Région de H II

Un H ; II la région est un nuage du gaz rougeoyant et du plasma , parfois plusieurs centaines d'années-lumière de à travers, dans lesquelles la formation d'étoile a lieu. Le jeune, les étoiles chaudes et bleues qui ont formé du gaz émettent des quantités copieuses de lumière ultra-violette du , ionisant la nébuleuse les entourant.

H ; Les régions II peuvent donner naissance aux milliers d'étoiles pendant plusieurs million d'ans. En fin de compte, les explosions de la supernova et les vents stellaires fort des étoiles les plus massives dans le faisceau d'étoile en résultant disperseront les gaz du H ; Région II, laissant un faisceau tel que le Pleiades .

H ; Les régions II sont appelées pour le grand nombre d'hydrogène atomique du de ionisé par qu'elles contiennent, désigné sous le nom du H ; II par les astronomes ( H de ; I région étant hydrogène actif neutre du , et H₂ étant hydrogène moléculaire du ). H ; Les régions II peuvent être vues dehors aux distances considérables dans l'univers, et à l'étude de H extragalactique ; Les régions II est importante en déterminant la distance et la composition chimique d'autres galaxies .

Observations

Quelques uns du H le plus lumineux ; Les régions II sont évidentes à l'oeil nu . Cependant, aucun ne semble avoir été noté avant l'arrivée du télescope en XVIIème siècle tôt . Même le Galilée n'a pas noté la nébuleuse d'Orion de quand il a observé la première fois le faisceau d'étoile dans lui (précédemment catalogué comme étoile, θ simples Orionis, par Johann Bayer ). Le français Nicolas-Claude Fabri de Peiresc d'observateur est crédité de la découverte de la nébuleuse d'Orion dans le 1610 . Depuis cette observation tôt un grand nombre H ; Les régions II ont été découvertes dans notre galaxie et d'autres.

Le William Herschel a observé la nébuleuse d'Orion dans le 1774 , et l'a décrite comme " ; le une brume ardente non formée, le matériel chaotique du futur expose au soleil le " de ;. La confirmation de cette hypothèse a dû attendre encore cent ans, quand le William Huggins (aidé par son Mary Huggins d'épouse) a tourné son spectroscope sur de diverses nébuleuses. Certains, tels que la nébuleuse d'Andromeda de , ont eu des spectres tout à fait semblables à ceux des étoiles et avéré être des centaines se composantes des galaxies de millions de différentes étoiles. D'autres ont regardé très différents. Plutôt qu'un continuum fort avec des raies d'absorption superposées, la nébuleuse d'Orion et d'autres objets semblables ont montré que seulement un nombre restreint de lignes d'émission le plus lumineux de ces derniers étaient à une longueur d'onde de 500.7 ; Nanometres qui n'a pas correspondu à une ligne d'aucun élément chimique connu . D'abord lui a été présumé que la ligne pourrait être due à un élément inconnu, qui a été appelé &ndash de Nebulium ; une idée semblable avait mené à la découverte de l'hélium par l'analyse le spectre de s de Sun du 'dans le 1868 .

Cependant, alors que l'hélium était isolé sur terre peu après sa découverte dans le spectre du soleil, Nebulium n'était pas. Au 20ème siècle tôt, le Henry Norris Russell a proposé que plutôt qu'étant un nouvel élément, la ligne à 500.7 ; le nanomètre était dû à un élément familier en conditions peu familières.

Les physiciens ont montré dans les années 20 qu'en gaz extrêmement - aux basses densités , les électrons peuvent peupler les forces métastables de du excited en atomes et ions ce qui à des densités plus élevées sont rapidement De-excited par des collisions. Les transitions d'électron de ces niveaux en oxygène doublement ionisé du provoquent le 500.7 ; ligne de nanomètre. Ces raies spectrales , qui peuvent seulement être vues en gaz de densité très faible, s'appellent les lignes interdites par les observations que spectroscopiques ont ainsi prouvé que des nébuleuses ont été faites de gaz extrêmement raréfié.

