Μετάβαση στο περιεχόμενο

Περιοχή H II

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Η τεράστια περιοχή H II NGC 604 στον Γαλαξία του Τριγώνου

Μια περιοχή H II ή περιοχή ιονισμένου υδρογόνου (H II region ή HII region) είναι ένα νεφέλωμα στον διαστρικό χώρο, το οποίο αποτελείται κυρίως από ιονισμένο ατομικό υδρογόνο, δηλαδή σε μεγάλο ποσοστό από ελεύθερα πρωτόνια και ηλεκτρόνια.[1] Συνήθως έχει διαστάσεις από 1 έως εκατοντάδες έτη φωτός και πυκνότητα από λίγα μέχρι περίπου ένα εκατομμύριο σωματίδια ανά κυβικό εκατοστό. Η πρώτη περιοχή H II που ανακαλύφθηκε είναι το περίφημο Νεφέλωμα του Ωρίωνα (Μ42), που πρωτοπαρατηρήθηκε με τηλεσκόπιο το 1610 από τον Νικολά-Κλωντ Φαμπρί ντε Πεϊρέσκ, αν και είναι ορατό με γυμνό μάτι σε σκοτεινό ουρανό.

Στο εσωτερικό αυτών των περιοχών, που μπορεί να έχουν οποιοδήποτε σχήμα, βρίσκονται συνήθως νεαροί αστέρες. Οι υψηλότερης επιφανειακής θερμοκρασίας από αυτούς εκπέμπουν μεγάλες ποσότητες υπεριώδους φωτός, το οποίο ιονίζει και διατηρεί ιονισμένο το αέριο στη γειτονιά τους. Συχνά οι περιοχές H II συνδέονται με γιγάντια μοριακά νέφη. Πολλές φορές εμφανίζονται με συσσωματώματα ή ινώδεις συγκεντρώσεις αερίου. Σε μία περίοδο μερικών εκατομμυρίων ετών μία περιοχή H II μπορεί να παραγάγει χιλιάδες νέους αστέρες. Στο τέλος, οι ισχυρότατοι αστρικοί άνεμοι από τους αστέρες με τη μεγαλύτερη μάζα στο νεογέννητο αστρικό σμήνος, αλλά και οι υπερκαινοφανείς που σημαδεύουν τον θάνατο αυτών των μεγάλης μάζας και πολύ βραχύβιων αστέρων, θα προκαλέσουν τη διάχυση του αερίου της περιοχής H II στον χώρο του γαλαξία της, αφήνοντας έτσι πίσω ένα ανοικτό αστρικό σμήνος, όπως είναι η Πούλια.

Οι περιοχές H II μπορούν να παρατηρηθούν σε μεγάλες αποστάσεις, π.χ. σε άλλους γαλαξίες, των οποίων η απόσταση και σύσταση προσδιορίζονται συχνά από τη μελέτη αυτών των περιοχών. Οι σπειροειδείς και οι ανώμαλοι γαλαξίες περιέχουν πολλές περιοχές H II ο καθένας, ενώ οι ελλειπτικοί δεν έχουν σχεδόν καθόλου. Στους σπειροειδείς, όπως στον δικό μας Γαλαξία, οι περιοχές H II είναι συγκεντρωμένες στους σπειροειδείς βραχίονες, ενώ στους ανώμαλους γαλαξίες είναι κατανεμημένοι με χαοτικό τρόπο. Μερικοί γαλαξίες περιέχουν τεράστιες περιοχές H II, που μπορεί να περιέχουν δεκάδες χιλιάδες αστέρες. Γνωστά τέτοια παραδείγματα είναι το νεφέλωμα 30 Δοράδος στο Μέγα Νέφος του Μαγγελάνου και το NGC 604 στον Γαλαξία του Τριγώνου.

Ορολογία

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Είναι συνηθισμένο στην αστρονομία να χρησιμοποιείται ο ρωμαϊκός αριθμός I για τα ουδέτερα άτομα, ο II για τα μία φορά ιονισμένα (H+ σε άλλες επιστήμες), ο III για τα διπλά ιονισμένα άτομα (π.χ. το οξυγόνο O III είναι O++), κλπ.[2] Οι περιοχές H I είναι νεφελώματα που αποτελούνται κυρίως από ουδέτερο ατομικό υδρογόνο, ενώ ένα μοριακό νέφος αποτελείται κυρίως από μοριακό υδρογόνο, δηλαδή το μόριο H2. Στον προφορικό λόγο με μη αστρονόμους δημιουργείται μερικές φορές σύγχυση ανάμεσα στις ομόηχες φράσεις «H II» και «H2», οπότε είναι προτιμότερη η αναλυτική απόδοση του όρου ως «περιοχή ιονισμένου υδρογόνου».

Παρατηρήσεις

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Σκοτεινές περιοχές αστρογενέσεως μέσα στο Νεφέλωμα του Αετού, που έγιναν γνωστές στο ευρύ κοινό ως οι «Πυλώνες της Δημιουργίας».

