HII regioni (Ha dva regioni) su najsjajnije formemeđuzvezdane materije u kojima se rađajuzvezde. HII su oblasti oko najmlađih i najvrelijih zvezda. Većinski ih čini jednomjonizovanvodonik spektroskopske oznake HII, po kojem su i nazvani.
HII regioni su podvrstaemisionih maglina, poredplanetarnih maglina iostataka supernovih. Ovom podelom, emisione magline se dele u zavisnosti od porekla međuzvezdane materije koja ih čini.
HII regioni okružuju mlade zvezde, koje su najčešće iz O i B1spektralnih klasa naH-R dijagramu.[1] U ovim regionima temperatura je oko 104 K, a gustina im je reda veličine 107 čestica po metru kubnom. Ovi regioni se spektroskopski karakterišu linijamajonizovanog vodonika, od kog se većinski sastoje. Vodonik se jonizujeUV zračenjem koje potiče sa zvezda.Energiju dovoljnu za jonizaciju vodonika (13,6eV) imaju samo najtoplije i najmlađe zvezde.[2]
HII region prima energiju odfotona emitovanih ufotosferi zvezde koju okružuje, a otpušta energiju preko emisije zračenja u okolinu.[3]
Iako su nekoliko najsvetlijih i najbližih HII regiona vidljivi golim okom, prva njihova detekcija je zabeležena tek detekcijom teleskopa u ranom17. veku. Francuski astronom Fabri de Peires je1610. uočiomaglinu Orion i iako je čak niGalileo primetio. Od ovog otkrića, primećene su ubzo i mnoge druge oblasti u kojima se rađaju zvezde, kako u našim, tako i u drugim galaksijama. Kada jeVilijam Herše posmatrao maglinu Orion1774. godine, opisao ju je kao „haotičan materijal budućih sunaca“. Njegova hipoteza je potvrđena tek nakon nekoliko stotina godina kada suVilijam iMeri Hagins spektroskopski proučavali različite magline. Uočili su da su neke, poputAndromede, imaju spektar prilično sličan zvezdama, dok su druge izgledale drugačije i nisu imale jaki kontinualni spektar saapsorpcionim linijama, već su imali mali brojemisionih linija, kao kod magline Orion.
Pokazalo se da se prva vrsta spektroskopski identifikovanih maglina sastoji od stotina miliona identifikovanih zvezda. Druge vrste maglina su imale spektralne linije maglina koje nikad pre nisu bile zabeležene, te se spekulisalo da potiču od do tada nepoznatog elementa nazvanognebulijum, pomaglinama (nebula). Na ovakvu ideju su naučnici došli pretpostavkom da seSunce sastoji od novog elementa, koji je nazvanhelijum, što je ispostavilo kao tačno. Međutim, dok je helijum uskoro bio izoliran na Zemlji, nakon njegovog otkrića na Suncu, "nebulijum" se nije mogao pronaći ni u najmanjim zalihama na Zemlji.Henri Noris Rasel je u ranom20. veku pretpostavio da emisiona linija na 500,7nm možda ne potiče od novog elementa, već od poznatog elementa koji se nalazi u nama neppoznatim uslovima.
Dvadesetih godina 20. veka pokazano je da se u gasovima ekstremno niske gustineelektroni mogu nalaziti u metastabilnom energetskom nivou u atomima i jonima i kao takvi su prisutni u mnogo većem broju u gušćim materijama, kada vrlo brzo dolazi do deekscitacije prilikom sudara. Pokazano je da elektroni upravo na talasnoj dužini od 200,7 silaze iz metastabilnog u osnovno stanje kod dvostruko jonizovanogkiseonika.Međuzvezdana materija koja se u astronomskom kontekstu smatra gustom, nalazi se u visokomvakuumu, gledano po laboratorijskim standardima. Zbog mnogo gušćih sredina u okolini Zemlje, ovakvi uslovi gustine gasa se ne mogu ostvariti i spektralne linije su nazvanezabranjene linije. Spektroskopska posmatranja su pokazala da se planetarne magline u velikim količinama sastoje od dva puta jonizovanog kiseonika (OIII), te se u njima mogu identifikovati ove "zabranjene linije".[4]
S druge strane, dominantna spektralna linija u HII regionima je linija talasne dužine 656,3 nm. Ova linija je postala poznata kao H-alfa linija emitovana od strane atomskogvodonika. Zaključeno je da HII regioni mora da se sastoje od smeše elektrona i jonizovanog vodonika koji se neprekidnorekombinuju u vodonikove atome.
