Области H II: Зоны ионизированного водорода в межзвездном пространстве.

Введение

Большое межзвездное облако частично ионизированного газа с низкой плотностью.

Область H II (или HII) — это область межзвездного атомарного водорода, находящаяся в ионизированном состоянии. Обычно она расположена в молекулярном облаке частично ионизированного газа, где недавно происходило звездообразование. Размер таких областей варьируется от одного до сотен световых лет, а плотность – от нескольких до приблизительно миллиона частиц на кубический сантиметр. Туманность Ориона, ныне известная как область H II, была впервые обнаружена в 1610 году Николасом Клодом Фабри де Пейресом с помощью телескопа. Форма этих областей может быть любой, поскольку распределение звезд и газа внутри них неравномерно. Кратковременные голубые звезды, формирующиеся в этих областях, излучают большое количество ультрафиолетового света, ионизирующего окружающий газ. Области H II, иногда простирающиеся на несколько сотен световых лет, часто связаны с гигантскими молекулярными облаками. Они часто имеют комковатую и нитевидную структуру, иногда демонстрируя сложные формы, такие как туманность Конская Голова. В областях H II могут рождаться тысячи звезд в течение нескольких миллионов лет. В конечном итоге взрывы сверхновых и мощные звездные ветры от самых массивных звезд в образовавшемся звездном скоплении рассеивают газ области H II, оставляя после себя сформировавшееся звездное скопление. Области H II можно наблюдать на значительных расстояниях во Вселенной, и изучение внегалактических областей H II важно для определения расстояний и химического состава галактик. Спиральные и неправильные галактики содержат множество областей H II, в то время как в эллиптических галактиках они почти отсутствуют. В спиральных галактиках, включая наш Млечный Путь, области H II сосредоточены в спиральных рукавах, а в неправильных галактиках распределены хаотично. Некоторые галактики содержат огромные области H II, в которых могут находиться десятки тысяч звезд. Примерами служат область 30 Doradus в Большом Магеллановом Облаке и NGC 604 в галактике Треугольника.

Терминология

Термин H II астрономы произносят как "H два". "H" — химический символ водорода, а "II" — римская цифра, обозначающая 2. В астрономии принято использовать римскую цифру I для нейтральных атомов, II для однократно ионизированных (H II соответствует H+ в других науках), III для двукратно ионизированных, например, O III — O2+, и так далее. H II, или H+, состоит из свободных протонов. Область H I состоит из нейтрального атомного водорода, а молекулярное облако — из молекулярного водорода, H2. В устной речи при общении с людьми, не являющимися астрономами, иногда возникает путаница между одинаково звучащими обозначениями "H II" и "H2".