Pendant le 20ème siècle , les observations ont montré ce H ; Les régions II ont souvent contenu le chaud, les étoiles lumineuses . Ces étoiles sont beaucoup de fois plus massives que le Sun , et sont les étoiles court-vécues, avec des vies totales de quelques million d'années seulement (comparées aux étoiles comme le Sun, qui vivent pendant plusieurs milliard d'années). Par conséquent on l'a conjecturé que H ; Les régions II doivent être des régions dans lesquelles les nouvelles étoiles formaient. Pendant plusieurs million d'ans, un faisceau des étoiles formera hors d'un H ; Région II, avant que pression de rayonnement des causes en résultant de jeunes étoiles chaudes la nébuleuse de disperser. Le Pleiades sont un exemple d'un faisceau qui « a bouilli loin » le H ; Région II dont elle a formé. Seulement une trace de la nébulosité de réflexion de demeure.

Origine et vie

Le précurseur à un H ; La région II est un nuage moléculaire géant (GMC) de . Un GMC est très un frais (10&ndash ; 20 ; K ) et nuage dense consistant la plupart du temps en hydrogène moléculaire . GMCs peut exister dans un état stable pendant de longues périodes, mais dans des ondes chocs dues aux collisions des supernovas entre les nuages, et les interactions magnétiques peuvent tout déclencher l'effondrement d'une partie du nuage. Quand ceci se produit, par l'intermédiaire d'un processus de l'effondrement et de la fragmentation du nuage, les étoiles sont nées (voir l'évolution stellaire pour une description plus prolongée).

Car les étoiles sont nées dans un GMC, le plus massif atteindra les températures assez chaudes au ionise le gaz environnant. Peu après la formation d'un champ de rayonnements ionisants, les photons énergiques créent un avant d'ionisation, qui balaye par le gaz environnant aux vitesses supersoniques du . De plus en plus aux distances de l'étoile s'ionisante, l'avant d'ionisation ralentit, alors que la pression du gaz nouvellement ionisé fait augmenter le volume ionisé. Par la suite, l'avant d'ionisation ralentit aux vitesses subsoniques du , et est rattrapé par l'avant de choc provoqué par l'expansion de la nébuleuse. Le H ; La région II a été née.

La vie d'un H ; La région II est de l'ordre de quelques million d'années. La pression de rayonnement des jeunes étoiles chaudes conduira par la suite la majeure partie du gaz loin. En fait, le processus entier tend à être très inefficace, à moins de 10 pour cent du gaz dans le H ; La région II façonnant en des étoiles avant le repos est soufflée partie. Contribuent également à la perte de gaz les explosions de supernova des étoiles les plus massives, qui se produiront après seulement 1&ndash ; 2 millions d'ans.

Pépinières stellaires

La naissance réelle des étoiles dans H ; Les régions II est cachées de nous par les nuages denses du gaz et de la poussière qui entourent les étoiles naissantes. Il est seulement quand la pression de rayonnement d'une étoile conduit loin son « cocon » ce il devient évidente. Avant puis, les régions denses qui contiennent les nouvelles étoiles sont souvent vues en silhouette contre le reste du &mdash ionisé de nébuleuse ; ces pièces rapportées foncées sont connues en tant que globules de Bok de après le Bart Bok d'astronome, qui a proposé dans les années 40 qu'elles pourraient être les lieux de naissance stellaires.

La confirmation de l'hypothèse de Bok a dû attendre jusqu'au 1990, quand les observations infrarouges du ont finalement pénétré la poussière épaisse des globules de Bok pour indiquer de jeunes objets stellaires en dedans. On le pense maintenant qu'un globule typique de Bok contient les environ 10 masses solaires de matériel dans une région au sujet d'une année-lumière ou tellement à travers, et que les globules de Bok ont le plus généralement comme conséquence la formation des systèmes de double ou multiple étoile.

