H II sritis
H II sritis – atskirose emisinėse linijose švytinčių dujų ir plazmos debesis, esantis aktyvios žvaigždėdaros zonoje. Jie paprastai būna kelių šimtų šviesmečių skersmens. Jaunos, karštos OB žvaigždės, gausiai spinduliuojančios ultravioletinėje spektro dalyje jonizuoja aplink esančias dujas. H II sritys paprastai gyvuoja keletą milijonų metų. Po to dėl stipraus žvaigždinio vėjo ir supernovų sprogimų H II srities dujos yra išblaškomos ir išsklaidomos.
H II sritys taip vadinamos, kadangi jose yra daug jonizuoto atominio vandenilio. (H I sritis tai neutralaus atominio vandenilio sritys, o H2 yra molekulinio vandenilio zonos). H II zonos matomos iš labai didelių nuotolių, todėl jos yra naudojamos kitų galaktikų atstumui ir cheminei sudėčiai nustatyti.
Stebėjimai redaguoti
Nedaug H II sričių yra matoma plika akimi. Tačiau nė į vieną jų nebuvo atkreiptas dėmesys iki teleskopo išradimo 17-ame amžiuje. Net Galilėjus nepastebėjo Oriono ūko, stebėdamas žvaigždžių spiečius jame (buvo manoma, kad tai tiesiog atskira žvaigždė). Oriono ūką 1610 pirmasis atrado prancūzas Nikolas-Klaudijus Fabri-Pero. Nuo to laiko daug H II sričių atrasta mūsų ir kitose galaktikose.
Viljamas Heršelis 1774 apie Oriono ūką rašė kaip apie "nesusiformavusį ugningą rūką, chaotišką medžiagą būsimoms Saulėms formuotis". Šią hipotezę po gero šimtmečio patvirtino William Huggins, tyręs daugelio ūkų spektrus. Kai kurių "ūkų", pavyzdžiui, Andromedos ūko spektras buvo panašus į žvaigždžių (su stipriu kontinuumu - ištisiniu spektru). Tuo tarpu Oriono ūke buvo stebimas tik nedidelis skaičius emisinių linijų.[1] Ryškiausia emisinė linija buvo ties 500.7 nanometrų, kuri nesutapo nė su viena kokio nors žinomo cheminio elemento linija. Iš pradžių buvo manoma, kad tai naujo nežinomo cheminio elemento "nebulijaus" linija, nes panašiai Saulės spektre 1868 metais buvo atrastas helis.
Nors helis Žemėje buvo iš tiesų atrastas, tačiau nebulijaus rasti nepavyko. Todėl 20-ame amžiuje, Henris Noris Raselas iškėlė hipotezę, kad 500.7 nm liniją duoda koks nors žinomas elementas, tik esantis neįprastose, specifinėse sąlygose.
Apie 1920 fizikai parodė, kad dujoms esant labai retoms (beveik nėra susidūrimų tarp jų), elektronai gali užimti metastabilius energijos lygmenis, kuriuose esant didesniems tankiams dėl tarpusavio atomų susidūrimų jie ilgai negali būti.[2] Du kart jonizuoto deguonies elektronų šuoliai iš tokio tipo lygmenų kaip tik ir duos 500.7 nm liniją. Tokio tipo linijos, matomos labai išretintose dujose dar vadinamos draustinėmis linijomis.
Stebėjimai parodė, kad H II srityse dažnai randamos OB žvaigždės - daug masyvesnės, nei Saulė, gyvuojančios tik kelis milijonus metų (Saulės amžius keli milijardai metų). Taigi, jaunos žvaigždės suformuoja šiuos ūkus, kurie vėliau yra išsklaidomi. Tokio išsklaidyto ūko pavyzdys yra Sietynas - iš H II srities yra likę tik atspindžio ūko pėdsakai.
Kilmė ir gyvavimo trukmė redaguoti
H II srities pirmtakas yra molekulinis debesis - labai šaltas (10–20 K) tankus debesis, sudarytas daugiausia iš molekulinio vandenilio. Kuomet jame prasideda žvaigždėdara (spontaninė arba indukuotoji), susidariusios masyviausios žvaigždės būdamos labai karštos jonizuoja aplinkines dujas. Smarkus spinduliavimo laukas sukuria jonizacinį frontą (smūginę bangą), kuri juda viršgarsiniu greičiu. Toliau nuo žvaigždžių jonizacinis frontas lėtėja iki garso greičio. Kadangi jonizuota medžiaga būna ir labiau įkaitinta, H II sritis toliau plečiasi dėl šiluminių efektų.[3]
H II sričių gyvavimo trukmė, kaip jau buvo minėta, yra keli milijonai metų. Spindulinis slėgis galų gale išpučia visas dujas. Faktiškai dėl to žvaigždėdaros procesas yra nelabai efektyvus - tik apie 10 % dujų iš molekulinių debesų virsta žvaigždėmis. Taip pat supančią medžiagą išsklaido supernovų sprogimai, kurie pradeda vykti po 1–2 milijonų metų.
