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Ein H-II-Bereich ist eine glühende Wolke Gas, von wenigen bis manchmal Hunderten Lichtjahre in Durchmesser. Junge heiße blaue Sterne die im gas sind strahlen viel aus ultraviolett Lichter aus, mit denen sie Nebel rund um die Ionisierung.
Manchmal enthalten H-II-Regionen einige wenige Sterne, aber in anderen H-II-Regionen können sich Tausende von Sternen aus den zugehörigen Sternen bilden Molekülwolken. Die Gase der H-II-Region werden durchgeleitet Supernova-Explosionen und Sternenwinde der massereichsten verstreuten Sterne, mit a offener Sternhaufen wie Plejaden Überreste.
H-II-Regionen sind nach dem . benannt ionisiert atomar Wasserstoff die sie enthalten, die durch Astronomen bezeichnet als H-II (ausgesprochen "Ha Twee") (H-I ist neutraler atomarer Wasserstoff und H2 ist molekularer Wasserstoff). Für die Ionisierung einer H-II-Region muss diese einen oder mehrere Sterne mit Spektralklasse früher als etwa B3. Spätere Sternentypen emittieren nicht genug ultraviolettes Licht, um genug Wasserstoff zu ionisieren.
H-II-Regionen können unterschieden werden von Reflexionsnebel bis zum Emissionslinien in ihrem Spektrum und der Funkstrahlung (Bremsstrahlung), die sie ausstrahlen.
H-II-Regionen können aus großer Entfernung beobachtet werden und das Studium von H-II-Regionen in anderen Galaxien ist wichtig für die Bestimmung der Entfernung und der chemischen Zusammensetzung.
Beobachtungen
Einige der hellsten H-II-Regionen sind mit bloßem Auge sichtbar. Es scheint, dass bis zur Ankunft der Fernrohr in dem 17. Jahrhundert keiner ist aufgefallen. Galileo Galileo sah das Orionnebel nicht wenn er Sternhaufen (M42, das Trapez) darin (das war früher Johannes Bayer wenn ein einzelner Stern, θ-Orionis, katalogisiert wurde). Der französische Astronom Nicolas-Claude Fabri de Peiresc wird zugeschrieben Orionnebel in 1610 entdeckt zu haben. Seit dieser Beobachtung wurden sowohl in unserer als auch in anderen H-II-Regionen entdeckt Spiralgalaxien.
William Herschel beobachtete die Orionnebel im Jahr 1774 und beschrieb es als "ein formloser feuriger Dunst, der chaotische Stoff zukünftiger Sonnen". Es dauerte weitere hundert Jahre, bis diese Vermutung von bestätigt werden konnte William Huggins und seine Frau Mary Huggins, wenn sie Spektroskop auf verschiedene Nebel gerichtet. Einige Nebel, wie der Andromeda-Galaxie, hatte Spektren, die denen von Sternen ziemlich ähnlich waren und gebleicht Galaxien die wiederum aus Millionen einzelner Sterne bestehen. Andere sahen ganz anders aus. Statt eines starken Kontinuums mit Absorptionslinien, zeigte die Orionnebel ein paar Emissionslinien (Huggins W., Miller W. A. (1864). Über die Spektren einiger Nebel, Philosophical Transactions of the Royal Society of London, v.154, p. 437[1]). Einer der hellsten von diesen (die stärksten Linien sind die Balmer-Linien von dem Wasserstoffspektrum) war eine Zeile mit a Wellenlänge ab 500,7 Nanometer, die keiner Zeile aus einem bekannten . entsprach Chemisches Element. Anfangs wurde spekuliert, dass die Linie durch ein unbekanntes Element verursacht wurde, das Nebel nannte sich; hatte eine ähnliche Idee in 1868 führte zur Entdeckung von Helium durch Spektralanalyse der Sonne.
Während Helium nach seiner Entdeckung schnell im Sonnenspektrum isoliert wurde, war es das Nebulium nicht. Loslegen 20. Jahrhundert empfohlen Henry Norris Russell schlug vor, dass die Linie bei 500,7 nm anstelle eines neuen Elements durch ein bekanntes Element unter unbekannten Umständen verursacht werden könnte.
