região HII -H II region
Uma região H II ou região HII é uma região de hidrogênio atômico interestelar que é ionizado . É tipicamente uma nuvem em uma nuvem molecular de gás parcialmente ionizado em que a formação de estrelas ocorreu recentemente, com um tamanho que varia de um a centenas de anos-luz e densidade de alguns a cerca de um milhão de partículas por cm cúbico. A Nebulosa de Órion , agora conhecida por ser uma região H II, foi observada em 1610 por Nicolas-Claude Fabri de Peiresc por telescópio, o primeiro objeto desse tipo descoberto.
Eles podem ter qualquer formato, porque a distribuição das estrelas e do gás dentro deles é irregular. As estrelas azuis de vida curta criadas nessas regiões emitem grandes quantidades de luz ultravioleta que ionizam o gás circundante. As regiões H II – às vezes com várias centenas de anos-luz de diâmetro – são frequentemente associadas a nuvens moleculares gigantes . Eles geralmente parecem aglomerados e filamentosos, às vezes mostrando formas intrincadas, como a Nebulosa Cabeça de Cavalo . As regiões H II podem dar origem a milhares de estrelas durante um período de vários milhões de anos. No final, explosões de supernovas e fortes ventos estelares das estrelas mais massivas no aglomerado estelar resultante dispersarão os gases da região H II, deixando para trás um aglomerado de estrelas que se formaram.
As regiões H II podem ser observadas a distâncias consideráveis no universo, e o estudo das regiões H II extragalácticas é importante para determinar a distância e a composição química das galáxias . Galáxias espirais e irregulares contêm muitas regiões H II, enquanto as galáxias elípticas são quase desprovidas delas. Nas galáxias espirais, incluindo a nossa Via Láctea , as regiões H II estão concentradas nos braços espirais , enquanto nas galáxias irregulares estão distribuídas caoticamente. Algumas galáxias contêm enormes regiões H II, que podem conter dezenas de milhares de estrelas. Exemplos incluem a região 30 Doradus na Grande Nuvem de Magalhães e NGC 604 na Galáxia do Triângulo .
Terminologia
O termo H II é pronunciado "H dois" pelos astrônomos. "H" é o símbolo químico para hidrogênio, e "II" é o numeral romano para 2. É costume em astronomia usar o numeral romano I para átomos neutros, II para ionizado simples - H II é H + em outras ciências —III para duplamente ionizado, por exemplo, O III é O 2+ , etc. H II, ou H + , consiste em prótons livres . Uma região H I consiste em hidrogênio atômico neutro e uma nuvem molecular de hidrogênio molecular, H 2 . Na discussão falada com não astrônomos, às vezes há confusão entre as formas faladas idênticas de "H II" e "H 2 ".
Observações
Algumas das regiões H II mais brilhantes são visíveis a olho nu . No entanto, nenhum parece ter sido notado antes do advento do telescópio no início do século XVII. Mesmo Galileu não notou a Nebulosa de Órion quando observou pela primeira vez o aglomerado de estrelas dentro dela (anteriormente catalogado como uma única estrela, θ Orionis, por Johann Bayer ). O observador francês Nicolas-Claude Fabri de Peiresc é creditado com a descoberta da Nebulosa de Órion em 1610. Desde essa observação inicial, um grande número de regiões H II foram descobertos na Via Láctea e outras galáxias.
William Herschel observou a Nebulosa de Órion em 1774 e a descreveu mais tarde como "uma névoa de fogo não formada, o material caótico dos sóis futuros". Nos primeiros dias, os astrônomos distinguiam entre " nebulosas difusas " (agora conhecidas como regiões H II), que mantinham sua aparência difusa sob ampliação através de um grande telescópio, e nebulosas que podiam ser resolvidas em estrelas, agora conhecidas como galáxias externas à nossa. .
