W astronomii , A region zjonizowanego wodoru lub regionu H II (odczyt „H2”) jest mgławicy emisji składa chmury składających się głównie z wodoru i w którym większość atomów są zjonizowane , a czasem rozszerzenie w ciągu kilku lat. Light . Jonizacja jest spowodowana bliskością jednej lub więcej bardzo gorących gwiazd typu spektralnego O lub B, które silnie promieniują w skrajnym ultrafiolecie , które same powstały z obłoku.
Później, wybuchy supernowych i silne wiatry gwiazdowe powodowane przez najbardziej masywnych gwiazd z gromady gwiazd ostatecznie rozproszyć cząstki gazu pozostałe, pozostawiając gromady gwiazd, takich jak Plejady .
Regiony HII uzyskania ich nazwa pochodzi od obecności w dużych ilości zjonizowanego wodoru , oznaczony „HII”, w odróżnieniu od wodoru cząsteczkowego (H 2 ) i atomu wodoru neutralnego ( HI ). Jest to zatem jon H + , czyli prosty proton .
Te chmury zjonizowanego gazu są widoczne z dużych odległości, a badanie pozagalaktycznych obszarów HII ma fundamentalne znaczenie dla określenia odległości i składu chemicznego innych galaktyk .
Niektóre z najjaśniejszych obszarów HII są widoczne gołym okiem, jednak wydaje się, że żadna z nich nie została odkryta przed wynalezieniem teleskopu w początkach XVII -tego wieku. Wydaje się, że nawet Galileusz nie zauważył Mgławicy Oriona, gdy obserwował znajdującą się w niej gromadę gwiazd . To francuski astronom Nicolas-Claude Fabri de Peiresc odkrył tę mgławicę w 1610 roku i od tego czasu wiele z tych obszarów HII zostało odkrytych wewnątrz i na zewnątrz naszej Galaktyki .
William Herschel , obserwując mgławicę Oriona w 1774 roku, określi ją jako „bezkształtną ognistą mgłę, chaotyczną materię przyszłych słońc”. Jednak minie kolejne stulecie, zanim ta teoria zostanie potwierdzona, kiedy brytyjski astronom William Huggins skierował swój spektrometr w kierunku kilku mgławic. Wśród tych, które zaobserwowano, niektóre, takie jak Mgławica Andromeda , miały widmo podobne do gwiazd i wywnioskowano, że w rzeczywistości były to galaktyki złożone z setek milionów gwiazd. Inne były zupełnie inne: zamiast ciągłego widma przeplatanego liniami absorpcyjnymi , widmo Mgławicy Oriona i innych podobnych obiektów składało się tylko z kilku linii emisyjnych, nielicznych.
Jeden z nich miał długość fali 500,7 nanometrów , co w tamtym czasie nie odpowiadało żadnemu znanemu pierwiastkowi chemicznemu . Naukowcy następnie postawili hipotezę, że jest to nowy pierwiastek chemiczny, który nazwano nebulium (podobny pomysł doprowadził do odkrycia helu w 1868 r. poprzez analizę widma Słońca ).
Jednak podczas gdy hel został wyizolowany na Ziemi wkrótce po jego odkryciu w widmie słonecznym, mgławica nie. Na początku XX th wieku, Henry Norris Russell zaproponował, aby zamiast być przywiązany do nowego elementu, linia emisji przy 500,7 nm może być coś już wiadomo, ale umieszczone w nietypowych warunkach.
W fizyków wykazały w 1920, że w gazie gęstość bardzo niska, wzbudzone elektrony mogą zajmować poziom energii metastabilnego , który bardzo szybko odłączone zderzeniami w gazie o większej gęstości. Jednak przejście elektronów między tymi poziomami energii w atomie tlenu prowadzi dokładnie do linii emisyjnej o długości fali 500,7 nm. Te linie widmowe, które można zaobserwować tylko dla gazów o bardzo małej gęstości, nazywamy zakazanymi liniami przejściowymi . Obserwacje spektrometryczne mgławic wykazały zatem, że składają się one z niezwykle rozrzedzonego gazu.
Podczas XX th wieku, obserwacje wykazały, że obszary H II często zawierały gorące i jasne gwiazdy. Gwiazdy te są znacznie masywniejsze od Słońca i są to te o najkrótszej żywotności, szacowanej na zaledwie kilka milionów lat (w porównaniu do gwiazd takich jak Słońce, które mogą żyć nawet kilka miliardów lat). Przypuszczano wówczas, że regiony HII muszą być jednym z miejsc, w których rodzą się gwiazdy. W ten sposób przez okres kilku milionów lat z obłoku gazu formuje się gromada gwiazd, zanim ciśnienie promieniowania wygenerowane przez już wytworzone gwiazdy rozproszy to, co pozostało z mgławicy.
