Obszar H II

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania
NGC 604 – olbrzymi obszar H II w Galaktyce Trójkąta

Obszary H II – obłoki świecącego gazu i plazmy o rozmiarach nawet kilkuset lat świetlnych, w których powstają gwiazdy. Młode, gorące, niebieskie gwiazdy, które powstały z gazu emitują pokaźną ilość promieniowania ultrafioletowego, jonizując otaczającą mgławicę.

Gaz – stan skupienia materii, w którym ciało fizyczne łatwo zmienia kształt i zajmuje całą dostępną mu przestrzeń. Właściwości te wynikają z własności cząsteczek, które w fazie gazowej mają pełną swobodę ruchu. Wszystkie one cały czas przemieszczają się w przestrzeni zajmowanej przez gaz i nigdy nie zatrzymują się w jednym miejscu. Między cząsteczkami nie występują żadne oddziaływania dalekozasięgowe, a jeśli, to bardzo słabe. Jedyny sposób, w jaki cząsteczki na siebie oddziałują, to zderzenia. Oprócz tego, jeśli gaz jest zamknięty w naczyniu, to jego cząsteczki stale zderzają się ze ściankami tego naczynia, wywierając na nie określone i stałe ciśnienie.Wielki Obłok Magellana – największa galaktyka satelitarna położona w pobliżu Drogi Mlecznej. Jest ona generalnie nieregularna, ale posiada elementy struktury spiralnej. Jest również jedną z najbliższych galaktyk, leży w odległości ok. 50 kiloparseków; bliżej położone są niektóre galaktyki karłowate, takie jak SagDEG i Karzeł Wielkiego Psa.

Mają bardzo różne kształty, ponieważ rozkład gwiazd i gazu w nich jest niejednorodny. Często pojawiają się kłaczkowate i włókniste struktury, czasami przyjmują dziwaczne kształty, takie jak Mgławica Koński Łeb. W ciągu kilku milionów lat w obszarze H II może narodzić się kilka tysięcy gwiazd. Ostatecznie, eksplozje supernowych i silny wiatr gwiazdowy od najbardziej masywnych gwiazd należących do gromady gwiazdowej (wywodzącej się z obłoku H II) spowodują rozproszenie gazu należącego do tego regionu. Przykładem takiej gromady są Plejady.

Galaktyka (z gr. γαλα – mleko) – duży, grawitacyjnie związany układ gwiazd, pyłu i gazu międzygwiazdowego oraz niewidocznej ciemnej materii. Typowa galaktyka zawiera od 10do 10 gwiazd orbitujących wokół wspólnego środka masy.Metale – w astronomii: pierwiastki o liczbie atomowej większej niż 2 (czyli wszystkie oprócz wodoru i helu). Pierwiastki cięższe od helu zostały wytworzone w procesach nukleosyntezy zachodzących we wnętrzu gwiazd, w odróżnieniu od powstałych we wczesnym Wszechświecie wodoru i helu. Łącznie stanowią one około 2% masy materii barionowej Wszechświata.

Obszary H II swoją nazwę zawdzięczają dużym ilościom zjonizowanego atomowego wodoru, jaki zawierają, oznaczanego przez astronomów jako H II (w odróżnieniu obszar H I, to obłok neutralnego wodoru atomowego, a H2 – wodoru cząsteczkowego (molekularnego)). Obszary H II są obserwowane we Wszechświecie w niewielkiej jak i znacznej odległości od nas, co ma duże znaczenie, ponieważ dzięki temu jesteśmy w stanie ustalić odległość od innych galaktyk, oraz ich skład chemiczny.

Wszechświat – wszystko, co fizycznie istnieje: cała przestrzeń, czas, wszystkie formy materii i energii oraz prawa fizyki i stałe fizyczne określające ich zachowanie. Słowo „wszechświat” może być też używane w innych kontekstach jako synonim słów „kosmos” (w rozumieniu filozofii), „świat” czy „natura”. W naukach ścisłych słowa „wszechświat” i „kosmos” są równoważne.Atom – podstawowy składnik materii. Składa się z małego dodatnio naładowanego jądra o dużej gęstości i otaczającej go chmury elektronowej o ujemnym ładunku elektrycznym.

Obserwacje[ | edytuj kod]

Ciemne obszary gwiazdotwórcze w Mgławicy Orła

Kilka najjaśniejszych obszarów H II można zobaczyć gołym okiem, jednakże wydaje się, że żaden nie został dostrzeżony do czasu pojawienia się teleskopów we wczesnych latach XVII wieku. Nawet Galileusz nie zauważył mgławicy Oriona, gdy pierwszy raz obserwował w niej gromadę gwiazd (wcześniej skatalogowaną jako pojedyncza gwiazda θ Oriona przez Johanna Bayera). Francuskiemu obserwatorowi Nicolas-Claude Fabri de Peiresc przypisuje się odkrycie Mgławicy Oriona w 1610 roku. Od czasów tej wczesnej obserwacji, odkryto wiele obszarów H II w Naszej Galaktyce, a także innych galaktykach.