Physiker zeigten im 20er Jahre zeigt an, dass mit Gas bei extrem niedrigem Dichten es ist möglich, dass Elektronen aufgeregt metastabil Energieniveaus in Atomen und Ionen bevölkern können, die in höheren Dichten durch Kollisionen schnell aus ihrem angeregten Zustand gelöst werden[2]. Elektronenübergänge zwischen diesen Niveaus Sauerstoff verursachen die Linie bei 500,7 nm. Dies Spektrallinien, die nur in Gasen sehr niedriger Dichte zu sehen ist, sind verbotene Zeilen namens.
Während der 20. Jahrhundert Beobachtungen zeigten, dass H-II-Regionen immer heiße und helle Sterne von Spektralklasse O und B enthalten. Diese Sterne sind um ein Vielfaches massereicher als unsere Sonne und sind die am kürzesten lebenden Sterne mit einer Gesamtlebensdauer von einigen Millionen Jahren (im Vergleich zu Sternen wie der Sonne, die viele Milliarden Jahre alt werden). Daher wurde angenommen, dass H-II-Regionen Regionen sind, in denen sich neue Sterne bilden. Das hat sich als falsch herausgestellt: Sterne entstehen aus Molekülwolken. Eine H-II-Region ist normalerweise dünneres Gas, das in der Molekülwolke in der Nähe junger Sterne ionisiert wird. Über einen Zeitraum von Millionen von Jahren kann sich eine Molekülwolke bilden offener Sternhaufen Form (wenn diese Wolke massiv genug ist), bevor Strahlungsdruck der heißen jungen Sterne zerstreut den Nebel. Es Sieben Sterne (Plejaden) ist ein Beispiel für einen Sternhaufen, der die H-II-Region, aus der er gebildet wurde, "weggekocht" hat. Die Reflexionsnebel auf den Plejaden gibt es keine Überbleibsel dieser H-II-Region, sondern zufällig eine vorbeiziehende Gaswolke.
Herkunft und Lebenslauf
H-II-Regionen entstehen in a riesige Molekülwolke (RMW). Ein RMW ist ein cooles (10–20k) und eine dichte Gaswolke, die hauptsächlich aus molekularer Wasserstoff. RMWs können lange Zeit in einem stationären Zustand verharren. Stoßwellen durch SupernovaKollisionen zwischen Wolken oder magnetische Wechselwirkungen können jedoch zum Kollaps eines Teils der Wolke führen. Durch einen Prozess des Zusammenbruchs und der Fragmentierung der Cloud, Sterne (sehen Ursprung des Sonnensystems für eine genauere Beschreibung).
Erreichen der massereichsten Sterne Temperaturen die hoch genug sind, um das umgebende Gas ionisieren, das heißt, sie emittieren ultraviolettes Licht mit einer Wellenlänge von weniger als 91,18 nm (das Lyman-Grenze). Dann bildet sich eine Ionisationsfront, die Überschall- Geschwindigkeiten durch das umgebende Gas. Weiter entfernt vom ionisierenden Stern nimmt die Geschwindigkeit der Ionisationsfront ab, während der Druck des neu ionisierten Gases eine Ausdehnung des ionisierten Volumens bewirkt. Schließlich verlangsamt sich die Ionisationsfront auf Unterschall Geschwindigkeiten und wird von der Stoßfront des sich ausdehnenden Nebels überholt. Dies ist, wenn der H-II-Bereich geboren wird.[3]
Das Alter, das eine H-II-Region erreicht, liegt in der Größenordnung von einigen Millionen Jahren. Strahlungsdruck von den heißen jungen Sternen wird das meiste Gas wegdriften. Tatsächlich ist der gesamte Prozess sehr ineffizient, da sich weniger als zehn Prozent des Gases der H-II-Region zu Sternen formen und der Rest weggeblasen wird. Auch Supernova-Explosionen der massereichsten Sterne tragen zum Gasverlust bei, und bei den massereichsten Sternen treten sie nach 1-2 Millionen Jahren auf.