W Plejady są przykładem klastra, który całkowicie „dmuchanego” gaz z regionu HII z którego formowana (tylko kilka śladów odbicia zmętnienia nadal widoczny).
Prekursorem regionu HII jest gigantyczny obłok molekularny . Ta gigantyczna chmura jest bardzo zimna (10 do 20 K ) i gęsta, składa się głównie z wodoru cząsteczkowego . Gigantyczny obłok molekularny może pozostawać w stabilnym stanie przez długi czas, ale fale uderzeniowe spowodowane sąsiednimi supernowymi , zderzeniami między galaktykami lub oddziaływaniami grawitacyjnymi i magnetycznymi mogą doprowadzić do zapadnięcia się części obłoku, co prowadzi do powstawania gwiazd poprzez proces obłoku upadek i fragmentacja.
Po utworzeniu gwiazd wewnątrz gigantycznego obłoku molekularnego, najbardziej masywne z nich szybko osiągają bardzo wysoką temperaturę (kilkadziesiąt tysięcy kelwinów), a bardzo energetyczne fotony emitowane przez gwiazdę zaczynają jonizować otaczający ją gaz – jest to głównie składa się z wodoru, w rezultacie otrzymuje się osocze od protonów i wolnych elektronów . Następnie tworzy się front jonizacji, który rozciąga się z bardzo dużą prędkością. Ciśnienie wewnętrzne nowo zjonizowanego gazu wzrasta wraz z jego temperaturą, powodując wzrost jego objętości. Ruchy materii i generowane fale uderzeniowe sprzyjają z kolei powstawaniu gwiazd w sąsiednich regionach.
Długość życia regionu HII szacuje się na 10 do 100 milionów lat w zależności od jego wymiarów, ciśnienia promieniowania i wiatru gwiazdowego generowanego przez gorące gwiazdy kończące ewakuację wciąż obecnego gazu (patrz gwiazda Wolf-Rayet ). W rzeczywistości proces ten ma dość niską wydajność, gdyż tylko około 10 procent gazu mgławicy jest wykorzystywane do formowania się gwiazd, zanim zostanie wyrzucone daleko. Eksplozje supernowych również przyczyniają się w dużej mierze do tej utraty gazu, która w przypadku najbardziej masywnych gwiazd może nastąpić już po 1 do 2 milionach lat.
Faktyczny proces powstawania gwiazd w obszarach HII jest w rzeczywistości ukryty przed nami przez gęsty obłok zimnego, nieprzejrzystego gazu, który otacza rodzącą się gwiazdę. Dopiero gdy ciśnienie promieniowania wywołane promieniowaniem gwiazdy wyrzuci jej „kokon”, stanie się ona widoczna. Wcześniej obszary gęstego gazu, które zawierają nowo formujące się gwiazdy, są często widziane jako zarysy przed innymi zjonizowanymi częściami mgławicy. Te ciemne obszary znane są jako globule Boka , nazwane na cześć astronoma Barta Boka , który w latach czterdziestych postawił hipotezę, że mogą one być miejscem formowania się gwiazd.
Na potwierdzenie hipotezy Boka trzeba było poczekać do lat 90. na ulepszenia w instrumentach podczerwieni i obserwacje, aby ostatecznie „przebić” tę warstwę pyłu i pokazać formowanie się młodych gwiazd. Powszechnie uważa się, że typowa krwinka Boka ma masę około 10 mas Słońca , skupioną w obszarze około 1 roku świetlnego, i że komórki krwi Boka w większości prowadzą do powstania gwiazd podwójnych lub wielokrotnych .
Oprócz tego, że są miejscem powstawania gwiazd, regiony HII wydają się również zawierać układy planetarne. Kosmiczny Teleskop Hubble'a wykazały obecność setek Dysk Protoplanetarny w Mgławicy Oriona. Co najmniej połowa młodych gwiazd w Mgławicy Oriona wydaje się otoczona dyskiem gazu i pyłu, z których każdy, jak się uważa, zawiera wystarczającą ilość materii, aby utworzyć układy planetarne podobne do naszego .