Aussi bien qu'être le lieu de naissance des étoiles, H ; Les régions II montrent également l'évidence pour contenir les systèmes planétaires. Le télescope spatial de Hubble de a indiqué des centaines de disques protoplanetary ( Proplyds de dans la nébuleuse d'Orion. Au moins la moitié des étoiles de jeunes dans la nébuleuse d'Orion sont évident pour près entouré par des disques du gaz et de la poussière, pensée pour contenir beaucoup de fois autant matière qu'être nécessaire pour créer un système planétaire comme nos propres.

Caractéristiques

Caractéristiques physiques

H ; Les régions II varient considérablement dans leurs propriétés physiques. Elles s'étendent dans la taille des régions ultra-compactes du soi-disant peut-être seulement une année-lumière ou moins de à travers, à H géant ; Régions II plusieurs centaines d'années-lumière à travers. Leur taille est également connue comme le rayon de Stromgren de et dépend essentiellement de l'intensité de la source des photons s'ionisants et de la densité de la région. Leurs densités s'étendent de au-dessus de million de particules par ³ de cm dans le H ultra-compact ; Régions II seulement à quelques particules par ³ de cm dans les plus grandes et les plus prolongées régions. Ceci implique les masses totales entre le ² peut-être 10 et les masses 10⁵ solaires.

Selon la taille d'un H ; La région II là peut être quelque chose jusqu'à plusieurs mille étoiles dans elle. Ceci fait H ; Régions II beaucoup plus compliquées pour comprendre que les nébuleuses planétaires qui ont seulement une source s'ionisante centrale. Typiquement, bien que, H ; Les régions II sont aux températures de l'ordre de 10,000 ; K. Elles sont la plupart du temps ionisés par , et le gaz ionisé (plasma ) peut contenir les champs magnétiques avec des forces de plusieurs dizaines de microgauss (plusieurs Nanoteslas . Des champs magnétiques sont produits en déplaçant les charges électriques dans le plasma, et quelques observations ont suggéré que les régions de H II contiennent également les champs électriques

Chimiquement, H ; Les régions II se composent de l'hydrogène environ de 90%. La ligne d'émission la plus forte d'hydrogène à 656.3 ; le nanomètre donne H ; Régions II leur couleur rouge caractéristique. La majeure partie du reste d'un H ; La région II se compose de l'hélium , avec des traces des éléments plus lourds. À travers la galaxie, on le constate que la quantité d'éléments lourds dans H ; Les régions II diminue avec l'augmentation de la distance du centre galactique. C'est parce qu'au-dessus de la vie de la galaxie, les taux de formation d'étoile ont été plus grands dans les régions Centre plus denses, ayant pour résultat un plus grand enrichissement du milieu interstellaire avec les produits du Nucleosynthesis .

Nombres et distribution

H ; Les régions II sont trouvées seulement dans les galaxies en spirale comme nos galaxies irrégulières de propres et de . Elles ne sont jamais vues dans les galaxies elliptiques . Dans les galaxies irrégulières, elles peuvent être trouvées dans toute la galaxie, mais dans les spirales elles sont presque invariablement trouvées avec les bras en spirale. Une grande galaxie en spirale peut contenir des milliers de H ; Régions II.

La raison H ; Les régions II ne sont pas vues dans les galaxies elliptiques est que des ellipticals sont censés pour former par des fusions de galaxie. Dans les faisceaux de galaxie de de telles fusions sont fréquentes. Quand les galaxies se heurtent, les différentes étoiles ne se heurtent presque jamais, mais le GMCs et le H ; Les régions II dans les galaxies se heurtantes sont sévèrement agitated. Dans ces conditions, d'énormes éclats de formation d'étoile sont déclenchés, ainsi le rapid que la majeure partie du gaz est converti en étoiles plutôt que la normale 10 pour cent ou moins. Des galaxies subissant une telle formation d'étoile rapide sont connues en tant que galaxies de starburst de . La galaxie elliptique de poteau-fusion a un contenu de gaz très bas, et ainsi H ; Les régions II peuvent plus ne former. 21ème Les bservations de siècle ont montré à cela un nombre très petit de H ; Les régions II existent en dehors des galaxies tout à fait. Ces H intergalactique ; Les régions II sont susceptibles d'être les restes des ruptures de marée de petites galaxies.

