Область H II

Область (зона)H II, илиобласть ионизированного водорода(разновидностьэмиссионной туманности) — этооблакогорячейплазмы, достигающее нескольких сотенсветовых летв поперечнике, являющееся областью активногозвездообразования. В этой области рождаютсямолодые горячие голубовато-белыезвёзды, которые обильно излучаютультрафиолетовыйсвет, тем самымионизируяокружающую туманность.
Области H II могут рождать тысячи звёзд за период всего в несколько миллионов лет. В конце концов, взрывысверхновыхи мощныйзвёздный ветер, исходящий от наиболее массивных звёзд в образовавшемсязвёздном скоплении, рассеивают газы этой области, и она превращается в группу наподобиеПлеяд.
Эти области получили своё название из-за большого количестваионизированногоатомарноговодорода(т.е. просто смесьпротоновиэлектронов), обозначаемого астрономами как H II (область H I— зонанейтральноговодорода, а H2обозначаетмолекулярныйводород). Их можно заметить на значительных расстояниях по всейВселенной, и изучение таких областей, находящихся в другихгалактиках, важно для определения расстояния до последних, а также иххимического состава.
Несколько наиболее ярких областей H II видимыневооружённым глазом. Но, по-видимому, ни одна из них не была описана до изобретениятелескопа(в началеXVII века): две самые яркие из них — туманность Ориона иТарантул— поначалу приняли зазвёзды, обозначив первую как θ Ориона, а вторую как 30Золотой Рыбы. ПозжеГалилейописал звёздное скоплениеТрапеция, находящееся внутри туманности Ориона, но не заметил саму туманность — её первооткрывателем (в1610 году) считается французский наблюдательНиколас-Клод Фабри де Пейреск. Со времени этих ранних наблюдений внашейи других галактиках было открыто ещё множество областей H II.
В1774 годутуманность Ориона наблюдалУильям Гершель, описав её как «бесформенный огненный туман, хаотическую материю будущих солнц». Подтверждаться эта гипотеза начала лишь почти сто лет спустя, в1864 году, когдаУильям Хаггинс(при содействии своего другахимикаУильяма Миллера, жившего по соседству) исследовал с помощью своегоспектроскопанесколько разных туманностей. Некоторые, напримерТуманность Андромеды, давалиспектртакой же, как у звёзд, и оказалисьгалактиками, состоявшими из сотен миллионов отдельных звёзд.
Спектры других туманностей выглядели иначе. Вместо интенсивного непрерывного спектра с наложенными линиями поглощения,туманность Кошачий Глаз(первая исследованная Хаггинсом газовая туманность) и другие похожие объекты имели лишь небольшое количествоэмиссионных линий. Аналогичный результат был получен Хаггинсом год спустя и для туманности Ориона.Длина волнынаиболее яркой из этих линий составляла 500,7нм, что не соответствовало ни одному известномухимическому элементу. Поначалу было выдвинуто предположение, что эта линия принадлежит новому химическому элементу. Так, похожая идея при изучении спектраСолнцав1868 годупривела к открытиюгелия. Новый элемент назвалинебулием(отлат.nebula— «туманность»).
Однако, в то время как гелий, вскоре после его открытия в спектре Солнца, был выделен на Земле, небулий получен не был. В 1927 годуГенри Норрис Расселлпредположил, что длина волны 500,7 нм принадлежит скорее не новому элементу, а уже известному элементу, но находящемуся в неизвестных условиях.
Уже в том же годуАйра Спрэг Боуэнпоказал, что в газе чрезвычайно малойплотностиэлектронымогут заполнить возбуждённыйметастабильныйэнергетический уровеньатомовиионов, который при более высокой плотности теряет это свойство вследствие столкновений.Электронные переходыс одного из таких уровней вдважды ионизированномкислородеи обуславливают линию в 500,7 нм. Эти спектральные линии называютсязапрещёнными линиямии могут наблюдаться только для газов низкой плотности. Таким образом, было доказано, что туманности состоят из чрезвычайно разреженного газа.