Kinderzimmer für Stars
Die tatsächliche Geburt von Sternen in H-II-Regionen bleibt in den dichten Gas- und Staubwolken verborgen, die die entstehenden Sterne umgeben. Diese kompakten H-II-Regionen sind zunächst nur im Infrarot oder durch FunkstrahlungIn dem Moment, in dem der Strahlungsdruck eines Sterns seinen „Kokon“ zerstreut, wird er optisch sichtbar. Zuvor waren die dichten Regionen mit den neuen Sternen oft als Silhouetten gegen den Rest des ionisierten Nebels zu sehen - diese dunklen Flecken sind bekannt als Kugelwolken oder Globuli, böse Bart Jan Bok, die im '40er schlug vor, dass dies Orte waren, an denen Sterne geboren wurden.
Bestätigung von Boks Verdacht musste warten bis 1990, dann Infrarot-Observatorien durchdringen den dicken Staub, aus dem Kugelwolken bestehen, und enthüllen junge sternähnliche Objekte. Heute wird angenommen, dass eine typische Kugelwolke ein Gewicht von etwa 10 . hat Sonnenmasses, die sich über eine Fläche von etwa einem Lichtjahr erstreckt, und dass Kugelwolken normalerweise zur Bildung von Doppel- oder Mehrfachsternsystemen führen.[4][5][6]
H-II-Regionen sind nicht nur Orte, an denen Sterne geboren werden, sondern auch, dass sie Planetensysteme enthalten. Die Hubble-Weltraumteleskop hat Hunderte protoplanetare Scheiben im Orionnebel entdeckt. Mindestens die Hälfte der jungen Sterne im Orionnebel scheint von Gas- und Staubscheiben umgeben zu sein, die viel mehr Materie enthalten, als für die Bildung eines Sonnensystems wie unseres benötigt wird.
Eigenschaften
Physikalische Eigenschaften
Die Größe der H-II-Regionen reicht von sogenannten hochkompakt Bereiche, die oft eine Lichtjahr oder weniger im Durchmesser (dies sind die jüngsten Regionen), bis hin zu H-II-Regionen mit einem Durchmesser von Hunderten von Lichtjahren. Ihre Dichten reichen von über einer Million Partikel pro cm³ in den ultrakompakten H-II-Regionen bis hin zu wenigen Partikeln pro cm³ in den größten und ausgedehntesten Regionen. Die Temperatur der H-II-Regionen beträgt etwa 10.000 Kelvin.
Je nach Größe einer H-II-Region kann sie mehrere bis Tausende von Sternen enthalten. Dies macht H-II-Regionen komplizierter zu verstehen als planetarische Nebel, die eine zentrale ionisierende Quelle haben.
Chemisch bestehen H-II-Regionen zu etwa 90 % aus Wasserstoff. Die stärkste Wasserstoffemissionslinie bei 656,3 nm verleiht H-II-Regionen ihre charakteristische rote Farbe. Der Rest einer H-II-Region besteht hauptsächlich aus Helium, mit einigen Spuren schwererer Elemente. Der Anteil schwerer Elemente in H-II-Regionen nimmt mit zunehmender Entfernung vom Zentrum der Milchstraße. Dies liegt daran, dass die Sternentstehungsrate in den dichten Zentralregionen höher ist, was zu einer stärkeren Anreicherung der interstellares Medium mit den Produkten von Nukleosynthese im Vergleich zu den Außenbereichen.
Zahlen und Verteilung
H-II-Bereiche werden nur in irregulär und Spiralgalaxien wie unseres. Sie werden nie beobachtet in elliptische Galaxien. In irregulären Galaxien werden sie in der gesamten Galaxie beobachtet, in Spiralgalaxien sind sie fast nur in den Spiralarmen zu finden. Eine große Spiralgalaxie kann Tausende von H-II-Regionen enthalten.