Οι δύο ή τρεις φωτεινότερες περιοχές H II είναι ορατές με γυμνό μάτι στον ουρανό της Γης, αλλά καμιά δεν φαίνεται να είχε προσεχθεί πριν την πρώτη χρήση του τηλεσκοπίου στην αστρονομία (αρχές 17ου αιώνα). Ακόμα και ο Γαλιλαίος δεν πρόσεξε το Νεφέλωμα του Ωρίωνα όταν παρατήρησε το αστρικό σμήνος στο εσωτερικό του. Ο Γάλλος αστρονόμος Νικολά-Κλωντ Φαμπρί ντε Πεϊρέσκ πιστώνεται[3] με την ανακάλυψη αυτού του νεφελώματος το 1610. Από τότε μέχρι σήμερα πολλές περιοχές H II έχουν ανακαλυφθεί στον Γαλαξία μας και σε άλλους γαλαξίες.[4]

Ο Ουίλιαμ Χέρσελ παρατήρησε το Νεφέλωμα του Ωρίωνα το 1774 και το περιέγραψε ως «ασχημάτιστη φλογερή ομίχλη, το χαοτικό υλικό μελλοντικών ήλιων».[5] Εκείνη την εποχή οι αστρονόμοι αποκαλούσαν αυτές τις περιοχές διάχυτα νεφελώματα, καθώς διατηρούσαν τη θολή τους εμφάνιση ακόμα και υπό την υψηλότερη μεγέθυνση που μπορούσε να επιτύχει το μεγαλύτερο τηλεσκόπιο.[6]

Η επιβεβαίωση της υποθέσεως του Χέρσελ ως προς τη γένεση μελλοντικών αστέρων ήρθε εκατό περίπου χρόνια αργότερα, όταν ο Γουίλιαμ Χάγκινς με τη σύζυγό του Μάργκαρετ Λίντσεϋ Χάγκινς παρατήρησαν το φάσμα διάφορων νεφελωμάτων. Αυτά που αργότερα θα αναγνωρίζονταν ως γαλαξίες, είχαν φάσματα παρόμοια με τα αστρικά. Κάποια άλλα φάσματα όμως ήταν πολύ διαφορετικά: Αντί για ένα ισχυρό συνεχές με φασματικές γραμμές απορροφήσεως να υπερτίθενται σε αυτό, το Νεφέλωμα του Ωρίωνα και άλλα παρόμοια έδειχναν μόνο έναν μικρό αριθμό φασματικών γραμμών εκπομπής.[7] Στα πλανητικά νεφελώματα η φωτεινότερη από αυτές τις γραμμές ήταν σε μήκος κύματος 500,7 νανομέτρων (nm), το οποίο δεν αντιστοιχούσε σε κανένα γνωστό χημικό στοιχείο. Αρχικώς υποτέθηκε ότι η γραμμή αυτή οφειλόταν μάλλον σε κάποιο άγνωστο μέχρι τότε στοιχείο, που ονομάσθηκε «νεφέλιο» (nebulium). Στις αρχές του 20ού αιώνα ο Χένρυ Νόρις Ράσελ πρότεινε ότι αντί ένα άγνωστο στοιχείο, αυτό που παρήγε τη γραμμή στα 500,7 nm ήταν ένα γνωστό στοιχείο σε ασυνήθιστες συνθήκες.

Το Νεφέλωμα του Ωρίωνα (Μ42)

Η διαστρική ύλη έχει πυκνότητα που αντιστοιχεί σε «υψηλό κενό» για τα μέτρα ενός εργαστηρίου. Οι φυσικοί έδειξαν κατά τη δεκαετία του 1920 ότι σε αέριο εξαιρετικά χαμηλής πυκνότητας, κάποια ηλεκτρόνια μπορούν να βρίσκονται σε διεγερμένες μετασταθείς καταστάσεις (ενεργειακά επίπεδα) σε άτομα ή ιόντα, τα οποία σε υψηλότερες πυκνότητες απο-διεγείρονται γρήγορα από συγκρούσεις με άλλα άτομα ή ιόντα.[8] Οι μεταπτώσεις των ηλεκτρονίων από τέτοιες ενεργειακές στάθμες στο διπλά ιονισμένο οξυγόνο δίνουν τη γραμμή των 500,7 nm.[9] Αυτές οι φασματικές γραμμές, που μπορούν να παρατηρηθούν μόνο σε πολύ μικρής πυκνότητας αέρια, αποκαλούνται απαγορευμένες γραμμές. Οι φασματοσκοπικές παρατηρήσεις έδειξαν έτσι ότι τα πλανητικά νεφελώματα αποτελούνται κυρίως από εξαιρετικά αραιό ιονισμένο οξυγόνο (O III).

Ωστόσο, στις περιοχές H II η κυρίαρχη φασματική γραμμή βρίσκεται σε μήκος κύματος 656,3 nm. Αυτή είναι η πολύ γνωστή γραμμή H-α του ατομικού υδρογόνου. Η μετάπτωση που την προκαλεί συμβαίνει πολύ συχνά όταν ένα ηλεκτρόνιο συλλαμβάνεται από ένα ιόν υδρογόνου και κατέρχεται από μία κατάσταση υψηλότερης ενέργειας μέχρι τη θεμελιώδη. Οι επιστήμονες συμπέραναν έτσι ότι οι περιοχές H II αποτελούνται από ηλεκτρόνια και ιόντα υδρογόνου, τα οποία συνεχώς ιονίζονται και επανασυνδέονται σε ουδέτερα άτομα υδρογόνου.