A confirmação da hipótese de formação estelar de Herschel teve que esperar mais cem anos, quando William Huggins junto com sua esposa Mary Huggins virou seu espectroscópio em várias nebulosas. Algumas, como a Nebulosa de Andrômeda , tinham espectros bastante semelhantes aos das estrelas , mas eram galáxias compostas por centenas de milhões de estrelas individuais. Outros pareciam muito diferentes. Em vez de um forte continuum com linhas de absorção sobrepostas, a Nebulosa de Órion e outros objetos semelhantes mostraram apenas um pequeno número de linhas de emissão . Nas nebulosas planetárias , a mais brilhante dessas linhas espectrais estava em um comprimento de onda de 500,7 nanômetros , que não correspondia a uma linha de nenhum elemento químico conhecido . A princípio, foi levantada a hipótese de que a linha poderia ser devido a um elemento desconhecido, que foi chamado de nebulium - uma ideia semelhante levou à descoberta do hélio através da análise do espectro do Sol em 1868. No entanto, enquanto o hélio era isolado na Terra logo após sua descoberta no espectro do sol, o nebulium não era. No início do século 20, Henry Norris Russell propôs que, em vez de ser um novo elemento, a linha em 500,7 nm era devido a um elemento familiar em condições desconhecidas.
A matéria interestelar, considerada densa em um contexto astronômico, está em alto vácuo pelos padrões de laboratório. Os físicos mostraram na década de 1920 que no gás de densidade extremamente baixa , os elétrons podem preencher os níveis de energia metaestáveis excitados em átomos e íons , que em densidades mais altas são rapidamente desexcitados por colisões. As transições de elétrons desses níveis no oxigênio duplamente ionizado dão origem à linha de 500,7 nm. Essas linhas espectrais , que só podem ser vistas em gases de densidade muito baixa, são chamadas de linhas proibidas . Observações espectroscópicas mostraram assim que as nebulosas planetárias consistiam em grande parte de gás oxigênio ionizado extremamente rarefeito (OIII).
Durante o século 20, as observações mostraram que as regiões H II geralmente continham estrelas quentes e brilhantes . Essas estrelas são muitas vezes mais massivas que o Sol e são as estrelas de vida mais curta, com vidas totais de apenas alguns milhões de anos (em comparação com estrelas como o Sol, que vivem por vários bilhões de anos). Portanto, supôs-se que as regiões H II deveriam ser regiões nas quais novas estrelas estavam se formando. Ao longo de um período de vários milhões de anos, um aglomerado de estrelas se formará em uma região H II, antes que a pressão da radiação das estrelas jovens quentes faça com que a nebulosa se disperse.
Origem e vida útil
O precursor de uma região H II é uma nuvem molecular gigante (GMC). Um GMC é uma nuvem fria (10-20 K ) e densa, consistindo principalmente de hidrogênio molecular . GMCs podem existir em um estado estável por longos períodos de tempo, mas ondas de choque devido a supernovas , colisões entre nuvens e interações magnéticas podem desencadear seu colapso. Quando isso acontece, por meio de um processo de colapso e fragmentação da nuvem, as estrelas nascem (veja evolução estelar para uma descrição mais longa).
À medida que as estrelas nascem dentro de um GMC, as mais massivas atingirão temperaturas suficientemente quentes para ionizar o gás circundante. Logo após a formação de um campo de radiação ionizante, fótons energéticos criam uma frente de ionização, que varre o gás circundante em velocidades supersônicas . A distâncias cada vez maiores da estrela ionizante, a frente de ionização diminui, enquanto a pressão do gás recém ionizado faz com que o volume ionizado se expanda. Eventualmente, a frente de ionização diminui para velocidades subsônicas e é ultrapassada pela frente de choque causada pela expansão do material ejetado da nebulosa. A região H II nasceu.