Žvaigždėdara redaguoti
Gimstančios žvaigždės paprastai tiesiogiai nestebimos. Tik kuomet spindulinis slėgis praretina ("nupučia") žvaigždę supantį apvalkalą, jos tampa matomos. Iki tol tankios sritys stebimos tik kaip tamsūs siluetai šviesių ūkų fone. Šie tamsūs dryželiai yra vadinami Boko globulėmis, astronomo Barto Boko vardu, kuris 1940 metais iškėlė hipotezę, jog jose gali formuotis žvaigždės.
Ši hipotezė buvo patvirtinta tik 1990, kuomet infraraudonieji stebėjimai įrodė prožvaigždžių buvimą globulėse. Dabar žinoma, kad tipiška Boko globulė yra ~10 Saulės masių ir maždaug šviesmečio skersmens. Tokiose globulėse paprastai formuojasi dvinarės arba daugianarės žvaigždės.[4][5][6]
Kadangi H II sritys susijusios su žvaigždėdaros sritimis, jų fone dažnai stebimi aplinkžvaigždiniai diskai, kuriuose vyksta planetų formavimosi procesai. Taip, pavyzdžiui, Hablo kosminis teleskopas nufotografavo daugybę proplanetinių diskų esančių Oriono ūke. Ne mažiau pusės jaunų žvaigždžių Orione yra apsuptos aplinkžvaigždinių diskų.
H II sričių savybės redaguoti
Morfologija redaguoti
H II sritys yra labai įvairaus dydžio - nuo vadinamųjų ultra - kompaktiškų (apie šviesmečio skersmens) iki milžiniškų H II zonų (keli šimtai šviesmečių). Taip pat skiriasi ir šių sričių tankiai - nuo kelių milijonų dalelių kubiniame centimetre ultra - kompaktinėse srityse iki tik keleto dalelių milžiniškose srityse. Iš čia gaunami ir masės įverčiai - nuo 10² iki 105 Saulės masių.
Esant pastoviam tankiui jauna žvaigždė jonizuotų aplink save apytiksliai sferinę sritį, dar vadinamą Striomgreno sfera. Realiai sričių dydžiai ir formos priklauso nuo ją jonizuojančio šaltinio šviesio ir aplinkinės medžiagos tankio pasiskirstymo. Be to tą pačią sritį gali apšviesti ne viena o daugelis žvaigždžių. Todėl H II zonas modeliuoti daug sunkiau, nei, tarkim, planetiškuosius ūkus (kurie turi tik vieną centrinį šaltinį).
H II sričių temperatūros yra apie 10000 K eilės. Kadangi jos sudarytos iš plazmos, svarbų vaidmenį jose vaidina magnetiniai laukai (stiprumas yra mikrogausų arba nanoteslų eilės).[7] Magnetinius laukus kuria judančios įelektrintos dalelės. Kai kurie stebėjimų duomenys rodo, jog H II srityse turėtų būti ir elektriniai laukai.[8]
Cheminė sudėtis redaguoti
H II sritis apie 90 % sudaro vandenilis. Stipriausia vandenilio emisijos linija ties 656.3 nm suteikia šioms sritims būdingą rausvą spalvą. Likusią srities masės dalį sudaro helis ir nedideli kiekiai sunkesnių elementų. Pastebėta, kad sunkesniųjų elementų gausa H II srityse mažėja, jei jos yra toliau nuo Galaktikos centro. Tai yra todėl, kad centrinėse tankesnėse srityse aktyvesnė žvaigždėdara ir žvaigždėse vykstančios branduolinės reakcijos labiau praturtino tarpžvaigždinę medžiagą sunkesniaisiais elementais.
Sričių skaičius ir pasiskirstymas redaguoti
H II sritys paprastai yra randamos tik spiralinėse galaktikose arba netaisyklingose galaktikose. Jų nestebima elipsinėse galaktikose. Netaisyklingose galaktikose šios sritys stebimos bet kur, o spiralinėse - daugiausiai spiralinėse vijose. Tipiška spiralinė galaktika gali turėti tūkstančius H II sričių.
