Conteúdo verificado

Região H II

Assuntos Relacionados: Espaço (Astronomia)

Fundo para as escolas Wikipédia

Esta seleção é feita para as escolas de caridade infantil leia mais . Patrocínio da criança ajuda as crianças uma a uma http://www.sponsor-a-child.org.uk/ .

NGC 604, uma região gigante H II na Galáxia de Triangulum.

Uma região de H II (também conhecido como nebulosa de emissão) é uma nuvem de incandescência de gás e plasma , às vezes várias centenas anos-luz, na qual formação de estrela está ocorrendo. Jovens, quente, estrelas azuis que se formaram a partir do gás emitem grandes quantidades de radiação ultravioleta luz, o ionizantes nebulosa em torno deles.

Regiões HII pode dar origem a milhares de estrelas ao longo de um período de vários milhões de anos. No final, supernovas explosões e forte ventos estelares das estrelas de maior massa no resultante aglomerado de estrelas vai dispersar os gases da região de H II, deixando para trás um cluster como as Plêiades .

Regiões H II são nomeados para a grande quantidade de ionizado atômica de hidrogênio que contêm, referido como H II por astrônomos ( HI região sendo neutro hidrogênio atômico, e H 2 sendo molecular de hidrogénio). Regiões HII pode ser visto fora para distâncias consideráveis no universo, eo estudo de regiões H II extragaláctica é importante para determinar a composição química de distância e outras galáxias .

Observações

Regiões escuras de formação de estrelas dentro da Nebulosa da ?guia.

Algumas das regiões mais brilhantes H II são visíveis para o olho nu. No entanto, nenhum parece ter sido notada antes do advento do telescópio no início do século 17. Mesmo Galileo não notou a Nebulosa de Orion quando observou pela primeira vez o aglomerado de estrelas dentro dela (anteriormente catalogada como uma única estrela, θ Orionis, por Johann Bayer). Observador francês Nicolas-Claude Fabri de Peiresc é creditado com a descoberta da nebulosa de Orion em 1610. Desde que a observação início de um grande número de regiões HII foram descobertos em nossa galáxia e outros.

William Herschel observou a nebulosa de Orion em 1774, e descreveu-o como "uma névoa de fogo sem forma, o material caótico de futuros sóis". A confirmação desta hipótese tiveram que esperar mais cem anos, quando William Huggins (assistido por sua esposa Mary Huggins) voltou a espectroscópio em várias nebulosas. Alguns, como o Nebulosa de Andrómeda, tinham espectros muito semelhantes às de estrelas , e acabou por ser galáxias que consistem em centenas de milhões de estrelas individuais. Outros parecia muito diferente. Ao invés de uma forte continuidade com linhas de absorção, sobreposto, a nebulosa de Orion e outros objetos semelhantes mostraram apenas um pequeno número de linhas de emissão. O mais brilhante delas foi em um comprimento de onda de 500,7 nanômetros, o que não correspondia com uma linha de qualquer conhecido elemento químico . Na primeira, foi colocada a hipótese de que a linha possa ser devido a um elemento desconhecido, que foi nomeado Nebulium - uma ideia semelhante levou à descoberta de hélio através da análise da Sun espectro 's em 1868.

No entanto, enquanto o hélio foi isolado na terra logo após a sua descoberta, no espectro do sol, Nebulium não foi. No início do século 20, Henry Norris Russell propôs que ao invés de ser um novo elemento, a linha em 500,7 nm foi devido a um elemento conhecido em condições desconhecidas.

Os físicos mostrou em 1920 que em gás a baixas densidades , os elétrons podem preencher animado metastable níveis de energia em átomos e íons que em altas densidades são rapidamente de-excitados por colisões. Transições de electrões estes níveis em duplamente ionizado oxigênio dão origem à linha de 500,7 nm. Estes linhas espectrais, que apenas podem ser vistos nos gases de muito baixa densidade, são chamados linhas proibidas. As observações espectroscópicas mostraram, assim, que as nebulosas eram feitas de gás extremamente rarefeito.

Durante o século 20, observações mostraram que as regiões H II muitas vezes contida , estrelas brilhantes quentes. Estas estrelas são muitas vezes mais massivas do que o Sol , e são as estrelas mais curta duração, com vida útil total de apenas alguns milhões de anos (em comparação com estrelas como o Sol, que vivem em vários bilhões de anos). Por isso, foi supôs que as regiões H II deve ser regiões onde novas estrelas se formavam. Ao longo de um período de vários milhões de anos, um conjunto de estrelas irá formar fora de uma região de H II, antes de pressão da radiação das estrelas novas quentes resultantes faz com que a nebulosa se dispersar. As Plêiades são um exemplo de um conjunto que tem 'evaporou' H II a região a partir da qual se formou. Apenas um vestígio de reflexão nebulosidade permanece.

Origem e vida

Uma pequena porção do Tarantula Nebula, uma região gigante H II no Grande Nuvem de Magalhães.

