Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 
На сайте
Астрометрия
Астрономические инструменты
Астрономическое образование
Астрофизика
История астрономии
Космонавтика, исследование космоса
Любительская астрономия
Планеты и Солнечная система
Солнце

Зоны НII (области ионизованного водорода, области НII)

1. Введение
2. Основные характеристики
3. Физические процессы
4. Эволюция зон НII

1. Введение

Зоны НII - широко распространённый тип туманностей, характеризующихся практически полной ионизацией водорода УФ-излучением (длина волн $\lambda<912$ \AA) звёзд.

Типичные, т.н. диффузные З. НII образуются вокруг звёзд Спектрального класса В1 и более горячих. Яркая туманность возникает только в случае, когда горячая звезда высокой светимости находится в плотном газовом облаке. Часто 3. НII создаются группой звёзд или даже целой ассоциацией звёзд, образуя гигантские З. НII.
Рис. 1. Структура зон НII: а - диффузная зона НII NGC 6611 в созвездии
Змеи, окружающая звёздное скопление М16; в - фрагмент близкой
планетарной туманности "Улитка" (NGC 7293) в созвездии Водолея; в -
контрастированная фотография крупной диффузной зоны НII - туманность
Ориона (NGC 1976).
Звезда, находящаяся вне облака, может ионизовать газ в расположенных далеко от неё облаках (обычно весьма разреженных), создавая слабосветящиеся протяжённые 3. НII низкой плотности (см. Межзвездный газ). Рождающиеся горячие звёзды ионизуют окружающий их плотный газ, создавая компактные 3. НII, являющиеся индикаторами мест протекающего в настоящее время звездообразования. Разновидностыо 3. НII являются планетарные туманности.

2. Основные характеристики

В большей части объёма 3. НII водород ионизован более чем на 99,9%. Атомы др. элементов ионизованы обычно до II-V стадии ионизации. Гелий в ряде случаев может оставаться нейтральным. Темп-ры (T) всех 3. НII близки к 104 К. Для диффузных З. НII типичны значения $T\approx 7-9\cdot 10^3$ К, у планетарных туманностей темп-ры немного выше.

3. НII очень сильно различаются по плотности, размерам, яркости и массам. Типичные диффузные 3. НII вокруг звёзд спектр. класса О имеют размеры 1-10 пк при концентрации частиц N от десятков до тысяч в 1 см3 (плотность 10-20-10-23 г/см3). Гигантские 3. НII имеют размеры до неск. сотен пк. Компактные 3. НII характеризуются высокой плотностью (N ~ 104-106 см-3 и более) при размерах 0,1-0,001 пк.

Поверхностная яркость 3. НII определяется мерой эмиссии (ME), величина к-рой колеблется от десятков пк/см6 в едва заметных на фоне неба диффузных зонах НII до ME$\approx 3\cdot 10^8$ пк/см6 в самых ярких, таких, как туманность Тарантул в Большом Магеллановом Облаке (см. Магеллановы облака). Для 3. НII низкой плотности характерны N=1-3 см-3 и ME до 30 пк/см6.

3. НII, как и большинство др. туманностей, имеют обычно ярко выраженную и довольно сложную структуру (рис. 1). В диффузных 3. НII часто видны тёмные области - глобулы и светлые ободки вокруг них - римы. За глобулами нередко тянутся области пониженной яркости, т.н. слоновые хоботы (рис.1,а), также окаймленные римами. Кроме того, в близких 3. НII на пределе разрешения наблюдаются многочисл. мелкомасштабные неоднородности (рис. 1,6). В 3. НII имеются также столь мелкие неоднородности, что они выявляются лишь косвенными методами. В диффузных 3. НII, связанных с очагами звездообразования, обычно видна волокнистая структура с волокнами, вытянутыми вдоль силовых линий магн. поля (рис. 1,в).

Рис. 2. Рисунок по фотографии (негативу)
спиральной галактики М51, снятой через
узкополосный фильтр в линии водорода $H_\alpha$.
Тёмные сгустки - крупные и гигантские
зоны НII.
Распределение 3. НII в пространстве определяется расположением создающих их звёзд и газа. Диффузные 3. НII находятся в плоских подсистемах неправильных и спиральных галактик (в т.ч. Галактики). В спиральных галактиках они расположены в основном в спиральных рукавах, являясь наиболее яркими деталями в них и подчёркивая спиральный узор галактик (рис. 2). Гигантские 3. НII часто встречаются в центр. областях галактик, в т.ч. гигантских эллиптических. 3. НII есть также и в ядре Галактики.

