Región HII

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La región (zona) H II , o la región de hidrógeno ionizado (una especie de nebulosa de emisión ) es una nube de plasma caliente , que alcanza varios cientos de años luz de diámetro, que es un área de formación estelar activa . En esta región nacen jóvenes estrellas calientes de color blanco azulado , que emiten abundante luz ultravioleta , ionizando así la nebulosa circundante.

Las regiones H II pueden dar a luz a miles de estrellas en un período de unos pocos millones de años. Eventualmente, las explosiones de supernovas y los poderosos vientos estelares de las estrellas más masivas en el cúmulo estelar resultante dispersan los gases de la región y se convierte en un grupo como las Pléyades .

Estas regiones obtienen su nombre de la gran cantidad de hidrógeno atómico ionizado (es decir, simplemente una mezcla de protones y electrones ), a la que los astrónomos se refieren como H II ( la región HI  es la zona de hidrógeno neutro , y H 2 significa hidrógeno molecular ). ). Pueden verse a distancias considerables en todo el universo , y el estudio de tales regiones ubicadas en otras galaxias es importante para determinar la distancia a estas últimas, así como su composición química .

Historial de observaciones

Varias de las regiones más brillantes de H II son visibles a simple vista . Pero, al parecer, ninguna de ellas fue descrita antes de la invención del telescopio (a principios del siglo XVII ): las dos más brillantes -la Nebulosa de Orión y la Tarántula-  fueron inicialmente confundidas con estrellas , designándose la primera como θ Orión. , y el segundo como 30 Gold Piscis . Más tarde, Galileo describió el cúmulo estelar Trapezium , ubicado dentro de la Nebulosa de Orión, pero no notó la nebulosa en sí: se considera que su descubridor (en 1610 ) es el observador francés Nicolas-Claude Fabry de Peyresque . Desde estas primeras observaciones , se han descubierto muchas más regiones H II en nuestra galaxia y en otras.

En 1774, la Nebulosa de Orión fue observada por William Herschel , quien la describió como "una niebla ardiente sin forma, la materia caótica de los futuros soles". Esta hipótesis comenzó a confirmarse solo casi cien años después, en 1864 , cuando William Huggins (con la ayuda de su amigo el químico William Miller , que vivía en el vecindario) examinó varias nebulosas diferentes con su espectroscopio . Algunas, como la Nebulosa de Andrómeda , dieron un espectro igual al de las estrellas, y resultaron ser galaxias formadas por cientos de millones de estrellas individuales.

Los espectros de otras nebulosas se veían diferentes. En lugar de un intenso espectro continuo con líneas de absorción superpuestas, la Nebulosa Ojo de Gato (la primera nebulosa gaseosa estudiada por Huggins) y otros objetos similares tenían solo una pequeña cantidad de líneas de emisión [1] . Huggins obtuvo un resultado similar un año después para la Nebulosa de Orión [2] . La longitud de onda de la más brillante de estas líneas era de 500,7 nm , que no correspondía a ningún elemento químico conocido . Inicialmente, se sugirió que esta línea pertenece a un nuevo elemento químico. Entonces, una idea similar al estudiar el espectro del Sol en 1868 condujo al descubrimiento del helio . El nuevo elemento recibió el nombre de nebulium (del latín  nebula  - "nebulosa").

Sin embargo, mientras que el helio se aisló en la Tierra poco después de su descubrimiento en el espectro del Sol, el nebulio no. En 1927, Henry Norris Russell sugirió que la longitud de onda de 500,7 nm no pertenece a un elemento nuevo, sino a un elemento ya conocido, pero en condiciones desconocidas [3] .

Ya en el mismo año, Ira Sprague Bowen demostró que en un gas de densidad extremadamente baja, los electrones pueden llenar un nivel de energía metaestable excitado de átomos e iones , que a mayor densidad pierde esta propiedad debido a las colisiones [4] . Las transiciones electrónicas de uno de estos niveles en oxígeno doblemente ionizado son responsables de la línea de 500,7 nm. Estas líneas espectrales se denominan líneas prohibidas y solo se pueden observar para gases de baja densidad [5] . Así, se demostró que las nebulosas están compuestas de gas extremadamente enrarecido.