O precursor para uma região de H II é um nuvem molecular gigante (GMC). A GMC é um muito legal (10-20 K ) e densa nuvem que consiste principalmente de hidrogênio molecular . GMCs pode existir num estado estável durante longos períodos de tempo, mas ondas de choque devido a supernovas , colisões entre nuvens, e as interações magnéticas podem provocar o colapso de parte da nuvem. Quando isso acontece, através de um processo de colapso e fragmentação da nuvem, as estrelas nascem (ver evolução estelar para uma descrição mais longas).

Como nascem as estrelas dentro de um GMC, a maior massa atingirá temperaturas quentes o suficiente para ionizar o gás circundante. Logo após a formação de um campo de radiação ionizante, energéticos fotões criar uma frente de ionização, que varre o gás circundante em velocidades supersônicas. Em vez maiores distâncias da estrela ionizante, a frente de ionização diminui, enquanto a pressão do gás ionizado recém-ionizado faz com que o volume se expanda. Eventualmente, a frente de ionização diminui para velocidades subsônicas, e é ultrapassado pela frente de choque causada pela expansão da nebulosa. A região H II nasceu.

O tempo de vida de uma região de H II é da ordem de alguns milhões de anos. Pressão de radiação a partir das estrelas quentes jovens acabará por conduzir a maior parte do gás de distância. De facto, todo o processo tende a ser muito ineficiente, com menos do que 10 por cento do gás na região de H II formando em estrelas antes que o resto é soprado. Também contribuiu para a perda de gás são as explosões de supernovas das estrelas mais massivas, o que ocorrerá após apenas 1-2 milhões de anos.

Berçários estelares

Glóbulos de Bok na região H II IC 2944.

O nascimento real de estrelas dentro de regiões H II está escondido de nós pelas densas nuvens de gás e poeira que cercam as estrelas nascentes. É somente quando a pressão de radiação de uma estrela afasta sua 'casulo' que se torna visível. Antes disso, as regiões densas que contêm as novas estrelas são muitas vezes vistos na silhueta contra o resto da nebulosa ionizada - essas manchas escuras são conhecidas como Glóbulos de Bok, após astrônomo Bart Bok, que propôs em 1940 que eles podem ser lugares de nascimento estelar.

A confirmação da hipótese de Bok teve de esperar até 1990, quando observações em infravermelho finalmente penetrou na poeira espessa de glóbulos de Bok para revelar objetos estelares jovens dentro. Pensa-se agora que um glóbulo Bok típico contém cerca de 10 massas solares de material em uma região cerca de um ano-luz ou mais de diâmetro, e que glóbulos de Bok mais comumente resultam na formação de sistemas de estrelas duplas ou múltiplas.

Bem como sendo o local de nascimento de estrelas, regiões H II também mostram evidência para conter sistemas planetários. O Telescópio Espacial Hubble revelou centenas de discos protoplanetários ( proplyds) na nebulosa de Orion. Pelo menos metade das jovens estrelas na nebulosa de Orion parece estar cercado por discos de gás e poeira, pensado para conter muitas vezes mais matéria como seriam necessários para criar um sistema planetário como o nosso.

Características

Características físicas

Regiões HII variam muito em suas propriedades físicas. Eles variam em tamanho de chamadas regiões ultra-compactos, talvez, apenas um ano-luz ou menos de diâmetro, a H gigante regiões II várias centenas de anos-luz de diâmetro. O seu tamanho é também conhecido como o Raio Stromgren e depende essencialmente da intensidade da fonte de fotões de ionização e a densidade da região. Suas densidades variam de mais de um milhão de partículas por cm³ no H ultra-compacto regiões II para apenas algumas partículas por cm³ nas regiões maiores e mais prolongados. Isto implica total de massas entre talvez 10² e 10 5 massas solares.

Dependendo do tamanho de uma região de H II pode ser qualquer coisa até vários milhares de estrelas dentro dele. Isso faz com que regiões HII muito mais complicado de entender do que as nebulosas planetárias , que têm apenas uma fonte de ionização central. Tipicamente, no entanto, as regiões H II são a temperaturas da ordem de 10.000 K. Eles são principalmente ionizada, e o gás ionizado ( plasma ) pode conter campos magnéticos com forças de várias dezenas de microgauss (várias nanoteslas). Os campos magnéticos são produzidos movendo cargas eléctricas no plasma, e algumas observações sugeriram que as regiões H II também contêm campos eléctricos .

Quimicamente, regiões H II consistem em cerca de 90% de hidrogénio. A linha de emissão mais forte hidrogénio a 656,3 nm dá regiões HII sua cor vermelha característica. A maior parte do resto de uma região de H II consiste em hélio , com quantidades vestigiais de elementos mais pesados. Do outro lado da galáxia, verifica-se que a quantidade de elementos pesados em regiões H II diminui com o aumento da distância do centro galáctico. Isso ocorre porque ao longo da vida da galáxia, as taxas de formação estelar ter sido maior nas regiões centrais mais densas, resultando em maior enriquecimento da meio interestelar com os produtos de nucleossíntese.