Wodór (H, łac. hydrogenium) – pierwiastek chemiczny o liczbie atomowej 1, niemetal z bloku s układu okresowego. Jego izotop, prot, jest najprostszym możliwym atomem, zbudowanym z jednego protonu i jednego elektronu.Długość fali – najmniejsza odległość pomiędzy dwoma punktami o tej samej fazie drgań (czyli pomiędzy dwoma powtarzającymi się fragmentami fali – zob. rysunek). Dwa punkty fali są w tej samej fazie, jeżeli wychylenie w obu punktach jest takie samo i oba znajdują się na etapie wzrostu (lub zmniejszania się). Jeżeli w jednym punkcie wychylenie zwiększa się a w drugim maleje, to punkty te znajdują się w fazach przeciwnych.

William Herschel obserwował Mgławicę Oriona w 1774 roku i opisał ją jako nieukształtowaną, ognistą mgiełkę, chaotyczny materiał dla przyszłych słońc. Potwierdzenie tej hipotezy musiało czekać 100 lat, gdy William Huggins (przy udziale żony, Mary Huggins) użył spektroskopu do obserwacji różnych mgławic. Niektóre, takie jak Galaktyka Andromedy miały widma bardzo podobne do widm gwiazd, i okazały się (później) galaktykami, składającymi się z setek milionów gwiazd. Inne wyglądały zupełnie inaczej niż silne kontinuum z nałożonymi liniami absorpcyjnymi – Mgławica Oriona i inne podobne obiekty miały widma z niewielką liczbą linii emisyjnych. Najjaśniejszą była linia na długości fali 500,7 nm, która nie odnosiła się do linii żadnego znanego pierwiastka chemicznego. Początkowo stawiano hipotezy, że linia ta mogła pochodzić od nieznanego pierwiastka, który nazwano nebulium – podobny pomysł doprowadził do odkrycia helu poprzez analizę widma Słońca w 1868 roku.

William Herschel, właściwie Friedrich Wilhelm Herschel (ur. 15 listopada 1738 r. w Hanowerze, Niemcy, zm. 25 sierpnia 1822 r. w Windsorze) – astronom, konstruktor teleskopów i kompozytor, znany z wielu odkryć astronomicznych, a szczególnie z odkrycia Urana.Powstawanie gwiazd – proces formowania nowych gwiazd, w trakcie którego chmury molekularne przemieniają się w gwiazdy.

Jednakże, o ile hel został odkryty na Ziemi krótko po odkryciu jego linii w widmie Słońca, to w przypadku nebulium już się to nie udało. We wczesnych latach 20. XX w. Henry Norris Russell zaproponował, że linia 500,7 nm nie pochodzi od nieznanego pierwiastka, a od znanego pierwiastka występującego w nieznanych ówcześnie warunkach.

Teleskop (gr. tēle-skópos – daleko widzący) – jest narzędziem, które służy do obserwacji odległych obiektów poprzez zbieranie promieniowania elektromagnetycznego (np. światła widzialnego). Pierwsze znane praktyczne teleskopy zostały skonstruowane przy użyciu soczewek ze szkła w Holandii na początku XVII wieku przez Hansa Lippersheya, a wkrótce potem przez Galileusza we Włoszech. Znalazły zastosowanie w działaniach militarnych i w astronomii.Wiatr gwiazdowy – strumień cząstek materii z zewnętrznych warstw atmosfery gwiazdy. Intensywny wiatr gwiazdowy może prowadzić do znacznej utraty masy przez gwiazdę w trakcie jej ewolucji. Zjawisko jest wywołane przez ciśnienie promieniowania emitowanego przez gwiazdę (por. jasność Eddingtona) i przez zjawiska magnetyczne zachodzące w jej atmosferze.

Fizycy wykazali w latach 20. XX w., że w gazie przy ekstremalnie niskich gęstościach, elektrony mogą zapełniać metastabilne poziomy energetyczne w atomach i jonach, które przy wyższych gęstościach szybciej tracą te stany energetyczne w wyniku zderzeń. Przejścia elektronów z tych poziomów w tlenie emitują fale o długości 500,7 nm. Takie linie widmowe, które można zaobserwować tylko w przypadku gazów o niskich gęstościach, noszą nazwę linii wzbronionych. Stąd obserwacje spektroskopowe wykazały, że mgławice składają się z bardzo rozrzedzonego gazu.