Las observaciones durante el siglo XX mostraron que las regiones H II a menudo contienen estrellas OB brillantes y calientes. Estas estrellas son muchas veces más masivas que el Sol, pero tienen una vida útil corta de solo unos pocos millones de años (en comparación, la vida útil de estrellas como el Sol es de varios miles de millones de años). Como resultado, se propuso la hipótesis de que las regiones H II son regiones de formación estelar activa. Durante varios millones de años, se forma un cúmulo de estrellas dentro de dicha región , y luego la presión radiante de las jóvenes estrellas calientes formadas dispersa la nebulosa. Si el cúmulo restante no es lo suficientemente masivo y está ligado gravitacionalmente , puede convertirse en una llamada asociación OB [6] . Un ejemplo de un cúmulo estelar que "obligó" a la zona H II que lo formaba a evaporarse y dejar atrás solo los restos de una nebulosa de reflexión son las Pléyades .

Ciclo de vida y clasificación

Origen

El precursor de la región H II es la nube molecular gigante . Es una nube muy fría (10-20° K ) y densa compuesta principalmente de hidrógeno molecular. Dichos objetos pueden estar en un estado estable, "congelado" durante mucho tiempo, pero las ondas de choque de una explosión de supernova [7] , las "colisiones" de nubes [8] y las influencias magnéticas [9] pueden provocar el colapso de parte del nube. A su vez, esto da lugar al proceso de formación de estrellas en la nube (para más detalles, véase evolución estelar ). El desarrollo posterior de la región se puede dividir en dos fases: la etapa de formación y la etapa de expansión [10] .

En la etapa de formación, las estrellas más masivas dentro de la región alcanzan altas temperaturas, su fuerte radiación comienza a ionizar el gas circundante. Los fotones de alta energía se propagan a través de la materia circundante a velocidades supersónicas , formando un frente de ionización . Con la distancia a la estrella, este frente se ralentiza debido a procesos de atenuación geométrica y recombinación en el gas ionizado. Después de un tiempo, su velocidad disminuye hasta aproximadamente el doble de la velocidad del sonido. En este momento, el volumen de gas ionizado caliente alcanza el radio de Strömgren y comienza a expandirse por su propia presión.

La expansión genera una onda de choque supersónica que comprime el material de la nebulosa. Como la velocidad del frente de ionización continúa disminuyendo, en algún momento la onda de choque lo alcanza; y entre los dos frentes, de forma esférica, se forma un intersticio, relleno de un gas neutro. Así nace la región del hidrógeno ionizado.

El tiempo de vida de la región H II es del orden de varios millones de años. La ligera presión de las estrellas tarde o temprano "expulsa" la mayor parte del gas de la nebulosa. Todo el proceso es muy "ineficiente": menos del 10% del gas de la nebulosa tiene tiempo de dar a luz estrellas hasta que el resto del gas "se desgasta". El proceso de pérdida de gas también se ve facilitado por las explosiones de supernovas entre las estrellas más masivas, que comienzan ya varios millones de años después de la formación de la nebulosa o incluso antes [11] .

Morfología

En el caso más simple, una sola estrella dentro de una nebulosa ioniza una región casi esférica de gas circundante llamada esfera de Strömgren . Pero en condiciones reales, la interacción de las regiones ionizadas de muchas estrellas, así como la dispersión del gas calentado en el espacio circundante con un fuerte gradiente de densidad (por ejemplo, más allá del límite de una nube molecular) determinan la forma compleja de la nebulosa. . Sus contornos también están influenciados por explosiones de supernovas . En algunos casos, la formación de un gran cúmulo estelar dentro de la zona H II lleva a "vaciarla" desde el interior. Tal fenómeno se observa, por ejemplo, en el caso de NGC 604 , una región H II gigante en la Galaxia del Triángulo .