Der Grund, warum H-II-Regionen in elliptischen Galaxien nicht zu sehen sind, ist, dass elliptische Galaxien gebildet werden durch Fusionen von Galaxien. In Cluster solche Fusionen sind üblich. Wenn Galaxien kollidieren, kollidieren einzelne Sterne sehr selten, aber die RMWs- und H-II-Regionen werden sehr aufgewühlt. Unter diesen Bedingungen werden Sternentstehungsschübe so schnell ausgelöst, dass der größte Teil des Gases statt der normalen 10 % oder weniger umgewandelt wird. Galaxien, die dieser schnellen Sternentstehung unterliegen, sind bekannt als Starburst-Galaxien. Die nach der Verschmelzung entstandene elliptische Galaxie enthält sehr wenig Gas und daher können sich keine H-II-Regionen mehr bilden.
Jüngste Beobachtungen haben gezeigt, dass eine sehr kleine Anzahl von H-II-Regionen vollständig außerhalb von Galaxien liegt. Es wird angenommen, dass diese intergalaktischen H-II-Regionen Überbleibsel von Gezeitenstörungen kleiner Galaxien sind.[7]
Morphologie
H-II-Regionen gibt es in einer Vielzahl von Größen. Jeder Stern innerhalb einer H-II-Region ionisiert eine ungefähr kugelförmige Gasregion um ihn herum, aber die Kombination von Ionisationsbirnen von mehreren Sternen innerhalb einer H-II-Region und die Ausdehnung des erhitzten Nebels in umgebende Gase mit starken Dichteschwankungen führen zu komplexen Formen. Dies ist der Fall für NGC 604, eine riesige H-II-Region in der Dreiecksnebel.
Bemerkenswerte H-II-Bereiche
Innerhalb der Galaxie ist die bekannteste H-II-Region der Orionnebel (24 Lichtjahre Durchmesser), der 1.344 Lichtjahre entfernt liegt. Der Orionnebel ist Teil eines RMW, der, wenn er sichtbar ist, fast die gesamte Konstellation abdecken würde Orion (Jäger) würde sich füllen. Die Pferdekopfnebel und der Schleife von Barnard sind zwei weitere glühende Teile dieser Gaswolke.
Die Große Magellansche Wolke, eine Satellitengalaxie des Milchstraße, enthält eine große H-II-Region namens Tarantelnebel (Durchmesser 652 Lichtjahre). Dieser Nebel enthält Tausende von Sternen, von denen einige die 100-fache Masse der Sonne haben. Wenn der Tarantelnebel so nah an der Erde wäre wie der Orionnebel, würde er ungefähr so hell wie der Mond leuchten.
NGC 604 ist sogar größer als der Tarantelnebel und hat einen Durchmesser von etwa 1300 Lichtjahren, obwohl er etwas weniger Sterne enthält. Es ist eines der größten H-II-Gebiete in der lokale Gruppe.
Aktuelle Fragen im Studium der H-II-Gebiete
In H-II-Gebieten Bestimmungen über das Auftreten von chemische Elemente einer gewissen Unsicherheit unterliegen. Es gibt zwei verschiedene Möglichkeiten, die Menge anzupassen Metall in Nebeln (d. h. anderen Elementen als Wasserstoff und Helium), die auf unterschiedlichen Spektrallinien basieren. Zwischen diesen beiden Methoden werden manchmal stark widersprüchliche Ergebnisse beobachtet. Einige Astronomen erklären dies durch das Vorhandensein kleiner Temperaturschwankungen innerhalb der H-II-Regionen, andere behaupten, dass die Inkonsistenzen zu groß sind, um durch Temperatureffekte erklärt zu werden, und spekulieren über die Existenz kalter Knoten, die sehr wenig Wasserstoff enthalten, um die Beobachtungen zu stützen .[8]
Die vollständigen Details der Entstehung massereicher Sterne sind noch nicht bekannt. Zwei große Probleme behindern seine Untersuchung. Erstens ist die Entfernung von der Erde zu den größeren H-II-Regionen beträchtlich, wobei die nächste H-II-Region mehr als 1.000 Lichtjahre entfernt ist. Zweitens wird die Entstehung dieser Sterne völlig verdeckt durch Staub, was eine Beobachtung im sichtbaren Licht unmöglich macht. Radiowellen und Infrarotlicht kann den Staub durchdringen, was die Untersuchung der H-II-Region um die gebildeten Sterne ermöglicht.
Siehe auch
Externe Links
Quellen, Anmerkungen und/oder Verweise
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