Linia spektralna — ciemna lub jasna linia w jednolitym, ciągłym widmie, powstającą wskutek nadmiaru lub deficytu fotonów (w porównaniu z pobliskimi częstotliwościami) w wąskim zakresie częstotliwości.Fala uderzeniowa – cienka warstwa, w której następuje gwałtowny wzrost ciśnienia gazu, rozchodząca się szybciej niż dźwięk. Fale uderzeniowe powstają podczas silnego wybuchu, ruchu ciała z prędkością ponaddźwiękową (np. samolot).

W XX wieku obserwacje ujawniły, że rejony H II często zawierają gorące, jasne gwiazdy. Są one wiele razy masywniejsze od Słońca i przez to żyją znacznie krócej, a cykle ich życia wynoszą tylko kilka milionów lat (w porównaniu do gwiazd podobnych do Słońca, które żyją kilka miliardów lat). Stąd wnioskowano, że obszary H II muszą być rejonami, w których powstają nowe gwiazdy. W obszarze H II przez kilka milionów lat tworzy się gromada gorących gwiazd, wiatr gwiazdowy i ciśnienie promieniowania utworzonych gwiazd, rozproszą mgławicę przeciwdziałając powstawaniu następnych gwiazd. Plejady są przykładem takiej gromady, która usunęła własny region H II, z którego pozostały jedynie resztki mgławicy refleksyjnej.

Prędkość naddźwiękowa (supersoniczna) – w aerodynamice prędkość obiektu lub przepływu, poruszającego się szybciej niż prędkość dźwięku w powietrzu (przy temp. +20 °C = 340 m/s). Prędkości ponad pięciokrotnie większe od prędkości dźwięku często nazywane są prędkościami hipersonicznymi.Wodór (H, łac. hydrogenium) – pierwiastek chemiczny o liczbie atomowej 1, niemetal z bloku s układu okresowego. Jego izotop, prot, jest najprostszym możliwym atomem, zbudowanym z jednego protonu i jednego elektronu.

Pochodzenie i cykl życia[ | edytuj kod]

Mała część Mgławicy Tarantula, olbrzymiego regionu H II w Wielkim Obłoku Magellana

Prekursorem rejonu H II jest wielki obłok molekularny (ciemna mgławica). Wielki obłok molekularny jest bardzo zimną (10-20K) chmurą, składającą się głównie z wodoru cząsteczkowego. Takie obłoki mogą istnieć w stanie stabilnym przez długi czas, lecz fale uderzeniowe spowodowane przez wybuch supernowej, zderzenia obłoków gazu i oddziaływania magnetyczne mogą zapoczątkować zapadanie się części obłoku oraz jego fragmentację. Gdy to nastąpi, może dojść do procesu powstawania gwiazd (szerszy opis zjawiska w artykule ewolucja gwiazd).

Bart Jan Bok (ur. 28 kwietnia 1906 w Hoorn, zm. 5 sierpnia 1983 w Tucson) – amerykański astronom pochodzenia holenderskiego.Galaktyki nieregularne (Irr – od ang. Irregular) – są galaktykami, które nie mają określonego symetrycznego kształtu. Stanowią ok. 5% populacji wszystkich galaktyk.

Z czasem, gdy wewnątrz mgławicy ciemnej rodzą się gwiazdy, najmasywniejsze z nich osiągną wystarczająco wysoką temperaturę do wysyłania promieniowania jonizującego otaczający gaz. Niedługo po powstaniu źródła promieniowania jonizującego, zjonizowany obszar powiększa się, a jego granica zwana frontem jonizacyjnym, szybko przesuwa się z naddźwiękową prędkością, jonizacji towarzyszy wymiatanie otaczającego gazu. Przy coraz większej odległości od jonizującej gwiazdy czoło jonizacji zwalnia. Jonizacja zwiększa ciśnienie zjonizowanego gazu powoduje zwiększanie jego objętości, front ekspansji gazu to fala uderzeniowa. Ostatecznie, front jonizacji zwalnia do poddźwiękowych prędkości i zostaje wyprzedzony przez falę uderzeniową spowodowaną przez ekspansję mgławicy. W ten sposób rodzi się obszar H II.

Mgławica Tarantula (również NGC 2070, 30 Doradus) – wielka mgławica (obszar H II) w Wielkim Obłoku Magellana. Znajduje się w konstelacji Złotej Ryby. Mgławica Tarantula po raz pierwszy została skatalogowana jako gwiazda 30 Doradus. 5 grudnia 1751 roku Nicolas Louis de Lacaille uznał ją za mgławicę. Nazwa Tarantula nawiązuje do tego, że jej świetliste włókna przypominają nogi pająka.NGC 604 – wielki obszar H II w Galaktyce Trójkąta (Messier 33) znajdującej się w gwiazdozbiorze Trójkąta. Odkrył go William Herschel 11 września 1784 roku.

