H II-region

NGC 604, en gigantisk H II-region i Triangelgalaksen.

En H II-region er en stor sky med lav tetthet, delvis bestående av ionisert gass, hvor stjernedannelse nylig har funnet sted. De kortlevde blå stjernene som blir til i disse regionene utstråler store mengder ultrafiolett lys som ioniserer den omkringliggende gassen. H II-regioner – ofte hundrevis av lysår i diameter – forbindes ofte med gigantiske molekylskyer. Den første kjente H II-regionen var Oriontåken, som ble oppdaget av Nicolas-Claude Fabri de Peiresc i 1610.

H II-regioner er oppkalt etter de store mengdene ionisert atomisk hydrogen som de inneholder, henvist til som H II, uttalt H-to av astronomer (en H I-region er nøytralt atomisk hydrogen, og H2 er molekylært hydrogen. Denne typen regioner er svært varierende i form, fordi fordelingen av stjerer og gass inne i regionene er irregulær. De fremstår ofte som klumpete og filamentære, og enkelte fremviser underlige former – som for eksempel Hestehodetåken. H II-regioner kan gi opphav til tusenvis av stjerner over en periode på flere millioner år. Mot slutten av levetiden vil supernovaeksplosjoner og sterke stjernevinder fra de mest massive stjernene i den resulterende stjernehopen føre til at gassen i H II-regionen spres, og en klynge av nyfødte stjerner – slik som i Pleiadene – blir igjen.

H II-regioner kan ses på betydelige avstander i universet, og studien av ekstragalaktiske H II-regioner er viktig i forhold til fastsettelsen av andre galaksers kjemiske sammensetning. Spiral- og irregulære galakser inneholder mange H II-regioner, mens elliptiske galakser har svært få av dem. I spiralgalakser, inkludert Melkeveien, er H II-regionene konsentrert i spiralarmene, mens i de irregulære galaksene er de kaotisk fordelt. Enkelte galakser inneholder store H II-regioner, som kan inneholde titusenvis av stjerner. Eksempler inkluderer 30 Doradus-regionen i den store magellanske skyen og NGC 604 i Triangelgalaksen.

Observasjoner

Mørke stjernedannende regioner i Ørnetåken, allment kjent som skapelsens pilarer.

Noen av de mest lyssterke H II-regionene er synlige for det blotte øye. Likevel synes det som at ingen av disse ble lagt merke til før teleskopet ble tatt i bruk tidlig på 1700-tallet. Selv Galileo Galilei la ikke merke til Oriontåken da han først observerte stjernehopen i den (tidligere katalogisert som en enkelt stjerne, θ Orionis, av Johann Bayer). Den franske observatøren Nicolas-Claude Fabri de Peiresc er kreditert med oppdagelsen av Oriontåken i 1610.[1] Siden den observasjonen, har et stort antall H II-regioner blitt oppdaget i Melkeveien og andre galakser.[2]

William Herschel observerte Oriontåken i 1774, og beskrev den senere som «en uformet flammende tåke, det katotiske materialet til fremtidige soler».[3] Ytterligere hundre år gikk før denne hypotesen ble bekreftet, da William Huggins sammen med sin kone Mary Huggins vendte spektroskopet sitt mot ulike tåker. Enkelte, slik som Andromedatåken, hadde spektrum svært lignende spektre til stjerner, men endte likevel opp med å bli galakser bestående av flere hundretalls millioner individuelle stjerner. Andre så svært ulike ut.

Opprinnelse og levetid

Se også: Stjerneutvikling
En liten del av Tarantelltåken, en gigantisk H II-region i den store magellanske skyen.