O tempo de vida de uma região H II é da ordem de alguns milhões de anos. A pressão da radiação das jovens estrelas quentes acabará afastando a maior parte do gás. Na verdade, todo o processo tende a ser muito ineficiente, com menos de 10% do gás na região H II formando estrelas antes que o resto seja expelido. Contribuindo para a perda de gás estão as explosões de supernovas das estrelas mais massivas, que ocorrerão após apenas 1 a 2 milhões de anos.
Destruição de viveiros estelares
As estrelas se formam em aglomerados de gás molecular frio que escondem as estrelas nascentes. É somente quando a pressão de radiação de uma estrela afasta seu 'casulo' que ela se torna visível. As estrelas quentes e azuis que são poderosas o suficiente para ionizar quantidades significativas de hidrogênio e formar regiões H II farão isso rapidamente e iluminarão a região em que acabaram de se formar. As regiões densas que contêm estrelas ainda em formação mais jovens ou menos massivas e que ainda não dissiparam o material do qual estão se formando são frequentemente vistas em silhueta contra o resto da nebulosa ionizada. Bart Bok e EF Reilly procuraram fotografias astronômicas na década de 1940 em busca de "nebulosas escuras relativamente pequenas", seguindo sugestões de que estrelas poderiam ser formadas a partir de condensações no meio interestelar; eles encontraram vários desses "objetos escuros aproximadamente circulares ou ovais de tamanho pequeno", que eles chamavam de "glóbulos", desde então chamados de glóbulos de Bok . Bok propôs no Harvard Observatory Centennial Symposia de dezembro de 1946 que esses glóbulos eram prováveis locais de formação de estrelas. Foi confirmado em 1990 que eles eram de fato berços estelares. As estrelas jovens e quentes dissipam esses glóbulos, pois a radiação das estrelas que alimentam a região H II afasta o material. Nesse sentido, as estrelas que geram as regiões H II atuam destruindo os berçários estelares. Ao fazer isso, no entanto, uma última explosão de formação de estrelas pode ser desencadeada, pois a pressão da radiação e a pressão mecânica da supernova podem agir para comprimir os glóbulos, aumentando assim a densidade dentro deles.
As estrelas jovens nas regiões H II mostram evidências de conter sistemas planetários. O Telescópio Espacial Hubble revelou centenas de discos protoplanetários ( proplyds ) na Nebulosa de Órion. Pelo menos metade das estrelas jovens da Nebulosa de Órion parecem estar cercadas por discos de gás e poeira, que se acredita conterem muitas vezes mais matéria do que seria necessário para criar um sistema planetário como o Sistema Solar .
Características
Propriedades físicas
As regiões HII variam muito em suas propriedades físicas. Eles variam em tamanho desde as chamadas regiões ultracompactas (UCHII), talvez com apenas um ano-luz ou menos, até regiões H II gigantes com várias centenas de anos-luz de diâmetro. Seu tamanho também é conhecido como raio de Stromgren e depende essencialmente da intensidade da fonte de fótons ionizantes e da densidade da região. Suas densidades variam de mais de um milhão de partículas por cm 3 nas regiões H II ultracompactas a apenas algumas partículas por cm 3 nas regiões maiores e mais extensas. Isto implica massas totais entre talvez 100 e 10 5 massas solares .
Existem também regiões "ultra-densas H II" (UDHII).
Dependendo do tamanho de uma região H II pode haver vários milhares de estrelas dentro dela. Isso torna as regiões H II mais complicadas do que as nebulosas planetárias, que possuem apenas uma fonte ionizante central. Normalmente as regiões H II atingem temperaturas de 10.000 K. São principalmente gases ionizados com campos magnéticos fracos com intensidades de vários nanoteslas . No entanto, as regiões H II estão quase sempre associadas a um gás molecular frio, que se originou do mesmo GMC parental. Os campos magnéticos são produzidos por essas cargas elétricas fracas em movimento no gás ionizado, sugerindo que as regiões HII podem conter campos elétricos .
