Obszary H II ? obłoki zjonizowanego gazu , głownie wodoru i plazmy o rozmiarach nawet kilkuset lat ?wietlnych , w ktorych powstaj? gwiazdy ^[1] . Młode, gor?ce, niebieskie gwiazdy, ktore powstały z gazu emituj? poka?n? ilo?? promieniowania ultrafioletowego , jonizuj?c otaczaj?c? mgławic? .

Maj? bardzo ro?ne kształty, poniewa? rozkład gwiazd i gazu w nich jest niejednorodny. Cz?sto pojawiaj? si? kłaczkowate i włokniste struktury, czasami przyjmuj? dziwaczne kształty, takie jak Mgławica Ko?ski Łeb . W ci?gu kilku milionow lat w obszarze H II mo?e narodzi? si? kilka tysi?cy gwiazd. Ostatecznie, eksplozje supernowych i silny wiatr gwiazdowy od najbardziej masywnych gwiazd nale??cych do gromady gwiazdowej (wywodz?cej si? z obłoku H II) spowoduj? rozproszenie gazu nale??cego do tego regionu. Przykładem takiej gromady s? Plejady .

Obszary H II swoj? nazw? zawdzi?czaj? du?ym ilo?ciom zjonizowanego atomowego wodoru , jaki zawieraj?, oznaczanego przez astronomow jako H II (w odro?nieniu obszar H I , to obłok neutralnego wodoru atomowego , a H ₂ ? wodoru cz?steczkowego (molekularnego) ). Obszary H II s? obserwowane we Wszech?wiecie w niewielkiej jak i znacznej odległo?ci od nas, co ma du?e znaczenie, poniewa? dzi?ki temu jeste?my w stanie ustali? odległo?? od innych galaktyk , oraz ich skład chemiczny.

Obserwacje [ edytuj | edytuj kod ]

Kilka najja?niejszych obszarow H II mo?na zobaczy? gołym okiem , jednak?e wydaje si?, ?e ?aden nie został dostrze?ony do czasu pojawienia si? teleskopow we wczesnych latach XVII wieku. Nawet Galileusz nie zauwa?ył mgławicy Oriona , gdy pierwszy raz obserwował w niej gromad? gwiazd (wcze?niej skatalogowan? jako pojedyncza gwiazda θ Oriona przez Johanna Bayera ). Francuskiemu obserwatorowi Nicolas-Claude Fabri de Peiresc przypisuje si? odkrycie Mgławicy Oriona w 1610 roku ^[2] . Od czasow tej wczesnej obserwacji, odkryto wiele obszarow H II w Naszej Galaktyce , a tak?e innych galaktykach.

William Herschel obserwował Mgławic? Oriona w 1774 roku i opisał j? jako nieukształtowan?, ognist? mgiełk?, chaotyczny materiał dla przyszłych sło?c . Potwierdzenie tej hipotezy musiało czeka? 100 lat, gdy William Huggins (przy udziale ?ony, Mary Huggins ) u?ył spektroskopu do obserwacji ro?nych mgławic. Niektore, takie jak Galaktyka Andromedy miały widma bardzo podobne do widm gwiazd , i okazały si? (po?niej) galaktykami , składaj?cymi si? z setek milionow gwiazd. Inne wygl?dały zupełnie inaczej ni? silne kontinuum z nało?onymi liniami absorpcyjnymi ? Mgławica Oriona i inne podobne obiekty miały widma z niewielk? liczb? linii emisyjnych ^[3] . Najja?niejsz? była linia na długo?ci fali 500,7  nm , ktora nie odnosiła si? do linii ?adnego znanego pierwiastka chemicznego . Pocz?tkowo stawiano hipotezy, ?e linia ta mogła pochodzi? od nieznanego pierwiastka, ktory nazwano nebulium ? podobny pomysł doprowadził do odkrycia helu poprzez analiz? widma Sło?ca w 1868 roku.