Наблюдения в течение XX века показали, что области H II часто содержат яркие и горячие OB-звёзды. Такие звёзды во много раз массивнее Солнца, но имеют короткий срок жизни, всего несколько миллионов лет (для сравнения, продолжительность жизни звёзд наподобие Солнца — несколько миллиардов лет). Вследствие этого была предложена гипотеза, что области H II являются областями активного звездообразования. За несколько миллионов лет внутри такой области формируетсязвёздное скопление, а затемлучистое давлениеобразовавшихся горячих молодых звёзд рассеивает туманность. Если оставшееся скопление не будет достаточно массивным игравитационно связанным, оно может превратиться в так называемуюOB-ассоциацию. Примером звёздного скопления, которое «заставило улетучиться» образующую его зону H II и оставить после себя только остаткиотражательной туманности, являютсяПлеяды.
Предшественник области H II —гигантское молекулярное облако. Это очень холодное (10—20 °K) и плотное облако, состоящее, в основном, из молекулярного водорода. Такие объекты могут находиться в стабильном, «замершем» состоянии на протяжении долгого времени, ноударные волныот взрывасверхновых, «столкновения» облаковимагнитные воздействиямогут привести кколлапсучасти облака. В свою очередь, это даёт начало процессу образования звёзд в облаке (подробнее см.звёздная эволюция). Дальнейшее развитие области можно подразделить на две фазы: стадию формирования и стадию расширения.
На стадии формирования наиболее массивные звёзды внутри области достигают высоких температур, их жёсткое излучение начинаетионизироватьокружающий газ. Высокоэнергетическиефотоныраспространяются сквозь окружающее вещество сосверхзвуковой скоростью, образуяфронт ионизации. По мере удаления от звезды этот фронт замедляется из-за геометрического ослабления и процессоврекомбинациив ионизированном газе. Через некоторое время его скорость уменьшается до скорости, примерно в два раза большей звуковой. В этот момент объём горячего ионизированного газа достигаетрадиуса Стрёмгренаи под собственным давлением начинает расширяться.
Расширение порождает сверхзвуковую ударную волну, которая сжимает вещество туманности. Так как скорость фронта ионизации продолжает уменьшаться, в некоторый момент ударная волна его обгоняет; и между двумя фронтами, имеющими сферическую форму, образуется зазор, наполненный нейтральным газом. Так рождается область ионизированного водорода.
Время жизни области H II — порядка нескольких миллионов лет. Световое давление звёзд рано или поздно «выдувает» бо́льшую часть газа туманности. Весь процесс очень «неэффективен»: менее 10 % газа туманности успеют породить звёзды, пока остальной газ не «выветрится». Процессу потери газа способствуют также взрывы сверхновых среди наиболее массивных звёзд, которые начинаются уже через несколько миллионов лет после образования туманности или ещё раньше.
В простейшем случае, отдельно взятая звезда внутри туманности ионизирует почти сферическую область окружающего газа, которая называетсясферой Стрёмгрена. Но в реальных условиях взаимодействие ионизированных областей от множества звёзд, а также распространение разогретого газа в окружающее пространство с острым градиентом плотности (например, за границу молекулярного облака) определяют сложную форму туманности. На её очертания оказывают также влияние и взрывысверхновых. В некоторых случаях формирование большого звёздного скопления внутри зоны H II приводит к «опустошению» её изнутри. Такое явление, наблюдается, например, в случаеNGC 604, гигантской области H II вГалактике Треугольника.
Рождение звёзд внутри областей H II скрыто от нас толщей облаков газа и пыли, окружающих образующиеся звёзды. Только когда световое давление звезды разреживает этот своеобразный «кокон», звезда становится видимой. До этого плотные области со звёздами внутри выглядят как тёмные силуэты на фоне остальной части ионизированной туманности. Такие образования известны какглобулы Бока, в честь астрономаБарта Бока, который в1940-х годахвыдвинул идею, что они могут быть местами рождения звёзд.