Várias regiões H II também mostram sinais de serem permeadas por um plasma com temperaturas superiores a 10.000.000 K, suficientemente quente para emitir raios X. Observatórios de raios-X, como Einstein e Chandra , notaram emissões difusas de raios-X em várias regiões de formação de estrelas, principalmente a Nebulosa de Órion, Messier 17 e a Nebulosa Carina. O gás quente é provavelmente fornecido pelos fortes ventos estelares de estrelas do tipo O, que podem ser aquecidos por ondas de choque supersônicas nos ventos, por colisões entre ventos de estrelas diferentes ou por ventos de colisão canalizados por campos magnéticos. Este plasma se expandirá rapidamente para preencher as cavidades disponíveis nas nuvens moleculares devido à alta velocidade do som no gás a essa temperatura. Ele também vazará através de buracos na periferia da região H II, o que parece estar acontecendo em Messier 17.
Quimicamente, as regiões HII consistem em cerca de 90% de hidrogênio. A linha de emissão de hidrogênio mais forte, a linha H-alfa em 656,3 nm, dá às regiões H II sua característica cor vermelha. (Esta linha de emissão vem do hidrogênio não ionizado excitado.) A maior parte do resto de uma região H II consiste em hélio , com traços de elementos mais pesados. Em toda a galáxia, verifica-se que a quantidade de elementos pesados nas regiões H II diminui com o aumento da distância do centro galáctico. Isso ocorre porque ao longo da vida da galáxia, as taxas de formação de estrelas foram maiores nas regiões centrais mais densas, resultando em maior enriquecimento dessas regiões do meio interestelar com os produtos da nucleossíntese .
Números e distribuição
As regiões H II são encontradas apenas em galáxias espirais como a Via Láctea e galáxias irregulares . Eles não são vistos em galáxias elípticas . Em galáxias irregulares, eles podem estar dispersos por toda a galáxia, mas em espirais são mais abundantes dentro dos braços espirais. Uma grande galáxia espiral pode conter milhares de regiões H II.
A razão pela qual as regiões H II raramente aparecem em galáxias elípticas é que se acredita que as elípticas se formam através de fusões de galáxias. Em aglomerados de galáxias , tais fusões são frequentes. Quando as galáxias colidem, estrelas individuais quase nunca colidem, mas as regiões GMCs e H II nas galáxias em colisão são severamente agitadas. Sob essas condições, enormes explosões de formação de estrelas são desencadeadas, tão rapidamente que a maior parte do gás é convertida em estrelas, em vez da taxa normal de 10% ou menos.
Galáxias que passam por uma formação estelar tão rápida são conhecidas como galáxias starburst . A galáxia elíptica pós-fusão tem um teor de gás muito baixo e, portanto, as regiões H II não podem mais se formar. Observações do século XXI mostraram que um número muito pequeno de regiões H II existem completamente fora das galáxias. Essas regiões intergalácticas H II podem ser os restos de rupturas de maré de pequenas galáxias e, em alguns casos, podem representar uma nova geração de estrelas no gás mais recentemente agregado de uma galáxia.
Morfologia
As regiões H II vêm em uma enorme variedade de tamanhos. Eles são geralmente grumosos e não homogêneos em todas as escalas, do menor ao maior. Cada estrela dentro de uma região H II ioniza uma região aproximadamente esférica - conhecida como esfera de Strömgren - do gás circundante, mas a combinação de esferas de ionização de várias estrelas dentro de uma região H II e a expansão da nebulosa aquecida em gases circundantes cria gradientes de densidade que resultam em formas complexas. Explosões de supernovas também podem esculpir regiões H II. Em alguns casos, a formação de um grande aglomerado de estrelas dentro de uma região H II resulta no esvaziamento da região por dentro. Este é o caso de NGC 604 , uma região H II gigante na Galáxia do Triângulo . Para uma região H II que não pode ser resolvida , algumas informações sobre a estrutura espacial (a densidade eletrônica em função da distância do centro e uma estimativa da aglomeração) podem ser inferidas realizando uma transformada de Laplace inversa no espectro de frequência .