Παρατηρήσεις κατά τον 20ό αιώνα έδειξαν ότι περιοχές H II περιείχαν συχνά θερμούς αστέρες, φασματικών τύπων O και B.[9] Αυτοί έχουν πολύ μεγαλύτερη μάζα από τον Ήλιο και τις μικρότερες διάρκειες ζωής μεταξύ των αστέρων, συχνά κάτω των 10 εκατομμυρίων ετών ή το ένα χιλιοστό της διάρκειας ζωής του Ήλιου. Αυτό υποδεικνύει ότι οι περιοχές H II πρέπει να είναι τόποι γενέσεως νέων αστέρων.[9] Μέσα σε μία περίοδο αρκετών εκατομμυρίων ετών σχηματίζεται ένα αστρικό σμήνος μέσα σε μία περίοχή H II και τότε η πίεση ακτινοβολίας από τους νεαρούς λαμπρούς θερμούς αστέρες προκαλεί τη διάλυση του νεφελώματος, ωθώντας τη διάχυτη ύλη του στα πέρατα του γαλαξία του.[10] Οι Πλειάδες αποτελούν παράδειγμα νεαρού σμήνους που έχει «εξατμίσει» την περιοχή H II από την οποία σχηματίσθηκε, με ίχνη της να παραμένουν ορατά ως νεφελώματα ανακλάσεως.

Δημιουργία και διάρκεια ζωής

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Μικρό μέρος του νεφελώματος «Ταραντούλα» στο Μέγα Νέφος του Μαγγελάνου, μιας τεράστιας περιοχής H II

Ο πρόδρομος μιας περιοχής H II είναι ένα γιγάντιο μοριακό νέφος (GMC), δηλαδή ένα ψυχρό (10 ως 20 K) και πυκνό διαστρικό νέφος που αποτελείται κυρίως από μοριακό υδρογόνο.[4] Τα GMC μπορούν να διατηρούνται επί μακρόν σε σταθερή κατάσταση, αλλά ωστικά κύματα από υπερκαινοφανείς αστέρες, συγκρούσεις με άλλα νεφελώματα και μαγνητικές αλληλεπιδράσεις μπορούν να προκαλέσουν την κατάρρευσή τους. Τότε η κατάτμησή τους σε πολλά μικρά μέρη προκαλεί τη δημιουργία πολλών νέων αστέρων (βλ. αστρική εξέλιξη).[10]

Οι μεγαλύτερης μάζας αστέρες που παράγονται θα αποκτήσουν επιφανειακές θερμοκρασίες αρκετά υψηλές ώστε να ιονίσουν το αέριο που τα περιβάλλει.[4] Λίγο μετά τη δημιουργία ενός τέτοιου «πεδίου ιονίζουσας ακτινοβολίας», τα φωτόνια δημιουργούν ένα μέτωπο ιονισμού, το οποίο σαρώνει το γειτονικό αέριο με υπερηχητικές ταχύτητες. Σε μεγαλύτερες αποστάσεις από τον αστέρα που ιονίζει, το μέτωπο ιονισμού επιβραδύνεται, ενώ η πίεση του νεοϊονισμένου αερίου προκαλεί τη διαστολή του όγκου της ιονισμένης ύλης. Τελικώς το μέτωπο ιονισμού επιβραδύνεται σε υποηχητικές ταχύτητες και προλαμβάνεται από το κρουστικό μέτωπο που προκαλεί η διαστολή του υλικού που εκτινάσσεται από το νεφέλωμα. Η περιοχή H II έχει γεννηθεί.[11]

Η διάρκεια ζωής μιας περιοχής H II είναι της τάξεως των λίγων εκατομμυρίων ετών.[12] Η πίεση ακτινοβολίας από τους νεαρούς θερμούς αστέρες αποδιώκει τελικώς το περισσότερο αέριό τους. Η όλη διαδικασία είναι ελάχιστα «αποτελεσματική» ως προς τη γένεση νέων αστέρων, καθώς λιγότερο από το 10% του αρχικού αερίου της περιοχής H II καταλήγει στους νέους αστέρες προτού το υπόλοιπο διαχυθεί στον γαλαξία.[10] Στη μεγάλη απώλεια αερίου συνεισφέρουν πολύ από ένα σημείο και μετά και οι εκρήξεις υπερκαινοφανών που συνοδεύουν τον θάνατο των μεγαλύτερης μάζας αστέρων, ο οποίος συμβαίνει μόλις 1 ως 2 εκατομμύρια έτη μετά τη γένεσή τους.

Καταστροφή των περιοχών δημιουργίας αστέρων

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Σφαιρίδια Μποκ στην περιοχή ιονισμένου υδρογόνου IC 2944

Οι αστέρες δημιουργούνται σε «σβώλους» ψυχρού μοριακού αερίου, που αποκρύπτει τους σχηματιζόμενους αστέρες. Μόνο όταν η πίεση ακτινοβολίας από το φως του αστέρα αποδιώχνει το «κουκούλι» του γίνεται ο αστέρας ορατός. Οι θερμοί γαλάζιοι αστέρες που εκπέμπουν αρκετό φως για να ιονίσουν μεγάλες ποσότητες υδρογόνου και να δημιουργήσουν περιοχές H II το κάνουν γρήγορα και φωτίζουν την περιοχή όπου έχουν μόλις γεννηθεί. Οι πυκνές περιοχές που περιέχουν αστέρες που βρίσκονται ακόμη στη διαδικασία σχηματισμού και δεν έχουν ακόμη αποδιώξει το υλικό του σχηματισμού τους, παρατηρούνται συχνά ως μαύρες σιλουέτες μπροστά από το ιονισμένο φωτεινό νεφέλωμα. Οι Μπαρτ Μποκ και Ε.Φ. Ράιλυ αναζήτησαν σε αστρονομικές φωτογραφίες «σχετικώς μικρά σκοτεινά νεφελώματα», μετά από προτάσεις ότι οι αστέρες ίσως να γεννώνται από συμπυκνώσεις στη διαστρική ύλη. Βρήκαν αρκετά τέτοια «προσεγγιστικά στρογγυλά ή ωοειδή σκοτεινά αντικείμενα μικρών διαστάσεων», τα οποία σήμερα είναι γνωστά ως Σφαιρίδια Μποκ.[13] Ο Μποκ υποστήριξε τον Δεκέμβριο του 1946 ότι αυτά τα σφαιρίδια ήταν πιθανώς τοποθεσίες δημιουργίας νέων αστέρων.[14] Αυτό επιβεβαιώθηκε το 1990.[15] Οι θερμοί νεαροί αστέρες διαλύουν αυτά τα σφαιρίδια, καθώς η ακτινοβολία από τους αστέρες που δημιουργούν την περιοχή H II απομακρύνει το υλικό τους. Υπό αυτή την έννοια, οι αστέρες που δημιουργούν τις περιοχές H II καταστρέφουν τα «αστρικά μαιευτήρια». Κατά τη διάρκεια αυτής της διαδικασίας ωστόσο μπορεί να πυροδοτηθεί ένα τελευταίο «κύμα» αστρικής δημιουργίας, καθώς η πίεση της ακτινοβολίας και η μηχανική πίεση από εκρήξεις υπερκαινοφανών ίσως συμπιέζουν αρκετά τα σφαιρίδια, αυξάνοντας την εσωτερική τους πυκνότητα.[16]