Подтверждение гипотезы Бока появилось только в1990, когда учёные с помощью наблюдений винфракрасномспектре наконец смогли заглянуть через толщу этих глобул и увидеть внутри молодые звёздные объекты. Сейчас считается, что средняя глобула содержит материю массой около 10масс Солнцав пространстве около светового года в диаметре, и такие глобулы образуют потом двойные или кратные звёздные системы.
Кроме того, что области H II являются местами звездообразования, есть данные, что они могут содержать ипланетные системы.Телескоп «Хаббл»нашёл сотнипротопланетных дисковв туманности Ориона. По крайней мере половина молодых звёзд в этой туманности, похоже, окружена диском из газа и пыли, который, как считается, включает даже во много раз больше вещества, чем требуется для образования планетной системы подобнойнашей.
Области H II сильно различаются по физическим параметрам. Их размеры варьируют от так называемых «ультракомпактных» (один световой год или меньше в поперечнике) до гигантских (несколько сотен световых лет). Их размер называется такжерадиусом Стремгрена, в основном он зависит от интенсивности излучения источника ионизирующих фотонов и плотности области. Плотности туманностей тоже различны: от более чем миллиона частиц на см³ в ультракомпактных — до всего лишь нескольких частиц на см³ в наиболее обширных. Общая масса туманностей, вероятно, составляет от 10² до 10солнечных масс.
В зависимости от размера области H II, количество звёзд внутри каждой из них может достигать нескольких тысяч. Поэтому структура области сложнее, чем структурапланетарных туманностей, у которых есть лишь один источник ионизации, находящийся в центре. Температура областей H II обычно достигает 10 000 K. Граница раздела области ионизованного водорода H II и нейтрального водорода H I обычно очень резкая. Ионизированный газ (плазма) может обладатьмагнитными полямисилой в нескольконанотесла. Магнитные поля образуются из-за перемещенияэлектрических зарядовв плазме, следовательно, в областях H II имеются иэлектрические токи.
Около 90 % вещества области составляетатомарный водород. Оставшуюся часть составляет, в основном,гелий, а более тяжёлые элементы представлены в незначительных количествах. Замечено, что чем дальше отцентра галактикирасположена область, тем меньше в её составе доля тяжёлых элементов. Это объясняется тем, что на всём протяжении жизни галактики в её более плотных центральных районах скорость звездообразования была выше, соответственно, быстрее происходило обогащение их продуктамиядерного синтеза.
Зоны ионизованного водорода образуются вокруг ярких O-B5 звезд с мощным потоком излучения вультрафиолетовом диапазоне. Ультрафиолетовые квантысерии Лайманаилаймановского континуумаионизуют водород, окружающий звезду. В процессе рекомбинации может излучиться квантсубординатной серииили лаймановский квант. В первом случае квант бесперпятственно покинет туманность, а во втором, поглотится вновь. Этот процесс описываетсятеоремой Росселанда. Таким образом, в спектре зон H II появляются яркие линии субординатных серий, особенносерии Бальмера, а также яркая линияЛайман-альфа, так как Lα-фотоныне могут переработаться в менее энергичные кванты и, в конечном счете, выходят из туманности. Большая интенсивность излучения в линииHαc длиной волны 6563 Å даёт туманностям их характерный красноватый оттенок.
Области H II обнаружены только вспиральных(таких какнаша) инеправильных галактиках; они никогда не встречались вэллиптических галактиках. В неправильных галактиках их можно обнаружить в любой её части, но в спиральных они почти всегда сосредоточены в пределах спиральных рукавов. Большая спиральная галактика может включать тысячи областей H II.
