Ein H II Gebiet ist eine große, Wolke der niedrigen Dichte teilweise ionisierten Benzins, in dem Sternbildung kürzlich stattgefunden hat. Die kurzlebigen, blauen in diesen Gebieten geschmiedeten Sterne strahlen reichliche Beträge des ultravioletten Lichtes aus, das Umgebungsbenzin ionisierend. H II Gebiete — manchmal werden mehrere hundert Lichtjahre über — häufig mit riesigen molekularen Wolken vereinigt, in denen Sternbildung stattfindet, und von der die Sterne erzeugen die den H II Gebiet ist geboren gewesen. Der erste bekannte H II Gebiet war der Orion Nebelfleck, der 1610 von Nicolas-Claude Fabri de Peiresc entdeckt wurde.

H II Gebiete werden für den großen Betrag von ionisiertem Atomwasserstoff genannt, auf den sie, verwiesen als H II enthalten, hat H zwei, oder [ ausgesprochen: Es -tu] (IPA), durch Astronomen (ein H I Gebiet, das neutraler Atomwasserstoff und H ist molekularer Wasserstoff zu sein). Sie haben äußerst verschiedene Morphologien, weil der Vertrieb der Sterne und des Benzins in ihnen inhomogeneous ist. Sie erscheinen häufig clumpy und filamentary, manchmal bizarre Gestalten wie der Horsehead Nebelfleck zeigend. H II Gebiete kann Tausende von Sternen über eine Zeitdauer von mehreren Millionen Jahren zur Welt bringen. Schließlich werden Supernova-Explosionen und starke Sternwinde von den massivsten Sternen in der resultierenden Sterntraube das Benzin des H II Gebiet verstreuen, eine Traube wie Pleiades zurücklassend.

H II Gebiete kann zu beträchtlichen Entfernungen im Weltall gesehen werden, und die Studie von extragalactic H II Gebiete ist in der Bestimmung der Entfernung und chemischen Zusammensetzung anderer Milchstraßen wichtig. Spiralförmige und unregelmäßige Milchstraßen enthalten viele H II Gebiete, während elliptische Milchstraßen fast an ihnen leer sind. In den spiralförmigen Milchstraßen, einschließlich der Milchstraße, H II Gebiete werden in den spiralförmigen Armen konzentriert, während in den unregelmäßigen Milchstraßen sie chaotisch verteilt werden. Einige Milchstraßen enthalten riesigen H II Gebiete, die Zehntausende von Sternen enthalten können. Beispiele schließen das 30 Gebiet von Doradus in die Große Magellanic Wolke und NGC 604 in der Triangulum Milchstraße ein.

Beobachtungen

Einige der hellsten H II Gebiete sind zum nackten Auge sichtbar. Jedoch scheint niemand, vor dem Advent des Fernrohrs am Anfang des 17. Jahrhunderts bemerkt worden zu sein. Sogar Galileo hat den Orion Nebelfleck nicht bemerkt, als er zuerst die Sterntraube innerhalb seiner (vorher katalogisiert als ein einzelner Stern, θ Orionis, durch Johann Bayer) beobachtet hat. Französischem Beobachter Nicolas-Claude Fabri de Peiresc wird die Entdeckung des Orion Nebelflecks 1610 zugeschrieben. Seit dieser frühen Beobachtung große Anzahl von H sind II Gebiete in der Milchstraße und den anderen Milchstraßen entdeckt worden.

William Herschel hat den Orion Nebelfleck 1774 beobachtet, und hat ihn später als "ein ungebildeter glühender Nebel, das chaotische Material von zukünftigen Sonnen" beschrieben. Die Bestätigung dieser Hypothese musste auf ein anderes Hundert Jahre warten, als William Huggins (geholfen von seiner Frau Mary Huggins) sein Spektroskop auf verschiedenen Nebelflecken gedreht hat. Einige, wie der Nebelfleck von Andromeda, hatten Spektren, die denjenigen von Sternen ziemlich ähnlich sind und haben sich erwiesen, Milchstraßen zu sein, die aus Hunderten von Millionen von individuellen Sternen bestehen. Andere haben sehr verschieden ausgesehen. Anstatt eines starken Kontinuums mit überlagerten Absorptionslinien haben der Orion Nebelfleck und die anderen ähnlichen Gegenstände nur eine kleine Zahl von Emissionslinien gezeigt. In planetarischen Nebelflecken war die hellste von diesen geisterhaften Linien an einer Wellenlänge von 500.7 Nanometern, die einer Linie keines bekannten chemischen Elements entsprochen haben. Zuerst wurde es Hypothese aufgestellt, dass die Linie wegen eines unbekannten Elements sein könnte, das Nebulium genannt wurde — hatte eine ähnliche Idee zur Entdeckung von Helium durch die Analyse des Spektrums der Sonne 1868 geführt. Jedoch, während Helium auf der Erde isoliert wurde, kurz nachdem seine Entdeckung im Spektrum der Sonne, Nebulium nicht war. Am Anfang des 20. Jahrhunderts hat Henry Norris Russell vorgeschlagen, dass, anstatt ein neues Element zu sein, die Linie an 500.7 nm wegen eines vertrauten Elements in fremden Bedingungen war.

