxens livstid har stjärnbildningshastigheterna varit högre i de tätare centrala regionerna, vilket resulterar i större anrikning av dessa regioner i det interstellära mediet med nukleosyntesprodukter .
Tal och fördelning
H II-regioner finns bara i spiralgalaxer som Vintergatan och oregelbundna galaxer . De ses inte i elliptiska galaxer . I oregelbundna galaxer kan de vara utspridda i hela galaxen, men i spiraler är de vanligast i spiralarmarna. En stor spiralgalax kan innehålla tusentals H II-regioner.
Anledningen till att H II-regioner sällan förekommer i elliptiska galaxer är att elliptiska galaxer tros bildas genom sammanslagningar av galaxer. I galaxhopar är sådana sammanslagningar ofta förekommande. När galaxer kolliderar kolliderar enskilda stjärnor nästan aldrig, men GMC- och H II-regionerna i de kolliderande galaxerna är allvarligt upprörda. Under dessa förhållanden utlöses enorma skurar av stjärnbildning, så snabba att det mesta av gasen omvandlas till stjärnor snarare än den normala hastigheten på 10 % eller mindre.
Galaxer som genomgår så snabb stjärnbildning är kända som starburst-galaxer . Den elliptiska galaxen efter sammanslagningen har ett mycket lågt gasinnehåll, så H II-regioner kan inte längre bildas. Observationer från det tjugoförsta århundradet har visat att ett mycket litet antal H II-regioner existerar utanför galaxer helt och hållet. Dessa intergalaktiska H II-regioner kan vara resterna av tidvattenavbrott i små galaxer, och i vissa fall kan de representera en ny generation av stjärnor i en galaxs senast samlade gas.
Morfologi
H II-regioner finns i en enorm mängd olika storlekar. De är vanligtvis klumpiga och inhomogena på alla skalor från den minsta till den största. Varje stjärna inom en H II-region joniserar en ungefär sfärisk region – känd som en Strömgren-sfär – av den omgivande gasen, men kombinationen av joniseringssfärer av flera stjärnor inom en H II-region och expansionen av den uppvärmda nebulosan till omgivande gaser skapar skarpa densitetsgradienter som resulterar i komplexa former. Supernovaexplosioner kan också skulptera H II-regioner. I vissa fall leder bildandet av en stor stjärnhop inom en H II-region till att regionen urholkas inifrån. Detta är fallet för NGC 604 , en gigantisk H II-region i Triangulumgalaxen . För en H II-region som inte kan lösas kan viss information om den rumsliga strukturen ( elektrondensiteten som funktion av avståndet från centrum och en uppskattning av klumpigheten) härledas genom att utföra en invers Laplace-transform på frekvensspektrumet .
Anmärkningsvärda regioner
Anmärkningsvärda Galaktiska H II-regioner inkluderar Orionnebulosan, Eta Carinae-nebulosan och Berkeley 59/Cepheus OB4-komplexet . Orionnebulosan, cirka 500 pc (1 500 ljusår) från jorden, är en del av OMC-1 , ett gigantiskt molekylärt moln som, om det var synligt, skulle ses fylla större delen av stjärnbilden Orion . Hästhuvudnebulosan och Barnard 's Loop är två andra upplysta delar av detta gasmoln. Orionnebulosan är faktiskt ett tunt lager av joniserad gas på den yttre gränsen av OMC-1-molnet. Stjärnorna i trapezhopen , och särskilt θ 1 Orionis , är ansvariga för denna jonisering.
Det stora magellanska molnet , en satellitgalax i Vintergatan med cirka 50 kpc ( 160 tusen ljusår ), innehåller en gigantisk H II-region som kallas Tarantulanebulosan . Denna nebulosa mäter cirka 200 pc ( 650 ljusår ) och är den mest massiva och den näst största H II-regionen i den lokala gruppen . Den är mycket större än Orionnebulosan och bildar tusentals stjärnor, några med massor av över 100 gånger solens - OB och Wolf-Rayet stjärnor . Om Tarantelnebulosan var lika nära jorden som Orionnebulosan skulle den lysa ungefär lika starkt som fullmånen på natthimlen. Supernovan SN 1987A inträffade i utkanten av Tarantelnebulosan.
En annan gigantisk H II-region - NGC 604 är belägen i M33 spiralgalaxen, som ligger på 817 kpc (2,66 miljoner ljusår). NGC 604, som mäter cirka 240 × 250 pc ( 800 × 830 ljusår ) i diameter, är den näst mest massiva H II-regionen i den lokala gruppen efter Tarantelnebulosan, även om den är något större än den senare. Den innehåller cirka 200 heta OB- och Wolf-Rayet-stjärnor, som värmer gasen inuti den till miljontals grader, vilket ger ljusa röntgenstrålar . Den totala massan av den heta gasen i NGC 604 är cirka 6 000 solmassor.
Tillfälliga problem
Liksom med planetariska nebulosor är uppskattningar av mängden element i H II-regioner föremål för viss osäkerhet. Det finns två olika sätt att bestämma förekomsten av metaller (metaller är i det här fallet andra grundämnen än väte och helium) i nebulosor, som förlitar sig på olika typer av spektrallinjer, och ibland kan stora skillnader ses mellan resultaten från de två metoderna . Vissa astronomer förklarar detta med förekomsten av små temperaturfluktuationer inom H II-regioner; andra hävdar att avvikelserna är för stora för att kunna förklaras av temperatureffekter, och antar att det finns kalla knutar som innehåller mycket lite väte för att förklara observationerna.
De fullständiga detaljerna om massiv stjärnbildning inom H II-regioner är ännu inte välkända. Två stora problem hämmar forskningen på detta område. För det första är avståndet från jorden till stora H II-regioner avsevärt, med den närmaste H II-regionen ( California Nebula ) på 300 pc (1 000 ljusår); andra H II-regioner är flera gånger så långt från jorden. För det andra är bildningen av dessa stjärnor djupt skymd av damm, och observationer av synligt ljus är omöjliga. Radio- och infrarött ljus kan penetrera dammet, men de yngsta stjärnorna kanske inte avger mycket ljus vid dessa våglängder .
Se även
Referenser
externa länkar
- Hubble-bilder av nebulosor inklusive flera H II-regioner
- Information från SEDS
- Harvard astronomikursanteckningar om H II-regioner