ХИИ региони

Гигантски ХИИ регион НГЦ 604 у сазвежђу Троугао

HII региони (Ха два региони) су најсјајније форме међузвездане материје у којима се рађају звезде. ХИИ су области око најмлађих и најврелијих звезда. Већински их чини једном јонизован водоник спектроскопске ознаке ХИИ, по којем су и названи.

HII региони су подврста емисионих маглина, поред планетарних маглина и остатака супернових. Овом поделом, емисионе маглине се деле у зависности од порекла међузвездане материје која их чини.

HII региони окружују младе звезде, које су најчешће из О и Б1 спектралних класа на Х-Р дијаграму. У овим регионима температура је око 10⁴ К, а густина им је реда величине 10⁷ честица по метру кубном. Ови региони се спектроскопски карактеришу линијама јонизованог водоника, од ког се већински састоје. Водоник се јонизује УВ зрачењем које потиче са звезда. Енергију довољну за јонизацију водоника (13,6 еВ) имају само најтоплије и најмлађе звезде.

HII регион прима енергију од фотона емитованих у фотосфери звезде коју окружује, а отпушта енергију преко емисије зрачења у околину.

Историјат

Иако су неколико најсветлијих и најближих HII региона видљиви голим оком, прва њихова детекција је забележена тек детекцијом телескопа у раном 17. веку. Француски астроном Фабри де Пеирес је 1610. уочио маглину Орион и иако је чак ни Галилео приметио. Од овог открића, примећене су убзо и многе друге области у којима се рађају звезде, како у нашим, тако и у другим галаксијама. Када је Вилијам Херше посматрао маглину Орион 1774. године, описао ју је као „хаотичан материјал будућих сунаца“. Његова хипотеза је потврђена тек након неколико стотина година када су Вилијам и Мери Хагинс спектроскопски проучавали различите маглине. Уочили су да су неке, попут Андромеде, имају спектар прилично сличан звездама, док су друге изгледале другачије и нису имале јаки континуални спектар са апсорпционим линијама, већ су имали мали број емисионих линија, као код маглине Орион.

Показало се да се прва врста спектроскопски идентификованих маглина састоји од стотина милиона идентификованих звезда. Друге врсте маглина су имале спектралне линије маглина које никад пре нису биле забележене, те се спекулисало да потичу од до тада непознатог елемента названог небулијум, по маглинама (небула). На овакву идеју су научници дошли претпоставком да се Сунце састоји од новог елемента, који је назван хелијум, што је испоставило као тачно. Међутим, док је хелијум ускоро био изолиран на Земљи, након његовог открића на Сунцу, "небулијум" се није могао пронаћи ни у најмањим залихама на Земљи. Хенри Норис Расел је у раном 20. веку претпоставио да емисиона линија на 500,7 нм можда не потиче од новог елемента, већ од познатог елемента који се налази у нама неппознатим условима.

Двадесетих година 20. века показано је да се у гасовима екстремно ниске густине електрони могу налазити у метастабилном енергетском нивоу у атомима и јонима и као такви су присутни у много већем броју у гушћим материјама, када врло брзо долази до деексцитације приликом судара. Показано је да електрони управо на таласној дужини од 200,7 силазе из метастабилног у основно стање код двоструко јонизованог кисеоника. Међузвездана материја која се у астрономском контексту сматра густом, налази се у високом вакууму, гледано по лабораторијским стандардима. Због много гушћих средина у околини Земље, овакви услови густине гаса се не могу остварити и спектралне линије су назване забрањене линије. Спектроскопска посматрања су показала да се планетарне маглине у великим количинама састоје од два пута јонизованог кисеоника (ОIII), те се у њима могу идентификовати ове "забрањене линије".

С друге стране, доминантна спектрална линија у HII регионима је линија таласне дужине 656,3 нм. Ова линија је постала позната као H-алфа линија емитована од стране атомског водоника. Закључено је да HII региони мора да се састоје од смеше електрона и јонизованог водоника који се непрекидно рекомбинују у водоникове атоме.

Током 20. века, посматрања су показала да се HII региони често састоје од врућих светлих звезда. Ове звезде су много масивније од Сунца и кратко су живеће, а њихов укупни животни век траје укупно неколико милиона година, у поређењу са неколико милијарди година живота Сунца. Одавде је закључено да HII региони морају бити области у којима се формирају нове звезде. Током периода од неколико милиона година звездана јата могу да формирају HII регион пре него што радијациони притисак са врућих младих звезда распрши маглину.

Механизам зрачења

Фрак-Кондонов дијаграм приказује апсорпцију зрачења из основног електронског стања у друго вибрационо стање (v'=2) побуђеног електронског стања и емисију фотона у супротном смеру, из (v'=0) у (v”=2).

Флуоресценција је процес јонизације и каскадне рекомбинације јона водоника у HII регионима. Флуоресценцијом се дешавају фотојонизација и рекомбинација код којих УВ фотон прелази у низ фотона видљиве светлости која се бележи разним таласним дужинама у емисионом спектру маглине, по којима се емисионе маглине и карактеришу.

