Région HII
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Une région H II (également connu sous le nom nébuleuse d'émission) est un nuage de incandescent gaz et de plasma , parfois plusieurs centaines années-lumière, dans lequel la formation des étoiles se déroule. ,, Étoiles bleues chaudes jeunes qui se sont formées à partir du gaz émettent de grandes quantités d' ultraviolets lumière, l'ionisants nébuleuse qui les entoure.
régions H II peuvent donner naissance à des milliers d'étoiles sur une période de plusieurs millions d'années. En fin de compte, de supernovae explosions et fort vents stellaires des étoiles les plus massives résultant amas d'étoiles se disperse les gaz de la région H II, laissant derrière un cluster comme les Pléiades .
Régions H II sont nommés pour la grande quantité de ionisé atomique hydrogène qu'ils contiennent, dénommée H II par les astronomes ( HI région étant neutre hydrogène atomique, et H 2 étant moléculaire hydrogène). régions H II peuvent être vus sur des distances considérables dans l'univers, et l'étude de H extragalactique des régions II est important dans la détermination de la composition chimique de la distance et d'autres galaxies .
Observations
Quelques-unes des régions les plus brillants H II sont visibles à la œil nu. Cependant, aucun ne semble avoir été remarqué avant l'avènement du télescope au début du 17e siècle. Même Galileo n'a pas remarqué la nébuleuse d'Orion quand il a observé la amas d'étoiles en son sein (auparavant catalogué comme une seule étoile, θ Orionis, par Johann Bayer). Observateur français Nicolas-Claude Fabri de Peiresc est crédité de la découverte de la nébuleuse d'Orion en 1610. Depuis cette observation au début un grand nombre de régions H II ont été découverts dans notre galaxie et d'autres.
William Herschel a observé la nébuleuse d'Orion en 1774, et l'a décrit comme "un brouillard de feu informe, la matière chaotique de futurs soleils". Confirmation de cette hypothèse a dû attendre encore cent ans, lorsque William Huggins (assisté par sa femme Mary Huggins) tourna spectroscope sur diverses nébuleuses. Certains, comme le Nébuleuse d'Andromède, avait spectres assez similaires à celles des étoiles , et se est avéré être galaxies composées de centaines de millions d'étoiles individuelles. D'autres avaient l'air très différent. Plutôt que d'une forte continuité avec des lignes d'absorption superposées, la nébuleuse d'Orion et d'autres objets similaires ont montré qu'un petit nombre de raies d'émission. Les plus brillants d'entre eux était à une longueur d'onde de 500,7 nanomètres, qui ne correspondait pas avec une ligne de tout connu élément chimique . Au début, il a émis l'hypothèse que la ligne pourrait être due à un élément inconnu, qui a été nommé Nébulium - une idée similaire avait conduit à la découverte de l'hélium à travers l'analyse de la Sun spectre s 'en 1868.
Cependant, alors que l'hélium a été isolé de la terre peu de temps après sa découverte dans le spectre du soleil, nébulium était pas. Au début du 20e siècle, Henry Norris Russell a proposé que plutôt que d'être un nouvel élément, la ligne à 500,7 nm était due à un élément familier dans des conditions inconnues.
Les physiciens ont montré dans les années 1920 que dans le gaz à très basse densité , les électrons peuvent remplir excité métastable les niveaux d'énergie dans les atomes et les ions à des densités plus élevées qui sont rapidement désexcité par collisions. transitions électroniques de ces niveaux doublement ionisé oxygène donnent lieu à la ligne de 500,7 nm. Ces raies spectrales, qui ne peuvent être vus dans les gaz de très faible densité, sont appelés lignes interdite. Les observations spectroscopiques ont ainsi montré que les nébuleuses ont été faites des gaz extrêmement raréfié.
Pendant le 20ème siècle, les observations ont montré que les régions H II contenaient souvent étoiles chaudes, lumineuses. Ces étoiles sont beaucoup plus massives que le Soleil et les étoiles sont plus courte durée, avec des durées de vie total de seulement quelques millions d'années (par rapport aux étoiles comme le Soleil, qui vivent depuis plusieurs milliards d'années). Par conséquent, il a supposé que les régions H II doivent être des régions où de nouvelles étoiles ne formaient pas. Sur une période de plusieurs millions d'années, un amas d'étoiles se forment à partir d'une région H II, avant pression de radiation des jeunes étoiles chaudes résultant provoque la nébuleuse de se disperser. Les Pléiades sont un exemple d'un cluster qui a 'évaporée' la région H II à partir de laquelle elle est formée. Seule une trace de réflexion nébulosité reste.