Physiker haben in den 1920er Jahren gezeigt, dass in Benzin an äußerst niedrigen Dichten — sogar interstellare Sache betrachtet dicht in einem astronomischen Zusammenhang am Hochvakuum nach Laborstandards ist — können Elektronen aufgeregte metastable Energieniveaus in Atomen und Ionen bevölkern, die an höheren Dichten schnell de-excited durch Kollisionen sind. Elektronübergänge von diesen Niveaus in doppelt ionisiertem Sauerstoff verursachen die 500.7 nm Linie. Diese geisterhaften Linien, die nur in sehr niedrigem Dichte-Benzin gesehen werden können, werden verbotene Linien genannt. Spektroskopische Beobachtungen haben so gezeigt, dass planetarische Nebelflecke größtenteils aus äußerst rarefied ionisiertes Sauerstoff-Benzin (OIII) bestanden haben.

In HII Gebieten, jedoch, hat die dominierende geisterhafte Linie eine Wellenlänge von 656.3 nm. Das ist die wohl bekannte durch Atomwasserstoff ausgestrahlte H-Alpha-Linie. Spezifisch wird ein Foton dieser Wellenlänge ausgestrahlt, wenn das Elektron eines Wasserstoffatoms seinen Erregungsstaat von n=3 bis n=2 ändert. Solche Zustandsänderungen geschehen sehr oft, wenn ein Elektron durch ein ionisiertes Wasserstoffatom (ein Proton), und die Elektronkaskaden unten von einem höheren Erregungsstaat bis n=1 gewonnen wird. So wurde es beschlossen, dass HII Gebiete aus einer Mischung von Elektronen und ionisierten sowie sich ständig wiederverbindenden Wasserstoffatomen bestehen.

Während des 20. Jahrhunderts haben Beobachtungen gezeigt, dass H II Gebiete häufig heiße, helle Sterne enthalten hat. Diese Sterne sind oft massiver als die Sonne, und sind die am kürzesten gelebten Sterne mit Gesamtlebenszeiten von nur einigen Millionen Jahren (im Vergleich zu Sternen wie die Sonne, die seit mehreren Milliarden Jahren leben). Deshalb wurde es vermutet, dass H II Gebiete müssen Gebiete sein, in denen sich neue Sterne formten. Über eine Zeitdauer von mehreren Millionen Jahren wird eine Traube von Sternen aus einem H II Gebiet bilden, bevor der Strahlendruck von den heißen jungen Sternen den Nebelfleck veranlasst sich zu zerstreuen. Die Pleiades sind ein Beispiel einer Traube, die weg' den H II Gebiet 'gekocht hat, von dem es sich geformt hat. Nur eine Spur der Nachdenken-Nebligkeit bleibt.

Ursprung und Lebenszeit

Der Vorgänger zu einem H II Gebiet ist eine riesige molekulare Wolke (GMC). Ein GMC ist eine Kälte (10-20 K) und dichte Wolke, die größtenteils aus molekularem Wasserstoff besteht. GMCs kann in einem stabilen Zustand seit langen Zeitspannen bestehen, aber Wellen wegen supernovae, Kollisionen zwischen Wolken erschüttern, und magnetische Wechselwirkungen können alle den Zusammenbruch des Teils der Wolke auslösen. Wenn das, über einen Prozess des Zusammenbruchs und Zersplitterung der Wolke geschieht, sind Sterne geboren (sieh Sternevolution für eine längere Beschreibung).

Da Sterne innerhalb eines GMC geboren sind, wird das massivste Temperaturen erreichen, die heiß genug sind, um das Umgebungsbenzin zu ionisieren. Bald nach der Bildung eines Ionisieren-Strahlenfeldes schaffen energische Fotonen eine Ionisierungsvorderseite, die durch das Umgebungsbenzin mit Überschallgeschwindigkeiten kehrt. In größeren und größeren Entfernungen vom Ionisieren-Stern verlangsamt sich die Ionisierungsvorderseite, während der Druck von kürzlich ionisiertem Benzin das ionisierte Volumen veranlasst sich auszubreiten. Schließlich verlangsamt sich die Ionisierungsvorderseite zu Unterschallgeschwindigkeiten, und wird durch die durch die Vergrößerung des Nebelflecks verursachte Stoß-Vorderseite eingeholt. Der H II Gebiet ist geboren gewesen.