Fizyczne właściwości regionów HII różnią się znacznie między sobą. Ich rozmiar waha się zwykle od zaledwie jednego roku świetlnego dla ultrakompaktowych regionów do kilkuset lat świetlnych dla olbrzymów. Gęstość ultrakompaktowych obszarów jest rzędu miliona cząstek na centymetr sześcienny i tylko kilka cząstek na centymetr sześcienny w przypadku większych obszarów. W 2017 roku odkryto gigantyczny obłok zjonizowanego gazu, oddalony o ponad 300 000 lat świetlnych, czyli trzy razy większą od średnicy Drogi Mlecznej, która otacza dziesięć galaktyk. Znajduje się w szczególnie gęstym regionie grupy galaktyk zwanej COSMOS-Gr30 , 6,5 miliarda lat świetlnych od Ziemi.
W zależności od wielkości regionu HII może zawierać od jednej gwiazdy do kilku tysięcy, co czyni regiony HII znacznie bardziej skomplikowanymi do zrozumienia i analizy niż mgławice planetarne , które zawierają tylko jedno centralne źródło jonizacji. Regiony HII mają jednak wspólną temperaturę rzędu 10 000 K . Są w dużej mierze zjonizowane, a ten zjonizowany gaz może generować pole magnetyczne o sile kilkudziesięciu mikrogausów . Niektóre obserwacje sugerują, że gaz ten może zawierać pola elektryczne .
Chemicznie regiony HII zawierają 90% wodoru. Najsilniejsza linia emisji wodoru, zlokalizowana przy 656,3 nm , nadaje tym regionom charakterystyczny czerwony kolor. Reszta to głównie hel, plus kilka śladów cięższych pierwiastków. Wykazano, że w całej naszej galaktyce proporcja ciężkich pierwiastków w regionie HII zmniejsza się, gdy oddalamy się od centrum galaktyki . Wynika to prawdopodobnie z faktu, że za życia Galaktyki tempo formowania się gwiazd było szybsze w centralnych (gęstszych) obszarach, co oznacza szybsze wzbogacanie ośrodka międzygwiazdowego w pierwiastki ciężkie, przez procesy gwiezdnej nukleosyntezy .
Regiony HII zostały wykryte jedynie w galaktykach spiralnych takich jak nasza lub galaktykach nieregularnych . Jednak nigdy nie znaleziono ich w galaktykach eliptycznych . Można je zobaczyć prawie wszędzie w nieregularnej galaktyce, podczas gdy prawie zawsze znajdują się w ramionach spiralnych galaktyk spiralnych. Duża galaktyka spiralna może zawierać kilka tysięcy regionów HII.
Powodem, dla którego nie obserwuje się żadnego regionu HII w galaktykach eliptycznych, jest sposób, w jaki powstają te galaktyki, poprzez połączenie kilku galaktyk. Kiedy zderzają się dwie galaktyki, poszczególne gwiazdy, które je tworzą, prawie nigdy nie wchodzą w kontakt (gęstość gwiazd wewnątrz galaktyki jest przecież stosunkowo niska), ale gigantyczne obłoki molekularne i regiony HII są poważnie poruszone, w szczególności z powodu sił grawitacyjnych. W tych warunkach powstaje bardzo duża liczba gwiazd, tak szybko, że większość gazu przekształca się w gwiazdy ( zamiast 10% wspomnianych w rozdziale #Tworzenie i ewolucja ). Galaktyka eliptyczna powstała w wyniku tego połączenia zawiera tylko bardzo mało gazu, a zatem regiony HII nie mogą się już formować.
Ostatnie obserwacje wykazały, że istnieje niewielka liczba regionów HII znajdujących się poza właściwymi galaktykami. Zakłada się, że te obłoki gazu zostały oderwane od peryferyjnych obszarów galaktyk podczas zderzeń lub nawet tylko podczas bliskiego przejścia między dwiema masywnymi galaktykami.
Regiony HII mają bardzo różnorodne kształty i rozmiary. Każda gwiazda w regionie HII jonizuje globalnie sferyczny obszar gazu wokół siebie, ale połączenie zjonizowanych sfer z wielu gwiazd w jednym regionie HII, a także ekspansja przegrzanej mgławicy wewnątrz otaczającego obłoku gazu (który sam zawiera małe różnice w gęstości), prowadzi do powstawania skomplikowanych kształtów. Supernowe pomagają także „wyrzeźbić” kształt chmury.
W niektórych przypadkach formowanie się dużej gromady gwiazd wewnątrz regionu HII powoduje, że jest ona „oświetlana” od wewnątrz przez wiele gwiazd, które ją tworzą. Tak jest na przykład w przypadku NGC 604 , gigantycznego regionu HII znajdującego się w galaktyce Trójkąta .