Clasificación de las regiones H II

Cuna de las Estrellas

El nacimiento de estrellas dentro de las regiones H II está oculto para nosotros por las espesas nubes de gas y polvo que rodean a las estrellas en formación. Solo cuando la presión de la luz de la estrella diluye este peculiar "capullo", la estrella se vuelve visible. Antes de esto, las regiones densas con estrellas en su interior aparecen como siluetas oscuras contra el resto de la nebulosa ionizada. Estas formaciones se conocen como glóbulos de Bok , en honor al astrónomo Bart Bok , quien en la década de 1940 planteó la idea de que podrían ser los lugares de nacimiento de las estrellas.

La hipótesis de Bock fue confirmada recién en 1990 , cuando los científicos, utilizando observaciones infrarrojas , pudieron finalmente mirar a través del espesor de estos glóbulos y ver objetos estelares jóvenes en su interior. Ahora se cree que el glóbulo promedio contiene materia con una masa de aproximadamente 10 masas solares en un espacio de aproximadamente un año luz de diámetro, y tales glóbulos luego forman sistemas estelares binarios o múltiples [12] [13] [14] .

Además de ser sitios de formación estelar, también se ha demostrado que las regiones H II contienen sistemas planetarios . El telescopio Hubble ha encontrado cientos de discos protoplanetarios en la Nebulosa de Orión. Al menos la mitad de las estrellas jóvenes de esta nebulosa parecen estar rodeadas por un disco de gas y polvo que se cree que contiene muchas veces más material del necesario para formar un sistema planetario como el nuestro .

Características

Características físicas

Las regiones H II varían mucho en parámetros físicos. Sus tamaños van desde los llamados "ultracompactos" (un año luz o menos de diámetro) hasta los gigantes (varios cientos de años luz). Su tamaño también se denomina radio de Strömgren y depende principalmente de la intensidad de radiación de la fuente de fotones ionizantes y de la densidad de la región. Las densidades de las nebulosas también varían, desde más de un millón de partículas por cm3 en las ultracompactas hasta unas pocas partículas por cm3 en las más extensas. La masa total de las nebulosas es probablemente entre 10² y 10 5 masas solares [15] .

Dependiendo del tamaño de la región H II, el número de estrellas dentro de cada una de ellas puede llegar a varios miles. Por lo tanto, la estructura de la región es más complicada que la estructura de las nebulosas planetarias , que tienen una sola fuente de ionización ubicada en el centro. La temperatura de las regiones H II suele alcanzar los 10.000 K. La interfaz entre la región de hidrógeno ionizado H II y el hidrógeno neutro HI suele ser muy nítida. Un gas ionizado ( plasma ) puede tener campos magnéticos con fuerzas de varios nanoteslas [16] . Los campos magnéticos se forman debido al movimiento de cargas eléctricas en el plasma, por lo tanto, también existen corrientes eléctricas en las regiones H II [17] .

Alrededor del 90% de la materia de la región es hidrógeno atómico . El resto es principalmente helio y los elementos más pesados ​​están presentes en pequeñas cantidades. Se ha observado que cuanto más lejos del centro de la galaxia se encuentra la región, menor es la proporción de elementos pesados ​​en su composición. Esto se explica por el hecho de que a lo largo de la vida de la galaxia en sus regiones centrales más densas, la tasa de formación de estrellas fue mayor, respectivamente, su enriquecimiento con productos de fusión nuclear ocurrió más rápido .

