R??gion HII
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Une r??gion H II (??galement connu sous le nom n??buleuse d'??mission) est un nuage de incandescent gaz et de plasma , parfois plusieurs centaines ann??es-lumi??re, dans lequel la formation des ??toiles se d??roule. ,, ??toiles bleues chaudes jeunes qui se sont form??es ?? partir du gaz ??mettent de grandes quantit??s d' ultraviolets lumi??re, l'ionisants n??buleuse qui les entoure.
r??gions H II peuvent donner naissance ?? des milliers d'??toiles sur une p??riode de plusieurs millions d'ann??es. En fin de compte, de supernovae explosions et fort vents stellaires des ??toiles les plus massives r??sultant amas d'??toiles se disperse les gaz de la r??gion H II, laissant derri??re un cluster comme les Pl??iades .
R??gions H II sont nomm??s pour la grande quantit?? de ionis?? atomique hydrog??ne qu'ils contiennent, d??nomm??e H II par les astronomes ( HI r??gion ??tant neutre hydrog??ne atomique, et H 2 ??tant mol??culaire hydrog??ne). r??gions H II peuvent ??tre vus sur des distances consid??rables dans l'univers, et l'??tude de H extragalactique des r??gions II est important dans la d??termination de la composition chimique de la distance et d'autres galaxies .
Observations
Quelques-unes des r??gions les plus brillants H II sont visibles ?? la ??il nu. Cependant, aucun ne semble avoir ??t?? remarqu?? avant l'av??nement du t??lescope au d??but du 17e si??cle. M??me Galileo n'a pas remarqu?? la n??buleuse d'Orion quand il a observ?? la amas d'??toiles en son sein (auparavant catalogu?? comme une seule ??toile, θ Orionis, par Johann Bayer). Observateur fran??ais Nicolas-Claude Fabri de Peiresc est cr??dit?? de la d??couverte de la n??buleuse d'Orion en 1610. Depuis cette observation au d??but un grand nombre de r??gions H II ont ??t?? d??couverts dans notre galaxie et d'autres.
William Herschel a observ?? la n??buleuse d'Orion en 1774, et l'a d??crit comme "un brouillard de feu informe, la mati??re chaotique de futurs soleils". Confirmation de cette hypoth??se a d?? attendre encore cent ans, lorsque William Huggins (assist?? par sa femme Mary Huggins) tourna spectroscope sur diverses n??buleuses. Certains, comme le N??buleuse d'Androm??de, avait spectres assez similaires ?? celles des ??toiles , et se est av??r?? ??tre galaxies compos??es de centaines de millions d'??toiles individuelles. D'autres avaient l'air tr??s diff??rent. Plut??t que d'une forte continuit?? avec des lignes d'absorption superpos??es, la n??buleuse d'Orion et d'autres objets similaires ont montr?? qu'un petit nombre de raies d'??mission. Les plus brillants d'entre eux ??tait ?? une longueur d'onde de 500,7 nanom??tres, qui ne correspondait pas avec une ligne de tout connu ??l??ment chimique . Au d??but, il a ??mis l'hypoth??se que la ligne pourrait ??tre due ?? un ??l??ment inconnu, qui a ??t?? nomm?? N??bulium - une id??e similaire avait conduit ?? la d??couverte de l'h??lium ?? travers l'analyse de la Sun spectre s 'en 1868.
Cependant, alors que l'h??lium a ??t?? isol?? de la terre peu de temps apr??s sa d??couverte dans le spectre du soleil, n??bulium ??tait pas. Au d??but du 20e si??cle, Henry Norris Russell a propos?? que plut??t que d'??tre un nouvel ??l??ment, la ligne ?? 500,7 nm ??tait due ?? un ??l??ment familier dans des conditions inconnues.
Les physiciens ont montr?? dans les ann??es 1920 que dans le gaz ?? tr??s basse densit?? , les ??lectrons peuvent remplir excit?? m??tastable les niveaux d'??nergie dans les atomes et les ions ?? des densit??s plus ??lev??es qui sont rapidement d??sexcit?? par collisions. transitions ??lectroniques de ces niveaux doublement ionis?? oxyg??ne donnent lieu ?? la ligne de 500,7 nm. Ces raies spectrales, qui ne peuvent ??tre vus dans les gaz de tr??s faible densit??, sont appel??s lignes interdite. Les observations spectroscopiques ont ainsi montr?? que les n??buleuses ont ??t?? faites des gaz extr??mement rar??fi??.
