Região HI - H I region

Uma região HI ou região HI (leia-se H one ) é uma nuvem no meio interestelar composta de hidrogênio atômico neutro (HI), além da abundância local de hélio e outros elementos. (H é o símbolo químico para hidrogênio, e "I" é o numeral romano. É comum na astronomia usar o numeral romano I para átomos neutros, II para ionizados isoladamente - HII é H ⁺ em outras ciências - III para duplamente -ionizado, por exemplo, OIII é O ⁺⁺ , etc.) Essas regiões não emitem luz visível detectável (exceto em linhas espectrais de outros elementos que não hidrogênio ), mas são observadas pela linha espectral da região de 21 cm (1.420 MHz) . Esta linha tem uma probabilidade de transição muito baixa , portanto, requer grandes quantidades de gás hidrogênio para ser vista. Nas frentes de ionização, onde as regiões HI colidem com o gás ionizado em expansão (como uma região H II ), a última brilha mais forte do que de outra forma. O grau de ionização em uma região HI é muito pequeno, em torno de 10 ⁻⁴ (ou seja, uma partícula em 10.000). Em pressões interestelares típicas em galáxias como a Via Láctea , as regiões HI são mais estáveis em temperaturas abaixo de 100 K ou acima de vários milhares de K; o gás entre essas temperaturas aquece ou resfria muito rapidamente para atingir um dos regimes de temperatura estáveis. Dentro de uma dessas fases, o gás é geralmente considerado isotérmico , exceto perto de uma região H II em expansão . Perto de uma região H II em expansão está uma região HI densa, separada da região HI não perturbada por uma frente de choque e da região H II por uma frente de ionização.

Mapeamento

Mapear as emissões de HI com um radiotelescópio é uma técnica usada para determinar a estrutura de galáxias espirais . Também é usado para mapear interrupções gravitacionais entre galáxias. Quando duas galáxias colidem , o material é puxado em fios, permitindo que os astrônomos determinem para que lado as galáxias estão se movendo.

As regiões HI absorvem efetivamente fótons com energia suficiente para ionizar o hidrogênio, o que requer uma energia de 13,6 elétron-volts . Eles são onipresentes na galáxia da Via Láctea , e o Lockman Hole é uma das poucas "janelas" para observações claras de objetos distantes em comprimentos de onda ultravioleta e de raios X suaves extremos .

Veja também

• GW 123,4-1,5

Referências

• Anderson, Kevin J & Churchwell, Ed (1985). "A anatomia de uma nebulosa". Astronomia . 13 : 66–71. Bibcode : 1985Ast .... 13 ... 66C .