Tokom 20. veka, posmatranja su pokazala da se HII regioni često sastoje od vrućih svetlih zvezda. Ove zvezde su mnogo masivnije od Sunca i kratko su živeće, a njihov ukupni životni vek traje ukupno nekoliko miliona godina, u poređenju sa nekoliko milijardi godina života Sunca. Odavde je zaključeno da HII regioni moraju biti oblasti u kojima se formiraju nove zvezde. Tokom perioda od nekoliko miliona godina zvezdana jata mogu da formiraju HII region pre nego što radijacioni pritisak sa vrućih mladih zvezda raspršimaglinu.[5]
Fluorescencija je procesjonizacije i kaskadnerekombinacije jona vodonika u HII regionima. Fluorescencijom se dešavaju fotojonizacija i rekombinacija kod kojih UV foton prelazi u niz fotona vidljive svetlosti koja se beleži raznim talasnim dužinama u emisionom spektrumagline, po kojima se emisione magline i karakterišu.[6]
Jonizacija je proces u kojem se pod dejstvomUV zračenja oslobađaelektron sa nekog nivoa atoma vodonika. Suprotan proces, proces rekombinacije, dešava se kada oslobođen elektron u susretu sa jonom biva zahvaćen i tada atom zrači fotone. Prateća pojava kod rekombinacije su spontani kaskadni prelazi u slučajevima kad je elektron zahvaćen na viši nivo, a zatim u nekoliko uzastopnih skokova do osnovnog nivoa emituje fotone.
Kod vodonika se prelazi elektrona na niže nivoe dele na serije u zavisnosti od nivoa na koji elektron stiže nakon skoka. Prelaz na prvi nivo sa svih viših nivoa odgovara zračenju izLajmanove serije, Balmerova serija su prelazi na drugi nivo, a zatim slede Pašenova, Breketova, Pfundova serija i tako dalje.
Pri udaljavanju od zvezde, intenzitet UV zračenja naglo slabi, pa postoji sve manje jonizovanog vodonika, sve dok region jonizovanog vodonika ne pređe u regionneutralnog vodonika. Oštra granica između ove dve oblasti vodonika predstavlja kraj magline.
Sam HII region ima gušćih i ređih delova. Najgušći delovi su takozvane kompaktneglobule koje su i do 1.000 puta gušće od prosečne gustine regiona.[3]
HII regioni su izvoritermalnog kontinualnogzračenja uvidljivom iradio delu spektra. Karateristični su po superponiranimemisionim linijama.
U spektru svih emisionih maglina pojavljuju se dve vrlo jake linijevodonika zelene boje u vidljivom delu spektra natalasnim dužinama od 500,7 nm i 495,9 nm. Dugo vremena poreklo ovih linija nije moglo da bude identifikovano, tj. nisu odgovarale nijednim linijama detektovanim na zemlji. Pretpostavljeno je da postoji novi element, nazvan nebulijum pomaglini (nebula), koji emituje ove linije. Linije su označene kao N1 i N2. Godine1927. I.S. Bouen je otkrio da linije potiču oddvostruko jonizovanogkiseonika (OIII) na prelazu između metastabilnog i osnovnog stanja.
N1 i N2 linije su najpoznatije "zabranjene linije", tj. linije koje nisu odgovarale nijednim emisionim linijama detektovanim na zemlji. Pored njih danas se zna za oko sto linija sa metastabilnih nivoa. Zabranjene linije su karakteristične za sredine čije su gustine male u odnosu na najmanje gustine naZemlji. Za razliku od vremena života atoma uekscitovanom stanju koje je reda veličine 10-8 s, vreme atoma u metastabilnom stanju je izrazito duže i iznosi 102 s, tako da u regionima velike gustine mnogo češće dolazi do sudara koji deekscituju atom bez emitovanja zračenja. U maglinama je srednje vreme između sudara 106 s, što je mnogo veće srednjeg vremenaelektrona u metastabilnom stanju, te se u maglinama spontano dešavaju prelazi sa metastabilnog u osnovno stanje.[7][3]
HII region nastaje odgigantskog molekulskog oblaka (GMO). To je oblak koji se sastoji pretežno odmolekulskog vodonika, gust je i niske temperature između 10 i 20 Kelvina. GMO oblaci mogu dugo vremena da provedu u stabilnom stanju, ali udarnim talasima koji potiču od raspadasupernove, dolazi do sudara između oblaka i može doći do njihovog kolapsa usled magnetnih interakcija. U slučaju kolapsa, dolazi i do fragmentacije materije, a ovim postupkom dolazi do rađanja zvezda.[8]
Kako zvezde nastaju u ovimGigantski molekulski oblikmolekulskim oblacima, kod najvećih oblaka temperature dostižu dovoljne visine na kojima se okolni gas možejonizovati i ubrzo nakon formiranja jonizovanog radijativnog polja,fotoni koji nose veliku energiju formiraće jonizacioni front. Talasni front će se kroz gas kretati supersoničnim brzinama koje na većim distancama od jonizovane zvezde opadaju po intenzitetu.