Pendant le 20??me si??cle, les observations ont montr?? que les r??gions H II contenaient souvent ??toiles chaudes, lumineuses. Ces ??toiles sont beaucoup plus massives que le Soleil et les ??toiles sont plus courte dur??e, avec des dur??es de vie total de seulement quelques millions d'ann??es (par rapport aux ??toiles comme le Soleil, qui vivent depuis plusieurs milliards d'ann??es). Par cons??quent, il a suppos?? que les r??gions H II doivent ??tre des r??gions o?? de nouvelles ??toiles ne formaient pas. Sur une p??riode de plusieurs millions d'ann??es, un amas d'??toiles se forment ?? partir d'une r??gion H II, avant pression de radiation des jeunes ??toiles chaudes r??sultant provoque la n??buleuse de se disperser. Les Pl??iades sont un exemple d'un cluster qui a '??vapor??e' la r??gion H II ?? partir de laquelle elle est form??e. Seule une trace de r??flexion n??bulosit?? reste.
Origine et dur??e de vie
Le pr??curseur ?? une r??gion H II est un nuage mol??culaire g??ant (GMC). Un GMC est un tr??s cool (10-20 K ) et dense nuage compos?? principalement de l'hydrog??ne mol??culaire . MGC peut exister dans un ??tat stable pendant de longues p??riodes de temps, mais les ondes de choc en raison de supernovae , les collisions entre les nuages, et les interactions magn??tiques peuvent tous d??clencher l'effondrement d'une partie du nuage. Lorsque cela se produit, par l'interm??diaire d'un processus d'effondrement et la fragmentation du nuage, les ??toiles naissent (voir l'??volution stellaire pour une description plus longue).
Comme les ??toiles naissent dans un GMC, la plus massive atteignent une temp??rature assez chaude pour ioniser le gaz environnant. Peu de temps apr??s la formation d'un champ de rayonnement ionisant, ??nergiques photons cr??er un front d'ionisation, qui balaie ?? travers le gaz entourant au des vitesses supersoniques. ?? des distances de plus en plus de l'??toile ionisants, le front d'ionisation ralentit, tandis que la pression du gaz nouvellement ionis?? provoque le volume ionis?? ?? se d??velopper. Finalement, le front d'ionisation ralentit ?? des vitesses subsoniques, et est rattrap?? par le front de choc provoqu??e par l'expansion de la n??buleuse. La r??gion H II est n??.
La dur??e de vie d'une r??gion H II est de l'ordre de quelques millions d'ann??es. La pression de radiation des jeunes ??toiles chaudes finira par conduire la plupart du gaz de suite. En fait, l'ensemble du processus a tendance ?? ??tre tr??s inefficace, avec moins de 10 pour cent du gaz dans la r??gion H II formant en ??toiles avant que le reste est emport??. A ??galement contribu?? ?? la perte de gaz sont les explosions de supernovae des ??toiles les plus massives, qui se produiront apr??s seulement 1-2 millions d'ann??es.
Nurseries stellaires
La naissance des ??toiles r??elle au sein des r??gions H II nous est cach?? par les nuages denses de gaz et de poussi??re qui entourent les ??toiles naissantes. Ce est seulement quand la pression de radiation d'une ??toile se ??loigne de son ??cocon?? qu'il devient visible. Avant cela, les r??gions denses qui contiennent les nouvelles ??toiles sont souvent vus en silhouette contre le reste de la n??buleuse ionis?? - ces taches sombres sont connus comme Globules de Bok, d'apr??s l'astronome Bart Bok, qui a propos?? dans les ann??es 1940 qu'ils pourraient ??tre berceaux stellaires.
Confirmation de l'hypoth??se de Bok a d?? attendre jusqu'en 1990, date observations infrarouges finalement p??n??tr?? la poussi??re ??paisse de globules de Bok ?? r??v??ler jeunes objets stellaires int??rieur. On croit maintenant qu'un globule de Bok typique contient environ 10 masses solaires de mati??re dans une r??gion d'un-ann??e-lumi??re ou alors ?? travers, et que les globules de Bok r??sultent le plus souvent dans la formation de syst??mes d'??toiles doubles ou multiples.