Die Lebenszeit eines H II Gebiet ist von der Ordnung von einigen Millionen Jahren. Der Strahlendruck von den heißen jungen Sternen wird schließlich den grössten Teil des Benzins vertreiben. Tatsächlich neigt der ganze Prozess dazu, mit weniger als 10 Prozent des Benzins im H II Gebiet sehr ineffizient zu sein, das sich in Sterne formt, bevor der Rest weggeblasen wird. Auch das Beitragen zum Verlust von Benzin ist die Supernova-Explosionen der massivsten Sterne, die nach nur 1-2 Millionen Jahren vorkommen werden.

Zerstörung von Sternkinderzimmern

Sterne formen sich in Klumpen von kühlem molekularem Benzin, die die werdenden Sterne verbergen. Es ist nur, wenn der Strahlendruck von einem Stern seinen 'Kokon' vertreibt, dass es sichtbar wird. Die heißen, blauen Sterne, die stark genug sind, um bedeutende Beträge von Wasserstoff zu ionisieren und H II Gebiete zu bilden, werden das schnell und Licht das Gebiet tun, in dem sie sich gerade geformt haben. Die dichten Gebiete, die jüngere oder weniger massive sich formende Sterne enthalten und das Material nicht weggeblasen haben, von dem sie sich geformt haben, werden häufig in der Kontur gegen den Rest des ionisierten Nebelflecks gesehen — diese dunklen Flecke sind als Kügelchen von Bok nach dem Astronomen Bart Bok bekannt, der in den 1940er Jahren vorgeschlagen hat, dass sie Sterngeburtsorte, eine Hypothese sein könnten, die, wie man zeigte, 1990 richtig war. Die Anwesenheit der heißen, jungen Sterne bedeutet, dass diese Kügelchen beginnen werden, sich als die Radiation von den Sternen zu zerstreuen, die den H antreiben, vertreibt II Gebiet das Material. In diesem Sinn, die Sterne, die H II Gebiet-Tat erzeugen, um Sternkinderzimmer zu zerstören. Dabei, jedoch, kann ein letzter Ausbruch von Sternbildung ausgelöst werden, weil Strahlendruck und mechanischer Druck von der Supernova handeln können, um Kügelchen zu drücken, dadurch die Dichte innerhalb des Kügelchens erhöhend.

Die jungen Sterne in H II Gebiete zeigen Beweise, um planetarische Systeme zu enthalten. Das Hubble Raumfernrohr hat Hunderte von protoplanetary Platten (proplyds) im Orion Nebelfleck offenbart. Mindestens Hälfte der jungen Sterne im Orion Nebelfleck scheint, durch Platten von Benzin und Staub, Gedanke umgeben zu werden, um oft so viel Sache zu enthalten, wie erforderlich wäre, um ein planetarisches System wie das Sonnensystem zu schaffen.

Eigenschaften

Physikalische Eigenschaften

H II Gebiete ändern sich außerordentlich in ihren physikalischen Eigenschaften. Sie ordnen in der Größe von so genannten ultrakompakten (UCHII) Gebieten vielleicht nur ein Lichtjahr oder weniger über, zum Riesen H II Gebiete mehrere hundert Lichtjahre darüber an. Ihre Größe ist auch bekannt als der Radius von Stromgren und hängt im Wesentlichen von der Intensität der Quelle ab, Fotonen und die Dichte des Gebiets zu ionisieren. Ihre Dichten erstrecken sich von mehr als einer Million Partikeln pro Cm ³ im ultrakompakten H II Gebiete zu nur einigen Partikeln pro Cm ³ in den größten und verlängertesten Gebieten. Das bezieht Gesamtmassen zwischen vielleicht 10 und 10 Sonnenmassen ein.

Es gibt auch "ultradichten HII" Gebiete (UDHII).

Abhängig von der Größe eines H kann II Gebiet dort mehrere tausend Sterne innerhalb seiner sein. Das macht H II Gebiete mehr kompliziert als planetarische Nebelflecke, die nur eine Hauptionisieren-Quelle haben. Normalerweise H II Gebiete erreichen Temperaturen von 10,000 K. Sie sind größtenteils ionisiertes Benzin mit schwachen magnetischen Feldern mit Kräften von mehreren nanoteslas. Dennoch H II Gebiete werden fast immer mit einem kalten molekularen Benzin vereinigt, das aus demselben Elternteil-GMC entstanden ist. Magnetische Felder werden durch diese schwachen bewegenden elektrischen Anklagen im ionisierten Benzin erzeugt, darauf hinweisend, dass H II Gebiete elektrische Felder enthalten könnte.