Forløperen til en H II-region er en gigantisk molekylsky (GMC). En slik sky er en kald – 10 til 20 K (−263,1 til −253,2 °C) – og kompakt sky bestående av primært molekylært hydrogen.[2] Molekylskyer kan eksistere i stabile faser over lange perioder, men sjokkbølger fra supernovaer, kollisjoner mellom skyer og magnetiske påvirkninger kan utløse en kollaps. Når dette skjer, via en prosess med kollaps og fragmentering av skyen, blir stjerner født (se stjerneutvikling for en mer utfyllende beskrivelse).[4]

Når stjerner fødes i en molekylsky, vil de mest massive nå temperaturer som er høye nok til å ionisere den omkringliggende gassen.[2] Kort tid etter dannelsen av et ioniserende strålingsfelt, danner energetiske fotoner en «ioniseringsfront» som sveiper over den omkringliggende gassen med supersoniske hastigheter. Lengre og lengre unna den ioniserende stjerner sakker ioniseringsfronten av mens trykket av den nylig ioniserte gassen gjør at det ioniserte volume utvides. til slutt sakker ioniseringsfronten ned til subsoniske hastigheter, og blir etter hvert erstattet av sjokkfronten forårsaket av utvidelsen av materialet fra tåken. En H II-region har så blitt født.[5]

Levetiden til en H II-region ligger i størrelsesorden noen få millioner år.[6] Strålingstrykket fra de varme, unge stjernene vil til slutt drive bort det meste av gassen. I grunnen synes hele denne prosessen å være lite effektiv, der mindre enn 10 % av gassen går med til å danne stjerner i H II-regionen før resten blåses bort.[4] Supernovaeksplosjoner hos de mest massive stjernene bidrar også til å blåse unna gassen. Slike hendelser kan oppstå etter så kort tid som 1–2 millioner år.

Ødeleggelse av stjernenes fødested

Bok-kuler i H II-regionen IC 2944.
Foto: Hubble-teleskopet

Stjerner dannes i klynger av kjølig molekylær gass som skuler den gryende stjernen. Det er først når strålingstrykket fra stjernen driver bort «kokongen» at den blir synlig. De varme, blå stjernene som er kraftige nok til å ionisere betydelige mengder hydrogen og danne H IIregioner vil gjøre dette raskt, og lyse opp regionen hvor de har blitt dannet. De tette regionene som inneholder yngre eller mindre massive stjerner som ikke er ferdig dannet, og som enda ikke har blåst bort materialet som de dannes fra, kan ofte ses i silhuett mot restene av den ioniserte tåken. Disse mørke flekkene er kjent som Bok-kuler, etter astronomen Bart Bok som på 1940-tallet foreslo at de kunne være fødested for stjerner,[7] en hypotese som ble bekreftet i 1990.[8] De varme, unge stjernene sprer disse kulene etter hvert som strålingen fra stjernene som driver H II-regionen driver materialet unna. Slik sett blir stjernenes fødsested på sett og vis ødelagt av stjernene som genererer H II-regionene. I denne prosessen, kan det imidlertid et siste utbrudd av stjernedannelse utløses ved at strålingstrykk og mekanisk trykk fra supernova kan presse kulene sammen, og dermed øke trykket i dem.[9]

De unge stjernene i H II-regioner har blitt bevist å inneholde planetsystemer. Hubble-teleskopet har avdekket hundrevis av protoplanetariske skiver i Oriontåken.[10] Minst halvparten av unge stjerner i Oriontåken synes å være omgitt av skiver av gass og støv,[11] antatt å inneholde mange ganger den mengden som antas å være nødvendig for å danne et planetsystem som solsystemet.

Egenskaper

Fysiske egenskaper

Messier 17 er en H II-region i stjernebildet Skytten.

De fysiske egenskapene til H II-regionene varierer veldig. I størrelse kan de variere fra såkalte ultrakompakte (UCHII) regioner – kanskje bare et lysår eller mindre i diameter – til gigantiske H II-regioner som er hundrevis av lysår i diameter.[2] Størrelsene er også kjent som Strömgrens radius og avhenger til sist av intensiteten til kilden for ioniserende fotoner og tettheten av regionen. Tettheten varierer i størrelsesorden fra over en million partikler per cm³ i de ultrakompakte H II-regionene til bare noen få partikler per cm³ i de største og mest utvidete regionene. Dette impliserer totalmasser i størrelsesorden 100–105 solmasse.[12] Det finnes også «ultratette HII»-regioner (UDHHI).[13]