Jednak?e, o ile hel został odkryty na Ziemi krotko po odkryciu jego linii w widmie Sło?ca, to w przypadku nebulium ju? si? to nie udało. We wczesnych latach 20. XX w. Henry Norris Russell zaproponował, ?e linia 500,7 nm nie pochodzi od nieznanego pierwiastka, a od znanego pierwiastka wyst?puj?cego w nieznanych owcze?nie warunkach.

Fizycy wykazali w latach 20. XX w., ?e w gazie przy ekstremalnie niskich g?sto?ciach, elektrony mog? zapełnia? metastabilne poziomy energetyczne w atomach i jonach , ktore przy wy?szych g?sto?ciach szybciej trac? te stany energetyczne w wyniku zderze? ^[4] . Przej?cia elektronow z tych poziomow w tlenie emituj? fale o długo?ci 500,7 nm. Takie linie widmowe, ktore mo?na zaobserwowa? tylko w przypadku gazow o niskich g?sto?ciach, nosz? nazw? linii wzbronionych. St?d obserwacje spektroskopowe wykazały, ?e mgławice składaj? si? z bardzo rozrzedzonego gazu.

W XX wieku obserwacje ujawniły, ?e rejony H II cz?sto zawieraj? gor?ce, jasne gwiazdy. S? one wiele razy masywniejsze od Sło?ca i przez to ?yj? znacznie krocej, a cykle ich ?ycia wynosz? tylko kilka milionow lat (w porownaniu do gwiazd podobnych do Sło?ca, ktore ?yj? kilka miliardow lat). St?d wnioskowano, ?e obszary H II musz? by? rejonami, w ktorych powstaj? nowe gwiazdy. W obszarze H II przez kilka milionow lat tworzy si? gromada gor?cych gwiazd, wiatr gwiazdowy i ci?nienie promieniowania utworzonych gwiazd, rozprosz? mgławic? przeciwdziałaj?c powstawaniu nast?pnych gwiazd. Plejady s? przykładem takiej gromady, ktora usun?ła własny region H II, z ktorego pozostały jedynie resztki mgławicy refleksyjnej .

Pochodzenie i cykl ?ycia [ edytuj | edytuj kod ]

Prekursorem rejonu H II jest wielki obłok molekularny ( ciemna mgławica ). Wielki obłok molekularny jest bardzo zimn? (10-20 K ) chmur?, składaj?c? si? głownie z wodoru cz?steczkowego . Takie obłoki mog? istnie? w stanie stabilnym przez długi czas, lecz fale uderzeniowe spowodowane przez wybuch supernowej , zderzenia obłokow gazu i oddziaływania magnetyczne mog? zapocz?tkowa? zapadanie si? cz??ci obłoku oraz jego fragmentacj?. Gdy to nast?pi, mo?e doj?? do procesu powstawania gwiazd (szerszy opis zjawiska w artykule ewolucja gwiazd ).

Z czasem, gdy wewn?trz mgławicy ciemnej rodz? si? gwiazdy, najmasywniejsze z nich osi?gn? wystarczaj?co wysok? temperatur? do wysyłania promieniowania jonizuj?cego otaczaj?cy gaz. Niedługo po powstaniu ?rodła promieniowania jonizuj?cego , zjonizowany obszar powi?ksza si?, a jego granica zwana frontem jonizacyjnym, szybko przesuwa si? z nadd?wi?kow? pr?dko?ci? ^[5] , jonizacji towarzyszy wymiatanie otaczaj?cego gazu. Przy coraz wi?kszej odległo?ci od jonizuj?cej gwiazdy czoło jonizacji zwalnia. Jonizacja zwi?ksza ci?nienie zjonizowanego gazu powoduje zwi?kszanie jego obj?to?ci, front ekspansji gazu to fala uderzeniowa. Ostatecznie, front jonizacji zwalnia do podd?wi?kowych pr?dko?ci i zostaje wyprzedzony przez fal? uderzeniow? spowodowan? przez ekspansj? mgławicy. W ten sposob rodzi si? obszar H II ^[6] .