Јонизација је процес у којем се под дејством УВ зрачења ослобађа електрон са неког нивоа атома водоника. Супротан процес, процес рекомбинације, дешава се када ослобођен електрон у сусрету са јоном бива захваћен и тада атом зрачи фотоне. Пратећа појава код рекомбинације су спонтани каскадни прелази у случајевима кад је електрон захваћен на виши ниво, а затим у неколико узастопних скокова до основног нивоа емитује фотоне.

Код водоника се прелази електрона на ниже нивое деле на серије у зависности од нивоа на који електрон стиже након скока. Прелаз на први ниво са свих виших нивоа одговара зрачењу из Лајманове серије, Балмерова серија су прелази на други ниво, а затим следе Пашенова, Брекетова, Пфундова серија и тако даље.

При удаљавању од звезде, интензитет УВ зрачења нагло слаби, па постоји све мање јонизованог водоника, све док регион јонизованог водоника не пређе у регион неутралног водоника. Оштра граница између ове две области водоника представља крај маглине.

Сам HII регион има гушћих и ређих делова. Најгушћи делови су такозване компактне глобуле које су и до 1.000 пута гушће од просечне густине региона.

Спектар маглине

Маглина Орион у сликана оптичком спектру (лево) и у инфрацрвеном спектру (десно). Првим спектром су детектовани гасни облаци и прашина, док се другим спектром виде новорођене звезде.

HII региони су извори термалног континуалног зрачења у видљивом и радио делу спектра. Каратеристични су по суперпонираним емисионим линијама.

У спектру свих емисионих маглина појављују се две врло јаке линије водоника зелене боје у видљивом делу спектра на таласним дужинама од 500,7 нм и 495,9 нм. Дуго времена порекло ових линија није могло да буде идентификовано, тј. нису одговарале ниједним линијама детектованим на земљи. Претпостављено је да постоји нови елемент, назван небулијум по маглини (небула), који емитује ове линије. Линије су означене као Н1 и Н2. Године 1927. I.С. Боуен је открио да линије потичу од двоструко јонизованог кисеоника (ОИИИ) на прелазу између метастабилног и основног стања.

Н1 и Н2 линије су најпознатије "забрањене линије", тј. линије које нису одговарале ниједним емисионим линијама детектованим на земљи. Поред њих данас се зна за око сто линија са метастабилних нивоа. Забрањене линије су карактеристичне за средине чије су густине мале у односу на најмање густине на Земљи. За разлику од времена живота атома у ексцитованом стању које је реда величине 10^-8 с, време атома у метастабилном стању је изразито дуже и износи 10² с, тако да у регионима велике густине много чешће долази до судара који деексцитују атом без емитовања зрачења. У маглинама је средње време између судара 10⁶ с, што је много веће средњег времена електрона у метастабилном стању, те се у маглинама спонтано дешавају прелази са метастабилног у основно стање.

Настајање и еволуција

HII регион настаје од гигантског молекулског облака (ГМО). То је облак који се састоји претежно од молекулског водоника, густ је и ниске температуре између 10 и 20 Келвина. ГМО облаци могу дуго времена да проведу у стабилном стању, али ударним таласима који потичу од распада супернове, долази до судара између облака и може доћи до њиховог колапса услед магнетних интеракција. У случају колапса, долази и до фрагментације материје, а овим поступком долази до рађања звезда.

Како звезде настају у овим Гигантски молекулски обликмолекулским облацима, код највећих облака температуре достижу довољне висине на којима се околни гас може јонизовати и убрзо након формирања јонизованог радијативног поља, фотони који носе велику енергију формираће јонизациони фронт. Таласни фронт ће се кроз гас кретати суперсоничним брзинама које на већим дистанцама од јонизоване звезде опадају по интензитету.

Физичке особине

Физичке особине HII региона јако варирају. Њихови радијуси се крећу од ултракомпактних који су пречника до једне светлосне године до гигантских HII региона попречног пресека неколико стотина светлосних година. Њихова величина је позната као Стромгренов радијус и највише зависи од извора јонизованих фотона и густине самог региона. Густине се крећу од неколико милиона честица по цм³ у ултракомпактним HII регионима, до само неколико честица по цм³ у најширим регионима. Поред тога, постоје и ултрагусти HII региони. У зависности од густине, масе HII региона се крећу од 100 до 10 000 соларних маса. Број звезда у HII региону зависи од његове величине. Региони су компликованије структуре од планетарних маглина које имају само један централни јонизовани извор због тога што се у њима јонизовани гас добија из више извора и помешан је са слабим магнетним пољем јачине неколико нТ. Спора померања наелектрисаног јонизованог гаса стварају магнетно поље и утичу на то да сам регион буде наелектрисан. Без обзира на велике количине јонизујућег зрачења, HII региони су скоро увек повезани са хладним молекулским гасом који из њих потиче.