En plus d'??tre le lieu de naissance des ??toiles, les r??gions H II montrent ??galement des preuves pour contenir les syst??mes plan??taires. Le t??lescope spatial Hubble a r??v??l?? des centaines de disques protoplan??taires ( proplyds) dans la n??buleuse d'Orion. Au moins la moiti?? des jeunes ??toiles dans la n??buleuse d'Orion semblent ??tre entour?? par des disques de gaz et de poussi??re, pens?? pour contenir plusieurs fois autant de mati??re que seraient n??cessaires pour cr??er un syst??me plan??taire comme la n??tre.
Caract??ristiques
Caract??ristiques physiques
r??gions H II varient grandement dans leurs propri??t??s physiques. Ils varient en taille de r??gions dites ultra-compacts peut-??tre seulement un ann??e-lumi??re ou moins partout, ?? H II g??ante r??gions plusieurs centaines d'ann??es-lumi??re de diam??tre. Leur taille est ??galement connu comme le Str??mgren rayon et d??pend essentiellement de l'intensit?? de la source de photons ionisants et la densit?? de la r??gion. Leurs densit??s varient de plus d'un million de particules par cm?? dans le H ultra-compact r??gions II ?? seulement quelques particules par cm?? dans les r??gions les plus importantes et les plus ??tendus. Cela implique peut-??tre entre les masses totales 10?? et 10 5 masses solaires.
En fonction de la taille d'une r??gion H II peut y avoir rien jusqu'?? plusieurs milliers d'??toiles en son sein. Cela rend r??gions H II beaucoup plus compliqu?? ?? comprendre que les n??buleuses plan??taires , qui ont une seule source d'ionisation central. En r??gle g??n??rale, cependant, les r??gions H II sont ?? des temp??ratures de l'ordre de 10 000 K. Elles sont pour la plupart ionis?? et le gaz ionis?? ( plasma ) peut contenir champs magn??tiques avec les forces de plusieurs dizaines de microgauss (plusieurs nanoteslas). Les champs magn??tiques sont produites par le d??placement des charges ??lectriques dans le plasma, et des observations ont sugg??r?? que les r??gions H II contiennent ??galement des champs ??lectriques .
Chimiquement, les r??gions H II se composent d'environ 90% d'hydrog??ne. La ligne d'??mission la plus forte de l'hydrog??ne ?? 656,3 nm donne r??gions H II leur couleur rouge caract??ristique. La plupart du reste d'une r??gion H II se compose de l'h??lium , avec des traces d'??l??ments plus lourds. ?? travers la galaxie, il est constat?? que la quantit?? d'??l??ments lourds dans les r??gions H II diminue avec l'augmentation de la distance du centre galactique. Ce est parce que sur la dur??e de vie de la galaxie, les taux de formation des ??toiles ont ??t?? plus grande dans les r??gions plus denses central, entra??nant une plus grande enrichissement de la milieu interstellaire avec les produits de nucl??osynth??se.
Nombre et la r??partition
R??gions H II ne se trouvent que dans galaxies spirales comme la n??tre et galaxies irr??guli??res. Ils ne sont jamais vus dans galaxies elliptiques. Dans les galaxies irr??guli??res, ils peuvent ??tre trouv??s dans toute la galaxie, mais en spirales, ils sont presque toujours trouv?? avec les bras spiraux. Une grande galaxie spirale peut contenir des milliers de r??gions H II.
La raison r??gions H II ne sont pas visibles dans les galaxies elliptiques est que les galaxies elliptiques sont cens??s former le biais de fusions de galaxies. En amas de galaxies, ces fusions sont fr??quentes. Lorsque galaxies entrent en collision, ??toiles individuelles presque jamais en collision, mais les MGC et les r??gions de H II dans les galaxies en collision sont tr??s agit??s. Dans ces conditions, d'??normes flamb??es de formation d'??toiles sont d??clench??s, si rapide que la plupart du gaz est converti en ??toiles plut??t que la normale de 10 pour cent ou moins. Galaxies subissant telle formation rapide d'??toiles sont connus comme galaxies crois??es. La galaxie elliptique post-fusion a une teneur de gaz tr??s faible, et donc les r??gions H II ne peut plus forme. Observations du 21e si??cle ont montr?? qu'un tr??s petit nombre de r??gions H II existe galaxies en dehors compl??tement. Ces r??gions intergalactiques H II sont susceptibles d'??tre les restes de perturbations de mar??e de petites galaxies.