Οι νεαροί αστέρες σε περιοχές H II μπορεί να περιέχουν πλανητικά συστήματα: Το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Χαμπλ απεκάλυψε εκατοντάδες ιονισμένους πρωτοπλανητικούς δίσκους (proplyds) στο Νεφέλωμα του Ωρίωνα.[17] Τουλάχιστον οι μισοί νεαροί αστέρες στο νεφέλωμα αυτό φαίνονται να περιβάλλονται από δίσκους αερίου και σκόνης[18], που πιστεύεται ότι περιέχουν πολλαπλάσια ποσότητα ύλης από όση χρειάζεται για τη γένεση ενός πλανητικού συστήματος όπως το Ηλιακό Σύστημα.

Χαρακτηριστικά

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Φυσικές ιδιότητες

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Το Νεφέλωμα Ωμέγα είναι μια περιοχή H II στον αστερισμό Τοξότη.

Οι περιοχές H II παρουσιάζουν μεγάλη ποικιλία στις φυσικές τους ιδιότητες. Οι διαστάσεις τους κυμαίνονται από τις λεγόμενες ultra-compact (UCHII), που έχουν διαστάσεις μέχρι και λιγότερο από 1 έτος φωτός, μέχρι γιγαντιαίες περιοχές H II με διαστάσεις αρκετές εκατοντάδες έτη φωτός.[4] Η μέση ακτίνα τους είναι γνωστή και ως ακτίνα Στρέμγκρεν, και εξαρτάται ουσιαστικά από την ένταση της πηγής των ιονιζόντων φωτονίων και την πυκνότητα της περιοχής. Οι πυκνότητες των περιοχών H II κυμαίνονται από 1 και πλέον εκατομμύριο σωματίδια ανά cm³ στις ultra-compact μέχρι λίγα μόνο σωματίδια ανά cm³ στις μεγαλύτερες περιοχές. Αυτό δίνει ολικές μάζες της τάξεως από 100 μέχρι 105 ηλιακές μάζες.[19]

Υπάρχουν επίσης «υπέρπυκνες περιοχές H II» (UDHII).[20]

Αναλόγως των διαστάσεων μιας περιοχής H II μπορεί να υπάρχουν αρκετές χιλιάδες αστέρες στο εσωτερικό της. Αυτό καθιστά τις περιοχές H II πιο πολυσύνθετες από τα πλανητικά νεφελώματα, τα οποία έχουν μόνο μία (κεντρική) πηγή ιονισμού. Συνήθως οι περιοχές H II φθάνουν σε θερμοκρασίες 10.000 K.[4] Στο εσωτερικό τους υπάρχει ασθενές μαγνητικό πεδίο, με εντάσεις της τάξεως των 10 νανοτέσλα.[21] Σχεδόν πάντοτε οι περιοχές H II συνδέονται με ψυχρό μοριακό αέριο που προήλθε από το ίδιο μητρικό GMC.[4] Μαγνητικά πεδία παράγονται από τα κινούμενα ηλεκτρικά φορτία μέσα στο ιονισμένο αέριο, υποδεικνύοντας ότι οι περιοχές H II μπορεί να περιέχουν ηλεκτρικά πεδία.[22]

Το αστρικό «μαιευτήριο N159 στο Μέγα Νέφος του Μαγγελάνου είναι μεγάλη περιοχή H II με διάμετρο πάνω από 150 έτη φωτός.[23]

Ορισμένες περιοχές H II φαίνεται να διαπερνώνται από πολύ θερμότερο πλάσμα, με θερμοκρασίες άνω των 10 εκατομμυρίων βαθμών K, αρκετά θερμό δηλαδή ώστε να εκπέμπει θερμικές ακτίνες X. Διαστημικά τηλεσκόπια ακτίνων X, όπως τα «Αϊνστάιν» και «Τσάντρα», έχουν καταγράψει εκπομπές διάχυτων ακτίνων Χ σε μερικές περιοχές αστρογενέσεως, με σημαντικότερες το Νεφέλωμα του Ωρίωνα (Μ42), το M17 και το Νεφέλωμα της Τρόπιδος.[24] Το θερμό αέριο παρέχεται πιθανώς από τους ισχυρούς αστρικούς ανέμους από αστέρες τύπου O και μπορεί να θερμαίνεται από υπερηχητικά κρουστικά κύματα στους ανέμους αυτούς, από τις συγκρούσεις μεταξύ ανέμων διαφορετικών αστέρων, ή από συγκρουόμενους ανέμους που κατευθύνονται από μαγνητικά πεδία. Αυτό το πλάσμα θα διασταλεί ταχύτατα, γεμίζοντας τις διαθέσιμες κοιλότητες των μοριακών νεφών. Θα διαρρεύσει επίσης από ανοίγματα στην περιφέρεια της περιοχής H II, κάτι που φαίνεται να συμβαίνει στο M17.[25]