Życie obszarów H II trwa kilka milionów lat. Ciśnienie promieniowania od młodych, gorących gwiazd ostatecznie wydmucha większość gazu. W rzeczywistości cały proces wydaje się mało wydajny, gdyż mniej niż 10% gazu z rejonów H II uformuje gwiazdy, zanim jego reszta zostanie rozdmuchana. Udział w wywiewaniu gazu mają także eksplozje supernowych najbardziej masywnych gwiazd, które następują już po 1–2 milionach lat.

Jon – atom lub grupa atomów połączonych wiązaniami chemicznymi, która ma niedomiar lub nadmiar elektronów w stosunku do protonów. Obojętne elektrycznie atomy i cząsteczki związków chemicznych posiadają równą liczbę elektronów i protonów, jony zaś są elektrycznie naładowane dodatnio lub ujemnie.Hel (He, łac. helium) – pierwiastek chemiczny o liczbie atomowej 2, z grupy helowców (gazów szlachetnych) w układzie okresowym. Jest po wodorze drugim najbardziej rozpowszechnionym pierwiastkiem chemicznym we wszechświecie, jednak na Ziemi występuje wyłącznie w śladowych ilościach (4×10% w górnych warstwach atmosfery).


Podstrony: 1 [2] [3] [4]




Warto wiedzieć że... beta

Strefy Stromgrena – obszary zjonizowanego wodoru występujące w obszarach H II, wokół gorących, jasnych gwiazd. Jonizacja gazu jest wywołana promieniowaniem krótkofalowym o długości fali mniejszej niż 991,2 nm. Strefy Stromgrena w jednorodnym ośrodku międzygwiazdowym mają kształt kul, w których środku znajduje się gwiazda wysyłająca promieniowanie. Natomiast w ośrodku o niejednorodnej gęstości mają kształty nieregularne. Rozmiary stref są tym większe, im gorętsza i jaśniejsza jest gwiazda i rzadszy jest ośrodek międzygwiazdowy.
Gaus (Gs) – jednostka indukcji magnetycznej w układzie CGS (jednostka przejściowo legalna w Układzie SI, ale niezalecana z uwagi na zbieżność symbolu z gigasekundą). Nazwa pochodzi od nazwiska niemieckiego fizyka Karola Gaussa.
Temperatura – jedna z podstawowych wielkości fizycznych (parametrów stanu) w termodynamice. Temperatura jest związana ze średnią energią kinetyczną ruchu i drgań wszystkich cząsteczek tworzących dany układ i jest miarą tej energii.
Kelwin – jednostka temperatury w układzie SI równa 1/273,16 temperatury termodynamicznej punktu potrójnego wody, oznaczana K. Definicja ta odnosi się do wody o następującym składzie izotopowym: 0,00015576 mola H na jeden mol H, 0,0003799 mola O na jeden mol O i 0,0020052 mola O na jeden mol O.
Masa Słońca M ⊙ {displaystyle M_{odot }} – pozaukładowa jednostka używana w astronomii do określania mas obiektów astronomicznych (gwiazd, gromad, galaktyk itp.).
Gromada gwiazd – zgrupowanie gwiazd związanych wspólnym pochodzeniem, tzn. miejscem i czasem powstania z tej samej materii międzygwiazdowej. Gwiazdy należące do jednej gromady mają identyczny skład chemiczny, są też wzajemnie związane siłami grawitacji. Cechą charakterystyczną gromady gwiazd jest jądro, w którym koncentracja gwiazd przewyższa znacznie koncentrację gwiazd w najbliższym otoczeniu gromady. Jądro gromady otacza obszar koronalny mniej bogaty w gwiazdy. Gromady wyróżniają się wśród ogólnego tła, tworząc wyraźne obiekty o pewnych cechach wspólnych lub zbliżonych.
Gromada galaktyk – skupisko od kilkudziesięciu do kilku tysięcy galaktyk tworzących układ związany grawitacyjnie. Mniejsze ugrupowania nazywane są grupami. Galaktyki w gromadzie galaktyk poruszają się po skomplikowanych torach wokół środka masy gromady, zazwyczaj znajdującego się w pobliżu największych galaktyk w gromadzie. Prędkości galaktyk w małych grupach galaktyk są rzędu 200 km/s, ale rosną do prędkości rzędu 800 km/s w dużych gromadach galaktyk.

Reklama