Morphologie
r??gions H II viennent dans une grande vari??t?? de tailles. Chaque ??toile dans une r??gion H II ionise une r??gion ?? peu pr??s sph??rique - connu comme un Sph??re Str??mgren - du gaz environnant, mais la combinaison de sph??res de multiples ??toiles d'ionisation dans une r??gion H II et l'expansion de la n??buleuse chauff??e en gaz environnants avec forte gradients de densit?? r??sultats dans des formes complexes. explosions de supernovae peuvent ??galement sculpter r??gions H II. Dans certains cas, la formation d'un grand amas d'??toiles au sein d'un H II des r??sultats de la r??gion dans la r??gion ??tant creus?? de l'int??rieur. Ce est le cas pour NGC 604, une r??gion g??ant H II dans le Galaxie du Triangle.
R??gions H II notable
Notable Galactic r??gions H II comprennent la n??buleuse d'Orion, le Eta Carinae Nebula, et le complexe de OB4 Berkeley 59 / C??ph??e. La n??buleuse d'Orion, qui se trouve ?? une distance d'environ 1500 ann??es-lumi??re fait partie d'un GMC qui, si elle ??tait visible, permettrait de combler plus de la constellation de Orion. Le Horsehead Nebula et Boucle de Barnard sont deux autres parties ??clair??es de ce nuage de gaz.
Le Grand Nuage de Magellan, une galaxie satellite de la Voie Lact??e , contient une r??gion H II g??ante appel??e N??buleuse de la Tarentule. Cette n??buleuse est beaucoup plus grand que la n??buleuse d'Orion, et se forme des milliers d'??toiles, dont certaines avec des masses de plus de 100 fois celle du soleil. Si la N??buleuse de la Tarentule ??tait aussi pr??s de la Terre que la n??buleuse d'Orion, il serait ?? propos de briller aussi brillamment que la pleine lune dans le ciel nocturne. La supernova SN 1987A a eu lieu dans la p??riph??rie de la N??buleuse de la Tarentule.
NGC 604 est encore plus grande que la n??buleuse Tarantula ?? environ 1300 ann??es-lumi??re de diam??tre, mais il contient peu moins d'??toiles. Ce est l'une des r??gions les plus importantes H II dans le Groupe local.
Les probl??mes actuels dans les ??tudes de r??gions H II
Comme avec les n??buleuses plan??taires, les d??terminations de l'abondance des ??l??ments dans les r??gions H II sont soumis ?? une certaine incertitude. Il ya deux fa??ons de d??terminer l'abondance des m??taux (ce est, des ??l??ments autres que l'hydrog??ne et l'h??lium) en n??buleuses, qui reposent sur diff??rents types de raies spectrales et de grands ??carts sont parfois observ??es entre les r??sultats obtenus par les deux m??thodes. Certains astronomes attribuent ce ph??nom??ne ?? la pr??sence de faibles fluctuations de temp??rature au sein des r??gions H II; d'autres affirment que les ??carts sont trop grands pour ??tre expliqu?? par les effets de la temp??rature, et ??mettent l'hypoth??se de l'existence de noeuds rhume contenant tr??s peu d'hydrog??ne pour expliquer les observations.
Les d??tails complets de formation des ??toiles massives dans les r??gions H II ne sont pas encore bien connus. Deux probl??mes majeurs entravent la recherche dans ce domaine. Tout d'abord, la distance de la Terre ?? grandes r??gions H II est consid??rable, avec la r??gion la plus proche H II ??tant plus de 1000 ann??es-lumi??re; autres r??gions H II sont ?? plusieurs reprises que la distance de la Terre. D'autre part, la formation de ces ??toiles est profond??ment obscurcie par de la poussi??re et de la lumi??re visible observations sont impossibles. Radio et la lumi??re infrarouge peuvent p??n??trer la poussi??re, mais les plus jeunes ??toiles peuvent pas ??mettre autant de lumi??re ?? ces longueurs d'onde.
