Вобласць H II

З пляцоўкі Вікіпедыя
Перайсці да: рух, знайсці
NGC 604, гіганцкая вобласць H II у Галактыцы Трохвугольніка.

Вобласць (зона) H II, або вобласць іанізаванага вадароду (разнавіднасць эмісійнай туманнасці) — гэта воблака гарачага газу і плазмы, дасягае некалькіх сотняў светлавых гадоў у папярочніку, якая з'яўляецца вобласцю актыўнага зоркаўтварэння. У гэтай вобласці нараджаюцца маладыя гарачыя блакітна-белыя зоркі, якія багата выпраменьваюць ультрафіялетавае святло, тым самым іанізуючы навакольную туманнасць.

Вобласці H II могуць нараджаць тысячы зорак за перыяд усяго ў некалькі мільёнаў гадоў. У рэшце рэшт, выбухі звышновых і магутны зорны вецер, выходны ад найбольш масіўных зорак у зорным скопішчы, рассейваюць газы гэтай вобласці, і яна ператвараецца ў групу накшталт Плеяд.

Гэтыя вобласці атрымалі сваю назву з-за вялікай колькасці іанізаванага атамарнага вадароду, які пазначаецца астраномамі як H II (вобласць HI — зона нейтральнага вадароду, а H2 пазначае малекулярны вадарод). Іх можна заўважыць на значных адлегласцях па ўсім Сусвеце, і вывучэнне такіх абласцей, якія знаходзяцца ў іншых галактыках, важна для вызначэння адлегласці да апошніх, а таксама іх хімічнага складу.

Гісторыя назіранняў[правіць | правіць зыходнік]

Актыўная вобласць зоркаўтварэння — туманнасць Кіля

Некалькі найбольш яркіх абласцей H II бачныя няўзброеным вокам. Але, відаць, ні адна з іх не была апісана да вынаходства тэлескопа (у пачатку XVII стагоддзя): дзве самыя яркія з іх — туманнасць Арыёна і Тарантул — спачатку прынялі за зоркі, пазначыўшы першую як θ Арыёна, а другую як 30 Залатой рыбы. Пазней Галілей апісаў зорнае скопішча Трапецыя, якое знаходзіцца ўнутры туманнасці Арыёна, але не заўважыў саму туманнасць — яе першаадкрывальнікам (у 1610) лічыцца французскі назіральнік Нікалас-Клод Фабры дэ Пейрэск. З часу гэтых ранніх назіранняў у нашай і іншых галактыках было адкрыта яшчэ мноства абласцей H II.

У 1774 туманнасць Арыёна назіраў Уільям Гершэль, апісаўшы яе як «бясформенны агністы туман, хаатычная матэрыя будучых сонцаў». Пацвярджацца гэтая гіпотэза пачатку толькі амаль праз сто гадоў, у 1864 годзе, калі Уільям Хагінс (пры садзейнічанні свайго сябра хіміка Уільяма Мілера, які жыў па суседстве) даследаваў з дапамогай свайго спектраскопа некалькі розных туманнасцей. Некаторыя, напрыклад, туманнасць Андрамеды, давалі спектр такі ж, як у зорак, і апынуліся галактыкамі, якія знаходзіліся з сотняў мільёнаў асобных зорак.

Спектры іншых туманнасцей выглядалі інакш. Замест інтэнсіўнага бесперапыннага спектру з накладзенымі лініямі паглынання, туманнасць Кацінае Вока (першая даследаваная Хагінсам газавая туманнасць) і іншыя падобныя аб'екты мелі толькі невялікая колькасць эмісійных ліній[1] Аналагічны вынік быў атрыманы Хагінсам праз год і для туманнасці Арыёна.[2]Даўжыня хвалі найбольш яркай з гэтых ліній складала 500,7 нм, што не адпавядала ніводнаму вядомаму хімічнаму элементу. Спачатку было вылучана здагадка, што гэтая лінія належыць новаму хімічнаму элементу. Так, падобная ідэя пры вывучэнні спектру Сонца ў 1868 прывяла да адкрыцця гелію. Новы элемент назвалі нэбуліем (ад лац.: nebula — «туманнасць»).

Аднак, у той час як гелій, неўзабаве пасля яго адкрыцця ў спектры Сонца, быў вылучаны на Зямлі, нэбулій атрыманы не быў. У 1927 Генры Норыс Расел выказаў здагадку, што даўжыня хвалі 500,7 нм належыць хутчэй не новаму элементу, а ўжо вядомаму элементу, але які знаходзіцца ў невядомых умовах.[3]

Ужо ў тым жа годзе Айра Спрэг Боўэн паказаў, што ў газе надзвычай малой шчыльнасці электроны могуць запоўніць узбуджаны метастабільны энергетычны ўзровень атамаў і іонаў, які пры больш высокай шчыльнасці губляе гэтую ўласцівасць з прычыны сутыкненняў.[4] Электронныя пераходы з аднаго з такіх узроўняў у двойчы іанізаваным кіслародзе і абумоўліваюць лінію ў 500,7 нм. Гэтыя спектральныя лініі называюцца забароненымі лініямі і могуць назірацца толькі для газаў нізкай шчыльнасці.[5] Такім чынам, было даказана, што туманнасці складаюцца з надзвычайна разрэджанага газу.

Назіранні на працягу XX стагоддзя паказалі, што вобласці H II часта ўтрымліваюць яркія і гарачыя OB-зоркі. Такія зоркі ў шмат разоў масіўней Сонца, але маюць кароткі тэрмін жыцця, усяго некалькі мільёнаў гадоў (для параўнання, працягласць жыцця зорак накшталт Сонца — некалькі мільярдаў гадоў). З прычыны гэтага была прапанавана гіпотэза, што вобласці H II з'яўляюцца абласцямі актыўнага зоркаўтварэння. За некалькі мільёнаў гадоў унутры такой вобласці фарміруецца зорнае скопішча, а затым прамяністы ціск гарачых маладых зорак рассейвае туманнасць. Калі скопішча, што засталася, не будзе дастаткова масіўным і гравітацыйна звязаным, яно можа ператварыцца ў так званую OB-асацыяцыю.[6]Прыкладам зорнага скопішча, якое «прымусіла ўлятучыцца» яго зону H II і пакінуць пасля сябе толькі рэшткі адбівальнай туманнасці, з'яўляюцца Плеяды.

Зноскі

  1. Huggins W., Miller W. A. Аб спектрах некаторых туманнасцей = 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. О спектре Большой Туманности Ручки Меча Ориона = 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, I. S. Паходжанне спектральных ліній туманнасцей і структура планетарных туманнасцей = 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
  4. Bowen, I. S. Паходжанне асноўных спектральных ліній туманнасцей = The Origin of the Chief Nebular Lines // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 1927. — Т. 39. — № 231. — С. 295—297.
  5. Борисоглебский Л. А. Запрещенные линии в атомных спектрах // Успехи физических наук. — 1958. — В. 4. — Т. 66. — С. 603—652.
  6. OB Associations (англ.) . Extracts from The GAIA Study Report. RSSD — Research Science (6 июня 2000). — Extracts from The GAIA Study Report: Executive Summary and Science Section. Архівавана з першакрыніцы 4 жніўня 2003. Праверана 2 ноября 2008.

Спасылкі[правіць | правіць зыходнік]