3. НII излучают гл. обр. в спектральных линиях водорода и в запрещённых спектральных линиях тяжёлых элементов. Большинство сильных спектр. линий диффузных 3. НII сосредоточено в видимой и ИК-областях спектра (рис. 3,а). Кроме того, имеется слабый непрерывный спектр, к-рый тянется от УФ- до радиодиапазона. На границах спектральных серий водорода имеются перепады яркости в несколько раз (скачки непрерывного спектра напр. около 3648 \AA имеется бальмеровский скачок с перепадом яркости ок. 5 раз. В ИК-диапазоне преобладает излучение пыли (рис. 3, б), а в радиодиапазоне - непрерывное излучение газа на фоне к-рого видны рекомбинационные радиолинии водорода, гелия и углерода (рис. 3, в).

По спектрам определяют физич. условия и химич. состав 3. НII. Их химич. состав близок к "нормальному" космическому (см. Распространенность элементов). В планетарных туманностях возможно нек-рое отличие содержания ряда элементов от обычного. Пыль (см. Межзвездная пыль) присутствует во всех типах туманностей.

3. Физические процессы

Ионизационное равновесие.
Условия в 3. НII обычно далеки от термодинамического равновесия. Поэтому ионизация элементов не подчиняется формуле Саха и рассчитывается на основе уравнений ионизац. равновесия, т.е. путём учёта всех элементарных атомных (ионных) процессов, увеличивающих и уменьшающих концентрацию каждого типа атомов или ионов (гл. обр. радиац. рекомбинаций и фотоионизаций).

Рис. 3. Спектры излучения зон НII: а - cхема линейчатого
спектра в видимом и ближней ИК-диапазонах. Длины вертикальных
отрезкок пропорциональны интенсивностям линий в
логарифмической шкале. Снизу указаны отождествления линий
(для запрещённых линий спектроскопический символ иона
заключен в квадратные скобки). $H_{\alpha-\delta}$ и $P_{\delta-\zeta}$
- линии с оответственно бальмеровской и пашеновской серий
водорода; б - радио- и ИК-cпeктры двух компонентов далёкой
зоны НII - радиоисточника W3. Радиоизлучение со спадом
на низких частотах ("завалом") обусловлено тормозным
излучением нагретого газа зоны НII, ИК-пик-излучением
пыли; в - рекомбинационные радиолинии водорода (Н),
гелия (He) и углерода (С) в спектре туманности NGC 1795.
Различают 3. НII, ограниченные веществом, когда ионизовано всё облако газа и часть фотонов, способных ионизовать водород и др. элементы, выходят за его пределы, и 3. НII, oгpaниченные излучением, когда их размер определяются мощностью УФ-излучния центр. звезды (т.е. мощности излучения не хватает, чтобы ионизовать всё облако). 3. НII, ограниченные веществом, часто имеют размытые границы из-за медленного уменьшения плотности газа с удалением от центр. звёзд. К такому типу относятся значит. часть гигантских 3. НII и многие планетарные туманности. Диффузные 3. НII умеренных размеров обычно ограничены излучением. В этом случае граница между нейтральным и ионизованным водородом очень тонкая: её толщина близка к 0,1/Ne (пк) (Ne - концентрация электронов), что в сотни раз меньше размеров туманности. Радиус R стационарных 3. НII, ограниченных излучением, определяется равенством числа $N_{L_c}$ фотонов с $\lambda < 912$\AA, испускаемых центр. звездой (звёздами) за единицу времени, числу рекомбинаций водорода за единицу времени на все уровни выше первого во всём объеме туманности:
${3\over 4}\pi R^3(\alpha_{полн}-\alpha_1)N_eN_p=N_{L_c}$. (1)
Здесь $(\alpha_{\mbox{полн}}-\alpha_1)$ - коэф. спонтанной радиац. рекомбинации на уровни выше первого, Np - концентрация протонов ($N_p\approx N_e\approx N$). Рекомбинация на первый уровень приводит к испусканию нового фотона с $\lambda <$ 912\AA, к-рый поглощается внутри туманности, ограниченной излучением, вызывая ионизацию другого атома водорода, т.е. не изменяет числа ионизованных атомов по туманности в целом. Поэтому рекомбинации на первый уровень исключаются из ф-лы (1).

Второй по обилию элемент - гелий ионизуется фотонами с $\lambda < $504\AA. Таких фотонов меньше, поэтому зоны ионизованного гелия (зоны HeII) обычно составляют лишь часть 3. НII. Граница зоны HeII также очень резкая. Другие, менее обильные элементы не образуют столь резко разграниченных зон ионизации.