Origine et durée de vie
Le précurseur à une région H II est un nuage moléculaire géant (GMC). Un GMC est un très cool (10-20 K ) et dense nuage composé principalement de l'hydrogène moléculaire . MGC peut exister dans un état stable pendant de longues périodes de temps, mais les ondes de choc en raison de supernovae , les collisions entre les nuages, et les interactions magnétiques peuvent tous déclencher l'effondrement d'une partie du nuage. Lorsque cela se produit, par l'intermédiaire d'un processus d'effondrement et la fragmentation du nuage, les étoiles naissent (voir l'évolution stellaire pour une description plus longue).
Comme les étoiles naissent dans un GMC, la plus massive atteignent une température assez chaude pour ioniser le gaz environnant. Peu de temps après la formation d'un champ de rayonnement ionisant, énergiques photons créer un front d'ionisation, qui balaie à travers le gaz entourant au des vitesses supersoniques. À des distances de plus en plus de l'étoile ionisants, le front d'ionisation ralentit, tandis que la pression du gaz nouvellement ionisé provoque le volume ionisé à se développer. Finalement, le front d'ionisation ralentit à des vitesses subsoniques, et est rattrapé par le front de choc provoquée par l'expansion de la nébuleuse. La région H II est né.
La durée de vie d'une région H II est de l'ordre de quelques millions d'années. La pression de radiation des jeunes étoiles chaudes finira par conduire la plupart du gaz de suite. En fait, l'ensemble du processus a tendance à être très inefficace, avec moins de 10 pour cent du gaz dans la région H II formant en étoiles avant que le reste est emporté. A également contribué à la perte de gaz sont les explosions de supernovae des étoiles les plus massives, qui se produiront après seulement 1-2 millions d'années.
Nurseries stellaires
La naissance des étoiles réelle au sein des régions H II nous est caché par les nuages denses de gaz et de poussière qui entourent les étoiles naissantes. Ce est seulement quand la pression de radiation d'une étoile se éloigne de son «cocon» qu'il devient visible. Avant cela, les régions denses qui contiennent les nouvelles étoiles sont souvent vus en silhouette contre le reste de la nébuleuse ionisé - ces taches sombres sont connus comme Globules de Bok, d'après l'astronome Bart Bok, qui a proposé dans les années 1940 qu'ils pourraient être berceaux stellaires.
Confirmation de l'hypothèse de Bok a dû attendre jusqu'en 1990, date observations infrarouges finalement pénétré la poussière épaisse de globules de Bok à révéler jeunes objets stellaires intérieur. On croit maintenant qu'un globule de Bok typique contient environ 10 masses solaires de matière dans une région d'un-année-lumière ou alors à travers, et que les globules de Bok résultent le plus souvent dans la formation de systèmes d'étoiles doubles ou multiples.
En plus d'être le lieu de naissance des étoiles, les régions H II montrent également des preuves pour contenir les systèmes planétaires. Le télescope spatial Hubble a révélé des centaines de disques protoplanétaires ( proplyds) dans la nébuleuse d'Orion. Au moins la moitié des jeunes étoiles dans la nébuleuse d'Orion semblent être entouré par des disques de gaz et de poussière, pensé pour contenir plusieurs fois autant de matière que seraient nécessaires pour créer un système planétaire comme la nôtre.
Caractéristiques
Caractéristiques physiques
régions H II varient grandement dans leurs propriétés physiques. Ils varient en taille de régions dites ultra-compacts peut-être seulement un année-lumière ou moins partout, à H II géante régions plusieurs centaines d'années-lumière de diamètre. Leur taille est également connu comme le Strômgren rayon et dépend essentiellement de l'intensité de la source de photons ionisants et la densité de la région. Leurs densités varient de plus d'un million de particules par cm³ dans le H ultra-compact régions II à seulement quelques particules par cm³ dans les régions les plus importantes et les plus étendus. Cela implique peut-être entre les masses totales 10² et 10 5 masses solaires.
En fonction de la taille d'une région H II peut y avoir rien jusqu'à plusieurs milliers d'étoiles en son sein. Cela rend régions H II beaucoup plus compliqué à comprendre que les nébuleuses planétaires , qui ont une seule source d'ionisation central. En règle générale, cependant, les régions H II sont à des températures de l'ordre de 10 000 K. Elles sont pour la plupart ionisé et le gaz ionisé ( plasma ) peut contenir champs magnétiques avec les forces de plusieurs dizaines de microgauss (plusieurs nanoteslas). Les champs magnétiques sont produites par le déplacement des charges électriques dans le plasma, et des observations ont suggéré que les régions H II contiennent également des champs électriques .
Chimiquement, les régions H II se composent d'environ 90% d'hydrogène. La ligne d'émission la plus forte de l'hydrogène à 656,3 nm donne régions H II leur couleur rouge caractéristique. La plupart du reste d'une région H II se compose de l'hélium , avec des traces d'éléments plus lourds. À travers la galaxie, il est constaté que la quantité d'éléments lourds dans les régions H II diminue avec l'augmentation de la distance du centre galactique. Ce est parce que sur la durée de vie de la galaxie, les taux de formation des étoiles ont été plus grande dans les régions plus denses central, entraînant une plus grande enrichissement de la milieu interstellaire avec les produits de nucléosynthèse.