Основни градивни елемент HII региона је водоник, са присуством од око 90%. Најјаче емисионе линије су линије водоника на 656,3 нм и дају региону карактеристичну црвену боју. Остатак хемијског састава региона чини хелијум са тракастим присуством тежих елемената. Њихово присуство опада са удаљавањем од галактичког центра због тога што су они настајали као производи нуклеосинтеза у протеклом животу галаксије када је у њима био формиран већи број звезда у гушћим деловима региона.

Распрострањеност

ХИИ региони у спиралама галаксије

HII региони се могу пронаћи једино у спиралним и неправилним галаксијама, а врло ретко се налазе у елиптичним галаксијама. У неправилним галаксијама они нису просторно концентрисани ни око једног дела галаксије, док се у спиралним галаксијама концентришу у линијама спирала и може их бити и до неколико хиљада. Разлог зашто HII региони нису присутни у свим врстама галаксија је у томе што се при хлађењу самих галаксија број судара звезда различит у зависности од облика галаксије.

Одређивање даљина помоћу HII региона

Облик и величина HII региона одређени су густином гаса у разним правцима. Највећи вангалактички HII региони су сви приближно истих димензија и због тога се користе као "стандардне свеће" за одређивање космичких удаљености. Поред њих, за индикаторе удаљености користе се и Цефеиде, Црвени и Плави суперџинови, глобуларна звездана јата, супернове типа Иа и најсјајније галаксије. Објекти који се користе за одређивање растојања морају бити довољно сјајни да се виде на великим даљинама и њихов сјај мора бити у уском интервалу магнитуда, како би био добро дефинисан.

Највећи HII региони се користе за одређивање даљина између 40 и 90 Мпц. Њихов апсолутни сјај је приближно константан и износи −12 магнитуда. Мерењем њихове привидне магнитуде добија се удаљеност (р) преко формуле која повезује привидну (м) и апсолтну магнитуду (M):

$m-M=5\log {r}-5.$

Код HII региона који су на удаљености до 60 Мпц, користи се додатна метода процењивања даљина познавањем линеарног пречника маглине (Р) који је исти за галаксије истог типа и мерењем угловног пречника маглине (р). Када се р изрази у лучним секундама, даљина D се рачуна преко формуле:

$D={\frac {206265R}{r}}.$

Најзначајнији HII региони

• Маглина Орион, позната и под називом Месје 42, је рефлексионо-емисиона маглина у истоименом сазвежђу. Једна је од најсветлијих маглина и видљива је на ноћном небу. То је нама најближи HII регион у ком настаје велики број звезда.
• Маглина Коњска глава. То је тамна маглина, такође у саставу Ориона. Удаљена је око 150 светлосних година и због свог необичног облика најбоље је идентификована маглина. Таман облак гаса и прашине је део у ком настају звезде, док црвени делови потичу од гасова водоника који се доминантно налазе иза маглине.
• Маглина Тарантула, гигантски HII регион, емисиона је маглина у сазвежђу Златна риба. То је екстра луминозан објекат који није звезда. Да нам је она блиска као маглина Орион, била би толико светла као пун месец на ноћном небу. Најактивнији је регион у ком настају звезде у нашој локалној групи.
• NGC 604, гигантски HII регион који се налази у спиралној галаксији М33 у сазвежђу Троугао. Други је највећи HII регион у нашој групи после маглине Тарантула. Садржи велики број Волф-Рајеових звезда и звезда класа ОБ које загревају гас на неколико милиона степени и испуштају светле x-зраке.
• Маглина Карина, позната и под називом NGC 3372, је емисиона маглина у сазвежђу Прамац. Велика је светла маглина која на крајевима има неколико отворених звезданих јата. Садржи велики број топлих звезда, међу којим се налази и најлуминознија звезда у нашој галаксији. Једна је од највећих дифузионих маглина на нашем небу.
• NGC 7822, емисиона је маглина у сазвежђу Цефеј. То је област формирања младих звезда и најмлађе компоненте немају више од неколико милиона година. У њој се налати једна од најтоплији звезда у полупречнику од 1 кпц која је један од основних извора освељења маглине и која уоквирује цео комплекс.

Галерија

• 
  Маглина Розете
• 
  Централни део маглине Орион
• 
  Маглина Омега
• 
  РЦW 108
• 
  Маглина Лагун
• 
  Маглина Гум 19
• 
  Маглина Тарантула
• 
  M 17, област у ком настају звезде
• 
  Маглина Коњска глава
• 
  Настајање звезда у неправилној Патуљастој галаксији
• 
  Маглина Карина
• 
  ХИИ регион НГЦ 604
• 
  Емисиона маглина НГЦ 7822
• 
  Бок глобуле у ХИИ региону ИЦ 2944

Види још

• Емисионе маглине
• Цефеиде
• Флуоресценција
• Јонизација