Излучение.
При рекомбинации водорода в большинстве случаев образуются атомы в возбуждённом состоянии (см. Уровни энергии). Далее происходят спонтанные (самопроизвольные) переходы вниз (в состояния с меньшей энергией). Плотности и темп-ры газа в 3. НII и большинстве др. туманностей, ионизованных излучением, столь малы, что ср. время между соударениями атомов водорода с электронами и др. частицами много больше, чем время, за к-рое происходят спонтанные переходы. Поэтому соударения не влияют на свечение водорода. Исключение составляет лишь случай излчения в радиолиниях, соответствующих переходам между уровнями с номерами n >ЗО-70.

Для линий всех спектральных серий кроме лаймановской и самых длинных волновых радиолиний, 3. НII прозрачны, поэтому фотоны свободно покидают туманность. Для линий Лаймана серии особенно для $L_\alpha$, важно многократное резонансное рассеяние атомами водорода, увеличивающее время выхода фотона из зоны НII и приводящее в конце концов к гибели фотонов в туманности, гл. обр. из-за поглощения пылинками. Пыль нагревается и переизлучает поглощённую энергию в ИК-диапазоне.

Для вычисления интенсивности линий надо знать населённости уровней энергии атомов. Распределение атомов водорода и др. элементов по энергетич. уровням в 3. НII оказывается далёким от Больцмана распределения и рассчитывается на основании детального баланса атомных процессов, изменяющих населённости уровней. При рекомбинац. механизме заселения уровней отношения интенсивностей спектр. линий водорода (бальмеровский декремент) слабо зависят от плотности и темп-ры, так что эти отношения оказываются пр< тически одинаковыми для всех 3. Н Селективное поглощение света ме звёздной пылью искажает наблюдаемый бальмеровский декремент. Сравнение наблюдаемого и рассчитанного бальмеровского декремента позволяет находить величину межзвёздного поглощения света на пути от 3. НII. По наблюдаемым интенсивностям линий I можно найти ср. плотность газа в туманности.

Свечение кислорода, азота, серы и других т.н. тяжёлых элементов происходит в основном в запрещенных линиях различных ионов этих элементов. В отличие от водорода атомы и ионы наиболее обильных в космосе тяжелых элементов имеют метастабильные уровни, расположенные выше осн. уровня всего на неск. сотых долей эВ или на неск. эВ. При темп-ре 3. НII ~ 104 К значит. доля электронов способна возбуждать такие уровни (для водорода первый возбуждённый уровень удален от основного на 10,2 эВ, и поэтому в зонах НII практически нет электронов, способных возбуждать водород). Т.о., у тяжёлых элементов излучение возникает за счёт возбуждения близких к основному метастабильных уровней ударами электронов. Этот процесс протекает много быстрее рекомбинаций, поэтому, несмотря на малое содержание тяжёлых элементов, интенсивности линий этих элементов оказываются сравнимыми с интенсивностью линий водорода.

Атом (ион) может переходить из возбуждённого состояния на более низкий уровень не только при излучении фотона, но и при деактивации электронным ударом - столкновении с электроном, отнимающим энергию у возбуждённого атома (иона). Частота столкновений с электронами пропорциональна концентрации электронов Ne. При нек-рой концентрации Ncr скорость деактивации электронами и скорость спонтанных радиац. переходов становятся равными. Для запрещённых переходов спонтанное излучение происходит медленно и $N_{cr}\approx 10^2-10^8 см^{-3}$, для разрешённых переходов Ncr обычно много больше. При $N_e\gg N_{cr}$ почти после каждого возбуждения происходит деактивация, поэтому в плотных средах, напр. в лабораторной плазме, запрещённые линии очень слабы. В 3. НII обычно $N_e\ll N_{cr}$ и соударения возбуждённых атомов (ионов) с электронами происходят настолько редко, что до деактивации ударом успевает испуститься фотон в запрещённой линии (хотя для этого необходимо время от неск. секунд до неск. часов). В этом случае запрещённые линии видны наравне с разрешёнными. Однако для ряда линий $N_{cr}\le N_e$. Отношение интенсивностей таких линий сильно зависит от Ne и позволяет определять Ne из наблюдений. Кроме того, по отношениям интенсивностей линий удаётся находить темп-ру и химич. состав газа в туманности.

Непрерывный спектр в оптич. и прилегающих к нему диапазонах формируется за счёт трёх процессов: рекомбинац. излучения, тормозного излучения и двухфотонного излучения (рис. 4).