Morphologie

H ; Les régions II viennent dans une énorme variété de tailles. Chaque étoile dans un H ; La région II ionise une région rudement sphérique - connue sous le nom de sphère de Strömgren de - du gaz l'entourant, mais la combinaison des sphères d'ionisation des étoiles multiples dans un H ; Région II et l'expansion de la nébuleuse heated dans les gaz environnants avec de forts résultats des gradients de densité dans des formes complexes. Les explosions de supernova peuvent également sculpt H ; Régions II. Dans certains cas, la formation d'un grand faisceau d'étoile dans un H ; La région II a comme conséquence la région étant creusée dehors de. C'est la caisse pour le NGC 604 , un H géant ; Région II dans la galaxie de Triangulum de .

H notable ; Régions II

Dans notre galaxie, le H le plus connu ; Les régions II sont la nébuleuse d'Orion dans l'hémisphère nord et la nébuleuse d'Eta Carinae dans l'hémisphère sud. La nébuleuse d'Orion, qui se trouve à une distance environ de 1,500 ; les années-lumière fait partie d'un GMC qui, s'il étaient évident, remplirait majeure partie de la constellation de Orion . La nébuleuse de Horsehead de et la boucle de Barnard de sont deux autres parts lumineuses de ce nuage du gaz.

Le grand nuage de Magellanic , une galaxie satellite de la manière laiteuse , contient un H géant ; La région II a appelé la nébuleuse de Tarantula de . Cette nébuleuse est beaucoup plus grande que la nébuleuse d'Orion, et forme des milliers d'étoiles, certains avec les masses de avec 100 fois qui du soleil. Si la nébuleuse de Tarantula était aussi étroitement à la terre que la nébuleuse d'Orion, elle brillerait environ aussi brillamment que la pleine lune dans le ciel de nuit. Le SN 1987A de supernova s'est produit dans les périphéries de la nébuleuse de Tarantula.

Le NGC 604 est encore plus grand que la nébuleuse à environ 1,300 de Tarantula ; années-lumière à travers, bien qu'il contienne légèrement peu d'étoiles. Il est un du plus grand H ; Régions II dans le groupe local .

Questions actuelles dans les études de H ; Régions II

En commun avec les nébuleuses planétaires, déterminations de l'abondance d'éléments dans H ; Les régions II sont sujettes à une certaine incertitude. Il y a deux manières différentes de déterminer l'abondance de métaux (c'est-à-dire, éléments autres que l'hydrogène et l'hélium) en nébuleuses, qui se fondent sur différents types de raies spectrales, et de grandes anomalies sont parfois vues entre les résultats dérivés des deux méthodes. Quelques astronomes ont mis ceci vers le bas à la présence de petites fluctuations de la température dans H ; Régions II ; d'autres réclament que les anomalies sont trop grandes pour être expliquées par des effets de température, et présument l'existence des noeuds froids contenant l'hydrogène très petit pour expliquer les observations.

Les détails complets de la formation d'étoile massive dans H ; Les régions II ne sont pas encore bien connues. Deux problèmes majeurs entravent la recherche dans ce secteur. D'abord, la distance de la terre à grand H ; Les régions II est considérable, avec le H le plus proche ; Région II étant plus de 1.000 années-lumière loin ; l'autre H ; Les régions II sont plusieurs fois qui distancent à partir de la terre. Deuxièmement, la formation de ces étoiles est profondément obscurcie par la poussière, et les observations de lumière visible sont impossibles. La lumière par radio et infrarouge peut pénétrer la poussière, mais les plus jeunes étoiles peuvent ne pas émettre beaucoup de lumière à ces longueurs d'onde.

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