Región H II
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Una región H II (también conocido como nebulosa de emisión) es una nube de brillante gas y plasma , a veces varios cientos años luz de diámetro, en el que formación estelar está teniendo lugar. Las estrellas jóvenes, calientes, azules que se han formado a partir del gas emiten grandes cantidades de radiación ultravioleta luz, la ionización del nebulosa rodea.
Regiones H II pueden dar a luz a miles de estrellas durante un período de varios millones de años. Al final, la supernova explosiones y fuertes vientos estelares de las estrellas más masivas de la resultante cúmulo estelar dispersará los gases de la región H II, dejando detrás de un grupo como las Pléyades .
Regiones H II se denominan así por la gran cantidad de ionizado atómica de hidrógeno que contienen, denominado H II por los astrónomos ( HI región siendo neutral hidrógeno atómico, y H 2 siendo molecular de hidrógeno). Regiones H II pueden verse a considerables distancias en el universo, y el estudio de las regiones II extragalácticas H es importante para determinar la distancia y composición química de otras galaxias .
Observaciones
Algunas de las regiones más brillantes H II son visibles para el a simple vista. Sin embargo, ninguno parece haberse dado cuenta antes de la llegada del telescopio en el siglo 17. Incluso Galileo no se percató de la Nebulosa de Orión cuando observó por primera vez el cúmulo de estrellas en su interior (catalogado previamente como una sola estrella, θ Orionis, por Johann Bayer). Observador francés Nicolas-Claude Fabri de Peiresc se le atribuye el descubrimiento de la nebulosa de Orión en 1610. Desde esa observación temprano un gran número de regiones H II han sido descubiertos en nuestra galaxia y otros.
William Herschel observó la nebulosa de Orión en 1774, y lo describió como "una niebla de fuego sin forma, el material caótico de futuros soles". La confirmación de esta hipótesis tuvo que esperar otros cien años, cuando William Huggins (asistido por su esposa María Huggins) dio la espectroscopio en varias nebulosas. Algunos, como el Nebulosa de Andrómeda, tenía espectros muy similares a las de estrellas , y resultó ser galaxias que constan de cientos de millones de estrellas individuales. Otros veían muy diferentes. En lugar de un fuerte continuo con líneas de absorción superpone, la nebulosa de Orion y otros objetos similares mostraron sólo un pequeño número de líneas de emisión. La más brillante de ellos fue en un longitud de onda de 500,7 nanómetros, que no correspondía con una línea de cualquier conocido elemento químico . En un primer momento se planteó la hipótesis de que la línea podría ser debido a un elemento desconocido, que fue nombrado Nebulio - una idea similar había llevado al descubrimiento de helio a través del análisis de la Sun espectro 's en 1868.
Sin embargo, mientras que el helio fue aislado en la tierra pronto después de su descubrimiento en el espectro del sol, nebulio no lo era. En el siglo 20, Henry Norris Russell propone que en lugar de ser un nuevo elemento, la línea en 500,7 nm era debido a un elemento familiar en condiciones desconocidas.
Los físicos mostraron en la década de 1920 que en el gas a velocidades extremadamente bajas densidades , los electrones pueden poblar emocionado metaestable niveles de energía en los átomos y iones que a densidades más altas son rápidamente de-excitados por colisiones. Transiciones de electrones desde estos niveles en doblemente ionizado oxígeno dan lugar a la línea de 500.7 nm. Estos líneas espectrales, que sólo se pueden ver en los gases de muy baja densidad, se llaman líneas prohibidas. Así observaciones espectroscópicas mostraron que las nebulosas eran de gas extremadamente enrarecido.
Durante el siglo 20, las observaciones mostraron que las regiones H II a menudo contenían calientes, estrellas brillantes. Estas estrellas son muchas veces más masivas que el Sol , y son las estrellas más corto vividas, con tiempos de vida totales de sólo unos pocos millones de años (en comparación con estrellas como el Sol, que viven desde hace varios millones de años). Por tanto, se supuso que las regiones H II deben ser regiones donde nuevas estrellas se estaban formando. Durante un período de varios millones de años, un grupo de estrellas se forman a partir de una región H II, antes presión de radiación de las estrellas jóvenes y calientes resultantes hace que la nebulosa que se dispersaran. Las Pléyades son un ejemplo de un grupo que ha la región H II a partir del cual se formó 'evaporado'. Sólo un rastro de reflexión nebulosidad permanece.
Origen y vida
El precursor a una región H II es una nube molecular gigante (GMC). Un GMC es un muy fresco (10-20 K ) y densa nube que consiste principalmente de hidrógeno molecular . GMC puede existir en un estado estable durante largos períodos de tiempo, pero las ondas de choque debido a las supernovas , colisiones entre nubes, y las interacciones magnéticas todo puede desencadenar el colapso de una parte de la nube. Cuando esto sucede, a través de un proceso de colapso y fragmentación de la nube, las estrellas nacen (ver evolución estelar para una descripción más larga).
Como las estrellas nacen dentro de un GMC, el más masivo alcanzará altas temperaturas suficientes para ionizar el gas circundante. Poco después de la formación de un campo de radiación ionizante, energéticos fotones crean un frente de ionización, que barre a través del gas que rodea por lo velocidades supersónicas. A mayores y mayores distancias de la estrella ionizante, el frente de ionización se ralentiza, mientras que la presión del gas recién desionizada hace que el volumen ionizado para expandir. Con el tiempo, el frente de ionización disminuye a velocidades subsónicas, y es superado por el frente de choque causada por la expansión de la nebulosa. La región H II ha nacido.
El tiempo de vida de una región H II es del orden de unos pocos millones de años. La presión de radiación de las estrellas jóvenes y calientes eventualmente conducir la mayor parte del gas de distancia. De hecho, todo el proceso tiende a ser muy ineficiente, con menos del 10 por ciento del gas en la región H II formando en estrellas antes que el resto se sopla lejos. También contribuye a la pérdida de gas son las explosiones de supernova de las estrellas más masivas, que tendrán lugar después de sólo 1-2 millones de años.
Guarderías estelares
El nacimiento real de las estrellas dentro de las regiones H II se nos oculta por las densas nubes de gas y polvo que rodean a las estrellas nacientes. Es sólo cuando la presión de radiación de una estrella aleja su "capullo" que se hace visible. Antes de eso, las regiones densas que contienen las nuevas estrellas se ven a menudo en silueta contra el resto de la nebulosa ionizada - estas manchas oscuras son conocidos como Glóbulos de Bok, después astrónomo Bart Bok, quien propuso en la década de 1940 que podrían ser lugares de nacimiento estelar.
La confirmación de la hipótesis de Bok tuvo que esperar hasta 1990, cuando observaciones infrarrojas finalmente penetraron el grueso polvo de glóbulos de Bok para revelar objetos estelares jóvenes dentro. Ahora se piensa que un típico glóbulo Bok contiene aproximadamente 10 masas solares de material en una región alrededor de un año luz más o menos al otro lado, y que los glóbulos de Bok más comúnmente como resultado la formación de sistemas de estrellas dobles o múltiples.
Además de ser el lugar de nacimiento de las estrellas, las regiones H II también muestran evidencia de que contiene los sistemas planetarios. El telescopio espacial Hubble ha revelado cientos de discos protoplanetarios ( proplyds) en la Nebulosa de Orión. Al menos la mitad de las jóvenes estrellas en la Nebulosa de Orión parecen estar rodeados por discos de gas y polvo, que se cree contienen tanta materia como sería necesario para crear un sistema planetario como el nuestro muchas veces.
Características
Características físicas
Regiones H II varían mucho en sus propiedades físicas. Ellos varían en tamaño de las llamadas regiones ultra-compactos tal vez sólo una luz-año o menos de diámetro, a H gigante regiones II varios cientos de años luz de diámetro. Su tamaño es también conocido como el Radio Stromgren y esencialmente depende de la intensidad de la fuente de fotones ionizantes y la densidad de la región. Sus densidades van desde más de un millón de partículas por cm³ en el H ultracompacto regiones II a sólo unas pocas partículas por cm³ en las regiones más grandes y prolongados. Esto implica masas totales entre quizás 10² y 10 5 masas solares.
Dependiendo del tamaño de una región H II puede ser de hasta varios miles de estrellas dentro de ella. Esto hace que las regiones H II mucho más complicado de entender que las nebulosas planetarias , que sólo tienen una fuente de ionización central. Típicamente, sin embargo, las regiones H II son a temperaturas del orden de 10.000 K. Ellos son en su mayoría ionizado, y el gas ionizado ( plasma ) puede contener campos magnéticos con puntos fuertes de varias decenas de microgauss (varios nanoteslas). Los campos magnéticos son producidos por cargas eléctricas en movimiento en el plasma, y algunas observaciones han sugerido que las regiones H II también contienen campos eléctricos .
Químicamente, las regiones H II consisten en aproximadamente el 90% de hidrógeno. La línea de emisión de hidrógeno más fuerte en 656,3 nm da regiones H II su color rojo característico. La mayoría del resto de una región H II consiste en helio , con trazas de elementos más pesados. Al otro lado de la galaxia, se encontró que la cantidad de elementos pesados en las regiones H II disminuye al aumentar la distancia desde el centro de la galaxia. Esto se debe a que durante la vida de la galaxia, las tasas de formación de estrellas han sido mayores en las regiones más densas centrales, lo que resulta en una mayor enriquecimiento de la medio interestelar con los productos de nucleosíntesis.
Números y distribución
Regiones H II se encuentran sólo en galaxias espirales como la nuestra y galaxias irregulares. Ellos nunca se ven en galaxias elípticas. En las galaxias irregulares, que se pueden encontrar por toda la galaxia, pero en espirales que están casi invariablemente encontraron con los brazos espirales. Una gran galaxia espiral puede contener miles de regiones H II.
La razón regiones H II no se ven en las galaxias elípticas es que las galaxias elípticas se cree que forman a través de la fusión de galaxias. En cúmulos de galaxias, tales fusiones son frecuentes. Cuando las galaxias colisionan, estrellas individuales casi nunca chocan, pero los GMC y regiones H II en las galaxias en colisión son severamente agitado. En estas condiciones, enormes estallidos de formación estelar se activan, tan rápido que la mayor parte del gas se convierte en estrellas en vez de la normal de 10 por ciento o menos. Galaxias sometidos a tal formación estelar rápido se conocen como galaxias de estallido estelar. La galaxia elíptica posterior a la fusión tiene un contenido muy bajo de gas, y por lo que las regiones H II pueden formar ya no. Observaciones del siglo 21 han demostrado que un número muy pequeño de regiones H II existe galaxias fuera por completo. Estas regiones intergalácticas H II es probable que sean los restos de las interrupciones de marea de galaxias pequeñas.
Morfología
Regiones H II vienen en una enorme variedad de tamaños. Cada estrella dentro de una región H II ioniza una región más o menos esférica - conocido como Esfera Strömgren - del gas que la rodea, pero la combinación de esferas de ionización de múltiples estrellas dentro de una región H II y la expansión de la nebulosa climatizada en gases circundantes con agudo gradientes de densidad resultados en formas complejas. Las explosiones de supernovas también pueden esculpir regiones H II. En algunos casos, la formación de un gran cúmulo de estrellas dentro de una región H II resultados en la región que está siendo vaciada desde dentro. Este es el caso de NGC 604, una región H II gigante en el Galaxia del Triángulo.
Regiones H II Notable
Regiones Notable Galáctica H II incluyen la Nebulosa de Orión, la Eta Carinae Nebula, y el OB4 Complejo Berkeley 59 / Cefeo. La nebulosa de Orión, que se encuentra a una distancia de unos 1.500 años-luz es parte de un GMC que, si fuera visible, llenaría la mayor parte de la constelación de Orion. La Nebulosa Cabeza de Caballo y Bucle de Barnard son otras dos partes iluminadas de esta nube de gas.
La Gran Nube de Magallanes, una galaxia satélite de la Vía Láctea , contiene una región H II gigante llamado Nebulosa de la Tarántula. Esta nebulosa es mucho más grande que la Nebulosa de Orión, y se está formando miles de estrellas, algunas con masas de más de 100 veces la del sol. Si la Nebulosa de la Tarántula estaba tan cerca de la Tierra como la Nebulosa de Orión, sería brillar tan brillante como la luna llena en el cielo nocturno. La supernova SN 1987A se produjo en las afueras de la Nebulosa de la Tarántula.
NGC 604 es aún más grande que la nebulosa Tarántula a unos 1.300 años luz de diámetro, aunque contiene un poco menos estrellas. Es una de las mayores regiones H II en la Grupo Local.
Problemas actuales de los estudios de las regiones H II
Al igual que con las nebulosas planetarias, las determinaciones de la abundancia de los elementos en las regiones H II están sujetos a cierto grado de incertidumbre. Hay dos formas diferentes de determinar la abundancia de los metales (es decir, elementos distintos de hidrógeno y helio) en nebulosas, que se basan en diferentes tipos de líneas espectrales, y grandes discrepancias se ven a veces entre los resultados derivados de los dos métodos. Algunos astrónomos achaco a que la presencia de pequeñas fluctuaciones de temperatura dentro de las regiones H II; otros afirman que las discrepancias son demasiado grandes para ser explicada por efectos de la temperatura, y formulan la hipótesis de la existencia de nudos resfriado que contienen muy poco hidrógeno para explicar las observaciones.
Los detalles completos de formación de estrellas masivas dentro de las regiones H II aún no son bien conocidos. Dos problemas principales dificultan la investigación en esta área. En primer lugar, la distancia de la Tierra a grandes regiones H II es considerable, con la región más cercana H II siendo más de 1.000 años luz de distancia; otras regiones H II son varias veces que la distancia de la Tierra. En segundo lugar, la formación de estas estrellas está profundamente oscurecida por el polvo, y las observaciones de luz visible son imposibles. La radio y la luz infrarroja puede penetrar el polvo, pero las estrellas más jóvenes pueden no emiten mucha luz en estas longitudes de onda.