Avhengig av størrelse på H II-regionen kan det finnes flere tusener av sterner i regionen. Dette gjør H II-regioner mer kompliserte enn planetariske tåker, som bare har én sentral ioniserende kilde. Typiske H II-regioner når temperaturer på 10 000 K (9 700 °C).[2] Primært er de ioniserte gasser med svake magnetfelt med styrker på flere nanotesla.[14] Likevel forbindes nesten alltid H II-regioner med kald molekylær gass, som stammer fra den samme molekylskyen.[2] Magnetfeltene blir dannet av de svake elektriske ladningene som beveger seg i den ioniserte gassen, og dette antyder at H II-regioner kan inneholde elektriske felt.[15]

Kjemisk sett, består H II-regioner av ca. 90 % hydrogen. Det sterkeste hydrogenemisjonsspekteret ved 656,3 nm gir H II-regioner den karakteristiske rødfargen. De resterende 10 % av H II-regionene er primært helium, med spormengder av tyngre grunnstoffer. På tvers av galaksen, er det funnet at mengden tyngre grunnstoffer i H II-regioner avtar med økende avstand fra det galaktiske sentrum.[16] Dette kommer av at over galaksen levetid, har intensiteten av stjernedannelser vært større i de mer kompakte sentrale regionene, og ført til større anrikelse av den regionen av det interstellare materiet med nukleosyntese som produkt.

Antall og fordeling

Strenger av røde H II-regioner utgør armene til Malstrømgalaksen.

H II-regioner er funnet kun i spiralgalakser, slik som Melkeveien, og irregulære galakser. De er sjeldent sett i elliptiske galakser. I Irregulære galakser, kan de være spredt ut over hele galaksen, mens i spiralgalakser er det mest tallrike i galaksens spiralarmer. En stor spiralgalakse kan inneholde mange tusen H II-regioner.[12]

Grunnen til at H II-regioner sjeldent forekommer i elliptiske galakser er at denne typen galakser antas å dannes ved at to eller flere galakser kolliderer og smelter sammen.[17] I galaksehoper skjer slike sammensmeltninger jevnlig. Når galakser kolliderer, er det ytterst sjelden at enkeltstjerner kolliderer med hverandre, men molekylskyene og H II-regionene i de kolliderende galaksene blir sterkt oppvirvlet.[17] Under slike forhold er det ikke uvanlig at enorme utbrudd av stjernedannelser blir utløst, så raskt at det meste av gassen blir omgjort til stjerner i motsetning til det normale forholdet på 10 % eller mindre.

Galakser som gjennomgår en slik rask stjernedannelse er kjent som starburstgalakser. Etter sammensmeltingen har den elliptiske galaksen svært lavt innhold av gass, og dermed kan ikke H II-regioner lengre dannes.[17] Nyere studier viser at et lite antall H II-regioner befinner seg utenfor galakser, i sin helhet. Disse intergalakstiske H II-regionene kan være rester etter en tidevannsforstyrrelse av mindre galakser, og i noen tilfeller kan de kanskje representere en ny generasjon stjerner i en galakses nyeste akkreterte gass.[18]

Morfologi

Se også: Strömgrens kule

H II-regioner varierer enormt i størrelse. De er uvalnlig klumpete og inhomogene i alle skalaer fra de minste til de største.[2] Hver stjerne i en H II-region ioniserer en omtrentlig kuleformet region – kjent som Strömgrens kule – av den omkringliggende gassen, men kombinasjonen av de ioniserende kulene fra flere stjerner i en H II-region og utvidelsen av den oppvarmede tåken inn i de omkringliggende gassene danner skarpe tetthetsgradienter som fører til komplekse former.[19] Supernovaeksplosjoner kan også forme H II-regioner. I noen tilfeller fører dannelsen av store stjernehoper i en H II-region til at regionen blir hulet ut fra innsiden. Dette er tilfellet for NGC 604, en gigantisk H II-region i Triangelgalaksen.[20] For en H II-region som ikke kan løses, kan noe informasjon om den romlige strukturen (elektrontettheten som en funksjon av avstanden fra sentrum, og et estimat av klumpheten) utledes ved å gjennomføre en invers Laplacetransformasjon på frekvensspekteret.

Notable H II-regioner

Et optisk bilde (venstre) viser skyer av gass og støv i Oriontåken; et infrarødt bilde (venstre) viser nye stjerner i den.