Nombre et la répartition
Régions H II ne se trouvent que dans galaxies spirales comme la nôtre et galaxies irrégulières. Ils ne sont jamais vus dans galaxies elliptiques. Dans les galaxies irrégulières, ils peuvent être trouvés dans toute la galaxie, mais en spirales, ils sont presque toujours trouvé avec les bras spiraux. Une grande galaxie spirale peut contenir des milliers de régions H II.
La raison régions H II ne sont pas visibles dans les galaxies elliptiques est que les galaxies elliptiques sont censés former le biais de fusions de galaxies. En amas de galaxies, ces fusions sont fréquentes. Lorsque galaxies entrent en collision, étoiles individuelles presque jamais en collision, mais les MGC et les régions de H II dans les galaxies en collision sont très agités. Dans ces conditions, d'énormes flambées de formation d'étoiles sont déclenchés, si rapide que la plupart du gaz est converti en étoiles plutôt que la normale de 10 pour cent ou moins. Galaxies subissant telle formation rapide d'étoiles sont connus comme galaxies croisées. La galaxie elliptique post-fusion a une teneur de gaz très faible, et donc les régions H II ne peut plus forme. Observations du 21e siècle ont montré qu'un très petit nombre de régions H II existe galaxies en dehors complètement. Ces régions intergalactiques H II sont susceptibles d'être les restes de perturbations de marée de petites galaxies.
Morphologie
régions H II viennent dans une grande variété de tailles. Chaque étoile dans une région H II ionise une région à peu près sphérique - connu comme un Sphère Strömgren - du gaz environnant, mais la combinaison de sphères de multiples étoiles d'ionisation dans une région H II et l'expansion de la nébuleuse chauffée en gaz environnants avec forte gradients de densité résultats dans des formes complexes. explosions de supernovae peuvent également sculpter régions H II. Dans certains cas, la formation d'un grand amas d'étoiles au sein d'un H II des résultats de la région dans la région étant creusé de l'intérieur. Ce est le cas pour NGC 604, une région géant H II dans le Galaxie du Triangle.
Régions H II notable
Notable Galactic régions H II comprennent la nébuleuse d'Orion, le Eta Carinae Nebula, et le complexe de OB4 Berkeley 59 / Céphée. La nébuleuse d'Orion, qui se trouve à une distance d'environ 1500 années-lumière fait partie d'un GMC qui, si elle était visible, permettrait de combler plus de la constellation de Orion. Le Horsehead Nebula et Boucle de Barnard sont deux autres parties éclairées de ce nuage de gaz.
Le Grand Nuage de Magellan, une galaxie satellite de la Voie Lactée , contient une région H II géante appelée Nébuleuse de la Tarentule. Cette nébuleuse est beaucoup plus grand que la nébuleuse d'Orion, et se forme des milliers d'étoiles, dont certaines avec des masses de plus de 100 fois celle du soleil. Si la Nébuleuse de la Tarentule était aussi près de la Terre que la nébuleuse d'Orion, il serait à propos de briller aussi brillamment que la pleine lune dans le ciel nocturne. La supernova SN 1987A a eu lieu dans la périphérie de la Nébuleuse de la Tarentule.
NGC 604 est encore plus grande que la nébuleuse Tarantula à environ 1300 années-lumière de diamètre, mais il contient peu moins d'étoiles. Ce est l'une des régions les plus importantes H II dans le Groupe local.
Les problèmes actuels dans les études de régions H II
Comme avec les nébuleuses planétaires, les déterminations de l'abondance des éléments dans les régions H II sont soumis à une certaine incertitude. Il ya deux façons de déterminer l'abondance des métaux (ce est, des éléments autres que l'hydrogène et l'hélium) en nébuleuses, qui reposent sur différents types de raies spectrales et de grands écarts sont parfois observées entre les résultats obtenus par les deux méthodes. Certains astronomes attribuent ce phénomène à la présence de faibles fluctuations de température au sein des régions H II; d'autres affirment que les écarts sont trop grands pour être expliqué par les effets de la température, et émettent l'hypothèse de l'existence de noeuds rhume contenant très peu d'hydrogène pour expliquer les observations.
Les détails complets de formation des étoiles massives dans les régions H II ne sont pas encore bien connus. Deux problèmes majeurs entravent la recherche dans ce domaine. Tout d'abord, la distance de la Terre à grandes régions H II est considérable, avec la région la plus proche H II étant plus de 1000 années-lumière; autres régions H II sont à plusieurs reprises que la distance de la Terre. D'autre part, la formation de ces étoiles est profondément obscurcie par de la poussière et de la lumière visible observations sont impossibles. Radio et la lumière infrarouge peuvent pénétrer la poussière, mais les plus jeunes étoiles peuvent pas émettre autant de lumière à ces longueurs d'onde.