Fizičke osobine HII regiona jako variraju. Njihovi radijusi se kreću od ultrakompaktnih koji su prečnika do jednesvetlosne godine do gigantskih HII regiona poprečnog preseka nekoliko stotina svetlosnih godina. Njihova veličina je poznata kao Stromgrenov radijus i najviše zavisi od izvora jonizovanihfotona i gustine samog regiona. Gustine se kreću od nekoliko miliona čestica po cm3 u ultrakompaktnim HII regionima, do samo nekoliko čestica po cm3 u najširim regionima. Pored toga, postoje i ultragusti HII regioni. U zavisnosti od gustine, mase HII regiona se kreću od 100 do 10 000 solarnih masa. Broj zvezda u HII regionu zavisi od njegove veličine. Regioni su komplikovanije strukture odplanetarnih maglina koje imaju samo jedan centralni jonizovani izvor zbog toga što se u njima jonizovani gas dobija iz više izvora i pomešan je sa slabimmagnetnim poljem jačine nekoliko nT. Spora pomeranja naelektrisanog jonizovanog gasa stvaraju magnetno polje i utiču na to da sam region bude naelektrisan. Bez obzira na velike količine jonizujućeg zračenja, HII regioni su skoro uvek povezani sa hladnim molekulskim gasom koji iz njih potiče.
Osnovni gradivni element HII regiona je vodonik, sa prisustvom od oko 90%. Najjače emisione linije su linije vodonika na 656,3 nm i daju regionu karakterističnu crvenu boju. Ostatak hemijskog sastava regiona čini helijum sa trakastim prisustvom težih elemenata. Njihovo prisustvo opada sa udaljavanjem od galaktičkog centra zbog toga što su oni nastajali kao proizvodi nukleosinteza u proteklom životu galaksije kada je u njima bio formiran veći broj zvezda u gušćim delovima regiona.
HII regioni se mogu pronaći jedino uspiralnim inepravilnim galaksijama, a vrlo retko se nalaze ueliptičnim galaksijama. U nepravilnim galaksijama oni nisu prostorno koncentrisani ni oko jednog dela galaksije, dok se u spiralnim galaksijama koncentrišu u linijama spirala i može ih biti i do nekoliko hiljada. Razlog zašto HII regioni nisu prisutni u svim vrstamagalaksija je u tome što se pri hlađenju samih galaksija broj sudara zvezda različit u zavisnosti od oblika galaksije.
Oblik i veličina HII regiona određeni su gustinom gasa u raznim pravcima. Najveći vangalaktički HII regioni su svi približno istih dimenzija i zbog toga se koriste kao "standardne sveće" za određivanje kosmičkih udaljenosti. Pored njih, za indikatore udaljenosti koriste se iCefeide,Crveni iPlavi superdžinovi,globularna zvezdana jata,supernove tipa Ia i najsjajnijegalaksije. Objekti koji se koriste za određivanje rastojanja moraju biti dovoljno sjajni da se vide na velikim daljinama i njihovsjaj mora biti u uskom intervalu magnituda, kako bi bio dobro definisan.
Najveći HII regioni se koriste za određivanje daljina između 40 i 90 Mpc. Njihovapsolutni sjaj je približno konstantan i iznosi −12 magnituda. Merenjem njihoveprividne magnitude dobija se udaljenost (r) preko formule koja povezuje prividnu (m) i apsoltnu magnitudu (M):
Kod HII regiona koji su na udaljenosti do 60 Mpc, koristi se dodatna metoda procenjivanja daljina poznavanjem linearnog prečnika magline (R) koji je isti za galaksije istog tipa i merenjem uglovnog prečnika magline (r). Kada se r izrazi u lučnim sekundama, daljina D se računa preko formule[3]:
| Међународне | |
|---|---|
| Државне | |
| Остале | |