Regiões notáveis
As regiões galácticas H II notáveis incluem a Nebulosa de Órion, a Nebulosa Eta Carinae e o Complexo Berkeley 59/Cepheus OB4 . A Nebulosa de Orion, a cerca de 500 pc (1.500 anos-luz) da Terra, faz parte da OMC-1 , uma nuvem molecular gigante que, se visível, seria vista preenchendo a maior parte da constelação de Orion . A Nebulosa Cabeça de Cavalo e o Loop de Barnard são duas outras partes iluminadas desta nuvem de gás. A Nebulosa de Órion é na verdade uma fina camada de gás ionizado na borda externa da nuvem OMC-1. As estrelas do aglomerado Trapezium , e especialmente θ 1 Orionis , são responsáveis por esta ionização.
A Grande Nuvem de Magalhães , uma galáxia satélite da Via Láctea a cerca de 50 kpc ( 160 mil anos-luz ), contém uma gigante região H II chamada Nebulosa da Tarântula . Medindo cerca de 200 pc ( 650 anos-luz ) de diâmetro, esta nebulosa é a mais massiva e a segunda maior região H II do Grupo Local . É muito maior do que a Nebulosa de Órion e está formando milhares de estrelas, algumas com massas superiores a 100 vezes a do Sol — estrelas OB e Wolf-Rayet . Se a Nebulosa da Tarântula estivesse tão próxima da Terra quanto a Nebulosa de Órion, ela brilharia tão intensamente quanto a lua cheia no céu noturno. A supernova SN 1987A ocorreu nos arredores da Nebulosa da Tarântula.
Outra região gigante H II - NGC 604 está localizada na galáxia espiral M33 , que está a 817 kpc (2,66 milhões de anos-luz). Medindo aproximadamente 240 × 250 pc ( 800 × 830 anos-luz ) de diâmetro, NGC 604 é a segunda região H II mais massiva do Grupo Local depois da Nebulosa da Tarântula, embora seja um pouco maior em tamanho do que a última. Ele contém cerca de 200 estrelas quentes OB e Wolf-Rayet, que aquecem o gás dentro dele a milhões de graus, produzindo emissões brilhantes de raios-X . A massa total do gás quente em NGC 604 é de cerca de 6.000 massas solares.
Problemas atuais
Tal como acontece com as nebulosas planetárias, as estimativas da abundância de elementos nas regiões H II estão sujeitas a alguma incerteza. Existem duas maneiras diferentes de determinar a abundância de metais (metais neste caso são outros elementos além de hidrogênio e hélio) em nebulosas, que dependem de diferentes tipos de linhas espectrais, e grandes discrepâncias são vistas às vezes entre os resultados derivados dos dois métodos . Alguns astrônomos atribuem isso à presença de pequenas flutuações de temperatura nas regiões H II; outros afirmam que as discrepâncias são grandes demais para serem explicadas pelos efeitos da temperatura e supõem a existência de nós frios contendo muito pouco hidrogênio para explicar as observações.
Os detalhes completos da formação de estrelas massivas nas regiões H II ainda não são bem conhecidos. Dois grandes problemas dificultam a pesquisa nesta área. Primeiro, a distância da Terra às grandes regiões H II é considerável, com a região H II mais próxima ( Nebulosa da Califórnia ) a 300 pc (1.000 anos-luz); outras regiões H II estão várias vezes mais distantes da Terra. Em segundo lugar, a formação dessas estrelas é profundamente obscurecida pela poeira, e as observações de luz visível são impossíveis. O rádio e a luz infravermelha podem penetrar na poeira, mas as estrelas mais jovens podem não emitir muita luz nesses comprimentos de onda .
Veja também
Referências
links externos
- Imagens do Hubble de nebulosas incluindo várias regiões H II
- Informações da SEDS
- Notas do curso de astronomia de Harvard sobre as regiões H II