Рекомбинац. излучение испытывает скачки на границах серий атомов водорода (со стороны меньших длин волн интенсивность излучения больше).

Непрерывное радиоизлучение 3. НII и др. туманностей, ионизованных излучением, возникает за счёт тормозного механизма.

Рис. 4. Непрерывный спектр зон НII низкой
плотности. Показаны бальмеровский и
пашеновский скачки и вклады различных
механизмов излучения в непрерывный спектр.
Двухфотонное излучение связано с тем, что у атома водорода имеется метастабильный уровень 2s. Этот уровень опустошается путём испускания не одного, а сразу двух фотонов с переходом атома на осн. уровень 1s. Суммарная энергия этих двух фотонов (с частотами $\nu_1$ и $\nu_2$) равна разности энергий между уровнями 2s и 1s: $h\nu_1+h\nu_2=\Delta\varepsilon_{1,2}$. Каждый фотон может иметь любую энергию от 0 до $\Delta\varepsilon_{1,2}$, поэтому спектр излучения в диапазоне $\lambda>ch/\Delta\varepsilon_{1,2}=1216 $\AA непрерывен. При малых Ne двухфотонные переходы обесепечивают в отдельных участках непрерывного спектра до 70% интенсивности излучения туманностей. При $N_e\ge 10^4 \mbox{см}^{-3}$ роль двухфотонных переходов убывает, т.к. становится существенным конкурирующий с ними процесс снятия возбуждения с уровня 2s - переходы под действием электронных ударов на уровень 2p с последующим испусканием фотона в линии $L_\alpha$.

Нагрев и охлаждение.
В 3. НII газ нагревается УФ-излучением. Если $\chi$ - энергия, необходимая для отрыва электрона от атома, то на нагревание среды расходуется часть энергии фотона $h\nu$, равная $\varepsilon=h\nu-\chi$. Такую кинетич. энергию приобретает оторванный при фотоионизации электрон. При соударениях этого быстрого электрона с др. частицами энергия $\varepsilon$ распределяется между всеми частицами среды, т.е. происходит нагрев газа.

Частота столкновений частиц в туманностях, ионизованных излучением, достаточна для того, чтобы успевало установиться Максвелла распределение частиц по скоростям с темп-рой, примерно одинаковой для всех сортов частиц (электронов, ионов, атомов), кроме пылинок. Поэтому в отличие от туманностей, созданных ударными волнами, в этом случае можно говорить о темп-ре всего газа. Пыль имеет более низкую темп-ру, чем газ. В 3. НII пыль нагревается, поглощая гл. обр. УФ-излучение звезды и излучение туманности в линиях серии Лаймана, и остывает за счёт испускания ИК-излучения с непрерывным спектром, близким к планковскому. Излучение пыли обычно играет малую роль в охлаждении зон НII.

Рис. 5. Зависимость от температуры газа скорости
нагрева (штриховые линии для двух звезд с разными
температурами T*) и скорости охлаждения
единицы объёма зоны НII (эрг$\cdot$см3/c). Верхняя
сплошная линия - полная скорость охлаждения; линии
под ней - вклады различных спектральных линий в
охлаждение. Пересечение линий, показывающих
скорости нагрева и охлаждения, даёт равновесную
темп-ру газа.
Охлаждение 3. НII происходит гл. обр. за счёт излучения энергии в запрещённых линиях тяжёлых элементов (рис. 5). Электроны затрачивают имеющуюся у них тепловую энергию на возбуждение метастабильных уровней. Если в результате возбуждения испускается фотон, уходящий из туманности, происходит потеря энергии - вещество туманности охлаждается. Большую роль в охлаждении играет возбуждение ударами электронов уровней, переходы с к-рых дают ИК-линии тяжёлых элементов (прежде всего линии иона кислорода OIII). Kpоме того, нек-рый вклад в охлаждение вносит излучение фотонов непрерывного спектра при рекомбинациях и при тормозном излучении. Темп-ра стационарных туманностей определяется балансом энергии в каждой точке.

Формирование структуры 3. НII. Мелкомасштабные неоднородности в 3. НII связаны с турбулентностью газа, а также с различными гидродинамич. и магнитогидродинамич. процессами. В частности, в диффузных 3. НII и молодых планетарных туманностях центр. звёзды обладают значит. звёздным ветром, к-рый, взаимодействуя с газом туманности, приводит к формированию мелких неоднородностей, хорошо заметных на фотографиях близких планетарных туманностей.

О формировании крупномасштабной структуры 3. НII см. ниже.