Chemisch, H II Gebiete bestehen aus ungefähr 90 % Wasserstoff. Die stärkste Wasserstoffemissionslinie an 656.3 nm gibt H II Gebiete ihre charakteristische rote Farbe. Der grösste Teil des Rests eines H II Gebiet besteht aus Helium mit Spur-Beträgen von schwereren Elementen. Über die Milchstraße wird es gefunden, dass der Betrag von schweren Elementen in H II Gebiete mit der zunehmenden Entfernung vom galaktischen Zentrum abnimmt. Das ist, weil über die Lebenszeit der Milchstraße Sternbildungsraten in den dichteren Hauptgebieten größer gewesen sind, auf größere Bereicherung des interstellaren Mediums mit den Produkten von nucleosynthesis hinauslaufend.

Zahlen und Vertrieb

H II Gebiete werden nur in spiralförmigen Milchstraßen wie die Milchstraße und unregelmäßigen Milchstraßen gefunden. Sie werden in elliptischen Milchstraßen selten gesehen. In unregelmäßigen Milchstraßen können sie überall in der Milchstraße gefunden werden, aber in Spiralen sind sie innerhalb der spiralförmigen Arme am reichlichsten. Eine große spiralförmige Milchstraße kann Tausende von H II Gebiete enthalten.

Der Grund H II Gebiete erscheint selten in elliptischen Milchstraßen ist, dass, wie man glaubt, sich ellipticals durch Milchstraße-Fusionen formen. In Milchstraße-Trauben sind solche Fusionen häufig. Wenn Milchstraßen kollidieren, kollidieren individuelle Sterne fast nie, aber der GMCs und H II Gebiete in den kollidierenden Milchstraßen sind streng begeistert. Unter diesen Bedingungen, enorme Ausbrüche von Sternbildung werden ausgelöst, so schnell, dass der grösste Teil des Benzins in Sterne aber nicht die normalen 10 % oder weniger umgewandelt wird.

Milchstraßen, die solche schnelle Sternbildung erleben, sind als starburst Milchstraßen bekannt. Elliptische Milchstraße der Postfusion hat einen sehr niedrigen Gasinhalt, und so kann sich H II Gebiete nicht mehr formen. Beobachtungen des einundzwanzigsten Jahrhunderts haben gezeigt, dass eine sehr kleine Zahl von H II Gebiete außerhalb Milchstraßen zusammen besteht. Diese intergalaktischen H II Gebiete können die Reste von Gezeitenstörungen von kleinen Milchstraßen, und in einigen Fällen sein, können sie eine neue Generation von Sternen in einem am meisten kürzlich anwachsen lassenen Benzin einer Milchstraße vertreten.

Morphologie

H II Gebiete kommt in einer enormen Vielfalt von Größen. Sie sind gewöhnlich clumpy und inhomogeneous auf allen Skalen vom kleinsten bis größten. Jeder Stern innerhalb eines H II Gebiet ionisiert ein grob kugelförmiges Gebiet — bekannt als ein Bereich von Strömgren — des Benzins, das es umgibt, aber die Kombination von Ionisierungsbereichen von vielfachen Sternen innerhalb eines H II Gebiet und die Vergrößerung des erhitzten Nebelflecks in Umgebungsbenzin mit scharfen Dichte-Anstiegen läuft auf komplizierte Gestalten hinaus. Supernova-Explosionen können auch H II Gebiete formen. In einigen Fällen läuft die Bildung einer großen Sterntraube innerhalb eines H II Gebiet auf das Gebiet hinaus, das aus innerhalb wird aushöhlt. Das ist für NGC 604, ein Riese H II Gebiet in der Triangulum Milchstraße der Fall. Für ein HII Gebiet, das nicht aufgelöst werden kann, kann etwas Information über die Raumstruktur (die Elektrondichte als eine Funktion der Entfernung vom Zentrum und eine Idee vom clumpiness) durch das Durchführen umgekehrten Laplace abgeleitet werden verwandeln sich auf dem Frequenzspektrum.