Notable galaktiske H II-regioner inkluderer Oriontåken, Eta Carinaetåken og Berkeley 59 / Cepheus OB4-komplekset.[21] Oriontåken, som ligger ca. 500 parsec (1 600 ly) unna, er en del av en gigantisk molekylsky (kalt OMC-1) som, hvis den var synlig, ville fylle det meste av stjernebildet Orion.[22] Hestehodetåken og Barnards Loop er to andre opplyste deler av denne skyen av gass.[23][24] Oriontåken er faktisk et tynt lag av ionisert i den ytre grensen av OMC-1-skyen. Stjernene i Trapeshopen, og da spesielt θ1 Orionis, står for denne ioniseringen.[22]

Den store magellanske skyen, en satellitgalakse til Melkeveien på rundt 50 kpc (160 000 ly), inneholder en gigantisk H II-region kalt Tarantelltåken. Med sine 200 pc (650 ly) i diameter er denne tåken den mest massive og den nest største H II-regionen i den lokale gruppen.[25] Den er mye større enn Oriontåken, og den produserer tusenvis av stjerner, enkelte med masser over 100 ganger det solen har – OB-stjerner og Wolf-Rayet-stjerner. Hvis Tarantelltåken befant seg like nær jorden som det Oriontåken gjør, ville den lyst omtrent like sterkt på nattehimmelen som det fullmånen gjør. Supernovaen SN 1987A oppstod i utkanten av Tarantelltåken.[19]

En annen gigantisk H II-region – NGC 604 ligger i sprialgalaksen M33, 817 kpc (2 660 000 ly) unna. Med sine 240 × 250 pc (780 × 820 ly) i diameter er NGC 604 den nest mest massive H II-regionen i den lokale gruppen etter Tarantelltåken. Dog slår den sistnevte så vidt på størrelsen. Den inneholder rundt 200 varme Wolf-Rayet-stjerner, som varmer opp gassen på innsiden til millioner av grader og produserer lyssterk røntgenstråling. Den totale massen av denne vame gassen i NGC 604 er omtrent 6 000 solmasser.[20]

Aktuelle problemstillinger

Trifidtåken sett i forskjellige bølgelengder.

Som med planettåker, er estimater for fraværet av grunnstoffer i H II-regioner gjenstand for noe usikkerhet.[26] Det er to måter å fastslå fraværet av metaller (metaller er i dette tilfellet grunnstoffer utenom hydrogen og helium) i tåker, som avhenger av ulike typer spektrallinjer, og store avvik kan noen ganger ses mellom resultatet avledet fra de to metodene.[25] Noen astronomer forklarer dette med tilstedeværelsen av små temperaturvariasjoner i H II-regioner, mens andre hevdet at avvikene er for store til at de kan forklares av temperaturforskjeller. De hypotiserer tilstedeværelsen av kalde knuter som inneholder svært lite hydrogen som en forklaring på disse observasjonene.[26]

Man kjenner ikke de fulle detaljene om den massive stjernedannelsen i H II-regioner, og to store problemer hemmer forskningen på dette feltet. Det første er at avstanden mellom jorden og store H II-regioner er betydelig, den nærmeste H II-regionen (Californiatåken) ligger 300 parsec (980 ly) unna;[27] andre H II-regioner ligger mange ganger så langt fra jorden. Dernest er dannelsen av disse stjernene svært skjult av støv, og observasjoner i synlig lys er derfor umulig. Radio og infrarødt lys kan trenge gjennom støv, men de yngste stjernene avgir ikke alltid så mye lys i disse bølgelengdene.[23][24]