Números e distribuição

Cordas de H vermelho regiões II delinear os braços do Whirlpool Galaxy.

Regiões H II são encontrados apenas em galáxias espirais como a nossa e galáxias irregulares. Eles nunca são vistos em galáxias elípticas. Em galáxias irregulares, eles podem ser encontrados por toda a galáxia, mas em espirais são quase invariavelmente encontrado com os braços espirais. A grande galáxia espiral pode conter milhares de regiões H II.

A razão regiões HII não são vistas em galáxias elípticas é que as elípticas são acreditados para formar através de fusões de galáxias. Em aglomerados de galáxias, tais fusões são freqüentes. Quando as galáxias colidem, estrelas individuais quase nunca colidir, mas os GMCs e regiões H II nas galáxias em colisão são severamente agitado. Sob estas condições, enormes rajadas de formação de estrela são acionados, tão rápido que a maior parte do gás é convertido em estrelas, em vez do normal de 10 por cento ou menos. Galáxias submetidos a esse rápida formação de estrelas são conhecidos como galáxias starburst. A galáxia elíptica pós-fusão tem um teor muito baixo de gás, e assim por regiões H II já não pode formulário. Observações do século 21 mostraram que um número muito pequeno de regiões HII existem galáxias fora completamente. Estas regiões intergalácticas H II são provavelmente os restos de perturbações das marés de pequenas galáxias.

Morfologia

Regiões H II vêm em uma enorme variedade de tamanhos. Cada estrela dentro de uma região de H II ioniza uma região aproximadamente esférica - conhecido como Esfera Strömgren - do gás circundante, mas a combinação de esferas de ionização de estrelas múltiplas dentro de uma região de H II ea expansão da nebulosa aquecida em gases circundantes com afiado gradientes de densidade resulta em formas complexas. Explosões de supernovas podem também esculpir regiões HII. Em alguns casos, a formação de um grande aglomerado de estrelas dentro de uma região H II resulta na região que está sendo escavado a partir de dentro. Este é o caso de NGC 604, uma região gigante H II na Galáxia de Triangulum.

Regiões H notável II

Regiões notável Galactic H II incluem a Nebulosa de Orion, o Eta Carinae Nebula, eo OB4 Complexo Berkeley 59 / Cepheus. A nebulosa de Orion, que fica a uma distância de cerca de 1.500 anos-luz é parte de um GMC que, se fosse visível, encheria a maior parte da constelação de Orion. O Nebulosa Cabeça de Cavalo e Loop de Barnard são outras duas partes iluminadas desta nuvem de gás.

O Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da Via Láctea , contém uma região de H II gigante chamado Nebulosa da Tarântula. Esta nebulosa é muito maior do que a nebulosa de Orion, e está formando milhares de estrelas, alguns com massas de mais de 100 vezes a do sol. Se a Nebulosa da Tarântula era tão perto da Terra como a nebulosa de Orion, ele iria brilhar sobre tão brilhantemente como a lua cheia no céu noturno. A supernova SN 1987A ocorreu nos arredores da Nebulosa da Tarântula.

NGC 604 é ainda maior do que a nebulosa Tarântula em cerca de 1.300 anos-luz de diâmetro, embora contenha um pouco menos estrelas. É um dos maiores regiões de H II na Grupo Local.

Questões atuais em estudos de regiões H II

Imagens ópticas revelam nuvens de gás e poeira na nebulosa de Orion ; uma imagem infravermelha (à direita) revela as novas estrelas brilhantes dentro.

Tal como acontece com as nebulosas planetárias, as determinações da abundância de elementos em regiões H II são sujeitos a alguma incerteza. Existem duas formas diferentes de determinação da abundância de metais (isto é, elementos com excepção de hidrogénio e do hélio) em nebulosas, que dependem de diferentes tipos de linhas espectrais, e são por vezes grandes diferenças observadas entre os resultados obtidos a partir dos dois métodos. Alguns astrônomos coloque este para a presença de pequenas flutuações de temperatura dentro de regiões H II; outros reivindicam que as discrepâncias são demasiado grandes para ser explicado por efeitos de temperatura, e a hipótese da existência de nós frio contendo muito pouco hidrogénio para explicar as observações.

Os detalhes completos de formação de estrelas massivas dentro de regiões H II ainda não são bem conhecidos. Dois problemas principais dificultar a investigação nesta área. Em primeiro lugar, a distância da Terra para as grandes regiões HII é considerável, com a região mais próxima H II sendo mais de 1.000 anos-luz de distância; outras regiões H II são várias vezes que distância da Terra. Em segundo lugar, a formação destas estrelas está profundamente obscurecido por poeira, e observações de luz visível são impossíveis. Rádio e luz infravermelha pode penetrar a poeira, mas as estrelas mais jovens podem não emitem muita luz nestes comprimentos de onda.

Retirado de " http://en.wikipedia.org/w/index.php?title=H_II_region&oldid=225926581 "