?ycie obszarow H II trwa kilka milionow lat. Ci?nienie promieniowania od młodych, gor?cych gwiazd ostatecznie wydmucha wi?kszo?? gazu. W rzeczywisto?ci cały proces wydaje si? mało wydajny, gdy? mniej ni? 10% gazu z rejonow H II uformuje gwiazdy, zanim jego reszta zostanie rozdmuchana. Udział w wywiewaniu gazu maj? tak?e eksplozje supernowych najbardziej masywnych gwiazd, ktore nast?puj? ju? po 1?2 milionach lat.

Gwiezdne ?łobki [ edytuj | edytuj kod ]

Szczegoły narodzin gwiazd wewn?trz obszarow H II s? skryte przed nami przez g?ste chmury gazu i pyłu, ktore otaczaj? powstaj?ce gwiazdy. Tylko wtedy, gdy ci?nienie promieniowania od gwiazdy rozp?dzi otaczaj?cy ?kokon”, mo?emy j? zobaczy?. Wcze?niej, g?ste regiony, ktore zawieraj? młode gwiazdy s? cz?sto widoczne w zarysie na tle pozostałej zjonizowanej mgławicy. Takie ciemne plamki nosz? nazw? globul Boka , wywodz?c? si? od astronoma Barta Boka , ktory w latach 40. XX wieku zaproponował teori?, ?e mog? to by? miejsca narodzin gwiazd.

Potwierdzenie hipotezy Boka musiało poczeka? do roku 1990, kiedy obserwacje w podczerwieni w ko?cu pozwoliły spenetrowa? grub? warstw? pyłu globul Boka, ujawniaj?c wewn?trz obecno?? młodych obiektow gwiazdowych. Obecnie uwa?a si?, ?e globule Boka zawieraj? przeci?tnie około 10 mas Sło?ca materii zawartej w przestrzeni o rozmiarach około roku ?wietlnego lub wi?cej, i ?e w globulach Boka powstaj? najcz??ciej podwojne lub wielokrotne układy gwiazdowe ^{[7] [8] [9]} .

Poza tym, ?e obszary H II s? miejscami narodzin gwiazd, wykazuj? rownie? dowody na posiadanie systemow planetarnych. Kosmiczny Teleskop Hubble’a wykrył setki dyskow protoplanetarnych w mgławicy Oriona. Przynajmniej połowa młodych gwiazd w mgławicy Oriona wydaje si? by? otoczona przez dyski gazu i pyłu, w takich ilo?ciach, i? uwa?a si?, ?e zawieraj? wielokrotnie wi?cej materii, ni? byłoby to potrzebne do stworzenia takiego systemu planetarnego, jak nasz.

Charakterystyka [ edytuj | edytuj kod ]

Charakterystyka fizyczna [ edytuj | edytuj kod ]

Obszary H II ro?ni? si? bardzo pomi?dzy sob? we własno?ciach fizycznych. Ich rozmiary mieszcz? si? w zakresie od tak zwanych regionow ?ultrazwartych” o ?rednicy prawdopodobnie około roku ?wietlnego lub mniej, do olbrzymich rejonow H II o ?rednicy kilkuset lat ?wietlnych. Ich g?sto?? waha si? od ponad miliona cz?steczek na cm³ w ultrazwartych obszarach H II, do tylko kilku cz?steczek na cm³ w najbardziej rozległych obszarach, co sugeruje, i? maj? masy by? mo?e pomi?dzy 10 ² a 10 ⁵ M _? .

W zale?no?ci od rozmiaru obszaru H II, mo?e w nim wyst?powa? do około tysi?ca gwiazd. To sprawia, ?e rejony H II s? znacznie trudniejsze w zrozumieniu ni? mgławice planetarne , ktore maj? tylko jedno centralne, jonizuj?ce ?rodło. Obszary H II maj? typowo temperatur? rz?du 10 000 K i s? w wi?kszo?ci zjonizowane. Plazma mo?e posiada? pole magnetyczne o indukcji magnetycznej kilkudziesi?ciu mikrogaussow ^[10] . Pola magnetyczne s? wytwarzane przez naładowane cz?stki poruszaj?ce si? w plazmie, a niektore obserwacje sugeruj?, ?e obszary H II zawieraj? te? pola elektryczne ^[11] .