Από χημικής απόψεως, οι περιοχές H II αποτελούνται κατά 90% περίπου από υδρογόνο. Η ισχυρότερη γραμμή εκπομπής του υδρογόνου στα 656,3 nm προσδίδει στις περιοχές H II το χαρακτηριστικό τους κόκκινο χρώμα. Εκτός από υδρογόνο, περιέχουν ήλιο (He) και ίχνη βαρύτερων στοιχείων. Στον Γαλαξία μας, η περιεκτικότητα των περιοχών H II σε βαρύτερα του He στοιχεία μειώνεται με την άυξηση της αποστάσεως από το γαλαξιακό κέντρο.[26] Αυτό ερμηνεύεται από το ότι κατά τη διάρκεια της ζωής του Γαλαξία οι ρυθμοί αστρογενέσεως υπήρξαν μεγαλύτεροι στις πυκνότερες περιοχές κοντά στο κεντρικό εξόγκωμα, με αποτέλεσμα μεγαλύτερο εμπλουτισμό αυτών των περιοχών του διαστρικού χώρου με προϊόντα από την αστρική πυρηνοσύνθεση.

Πλήθος και κατανομή

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
«Κομπολόγια» κόκκινων περιοχών H II σημαδεύουν τους σπειροειδείς βραχίονες του Γαλαξία της Δίνης.

Οι περιοχές H II βρίσκονται μόνο σε σπειροειδείς γαλαξίες όπως ο δικός μας και σε ανώμαλους γαλαξίες. Δεν παρατηρούνται σχεδόν ποτέ σε ελλειπτικούς γαλαξίες. Στους ανώμαλους γαλαξίες μπορεί να βρίσκονται οπουδήποτε μέσα στον γαλαξία, αλλά στους σπειροειδείς γαλαξίες απαντώνται κυρίως μέσα στους σπειροειδείς βραχίονες. `Ενας μεγάλος σπειροειδής γαλαξίας μπορεί να περιέχει χιλιάδες περιοχές H II.[19]

Ο απώτερος λόγος για τον οποίο οι περιοχές H II σπανίως εμφανίζονται σε ελλειπτικούς γαλαξίες είναι (κατά πολλούς αστρονόμους) ότι οι γαλαξίες αυτοί πιστεύεται πως σχηματίζονται από συγχωνεύσεις άλλων γαλαξιών.[27] Σε σμήνη γαλαξιών τέτοιες συγχωνεύσεις είναι σχετικώς συχνές. Κατά τη σύγκρουση δύο γαλαξιών, οι αστέρες τους σπανίως συγκρούονται, αλλά τα GMC και οι περιοχές H II αυτών των γαλαξιών διαταράσσονται οξύτατα.[27] Υπό αυτές τις συνθήκες, πυροδοτείται άφθονη αστρογένεση, με τέτοιους ρυθμούς, ώστε το περισσότερο διάχυτο αέριο των γαλαξιών μετατρέπεται σε αστέρεςμ αντί του ποσοστού 10% ή λιγότερο που προαναφέρθηκε.

Ο ελλειπτικός γαλαξίας που προκύπτει από τη συγχώνευση έχει επομένως πολύ λίγο διαθέσιμο αέριο και έτσι δεν μπορούν πλέον να σχηματισθούν περιοχές H II.[27] Παρατηρήσεις κατά τον 21ο αιώνα έδειξαν ότι υπάρχουν και ελάχιστες περιοχές H II έξω από κάθε είδους γαλαξία. Αυτές οι διαγαλαξιακές περιοχές H II ίσως να είναι τα υπολείμματα παλιρροιακών αποσπάσεων από μικρούς γαλαξίες, ενώ σε κάποιες περιπτώσεις ίσως αντιπροσωπεύουν μία νέα γενεά αστέρων σε μόλις αποκτηθέν διάχυτο αέριο από έναν γαλαξία.[28]

Μορφολογία

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Δείτε επίσης: Σφαίρα Στρέμγκρεν

Ανεξαρτήτως διαστάσεων, οι περιοχές H II είναι συνήθως ανομοιογενείς, με πολλά πυκνώματα της ύλης τους.[4] Ο κάθε αστέρας μέσα σε μία περιοχή H II ιονίζει έναν χονδρικά σφαιρικό όγκο (γνωστό ως Σφαίρα Στρέμγκρεν) του γύρω του αερίου, αλλά ο συνδυασμός των σφαιρών αυτών ιονισμού από πολλούς αστέρες μέσα στην περιοχή H II και η επέκταση του θερμασμένου νεφελώματος στο τριγύρω διαστρικό μέσο (αέριο) δημιουργεί απότομες βαθμίδες πυκνότητας, που έχουν ως αποτέλεσμα σύνθετες μορφές.[29] Οι εκρήξεις υπερκαινοφανών μπορούν επίσης να «σμιλεύουν» τις περιοχές H II. Σε κάποιες περιπτώσεις ο σχηματισμός ενός μεγάλου αστρικού σμήνους μέσα στην περιοχή H II δημιουργεί κοιλότητα «εκ των έσω». Αυτό παρατηρείται στο NGC 604, μια γιγαντιαία περιοχή H II στον Γαλαξία του Τριγώνου.[30]

Αξιόλογες περιοχές H II

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Απεικόνιση στο ορατό φως (αριστερά) του Νεφελώματος του Ωρίωνα δείχνει νέφη αερίου και σκόνης. Απεικόνιση στο υπέρυθρο (δεξιά) αποκαλύπτει νέους αστέρες στο εσωτερικό τους.