Bemerkenswerter H II Gebiete

Bemerkenswerte Galaktische H II Gebiete schließen den Orion Nebelfleck, den Eta Carinae Nebelfleck und den ein

Berkeley 59 / Cepheus OB4 Komplex]]. Der Orion Nebelfleck, der in einer Entfernung von ungefähr 500 pc liegt (1,500 Lichtjahre) ist ein Teil eines GMC (hat OMC-1 genannt), der, wenn es sichtbar war, den grössten Teil der Konstellation von Orion füllen würde. Der Horsehead Nebelfleck und die Schleife von Barnard sind zwei andere beleuchtete Teile dieser Wolke von Benzin. Der Orion Nebelfleck ist wirklich eine dünne Schicht von ionisiertem Benzin auf der Außengrenze der OMC-1 Wolke. Die Sterne in der Trapez-Traube und besonders θ Orionis sind für diese Ionisierung verantwortlich.

Die Große Magellanic Wolke, eine Satellitenmilchstraße der Milchstraße an ungefähr 50 kpc von der Sonne, enthält einen Riesen H II Gebiet hat den Tarantel-Nebelfleck genannt. Wenn er an ungefähr misst, ist dieser Nebelfleck der massivste und zweitgrößte H II Gebiet in der Lokalen Gruppe. Es ist viel größer als der Orion Nebelfleck, und bildet Tausende von Sternen, einigen mit Massen mehr als 100mal mehr als das der Sonne — OB und Sterne von Wolf-Rayet. Wenn der Tarantel-Nebelfleck als Erde als der Orion Nebelfleck nah wäre, würde es fast so hell scheinen wie der Vollmond im Nachthimmel. Die Supernova SN 1987A ist im Stadtrand des Tarantel-Nebelflecks vorgekommen.

Ein anderer Riese H II Gebiet — NGC 604 wird in der M33 spiralförmigen Milchstraße gelegen, die ungefähr 817 kpc (2.66 Millionen Lichtjahre) weg von der Sonne ist. Das Messen an ungefähr über NGC 604 ist der zweite massivste H II Gebiet in der Lokalen Gruppe nach dem Tarantel-Nebelfleck jedoch, es ist ein bisschen größer als die Letzteren. Es enthält ungefähr 200 heiße OB und Sterne von Wolf-Rayet, die das Benzin darin zu Millionen von Graden heizen, die die hellen Röntgenstrahl-Emissionen erzeugen. Die Gesamtmasse des heißen Benzins in NGC 604 ist ungefähr 6,000 Sonnenmassen.

Aktuelle Probleme

Als mit planetarischen Nebelflecken, Entschlüssen vom Überfluss an Elementen in H sind II Gebiete etwas Unklarheit unterworfen. Es gibt zwei verschiedene Weisen, den Überfluss an Metallen (d. h. Elemente außer Wasserstoff und Helium) in Nebelflecken zu bestimmen, die sich auf verschiedene Typen von geisterhaften Linien verlassen, und große Diskrepanzen manchmal zwischen den Ergebnissen gesehen werden, ist auf die zwei Methoden zurückzuführen gewesen. Einige Astronomen stellen das zur Anwesenheit kleiner Temperaturschwankungen innerhalb von H II Gebiete hin; andere behaupten, dass die Diskrepanzen zu groß sind, um durch Temperatureffekten erklärt zu werden, und die Existenz von kalten Knoten Hypothese aufzustellen, die sehr wenig Wasserstoff enthalten, um die Beobachtungen zu erklären.

Die vollen Details der massiven Sternbildung innerhalb von H II Gebiete sind noch nicht weithin bekannt. Zwei Hauptprobleme behindern Forschung in diesem Gebiet. Erstens ist die Entfernung von der Erde bis großen H II Gebiete, mit dem nächsten H II (Nebelfleck von Kalifornien) Gebiet beträchtlich, das mehr als 300 pc (1,000 Lichtjahre) weg ist; andere H II Gebiete sind mehrere Male dass Entfernung weg von der Erde. Zweitens wird die Bildung dieser Sterne durch Staub tief verdunkelt, und sichtbare leichte Beobachtungen sind unmöglich. Radio- und Infrarotlicht kann in den Staub eindringen, aber die jüngsten Sterne können viel Licht an diesen Wellenlängen nicht ausstrahlen.

Siehe auch

• Emissionsnebelfleck
• Nachdenken-Nebelfleck
• Astronomischer Gegenstand
• H I Gebiet
• Planetarischer Nebelfleck
• Nebelfleck von Protoplanetary
• Astronomische Spektroskopie
• Interstellares Medium

Außenverbindungen

• Images von Hubble von Nebelflecken einschließlich mehrerer H II Gebiete
• Information von SEDS
• Astronomie-Kurs von Harvard bemerkt auf H II Gebiete