Замечания

Некоторые из самых ярких областей H II видны невооруженным глазом. Однако, похоже, до изобретения телескопа в начале XVII века никто не замечал их. Даже Галилей не заметил туманность Ориона, когда впервые наблюдал звездное скопление внутри неё (ранее каталогизированное как одна звезда, θ Ориона, Иоганном Байером). Французскому наблюдателю Николасу Клоду Фабри де Пейреску приписывают открытие туманности Ориона в 1610 году. С тех пор в Млечном Пути и других галактиках было обнаружено большое количество областей H II. В ранние времена астрономы различали "диффузные туманности" (ныне известные как области H II), которые сохраняли свой размытый вид при увеличении в большом телескопе, и туманности, которые можно было разрешить на звезды, теперь известные как галактики, находящиеся за пределами нашей. Подтверждение гипотезы Гершеля о звездообразовании пришлось ждать еще сто лет, когда Уильям Хаггинс вместе со своей женой Мэри Хаггинс направил свой спектроскоп на различные туманности. Некоторые, такие как туманность Андромеды, имели спектры, очень похожие на спектры звезд, но оказались галактиками, состоящими из сотен миллионов отдельных звезд. Другие выглядели совершенно иначе. Вместо сильного континуума с наложенными линиями поглощения, туманность Ориона и другие подобные объекты показывали лишь небольшое количество эмиссионных линий. В планетарных туманностях самая яркая из этих спектральных линий имела длину волны 500,7 нанометра, что не соответствовало линии какого-либо известного химического элемента. Сначала предположили, что линия может быть вызвана неизвестным элементом, который назвали небулием — аналогичная идея привела к открытию гелия при анализе спектра Солнца в 1868 году. Однако, хотя гелий был выделен на Земле вскоре после его обнаружения в спектре Солнца, небулий — нет. В начале XX века Генри Норрис Рассел предположил, что линия на 500,7 нм вызвана знакомым элементом в необычных условиях, а не новым элементом. Межзвездная материя, считающаяся плотной в астрономическом контексте, находится в глубоком вакууме по лабораторным стандартам. Физики показали в 1920-х годах, что в газе при чрезвычайно низкой плотности электроны могут заполнять возбужденные метастабильные энергетические уровни в атомах и ионах, которые при более высокой плотности быстро дезактивируются столкновениями. Переходы электронов с этих уровней в дважды ионизированном кислороде приводят к линии 500,7 нм. ГМЦ могут существовать в стабильном состоянии в течение длительных периодов времени, но ударные волны от сверхновых, столкновения облаков и магнитные взаимодействия могут вызвать их коллапс. Когда это происходит, в результате коллапса и фрагментации облака рождаются звезды (см. раздел «Звездная эволюция» для более подробного описания). Когда звезды рождаются внутри ГМЦ, самые массивные достигают температур, достаточно высоких для ионизации окружающего газа. Время жизни области H II составляет порядка нескольких миллионов лет. Давление излучения от горячих молодых звезд в конечном итоге рассеет большую часть газа. Фактически, весь процесс очень неэффективен: менее 10% газа в области H II превращается в звезды, а остальное разгоняется. Бок предположил на декабрьском симпозиуме столетия Гарвардской обсерватории в 1946 году, что эти глобулы, вероятно, являются местами звездообразования. В 1990 году было подтверждено, что это действительно места рождения звезд. Горячие молодые звезды рассеивают эти глобулы, поскольку излучение от звезд, питающих область H II, отталкивает материал. В этом смысле звезды, генерирующие области H II, разрушают звездные ясли. Однако при этом может произойти последний всплеск звездообразования, поскольку давление излучения и механическое давление от сверхновых могут сжимать глобулы, тем самым увеличивая плотность внутри них. Молодые звезды в областях H II демонстрируют признаки наличия планетных систем. Космический телескоп Хаббла обнаружил сотни протопланетных дисков (проплидов) в туманности Ориона. По крайней мере, половина молодых звезд в туманности Ориона, по-видимому, окружена дисками газа и пыли, которые, как считается, содержат во много раз больше вещества, чем необходимо для создания планетной системы, подобной Солнечной.

A few of the brightest H II regions are visible to the naked eye. However, none seem to have been noticed before the advent of the telescope in the early 17th century. Even Galileo did not notice the Orion Nebula when he first observed the star cluster within it (previously cataloged as a single star, θ Orionis, by Johann Bayer). The French observer Nicolas Claude Fabri de Peiresc is credited with the discovery of the Orion Nebula in 1610. Since that early observation large numbers of H II regions have been discovered in the Milky Way and other galaxies. In early days astronomers distinguished between "diffuse nebulae" (now known to be H II regions), which retained their fuzzy appearance under magnification through a large telescope, and nebulae that could be resolved into stars, now known to be galaxies external to our own. Confirmation of Herschel's hypothesis of star formation had to wait another hundred years, when William Huggins together with his wife Mary Huggins turned his spectroscope on various nebulae. Some, such as the Andromeda Nebula, had spectra quite similar to those of stars, but turned out to be galaxies consisting of hundreds of millions of individual stars. Others looked very different. Rather than a strong continuum with absorption lines superimposed, the Orion Nebula and other similar objects showed only a small number of emission lines. In planetary nebulae, the brightest of these spectral lines was at a wavelength of 500.7 nanometres, which did not correspond with a line of any known chemical element. At first it was hypothesized that the line might be due to an unknown element, which was named nebulium—a similar idea had led to the discovery of helium through analysis of the Sun's spectrum in 1868. However, while helium was isolated on earth soon after its discovery in the spectrum of the sun, nebulium was not. In the early 20th century, Henry Norris Russell proposed that rather than being a new element, the line at 500.7 nm was due to a familiar element in unfamiliar conditions. Interstellar matter, considered dense in an astronomical context, is at high vacuum by laboratory standards. Physicists showed in the 1920s that in gas at extremely low density, electrons can populate excited metastable energy levels in atoms and ions, which at higher densities are rapidly de excited by collisions. Electron transitions from these levels in doubly ionized oxygen give rise to the 500.7 nm line. GMCs can exist in a stable state for long periods of time, but shock waves due to supernovae, collisions between clouds, and magnetic interactions can trigger its collapse. When this happens, via a process of collapse and fragmentation of the cloud, stars are born (see stellar evolution for a lengthier description). As stars are born within a GMC, the most massive will reach temperatures hot enough to ionise the surrounding gas. The lifetime of an H II region is of the order of a few million years. Radiation pressure from the hot young stars will eventually drive most of the gas away. In fact, the whole process tends to be very inefficient, with less than 10 percent of the gas in the H II region forming into stars before the rest is blown off. Bok proposed at the December 1946 Harvard Observatory Centennial Symposia that these globules were likely sites of star formation. It was confirmed in 1990 that they were indeed stellar birthplaces. The hot young stars dissipate these globules, as the radiation from the stars powering the H II region drives the material away. In this sense, the stars which generate H II regions act to destroy stellar nurseries. In doing so, however, one last burst of star formation may be triggered, as radiation pressure and mechanical pressure from supernova may act to squeeze globules, thereby enhancing the density within them. The young stars in H II regions show evidence for containing planetary systems. The Hubble Space Telescope has revealed hundreds of protoplanetary disks (proplyds) in the Orion Nebula. At least half the young stars in the Orion Nebula appear to be surrounded by disks of gas and dust, thought to contain many times as much matter as would be needed to create a planetary system like the Solar System.