Αξιοσημείωτες περιοχές H II του Γαλαξία μας είναι το Μέγα Νεφέλωμα του Ωρίωνα (Μ42), το Νεφέλωμα της Τρόπιδος και το NGC 7822 (σύμπλεγμα της ομάδας OB OB4 Κηφέως και του ανοικτού σμήνους Berkeley 59 με το νεφέλωμα Sharpless 171).[31] Το Μ42, περίπου 1.500 έτη φωτός από τη Γη, αποτελεί τμήμα του OMC-1, ενός γιγάντιου μοριακού νέφους που, αν ήταν ορατό, θα κατελάμβανε το μεγαλύτερο μέρος του αστερισμού Ωρίωνα.[9] Το Νεφέλωμα της Αλογοκεφαλής και ο Βρόχος του Μπάρναρντ είναι δύο άλλα φωτιζόμενα τμήματα του OMC-1. Το Μ42 είναι στην πραγματικότητα ένα σχετικώς λεπτό στρώμα ιονισμένου αερίου στο εξωτερικό σύνορο του OMC-1. Οι αστέρες στο Σμήνος του Τραπεζίου, και ιδίως ο θ1 Ωρίωνα, ευθύνονται για τον ιονισμό αυτόν.[9]

Το Μέγα Νέφος του Μαγγελάνου, δορυφόρος γαλαξίας του δικού μας σε απόσταση 160 χιλιάδες έτη φωτός από τη Γη, περιέχει μία γιγαντιαία περιοχή H II, γνωστή ως Νεφέλωμα «Ταραντούλα» ή 30 Δοράδος. Με διαστάσεις περί τα 650 έτη φωτός, η «Ταραντούλα» είναι η μεγαλύτερης μάζας και δεύτερη μεγαλύτερη σε διαστάσεις περιοχή H II σε ολόκληρη την Τοπική ομάδα γαλαξιών.[32] Είναι πολύ μεγαλύτερη από το Νεφέλωμα του Ωρίωνος και παράγει χιλιάδες αστέρες, ορισμένους με μάζες εκατονταπλάσιες και πλέον της ηλιακής. Αν το Νεφέλωμα «Ταραντούλα» ήταν τόσο κοντά στη Γη όσο το Νεφέλωμα του Ωρίωνα, θα έλαμπε τόσο φωτεινά όσο και η πανσέληνος στον νυκτερινό ουρανό. Ο Υπερκαινοφανής 1987A εξερράγη στην περιφερειακή περιοχή της «Ταραντούλας».[29]

Μια άλλη τεράστια περιοχή H II είναι η NGC 604 στον σπειροειδή γαλαξία M33, που απέχει 2,66 εκατομμύρια έτη φωτός. Με διαστάσεις περίπου 800 × 830 έτη φωτός, η NGC 604 είναι λίγο μεγαλύτερη από το νεφέλωμα «Ταραντούλα», αλλά έχει μικρότερη μάζα. Περιέχει περί τους 200 θερμούς αστέρες OB και Wolf-Rayet, οι οποίοι θερμαίνουν το αέριο της περιοχής σε εκατομμύρια βαθμούς, παράγοντας έτσι ισχυρές εκπομπές ακτίνων X. Η συνολική μάζα του καυτού αερίου στην περιοχή NGC 604 είναι σχεδόν 6 χιλιάδες ηλιακές μάζες.[30]

Τρέχουσα έρευνα

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Το Τρισχιδές νεφέλωμα σε διάφορα μήκη κύματος ακτινοβολίας

Καθώς συμβαίνει και με τα πλανητικά νεφελώματα, οι εκτιμήσεις της χημικής συστάσεως των περιοχών H II είναι αβέβαιες.[33] Υπάρχουν δύο διαφορετικοί τρόποι για τον προσδιορισμό της περιεκτικότητας των βαρύτερων του He στοιχείων σε νεφελώματα, που βασίζονται σε διαφορετικά είδη φασματικών γραμμών, και κάποτε υπάρχουν μεγάλες ασυμφωνίες ανάμεσα στα αποτελέσματα που λαμβάνονται με χρήση εκάστης των μεθόδων.[32] Μερικοί αστροφυσικοί το αποδίδουν στην παρουσία μικρών διακυμάνσεων της θερμοκρασίας μέσα σε περιοχές H II, ενώ άλλοι υποστηρίζουν πως οι ασυμφωνίες είναι υπερβολικά μεγάλες ώστε να μπορούν να ερμηνευθούν από θερμοκρασιακές διαφορές και προτείνουν την ύπαρξη ψυχρών κόμβων, που περιέχουν πολύ λίγο υδρογόνο.[33]