4. Эволюция зон НII

Зоны НII возникают вокруг рождающихся горячих массивных звёзд. 3везды рождаются в плотных газопылевых комплексах (см. Звездообразование) и вначале окружены падающим на рождающуюся звезду (протозвезду) сравнительно плотным газом, окружённым пылевым слоем. Когда протозвезда разогревается до темп-ры, при к-рой она своим излучением может ионизовать водород, образуется компактная 3. HII, невидимая в оптич. лучах из-за поглощения света пылью. Большую часть энергии запылённые 3. НII излучают в ИК-диапазоне. Компактные запыленные 3. НII видны как квазиточечные источники ИК-излучения или как звёзды. Таковы, напр., объекты Беклина-Нейгебауэра и Клейнмана-Лоу в туманности Ориона.

Постепенно оболочки пылинок разрушаются светом звезды. Пыль и увлекаемый ею газ разбрасываются давлением излучения. Размеры 3. НII увеличиваются. Часто звёзды рождаются вблизи краёв плотных молекулярных облаков. Когда граница компактной 3. НII достигает края молекулярного облака, нагретое плотное вещество 3. НII начинает "фонтанировать" в более разреженную среду за границей облака. Такая стадия эволюции получила назв. "фаза шампанского".

Со временем молодая горячая звезда либо разбрасывает плотный пылевой слой вокруг себя, либо (при движении относительно газа) выходит в менее плотную среду. После этого за неск. тысяч лет вокруг звезды развивается диффузная 3. НII размером 1-10 пк. Вначале 3. НII нестационарна - по веществу очень быстро бежит волна ионизации (ионизац. фронт).

Постепенно количество рекомбинаций внутри 3. НII за ед. времени приближается к $N_{L_c}$ (см. ф-лу 1) и 3. НII становится стационарной. Давление нагретого газа внутри 3. НII превосходит давление более холодного газа вне её, поэтому 3. НII продолжает расширяться. Возникает ударная волна, движущаяся по нейтральному газу со скоростью в неск. десятков км/с и уплотняющая нейтральный газ перед границей 3. НII. Расширяясь, 3. НII медленно "поедает" этот плотный газ.

Когда на пути ионизац. фронта встречается уплотнение, он распространяется по плотному газу медленнее, огибая уплотнение. Так, внутри 3. НII остаются неионизованными наиболее плотные участки вещества - глобулы. На границе уплотнения ионизован газ высокой плотности. Он ярко светится (в нём большая мера эмиссии), создавая яркие ободки (римы) как вокруг глобул, так и на внеш. границах развитых 3. НII, ограниченных излучением.

Вещество, экранированное глобулой от прямого воздействия УФ-излучения звезды, ионизуется и нагревается только фотонами, возникающими при рекомбинациях на первый уровень атомов водорода в осн. части 3. НII. Газ в таких местах оказывается холоднее, плотнее и темнее, чем в остальной части туманности,- образуются т.н. слоновые хоботы. Плотный холодный газ глобулы обжимается веществом 3. НII. Дополнительное давление облегчает образование звезды в глобуле. В результате через неск. млн. лет, когда 3. НII уже исчезает, в глобуле появляется звезда, обычно маломассивная и способная создать вокруг себя только отражательную туманность. Она освещает остатки газа глобулы и "слонового хобота", создавая кометарную туманность.

Горячие массивные звёзды имеют короткое время жизни. После того как они перестают светить, на нек-рое время остаётся т.н. реликтовая 3. НII, без источника ионизации. За время порядка 105/Ne (лет) вещество 3. НII рекомбинирует и реликтовая 3. НII исчезает.

Продолжительность жизни наиболее крупных диффузных 3. НII не превосходит 106 лет. 3. НII меньших размеров существуют несколько дольше.

Лит.:
Адлер Л., Атомы, звезды и туманности, пер. с англ., М., 1976; Бок Б., Бок П., Млечный Путь, пер. с англ., М., 1978; Пикельнер С.Б., Физика межзвездной среды, М., 1959; Соболев В.В., Курс теоретической астрофизики, 2 изд., М., 1975; На переднем крае астрофизики, пер. с англ., М., 1979, гл. 7; см. также лит. при ст. Межзвездный газ.

(Н.Г. Бочкарев)


Глоссарий Astronet.ru


А | Б | В | Г | Д | З | И | К | Л | М | Н | О | П | Р | С | Т | У | Ф | Х | Ц | Ч | Ш | Э | Я 
Публикации с ключевыми словами: области HII - области ионизованного водорода - зоны Стремгрена
Публикации со словами: области HII - области ионизованного водорода - зоны Стремгрена
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Оценка: 2.3 [голосов: 68]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования