Вобласць H II Вобласць (зона) H II, або вобласць іанізаванага вадароду (разнавіднасць эмісійнай туманнасці) — гэта воблака гарачага газу і плазмы, дасягае некалькіх сотняў светлавых гадоў у папярочніку, якая з'яўляецца вобласцю актыўнага зоркаўтварэння. У гэтай вобласці нараджаюцца маладыя гарачыя блакітна-белыя зоркі, якія багата выпраменьваюць ультрафіялетавае святло, тым самым іанізуючы навакольную туманнасць. Вобласці H II могуць нараджаць тысячы зорак за перыяд усяго ў некалькі мільёнаў гадоў. У рэшце рэшт, выбухі звышновых і магутны зорны вецер, выходны ад найбольш масіўных зорак у зорным скопішчы, рассейваюць газы гэтай вобласці, і яна ператвараецца ў групу накшталт Плеяд. Гэтыя вобласці атрымалі сваю назву з-за вялікай колькасці іанізаванага атамарнага вадароду, які пазначаецца астраномамі як H II (вобласць HI — зона нейтральнага вадароду, а H2 пазначае малекулярны вадарод). Іх можна заўважыць на значных адлегласцях па ўсім Сусвеце, і вывучэнне такіх абласцей, якія знаходзяцца ў іншых галактыках, важна для вызначэння адлегласці да апошніх, а таксама іх хімічнага складу. Гісторыя назіранняў Некалькі найбольш яркіх абласцей H II бачныя няўзброеным вокам. Але, відаць, ні адна з іх не была апісана да вынаходства тэлескопа (у пачатку XVII стагоддзя): дзве самыя яркія з іх — туманнасць Арыёна і Тарантул — спачатку прынялі за зоркі, пазначыўшы першую як θ Арыёна, а другую як 30 Залатой рыбы. Пазней Галілей апісаў зорнае скопішча Трапецыя, якое знаходзіцца ўнутры туманнасці Арыёна, але не заўважыў саму туманнасць — яе першаадкрывальнікам (у 1610) лічыцца французскі назіральнік Нікалас-Клод Фабры дэ Пейрэск. З часу гэтых ранніх назіранняў у нашай і іншых галактыках было адкрыта яшчэ мноства абласцей H II. У 1774 туманнасць Арыёна назіраў Уільям Гершэль, апісаўшы яе як «бясформенны агністы туман, хаатычная матэрыя будучых сонцаў». Пацвярджацца гэтая гіпотэза пачатку толькі амаль праз сто гадоў, у 1864 годзе, калі Уільям Хагінс (пры садзейнічанні свайго сябра хіміка Уільяма Мілера, які жыў па суседстве) даследаваў з дапамогай свайго спектраскопа некалькі розных туманнасцей. Некаторыя, напрыклад, туманнасць Андрамеды, давалі спектр такі ж, як у зорак, і апынуліся галактыкамі, якія знаходзіліся з сотняў мільёнаў асобных зорак. Спектры іншых туманнасцей выглядалі інакш. Замест інтэнсіўнага бесперапыннага спектру з накладзенымі лініямі паглынання, туманнасць Кацінае Вока (першая даследаваная Хагінсам газавая туманнасць) і іншыя падобныя аб'екты мелі толькі невялікая колькасць эмісійных ліній[1] Аналагічны вынік быў атрыманы Хагінсам праз год і для туманнасці Арыёна.[2]Даўжыня хвалі найбольш яркай з гэтых ліній складала 500,7 нм, што не адпавядала ніводнаму вядомаму хімічнаму элементу. Спачатку было вылучана здагадка, што гэтая лінія належыць новаму хімічнаму элементу. Так, падобная ідэя пры вывучэнні спектру Сонца ў 1868 прывяла да адкрыцця гелію. Новы элемент назвалі нэбуліем (ад лац.: nebula — «туманнасць»). Аднак, у той час як гелій, неўзабаве пасля яго адкрыцця ў спектры Сонца, быў вылучаны на Зямлі, нэбулій атрыманы не быў. У 1927 Генры Норыс Расел выказаў здагадку, што даўжыня хвалі 500,7 нм належыць хутчэй не новаму элементу, а ўжо вядомаму элементу, але які знаходзіцца ў невядомых умовах.[3] Ужо ў тым жа годзе Айра Спрэг Боўэн паказаў, што ў газе надзвычай малой шчыльнасці электроны могуць запоўніць узбуджаны метастабільны энергетычны ўзровень атамаў і іонаў, які пры больш высокай шчыльнасці губляе гэтую ўласцівасць з прычыны сутыкненняў.[4] Электронныя пераходы з аднаго з такіх узроўняў у двойчы іанізаваным кіслародзе і абумоўліваюць лінію ў 500,7 нм. Гэтыя спектральныя лініі называюцца забароненымі лініямі і могуць назірацца толькі для газаў нізкай шчыльнасці.[5] Такім чынам, было даказана, што туманнасці складаюцца з надзвычайна разрэджанага газу. Назіранні на працягу XX стагоддзя паказалі, што вобласці H II часта ўтрымліваюць яркія і гарачыя OB-зоркі. Такія зоркі ў шмат разоў масіўней Сонца, але маюць кароткі тэрмін жыцця, усяго некалькі мільёнаў гадоў (для параўнання, працягласць жыцця зорак накшталт Сонца — некалькі мільярдаў гадоў). З прычыны гэтага была прапанавана гіпотэза, што вобласці H II з'яўляюцца абласцямі актыўнага зоркаўтварэння. За некалькі мільёнаў гадоў унутры такой вобласці фарміруецца зорнае скопішча, а затым прамяністы ціск гарачых маладых зорак рассейвае туманнасць. Калі скопішча, што засталася, не будзе дастаткова масіўным і гравітацыйна звязаным, яно можа ператварыцца ў так званую OB-асацыяцыю.[6] Прыкладам зорнага скопішча, якое «прымусіла ўлятучыцца» яго зону H II і пакінуць пасля сябе толькі рэшткі адбівальнай туманнасці, з'яўляюцца Плеяды. Зноскі
Спасылкі
|
||||||||||||
Portal di Ensiklopedia Dunia