Οι λεπτομέρειες της γενέσεως αστέρων μεγάλης μάζας μέσα σε περιοχές H II δεν είναι ακόμα καλά γνωστές. Δύο κυρίως προβλήματα παρεμποδίζουν την έρευνα σε αυτό το θέμα. Πρώτον, οι αποστάσεις από τη Γη είναι μεγάλες, με την εγγύτερη περιοχή H II (το Νεφέλωμα Καλιφόρνια) να υπερβαίνει σε απόσταση τα 1.000 έτη φωτός[34], ενώ άλλες περιοχές H II είναι πολύ μακρύτερα. Δεύτερον, η δημιουργία αυτών των αστέρων αποκρύπτεται από σκόνη, τόσο ώστε οι παρατηρήσεις στο ορατό φως να είναι αδύνατες. Τα ραδιοκύματα και το υπέρυθρο φως μπορούν να διασχίσουν τη σκόνη, αλλά οι νεαρότεροι αστέρες ίσως να μην εκπέμπουν αρκετή ισχύ σε αυτά τα μήκη κύματος.

Δείτε επίσης

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]


Παραπομπές

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  1. ↑ Ian Ridpath (2012). A Dictionary of Astronomy: H II region (2η έκδοση). Oxford University Press. ISBN 9780199609055. Ανακτήθηκε στις 24 Δεκεμβρίου 2015. 
  2. ↑ «Thermal Radio Emission from HII Regions». National Radio Astronomy Observatory (US). Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 27 Σεπτεμβρίου 2016. Ανακτήθηκε στις 7 Οκτωβρίου 2016. 
  3. ↑ Harrison, T.G. (1984). «The Orion Nebula—where in History is it». Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 25: 65–79. Bibcode: 1984QJRAS..25...65H. 
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 4,6 Anderson, L.D.; Bania, T.M.; Jackson, J.M. (2009). «The molecular properties of galactic HII regions». The Astrophysical Journal Supplement Series 181 (1): 255–271. doi:10.1088/0067-0049/181/1/255. Bibcode: 2009ApJS..181..255A. 
  5. ↑ Jones, Kenneth Glyn (1991). Messier's nebulae and star clusters. Cambridge University Press. σελ. 157. ISBN 978-0-521-37079-0. 
  6. ↑ Ridpath, Ian (2012). «Diffuse nebula». A dictionary of astronomy. Οξφόρδη: Oxford University Press. ISBN 978-0-19-960905-5. (Απαιτείται συνδρομή (help)). 
  7. ↑ Huggins, W.; Miller, W.A. (1864). «On the Spectra of some of the Nebulae». Philosophical Transactions of the Royal Society of London 154: 437–444. doi:10.1098/rstl.1864.0013. Bibcode: 1864RSPT..154..437H. 
  8. ↑ Bowen, I.S. (1928). «The origin of the nebular lines and the structure of the planetary nebulae». Astrophysical Journal 67: 1–15. doi:10.1086/143091. Bibcode: 1928ApJ....67....1B. https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1928-01_67_1/page/1. 
  9. ↑ 9,0 9,1 9,2 9,3 9,4 O'Dell, C.R. (2001). «The Orion Nebula and its associated population» (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics 39 (1): 99–136. doi:10.1146/annurev.astro.39.1.99. Bibcode: 2001ARA&A..39...99O. http://astro.if.ufrgs.br/evol/bib/odell.pdf. 
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 Pudritz, Ralph E. (2002). «Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses». Science 295 (5552): 68–75. doi:10.1126/science.1068298. PMID 11778037. Bibcode: 2002Sci...295...68P. http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/295/5552/68. 
  11. ↑ Franco, J.; Tenorio-Tagle, G.; Bodenheimer, P. (1990). «On the formation and expansion of H II regions». Astrophysical Journal 349: 126–140. doi:10.1086/168300. Bibcode: 1990ApJ...349..126F. https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1990-01-20_349_1/page/n129. 
  12. ↑ Alvarez, M.A.; Bromm, V.; Shapiro, P.R. (2006). «The H II Region of the First Star». Astrophysical Journal 639 (2): 621–632. doi:10.1086/499578. Bibcode: 2006ApJ...639..621A. 
  13. ↑ Bok, Bart J.; Reilly, Edith F. (1947). «Small Dark Nebulae». Astrophysical Journal 105: 255–257. doi:10.1086/144901. Bibcode: 1947ApJ...105..255B. https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1947-03_105_2/page/255. 
  14. ↑ Bok, Bart J. (1948). «Dimension and Masses of Dark Nebulae». Harvard Observatory Monographs (7): 53–72. Bibcode: 1948HarMo...7...53B. http://adsabs.harvard.edu/abs/1948HarMo...7...53B. 
  15. ↑ Yun, J.L.; Clemens, D.P. (1990). «Star formation in small globules – Bart Bok was correct». Astrophysical Journal 365: 73–76. doi:10.1086/185891. Bibcode: 1990ApJ...365L..73Y. https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1990-12-10_365_1/page/n76. 
  16. ↑ Stahler, S.· Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Wiley VCH. doi:10.1002/9783527618675. ISBN 978-3-527-61867-5. 
  17. ↑ Ricci, L.; Robberto, M.; Soderblom, D.R. (2008). «The Hubble Space Telescope/advanced Camera for Surveys Atlas of Protoplanetary Disks in the Great Orion Nebula». Astronomical Journal 136 (5): 2136–2151. doi:10.1088/0004-6256/136/5/2136. Bibcode: 2008AJ....136.2136R. https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2008-11_136_5/page/2136. 