H II sričių elipsinėse galaktikose nesimato dėl to, kad jose nėra dujų, iš kurių galėtų susidaryti debesys ir formuotis žvaigždės. Elipsinės galaktikos, manoma, susidariusios galaktikų susiliejimo metu. Galaktikų spiečiuose tai gana dažnas reiškinys. Susiduriant galaktikoms, atskiros žvaigždės susiduria retai, tačiau tarpžvaigždiniai debesys susidūrimų metu yra smarkiai suspaudžiami. Tokioms sąlygoms esant greiti ir efektyvūs žvaigždėdaros žybsniai paverčia žvaigždėmis daugiau nei 10 procentų tarpžvaigždinės medžiagos. Taigi, po susidūrimo susidariusioje galaktikoje tarpžvaigždinės medžiagos tankis lieka labai mažas ir žvaigždėdara nebevyksta, o tuo pat metu ir H II sritys nebegali susiformuoti.
Šiuolaikiniai stebėjimai atrado ir keletą H II sričių, esančių ne galaktikose. Manoma, kad tarpgalaktinės H II sritys yra potvyninių jėgų suplėšytų galaktikų liekanos.[9]
Žymiausios H II sritys redaguoti
Mūsų Galaktikoje žinomiausia H II zona yra Didysis Oriono ūkas, esantis už 1500 šviesmečių. Oriono ūkas yra dalis milžiniškų molekulinių debesų, užpildžiusių beveik visą Oriono žvaigždyną. Arklio galvos ūkas ir Barnardo kilpa yra šio debesų komplekso dalys.
Didysis Magelano Debesis, Paukščių Tako palydovinė galaktika, turi milžinišką H II sritį, pavadintą Tarantulo ūko vardu (NGC 2070). Šis ūkas yra daug didesnis už Oriono, jį formuoja tūkstančiai žvaigždžių su masėmis daugiau nei 100 kartų didesnėmis, nei Saulės. Jei Tarantulo ūkas atsidurtų tokiame pat atstume nuo Žemės, kaip ir Oriono ūkas, nakties danguje jis šviestų taip, tarsi Mėnulis pilnaties metu. SN 1987A supernova įsižiebė Tarantulo ūko pakraščiuose.
NGC 604 yra dar didesnis nei Tarantulo ūkas (1300 šviesmečių skersmens), stebimas Trikampio galaktikoje (M33), nors jame ir matoma daug mažiau žvaigždžių.
Šiuolaikinės problemos redaguoti
Cheminių elementų gausų H II srityse nustatymas yra susijęs su didelėmis problemomis. Nesutapimai tarp įvairiais metodais gautų elementų paplitimų aiškinami temperatūros arba cheminės sudėties fliuktuacijomis.[10]
Masyvių žvaigždžių formavimasis taip pat nėra iki galo paaiškintas procesas. Tai dėl to, kad artimiausios didelės H II sritys yra už 1000 šviesmečių. Antra vertus, besiformuojančias žvaigždes dengia tankūs dujų - dulkių debesys ir optinio diapazono šviesoje jų nesimato.
Taip pat skaitykite redaguoti
Nuorodos redaguoti
- ↑ Huggins W., Miller W.A. (1864). On the Spectra of some of the Nebulae, Philosophical Transactions of the Royal Society of London, v.154, p.437
- ↑ Bowen, I.S. (1927). The Origin of the Chief Nebular Lines, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v.39, p.295
- ↑ Franco J., Tenorio-Tagle G., Bodenheimer P. (1990). On the formation and expansion of H II regions, Astrophysical Journal, v.349, p.126
- ↑ Yun J.L., Clemens D.P. (1990). Star formation in small globules – Bart Bok was correct, Astrophysical Journal, v.365, p.73
- ↑ Clemens D.P., Yun, J.L., Heyer M.H. (1991). Bok globules and small molecular clouds – Deep IRAS photometry and (C-12)O spectroscopy, Astrophysical Journal Supplement, v.75, p.877
- ↑ Launhardt R., Sargent A.I., Henning T et al (2002). Binary and multiple star formation in Bok globules, Proceedings of IAU Symposium No. 200 on The Formation of Binary Stars. Eds Reipurth & Zinnecker, p.103
- ↑ Heiles C., Chu Y.-H., Troland T.H. (1981), Magnetic field strengths in the H II regions S117, S119, and S264, Astrophysical Journal Letters, v. 247, p. L77-L80
- ↑ Carlqvist P, Kristen H, Gahm G.F. (1998), Helical structures in a Rosette elephant trunk, Astronomy and Astrophysics, v.332, p. L5-L8
- ↑ Oosterloo T., Morganti R., Sadler E.M. et al (2004). Tidal Remnants and Intergalactic H II Regions, IAU Symposium no. 217, Sydney, Australia. Eds Duc, Braine and Brinks. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2004., p.486
- ↑ Tsamis Y.G., Barlow M.J., Liu X-W. et al (2003). Heavy elements in Galactic and Magellanic Cloud H II regions: recombination - line versus forbidden - line abundances, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, v.338, p.687