Rejony H II składaj? si? w 90% z wodoru. Najsilniejsze linie emisyjne wodoru przy długo?ci 656,3 nm nadaj? obszarom H II charakterystyczny czerwony kolor. Pozostała cz??? składu regionow H II to hel oraz ?ladowe ilo?ci ci??szych pierwiastkow. Zauwa?a si? w galaktykach, ?e ze wzrastaj?c? odległo?ci? od j?dra galaktyki w obszarach H II spada ilo?? ci??kich pierwiastkow. Jest to spowodowane tym, ?e w przeci?gu ?ycia galaktyki tempo procesow gwiazdotworczych było wi?ksze w g?stszych regionach centralnych, powoduj?c wi?ksze wzbogacenie o?rodka mi?dzygwiazdowego w produkty nukleosyntezy .

Liczebno?? i rozmieszczenie [ edytuj | edytuj kod ]

Obszary H II wyst?puj? jedynie w galaktykach spiralnych , jak nasza własna Galaktyka, oraz w galaktykach nieregularnych . Nie odkryto ich do tej pory w galaktykach eliptycznych . W galaktykach nieregularnych mog? znajdowa? si? w ka?dym miejscu, natomiast w galaktykach spiralnych s? rozmieszczone wzdłu? ramion spiralnych. Du?a galaktyka spiralna mo?e zawiera? tysi?ce regionow H II.

Uwa?a si?, ?e powodem dla ktorego nie znajduje si? rejonow H II w galaktykach eliptycznych jest to, ?e eliptyczne powstaj? poprzez ł?czenie si? galaktyk. W gromadach galaktyk takie fuzje s? cz?ste. Gdy dochodzi do zderzenia galaktyk , pojedyncze gwiazdy prawie nigdy si? nie zderzaj?, lecz olbrzymie obłoki molekularne i obszary H II w zderzaj?cych si? galaktykach zostaj? powa?nie zaktywizowane. W takich warunkach dochodzi do uruchomienia procesow bardzo gwałtownego tworzenia gwiazd, co zachodzi tak szybko, ?e wi?kszo?? gazu trafia do powstaj?cych gwiazd, w przeciwie?stwie do 10% gazu, lub mniej, w zwykłych warunkach. Galaktyki przechodz?ce tak szybki proces powstawania gwiazd nosz? nazw? galaktyk gwiazdotworczych (lub galaktyk aktywnych gwiazdotworczo, ang. starburst galaxies ). Galaktyki eliptyczne po okresie kolizji zawieraj? bardzo niewiele gazu i przez to obszary H II nie mog? si? ju? tworzy?.

Niedawne obserwacje wykazały, ?e ogolnie rzecz bior?c, bardzo niewielka liczba rejonow H II znajduje si? poza obr?bem galaktyk. Takie mi?dzygalaktyczne obszary H II s? prawdopodobnie pozostało?ciami mniejszych galaktyk rozerwanych przez siły pływow grawitacyjnych ^[12] .

Morfologia [ edytuj | edytuj kod ]

Obszary H II wyst?puj? w ogromnej ro?norodno?ci rozmiarow. Ka?da gwiazda w regionie H II jonizuje z grubsza sferyczny obszar otaczaj?cy j?, zwany stref? Stromgrena , lecz poł?czenie b?bli jonizacji wielokrotnych układow gwiazdowych w rejonie H II oraz ekspansji podgrzanych mgławic w otaczaj?ce gazy o ostrych gradientach g?sto?ci daje w wyniku skomplikowane kształty. Wybuchy supernowych tak?e wpływaj? na kształt obszarow H II. W pewnych przypadkach, powstawanie du?ych gromad gwiazdowych w regionie H II daje w rezultacie obszary wygl?daj?ce na wydr??one od ?rodka. Tak jest w przypadku NGC 604 , olbrzymiego obszaru H II w galaktyce Trojk?ta .