Считается, что эти области отсутствуют в эллиптических галактиках, потому что эллиптические галактики образуются вследствие столкновения других галактик. Вскоплениях галактиктакие столкновения очень часты. При этом отдельные звёзды почти никогда не сталкиваются, но большие молекулярные облака и области H II подвержены сильным возмущениям. В этих условиях инициируется сильные вспышки звёздообразования, и это происходит так быстро, что для этого вместо обычных 10 % задействуется почти всё вещество туманностей. Галактики, переживающие такой активный процесс, называютсягалактиками со вспышками звездообразования(англ.starburst galaxy). После этого в эллиптической галактике остаётся очень мало межзвёздного газа, и области H II больше не могут формироваться. Как показали современные наблюдения,межгалактическихобластей ионизированного водорода также очень мало. Такие области, скорее всего, являются остатками периодических распадов мелких галактик.
Две области H II можно сравнительно легко увидетьневооружённым глазом: этоТрапеция ОрионаиТарантул. Ещё несколько находятся на грани видимости: туманностиЛагуна,Северная Америка,Петля Барнарда— но наблюдать их можно лишь в идеальных условиях.
Гигантское молекулярноеОблако Ориона— очень сложный комплекс, включающий множество взаимодействующих областей H II и других туманностей. Это ближайшая к Солнцу «классическая» область H II. Облако находится на расстоянии примерно 1500 св. лет от нас, и, если бы было видимым, занимало бы бо́льшую площадьэтого созвездия. В его состав входит не раз упоминавшиеся туманность Ориона и Трапеция,Туманность Конская Голова, Петля Барнарда. Причём, последняя является ближайшей к нам областью H II.
Интересную, сложную структуру имеюттуманность Эты Киляи Беркли 59 / Комплекс OB4 Цефея.
Некоторые области H II обладают огромными размерами даже по галактическим меркам. Примером гигантской области H II является уже упоминавшаясятуманность ТарантулвБольшом Магеллановом Облаке. Эта туманность значительно больше туманности в Орионе и является местом рождения тысяч звёзд, некоторые из которых более чем в 100 раз массивнее Солнца. Если бы Тарантул находилась на месте туманности Ориона, она бы светила в небе почти так же ярко, какполная Луна. В окрестностях Тарантула в1987 годувспыхнула сверхноваяSN 1987A.
Ещё одним таким «гигантом» являетсяNGC 604изгалактики Треугольника: она достигает 1300 св. лет в поперечнике, хотя содержит чуть меньшее количество звёзд. Это одна из самых обширных областей H II вМестной группе галактик.
Как и дляпланетарных туманностей, точное изучениехимического составадля областей H II затруднено. Существует два различных способа определения содержания металлов (то есть других элементов помимо водорода и гелия) в туманности, которые основаны на различных типах спектральных линий. Первый метод рассматриваетрекомбинационные линии, полученные в результате воссоединения (рекомбинации) ионов с электронами; второй — запрещённые линии, источником которых служит возбуждение ионов ударами электронов (столкновительное возбуждение). По двум этим методам иногда получаются существенно различающиеся цифры. Некоторые астрономы объясняют это наличием малых температурных колебаний внутри исследуемой области; другие говорят, что различия слишком велики, чтобы их можно было объяснить такими колебаниями, и обусловливают наблюдаемый эффект присутствием в туманности облаков, заполненных холодным, разреженным газом с низким содержанием водорода и высоким содержанием тяжёлых элементов.
Кроме того, не до конца изучен процесс формирования массивных звёзд внутри области. Этому препятствуют две проблемы. Во-первых, значительное расстояние от Земли до больших областей H II: ближайшая из них находится более чем в 1000 св. годах от нас, а расстояние до других превосходит эту цифру в несколько раз. Во-вторых, образование этих звёзд скрыто от нас слоями пыли, так что наблюдения в видимом спектре невозможны.Радиоиинфракрасныелучи могут преодолеть этот заслон, но самые молодые звёзды могут и не излучать достаточно энергии на этих частотах.