Физические свойства

Физические свойства областей H II сильно различаются. Их размеры варьируются от так называемых ультракомпактных (UCHII) областей, возможно, всего лишь светового года или меньше, до гигантских областей H II в несколько сотен световых лет. В зависимости от размера области H II в ней может находиться несколько тысяч звезд. Это делает области H II более сложными, чем планетарные туманности, которые имеют только один центральный источник ионизации. Обычно области H II достигают температуры 10 000 K. Тем не менее, области H II почти всегда ассоциированы с холодным молекулярным газом, который образовался из того же родительского GMC. Ряд областей H II также демонстрируют признаки проникновения плазмы с температурой, превышающей 10 000 000 K, достаточно высокой для излучения рентгеновских лучей. Рентгеновские обсерватории, такие как «Эйнштейн» и «Чандра», зафиксировали диффузное рентгеновское излучение в ряде областей звездообразования, в частности, в туманности Ориона, Messier 17 и туманности Карина. Горячий газ, вероятно, поступает от мощных звездных ветров звезд типа O, которые могут нагреваться сверхзвуковыми ударными волнами в этих ветрах, столкновениями ветров от разных звезд или столкновениями ветров, направляемыми магнитными полями. Эта плазма будет быстро расширяться, заполняя доступные полости в молекулярных облаках из-за высокой скорости звука в газе при этой температуре. Она также будет вытекать через отверстия на периферии области H II, что, по-видимому, происходит в Messier 17. Химически области H II состоят примерно на 90% из водорода. Самая сильная линия эмиссии водорода, линия H-альфа на 656,3 нм, придает областям H II их характерный красный цвет. (Эта линия эмиссии возникает при возбуждении неионизированного водорода.) Линия H-бета также излучается, но с интенсивностью примерно в 1/3 от интенсивности линии H-альфа. Большая часть остальной части области H II состоит из гелия с незначительными примесями более тяжелых элементов. По всей галактике обнаружено, что содержание тяжелых элементов в областях H II уменьшается с увеличением расстояния от галактического центра. Это связано с тем, что на протяжении жизни галактики темпы звездообразования были выше в более плотных центральных областях, что привело к большему обогащению этих областей межзвездной среды продуктами нуклеосинтеза.