Radiación

Se forman zonas de hidrógeno ionizado alrededor de estrellas brillantes O-B5 con una fuerte radiación ultravioleta . Los cuantos ultravioleta de la serie de Lyman y el continuo de Lyman ionizan el hidrógeno que rodea a la estrella. En el proceso de recombinación, se puede emitir un cuanto en serie subordinado o un cuanto de Lyman. En el primer caso, el cuanto dejará la nebulosa sin obstáculos, y en el segundo, será absorbido nuevamente. Este proceso es descrito por el teorema de Rosseland . Por lo tanto, aparecen líneas brillantes de series subordinadas en el espectro de las zonas H II, especialmente la serie Balmer , así como una línea Lyman-alfa brillante , ya que los fotones L α no pueden procesarse en cuantos menos energéticos y, en última instancia, salir de la nebulosa. . La alta intensidad de la emisión en la línea H α con una longitud de onda de 6563 Å le da a las nebulosas su característico tono rojizo.

Cantidad y distribución

Las regiones H II sólo se han encontrado en galaxias espirales (como la nuestra ) e irregulares ; nunca se han encontrado en galaxias elípticas . En las galaxias irregulares se pueden encontrar en cualquier parte de ella, pero en las espirales casi siempre se concentran dentro de los brazos espirales. Una gran galaxia espiral puede contener miles de regiones H II [15] .

Se cree que estas regiones están ausentes en las galaxias elípticas porque las galaxias elípticas se forman por la colisión de otras galaxias. En los cúmulos de galaxias , tales colisiones son muy frecuentes. En este caso, las estrellas individuales casi nunca chocan, pero las grandes nubes moleculares y las regiones H II están sujetas a fuertes perturbaciones. En estas condiciones se inician fuertes estallidos de formación estelar, y esto sucede tan rápidamente que, en lugar del 10% habitual, se utiliza para ello casi toda la materia nebular. Las galaxias que experimentan un proceso tan activo se denominan galaxias con estallido estelar .  Después de eso, queda muy poco gas interestelar en la galaxia elíptica y las regiones H II ya no pueden formarse. Como han demostrado las observaciones modernas, también hay muy pocas regiones intergalácticas de hidrógeno ionizado. Lo más probable es que estas regiones sean restos de desintegraciones periódicas de pequeñas galaxias [18] .

Áreas notables de H II

Dos áreas de H II se pueden ver con relativa facilidad a simple vista : el trapecio de Orión y la tarántula . Algunas más están al borde de la visibilidad: las Nebulosas de la Laguna , América del Norte , el Bucle de Barnard,  pero solo se pueden observar en condiciones ideales.

La Nube Molecular Gigante de Orión  es un complejo muy complejo, que incluye muchas regiones H II que interactúan y otras nebulosas [19] . Esta es la región "clásica" H II [nb 1] más cercana al Sol. La nube se encuentra a una distancia de unos 1500 sv. años de nosotros, y, si fuera visible, ocuparía un área mayor de esta constelación . Incluye la Nebulosa de Orión mencionada anteriormente y el Trapecio, la Nebulosa Cabeza de Caballo , el Bucle de Barnard. Además, esta última es la región H II más cercana a nosotros.

La Nebulosa Eta Carina y el Complejo Berkeley 59 / Cepheus OB4 tienen una estructura interesante y compleja [20][ especificar ] .

Algunas regiones H II son enormes, incluso para los estándares galácticos. Un ejemplo de una región H II gigante es la ya mencionada Nebulosa de la Tarántula en la Gran Nube de Magallanes . Esta nebulosa es mucho más grande que la nebulosa de Orión y es el lugar de nacimiento de miles de estrellas, algunas de las cuales son más de 100 veces más masivas que el Sol. Si la Tarántula estuviera en el lugar de la Nebulosa de Orión, brillaría en el cielo casi tan intensamente como la luna llena . La supernova SN 1987A explotó en las cercanías de Tarántula en 1987 .

Otro "gigante" de este tipo es NGC 604 de la galaxia Triangulum : alcanza los 1300 sv. años de diámetro, aunque contiene un número ligeramente menor de estrellas. Es una de las regiones H II más extensas del Grupo Local de galaxias .