  18. ↑ O'dell, C.R.; Wen, Zheng (1994). «Post refurbishment mission Hubble Space Telescope images of the core of the Orion Nebula: Proplyds, Herbig-Haro objects, and measurements of a circumstellar disk». Astrophysical Journal 436 (1): 194–202. doi:10.1086/174892. Bibcode: 1994ApJ...436..194O. 
  19. ↑ 19,0 19,1 Flynn, Chris (2005). «Lecture 4B: Radiation case studies (HII regions)». Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 21 Αυγούστου 2014. Ανακτήθηκε στις 14 Μαΐου 2009. 
  20. ↑ Kobulnicky, Henry A.; Johnson, Kelsey E. (1999). «Signatures of the Youngest Starbursts: Optically Thick Thermal Bremsstrahlung Radio Sources in Henize 2–10». Astrophysical Journal 527 (1): 154–166. doi:10.1086/308075. Bibcode: 1999ApJ...527..154K. https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1999-12-10_527_1/page/n157. 
  21. ↑ Heiles, C.; Chu, Y.-H.; Troland, T.H. (1981). «Magnetic field strengths in the H II regions S117, S119, and S264». Astrophysical Journal Letters 247: L77–L80. doi:10.1086/183593. Bibcode: 1981ApJ...247L..77H. 
  22. ↑ Carlqvist, P.; Kristen, H.; Gahm, G.F. (1998). «Helical structures in a Rosette elephant trunk». Astronomy and Astrophysics 332: L5–L8. Bibcode: 1998A&A...332L...5C. 
  23. ↑ «Into the storm». www.spacetelescope.org. Ανακτήθηκε στις 5 Σεπτεμβρίου 2016. 
  24. ↑ Townsley, L.K. (2011). «The Chandra Carina Complex Project: Deciphering the Enigma of Carina's Diffuse X-ray Emission». The Astrophysical Journal Supplement 194 (1): 15. doi:10.1088/0067-0049/194/1/15. Bibcode: 2011ApJS..194...15T. 
  25. ↑ Townsley, L.K. (2003). «10 MK Gas in M17 and the Rosette Nebula: X-Ray Flows in Galactic H II Regions». The Astrophysical Journal 593 (2): 874–905. doi:10.1086/376692. Bibcode: 2003ApJ...593..874T. 
  26. ↑ Shaver, P.A.; McGee, R.X.; Newton, L.M.; Danks, A.C.; Pottasch, S.R. (1983). «The galactic abundance gradient». MNRAS 204: 53–112. doi:10.1093/mnras/204.1.53. Bibcode: 1983MNRAS.204...53S. 
  27. ↑ 27,0 27,1 27,2 Hau, George K.T.; Bower, Richard G.; Kilborn, Virginia (2008). «Is NGC 3108 transforming itself from an early- to late-type galaxy – an astronomical hermaphrodite?». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 385 (4): 1965–72. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12740.x. Bibcode: 2008MNRAS.385.1965H. 
  28. ↑ Oosterloo, T.· Morganti, R.· Sadler, E.M.· Ferguson, A.· van der Hulst, J.M.· Jerjen, H. (2004). «Tidal Remnants and Intergalactic HII Regions». Στο: P.-A. Duc· J. Braine· E. Brinks, επιμ. International Astronomical Union Symposium. 217. Astronomical Society of the Pacific. arXiv:astro-ph/0310632 Ελεύθερα προσβάσιμο. Bibcode:2004IAUS..217..486O. 
  29. ↑ 29,0 29,1 Townsley, Leisa K.; Broos, Patrick S.; Feigelson, Eric D. (2008). «A Chandra ACIS Study of 30 Doradus. I. Superbubbles and Supernova Remnants». The Astronomical Journal 131 (4): 2140–2163. doi:10.1086/500532. Bibcode: 2006AJ....131.2140T. 
  30. ↑ 30,0 30,1 Tullmann, Ralph; Gaetz, Terrance J.; Plucinsky, Paul P. (2008). «The chandra ACIS survey of M33 (ChASeM33): investigating the hot ionized medium in NGC 604». The Astrophysical Journal 685 (2): 919–932. doi:10.1086/591019. Bibcode: 2008ApJ...685..919T. 
  31. ↑ Majaess, D. J.; Turner, D.; Lane, D.; Moncrieff, K. (2008). «The Exciting Star of the Berkeley 59/Cepheus OB4 Complex and Other Chance Variable Star Discoveries». The Journal of the American Association of Variable Star Observers 36 (1): 90. Bibcode: 2008JAVSO..36...90M. 
  32. ↑ 32,0 32,1 Lebouteiller, V.; Bernard-Salas, J.; Plucinsky, Brandl B. (2008). «Chemical composition and mixing in giant HII regions: NGC 3603, Doradus 30, and N66». The Astrophysical Journal 680 (1): 398–419. doi:10.1086/587503. Bibcode: 2008ApJ...680..398L. 
  33. ↑ 33,0 33,1 Tsamis, Y.G.; Barlow, M.J.; Liu, X-W. (2003). «Heavy elements in Galactic and Magellanic Cloud H II regions: recombination-line versus forbidden-line abundances». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 338 (3): 687–710. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06081.x. Bibcode: 2003MNRAS.338..687T. 
  34. ↑ Straizys, V.; Cernis, K.; Bartasiute, S. (2001). «Interstellar extinction in the California Nebula region». Astronomy & Astrophysics 374 (1): 288–293. doi:10.1051/0004-6361:20010689. Bibcode: 2001A&A...374..288S. 

Εξωτερικοί σύνδεσμοι

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Ανακτήθηκε από "https://el.wikipedia.org/w/index.php?title=Περιοχή_H_II&oldid=10871011"