Fotnoter og litteraturhenvisninger

Litteraturhenvisninger
  1. ^ Harrison 1984, s. 65–79.
  2. ^ a b c d e f g Anderson, Bania & Jackson 2009, s. 255–271.
  3. ^ Jones 1991, s. 157.
  4. ^ a b Pudritz 2002, s. 68–75.
  5. ^ Franco, Tenorio-Tagle & Bodenheimer 1990, s. 126–140.
  6. ^ Alvarez, Bromm & Shapiro 2006, s. 621–632.
  7. ^ Bok & Reilly 1947, s. 255–257.
  8. ^ Yun & Clemens 1990, s. 73–76.
  9. ^ Stahler & Palla 2004.
  10. ^ Ricci, Robberto & Soderblom 2008, s. 2136–2151.
  11. ^ O'dell & Wen 1994, s. 194–202.
  12. ^ a b Flynn 2005.
  13. ^ Kobulnicky & Johnson 1999, s. 154–166.
  14. ^ Heiles, Chu & Troland 1981, s. L77–L80.
  15. ^ Carlqvist, Kristen & Gahm 1998, s. L5–L8.
  16. ^ Shaver et al. 1983, s. 53–112.
  17. ^ a b c Hau, Bower & Kilborn 2008, s. 1965–1972.
  18. ^ Oosterloo et al. 2004.
  19. ^ a b Townsley, Broos & Feigelson 2008, s. 2140–2163.
  20. ^ a b Tullmann, Gaetz & Plucinsky 2008, s. 919–932.
  21. ^ Majaess et al. 2008, s. 90.
  22. ^ a b O'Dell 2001, s. 99–136.
  23. ^ a b Ward-Thompson, Nutter & Bontemps 2006, s. 1201–1210.
  24. ^ a b Heiles et al. 2000, s. 335–.
  25. ^ a b Lebouteiller, Bernard-Salas & Plucinsky 2008, s. 398–419.
  26. ^ a b Tsamis, Barlow & Liu 2003, s. 687–710.
  27. ^ Straizys, Cernis & Bartasiute 2001, s. 288–293.

Litteratur

Trykt litteratur
  • Carlqvist, P; Kristen, H.; Gahm, G.F. (1998). «Helical structures in a Rosette elephant trunk». Astronomy and Astrophysics (engelsk). 332: L5–L8. Bibcode:1998A&A...332L...5C. 
  • Harrison, T.G. (1984). «The Orion Nebula—where in History is it». Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society (engelsk). 25: 65–79. Bibcode:1984QJRAS..25...65H. 
  • Heiles, C.; Chu, Y.-H.; Troland, T.H. (1981). «Magnetic field strengths in the H II regions S117, S119, and S264». Astrophysical Journal Letters (engelsk). 247: L77–L80. Bibcode:1981ApJ...247L..77H. doi:10.1086/183593. 
  • O'dell, C. R.; Wen, Zheng (1994). «Post refurbishment mission Hubble Space Telescope images of the core of the Orion Nebula: Proplyds, Herbig-Haro objects, and measurements of a circumstellar disk». Astrophysical Journal (engelsk). 436 (1): 194–202. Bibcode:1994ApJ...436..194O. doi:10.1086/174892. 
  • Majaess, D.J.; Turner, D.; Lane, D.; Moncrieff, K. (2008). «The Exciting Star of the Berkeley 59/Cepheus OB4 Complex and Other Chance Variable Star Discoveries». The Journal of the American Association of Variable Star Observers (engelsk). 36 (1): 90. Bibcode:2008JAVSO..36...90M. arXiv:0801.3749 Åpent tilgjengelig. 
  • Oosterloo, T.; Morganti, R.; Sadler, E. M.; Ferguson, A.; van der Hulst, J.M.; Jerjen, H. (2004). «Tidal Remnants and Intergalactic HII Regions». International Astronomical Union Symposium (engelsk). 217. Astronomical Society of the Pacific. Bibcode:2004IAUS..217..486O. arXiv:astro-ph/0310632 Åpent tilgjengelig. 
  • Tullmann, Ralph; Gaetz, Terrance J.; Plucinsky, Paul P. (2008). «The chandra ACIS survey of M33 (ChASeM33): investigating the hot ionized medium in NGC 604». The Astrophysical Journal (engelsk). 685 (2): 919–932. Bibcode:2008ApJ...685..919T. arXiv:0806.1527 Åpent tilgjengelig. doi:10.1086/591019. 
  • Shaver, P. A.; McGee, R.X.; Newton, L.M.; Danks, A.C.; Pottasch, S.R. (1983). «The galactic abundance gradient». MNRAS (engelsk). 204: 53–112. Bibcode:1983MNRAS.204...53S. 
Litteratur på nett

Eksterne lenker