Métodos modernos para estudiar las regiones H II

Al igual que con las nebulosas planetarias , es difícil realizar un estudio preciso de la composición química de las regiones H II. Hay dos formas diferentes de determinar la abundancia de metales (es decir, elementos distintos del hidrógeno y el helio) en una nebulosa, en función de diferentes tipos de líneas espectrales. El primer método considera líneas de recombinación obtenidas como resultado de la recombinación ( recombinación ) de iones con electrones; el segundo son líneas prohibidas, cuya fuente es la excitación de iones por impactos de electrones ( excitación por colisión ) [nota 2] . Estos dos métodos a veces arrojan cifras significativamente diferentes. Algunos astrónomos explican esto por la presencia de pequeñas fluctuaciones de temperatura dentro de la región bajo estudio; otros dicen que las diferencias son demasiado grandes para ser explicadas por tales fluctuaciones y atribuyen el efecto observado a la presencia de nubes en la nebulosa llenas de gas frío y enrarecido con un bajo contenido de hidrógeno y una gran abundancia de elementos pesados ​​[21] .

Además, el proceso de formación de estrellas masivas dentro de la región no se comprende completamente. Esto se ve obstaculizado por dos problemas. Primero, la distancia significativa de la Tierra a las grandes regiones H II: la más cercana de ellas está a más de 1000 sv. años de nosotros, y la distancia a los demás supera esta cifra en varias veces. En segundo lugar, la formación de estas estrellas está oculta para nosotros por capas de polvo, por lo que las observaciones en el espectro visible son imposibles. Los rayos de radio e infrarrojos pueden superar esta barrera, pero es posible que las estrellas más jóvenes no emitan suficiente energía en estas frecuencias.

Comentarios

  1. ↑ Hay regiones H II más cercanas al Sol, pero se formaron alrededor de estrellas individuales y no son regiones de formación estelar.
  2. ↑ En la literatura inglesa, puede encontrar las abreviaturas correspondientes: ORL (líneas de recombinación óptica)  - líneas de recombinación en el rango óptico; CEL (líneas colisionalmente excitadas)  - líneas causadas por impacto de electrones.