Godne uwagi rejony H II [ edytuj | edytuj kod ]

W naszej Galaktyce, najlepiej znanym obszarem H II jest Mgławica Oriona, ktora le?y 1500 lat ?wietlnych st?d. Mgławica Oriona jest cz??ci? ogromnego obłoku molekularnego, ktory wypełniłby wi?ksz? cz??? gwiazdozbioru Oriona , gdyby był widzialny. Mgławica Ko?ski Łeb i P?tla Barnarda to dwie inne o?wietlone cz??ci tej chmury gazu.

Wielki Obłok Magellana , galaktyka satelitarna Drogi Mlecznej , zawiera ogromny obszar H II zwany Mgławic? Tarantula . Ta mgławica jest znacznie wi?ksza ni? mgławica Oriona i tworzy tysi?ce gwiazd; niektore z nich posiadaj? mas? ponad 100 mas Sło?ca. Gdyby mgławica Tarantula była tak blisko Ziemi, jak mgławica Oriona, ?wieciłaby w przybli?eniu tak jasno jak Ksi??yc w pełni na nocnym niebie. Supernowa SN 1987A wybuchła na obrze?u mgławicy Tarantula.

Mgławica NGC 604 jest jeszcze wi?ksza ni? mgławica Tarantula, ma rozmiary rz?du 1300 lat ?wietlnych, chocia? zawiera mniejsz? liczb? gwiazd. Jest to jeden z najwi?kszych obszarow H II w Grupie Lokalnej .

Łuk Rysia to najgor?tszy, najmasywniejszy i najodleglejszy od Sło?ca rejon gwiazdotworczy , jaki odkryto w widzialnym Wszech?wiecie ^[13] .

Aktualne kwestie w badaniach nad rejonami H II [ edytuj | edytuj kod ]

Podobnie jak w przypadku mgławic planetarnych, okre?lenie składu pierwiastkowego w obszarach H II jest niepewne. Istniej? dwie ro?ne metody wyznaczenia ilo?ci metali (tj. pierwiastkow ci??szych ni? wodor i hel) w mgławicach, opieraj?ce si? na analizie typow linii widmowych. Ro?nice pomi?dzy wynikami obu metod wprowadzaj? cz?sto du?e rozbie?no?ci. Niektorzy ^{[ kto? ]} astronomowie przypisuj? je obecno?ci niewielkich fluktuacji temperatur wewn?trz obszarow H II. Według innych rozbie?no?ci s? zbyt du?e, aby wyja?ni? je efektem temperaturowym. Prowadzi to do hipotezy głosz?cej, ?e obserwowane ro?nice da si? wyja?ni? istnieniem zimnych skupisk zawieraj?cych niewielkie ilo?ci wodoru ^[14] .

Pełne szczegoły masywnego powstawania gwiazd w obszarach H II nie s? do tej pory dobrze poznane. Dwa głowne problemy utrudniaj? badania na tym polu. Pierwszy, to znacz?ca odległo?? du?ych obszarow H II od Ziemi, przy czym najbli?szy rejon H II znajduje si? ponad 1000 lat ?wietlnych st?d, a inne s? poło?one w odległo?ci kilka razy wi?kszej. Po drugie, powstawanie gwiazd jest silnie przesłoni?te przez pył i obserwacje w ?wietle widzialnym s? niemo?liwe. Fale radiowe i ?wiatło podczerwone mog? przenika? pył, ale najmłodsze gwiazdy mog? nie emitowa? wystarczaj?cej ilo?ci energii w tych zakresach długo?ci fali.

Przypisy [ edytuj | edytuj kod ]

Linki zewn?trzne [ edytuj | edytuj kod ]

• Zdj?cia mgławic i obszarow H II Teleskopu Hubble'a ( ang. )
• Informacje w SEDS ( ang. )
• Encyklopedia Davida Darlinga ( ang. )
• Informacje z Harvardu na temat obszarow H II ( ang. )