H II regions vary greatly in their physical properties. They range in size from so called ultra compact (UCHII) regions perhaps only a light year or less across, to giant H II regions several hundred light years across. Depending on the size of an H II region there may be several thousand stars within it. This makes H II regions more complicated than planetary nebulae, which have only one central ionising source. Typically H II regions reach temperatures of 10,000 K. Nevertheless, H II regions are almost always associated with a cold molecular gas, which originated from the same parent GMC. A number of H II regions also show signs of being permeated by a plasma with temperatures exceeding 10,000,000 K, sufficiently hot to emit X rays. X ray observatories such as Einstein and Chandra have noted diffuse X ray emissions in a number of star forming regions, notably the Orion Nebula, Messier 17, and the Carina Nebula. The hot gas is likely supplied by the strong stellar winds from O type stars, which may be heated by supersonic shock waves in the winds, through collisions between winds from different stars, or through colliding winds channeled by magnetic fields. This plasma will rapidly expand to fill available cavities in the molecular clouds due to the high speed of sound in the gas at this temperature. It will also leak out through holes in the periphery of the H II region, which appears to be happening in Messier 17. Chemically, H II regions consist of about 90% hydrogen. The strongest hydrogen emission line, the H alpha line at 656.3 nm, gives H II regions their characteristic red colour. (This emission line comes from excited un ionized hydrogen.) H beta is also emitted, but at approximately 1/3 of the intensity of H alpha. Most of the rest of an H II region consists of helium, with trace amounts of heavier elements. Across the galaxy, it is found that the amount of heavy elements in H II regions decreases with increasing distance from the galactic centre. This is because over the lifetime of the galaxy, star formation rates have been greater in the denser central regions, resulting in greater enrichment of those regions of the interstellar medium with the products of nucleosynthesis.

Число и распределение

H II области встречаются только в спиральных галактиках, таких как Млечный Путь, и в неправильных галактиках. В эллиптических галактиках они не наблюдаются. В неправильных галактиках они могут быть разбросаны по всей галактике, но в спиральных галактиках они наиболее многочисленны в спиральных рукавах. В крупной спиральной галактике может содержаться несколько тысяч H II областей. Причина редкости H II областей в эллиптических галактиках заключается в том, что считается, что эллиптические галактики формируются в результате слияний галактик. Такие слияния часто происходят в скоплениях галактик. При столкновении галактик отдельные звезды почти никогда не сталкиваются, однако гигантские молекулярные облака (GMC) и H II области в сталкивающихся галактиках подвергаются сильным возмущениям.

Морфология

Регионы H II имеют огромное разнообразие размеров. Они обычно имеют комковатую и неоднородную структуру во всех масштабах, от самых маленьких до самых больших. Туманность Ориона, расположенная примерно в 500 пк (1500 световых лет) от Земли, является частью OMC 1 – гигантского молекулярного облака, которое, если бы его было видно, занимало бы большую часть созвездия Ориона. Туманность Ориона – это фактически тонкий слой ионизированного газа на внешней границе облака OMC 1. Звезды в скоплении Трапеция, и особенно θ1 Ориона, ответственны за эту ионизацию. Большое Магелланово Облако, спутниковая галактика Млечного Пути на расстоянии около 50 кпк (160 тысяч световых лет), содержит гигантский регион H II, называемый Туманностью Тарантула. Эта туманность имеет размер около 200 пк (650 световых лет) и является самой массивной и второй по величине областью H II в Местной группе. Она намного больше, чем туманность Ориона, и в ней формируются тысячи звезд, некоторые из которых имеют массу более чем в 100 раз превышающую массу Солнца – звёзды типа OB и Вольфа — Райе. Если бы туманность Тарантула находилась на таком же расстоянии от Земли, как туманность Ориона, она бы сияла примерно так же ярко, как полнолуние в ночном небе. Сверхновая SN 1987A произошла на окраине туманности Тарантула. Другой гигантский регион H II – NGC 604 – расположен в спиральной галактике M33, находящейся на расстоянии 817 кпк (2,66 миллиона световых лет). Размер NGC 604 составляет приблизительно 240 × 250 пк (800 × 830 световых лет), и она является второй по массе областью H II в Местной группе после Туманности Тарантулы, хотя по размеру немного превосходит последнюю. В ней содержится около 200 горячих звёзд типа OB и Вольфа — Райе, которые нагревают газ внутри до миллионов градусов, создавая яркое рентгеновское излучение. Общая масса горячего газа в NGC 604 составляет около 6000 солнечных масс.

Текущие вопросы

Как и в случае планетарных туманностей, оценки обилия элементов в областях H II подвержены определенной неопределенности. Полные детали формирования массивных звезд в областях H II пока недостаточно изучены. Две основные проблемы затрудняют исследования в этой области. Во-первых, расстояния от Земли до крупных областей H II значительны, при этом ближайшая область H II (туманность Калифорния) находится на расстоянии 300 пк (1000 световых лет), а другие области H II расположены в несколько раз дальше от Земли. Во-вторых, процесс формирования этих звезд сильно заслонен пылью, что делает невозможными наблюдения в видимом свете. Радио- и инфракрасное излучение могут проникать сквозь пыль, но самые молодые звезды могут излучать недостаточно света в этих диапазонах длин волн.