Notas

  1. ↑ Huggins W., Miller WA Sobre  los espectros de algunas de las nebulosas // Transacciones filosóficas de la Royal Society de Londres . - 1864. - T. 154 . - S. 437-444 .
  2. ↑ Huggins W. Sobre  el espectro de la gran nebulosa en el mango de la espada de Orión // Actas de la Royal Society de Londres. - 1865. - T. 14 . - S. 39-42 .
  3. ↑ Bowen, IS El origen de las líneas nebulares   y la estructura de las nebulosas planetarias // The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 1928. - Vol. 67 . - Pág. 1-15 . -doi : 10.1086/ 143091 .
  4. ↑ Bowen, IS El origen de las principales líneas nebulares   // Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . - 1927. - Vol. 39 , núm. 231 . - pág. 295-297 .
  5. ↑ Borisoglebsky L.A. Líneas prohibidas en espectros atómicos  // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Academia Rusa de Ciencias , 1958. - T. 66 , no. 4 . - S. 603-652 .
  6. ↑ Asociaciones OB  (inglés)  (enlace inaccesible) . Extractos del informe del estudio GAIA . RSSD - Ciencias de la Investigación (6 de junio de 2000). — Extractos del informe del estudio GAIA: resumen ejecutivo y sección científica. Consultado el 2 de noviembre de 2008. Archivado desde el original el 4 de agosto de 2003.
  7. ↑ Boss, Alan P. Colapso y fragmentación de núcleos de nubes moleculares. Parte 2.   Colapso y fragmentación de núcleos de nubes moleculares . 2: Colapso inducido por ondas de choque estelares // The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 1995. - Vol. 439 , núm. 1 . - P. 224-236 .  — DOI : 10.1086/175166
  8. ↑ Hasegawa, Tetsuo; Sato, Fumio; Whiteoak, John B.; Miyawaki, Ryosuke.  Una colisión de nubes a gran escala en la nube molecular del centro galáctico cerca de Sagitario B21 // The  Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 1994. - Vol. 429 , núm. 2 . -P.L77- L80 .  — DOI : 10.1086/187417
  9. ↑ Boss, Alan P. Colapso y fragmentación de núcleos de nubes moleculares. Parte 7: Campos magnéticos y formación de protoestrellas múltiples   = Colapso y fragmentación de núcleos de nubes moleculares . VIII. Campos magnéticos y formación de múltiples protoestrellas // The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 2002. - Vol. 568 , edición. 2 . - Pág. 743-753 .  — DOI : 10.1086/339040
  10. ↑ Franco J., Tenorio-Tagle G., Bodenheimer P.  = Sobre la formación y expansión de las regiones H II // The  Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 1990. - Vol. 349 . - P. 126-140 . -doi : 10.1086/ 168300 .
  11. ↑ Ray Villard, Anne Pellerin. Hubble ve cúmulo de estrellas "mortalidad infantil  " . HubbleSite NewsCenter (10 de enero de 2007). Consultado el 2 de noviembre de 2008. Archivado desde el original el 20 de marzo de 2012.
  12. ↑ Yun JL, Clemens DP Formación estelar   en pequeños glóbulos - Bart Bok estaba en lo correcto // The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 1990. - Vol. 365 . - P.L73-L76 . -doi : 10.1086/ 185891 .
  13. ↑ Clemens DP, Yun, JL, Heyer MH  = Glóbulos de Bok y nubes moleculares pequeñas: fotometría IRAS profunda y espectroscopia C-12)O ( The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 1991. - Vol. 75 . - Pág. 877-904 . -doi : 10.1086/ 191552 .
  14. ↑ Launhardt R., Sargent AI, Henning T. et al. Formación de estrellas binarias  y múltiples en glóbulos de Bok // Eds Reipurth & Zinnecker Proceedings of IAU Symposium No. 200 sobre la formación de estrellas binarias. - 2002. - Nº 103-105 .
  15. ↑ 1 2 Flynn, Chris Clase 4B: Estudios de casos de radiación (regiones HII) (enlace no disponible) . Fecha de acceso: 6 de julio de 2016. Archivado desde el original el 21 de agosto de 2014. 
  16. ↑ Heiles C., Chu Y.-H., Troland TH Fuerzas de campo  magnético  en las regiones H II S117, S119 y S264 // The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 1981. - Vol. 247 . -P.L77- L80 . -doi : 10.1086/ 183593 .
  17. ↑ Carlqvist P., Kristen H. , Gahm GF Estructuras helicoidales  en una trompa de elefante en roseta // Astronomía y astrofísica . - EDP Ciencias , 1998. - Vol. 332 . - Pág. 5-8 .  
  18. ↑ Oosterloo T., Morganti R., Sadler EM et al. Remanentes  de mareas  y regiones intergalácticas H II // Eds Duc, IAU Simposio No. 217 Braine y Brinks. — Publicaciones de San Francisco de la Sociedad Astronómica del Pacífico . — Sídney, Australia, 2004.
  19. ↑ Bally, John. Descripción general  del complejo de Orión // Manual de regiones de formación estelar vol. I.- Sociedad Astronómica del Pacífico, 2008.
  20. ↑ Majaess DJ, Turner D., Lane D., Moncrieff K.  La emocionante estrella del complejo Berkeley 59/Cepheus OB4 y otros descubrimientos aleatorios de estrellas variables // JAAVSO — 2008.
  21. ↑ Tsamis YG, Barlow MJ, Liu XW. et al.  = Elementos pesados ​​en las regiones Galáctica y de la Nube de Magallanes H II: línea de recombinación frente a abundancias de línea prohibida // Avisos mensuales  de la Royal Astronomical Society . - Prensa de la Universidad de Oxford , 2003. - Vol. 338 , núm. 3 . - Pág. 687-710 .

Literatura

Enlaces

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