Зоны ионизированного водорода

Основной источник статьи: Большая российская энциклопедия

ЗО́НЫ ИОНИЗО́ВАННОГО ВОДОРО́ДА (зоны HII, зоны Стрёмгрена) – участки межзвёздной среды с практически полной (обычно более 99,9%) ионизацией основного химического элемента – водорода; широко распространённый тип межзвёздных туманностей. Обычно термином «зоны ионизированного водорода» обозначают туманности, ионизованные ультрафиолетовым излучением горячих (с температурой Т > 20000 К) звёзд. Зоны ионизированного водорода – наиболее яркие участки межзвёздной среды. Часто их называют газовыми туманностями.

Рис. 1. Диффузная зона ионизованного водорода – туманность NGC 6611 в области звездообразования М16. Видна волокнистая структура межзвёздного газа; небольшие тёмные пятна со светлыми ободками – глобулы. Многочисленные светлые точки – отдельные звёзды.

Типичная, так называемая диффузная, зона ионизированного водорода (рис. 1) возникает в результате ионизации межзвёздного газа излучением молодой массивной звезды спектрального класса О или В. Размеры диффузных зон ионизированного водорода составляют 1–10 пк; концентрация газа в них n = 10–10000 см^–3. Температура диффузных зон ионизированного водорода обычно заключена в диапазоне (7–12)·10³ К. Продолжительность жизни типичной зоны ионизированного водорода не превышает 10⁶ лет. Звёзды ОВ-ассоциаций нередко создают вокруг себя так называемые гигантские зоны ионизированного водорода (размером 100–300 пк), часто наблюдаемые в центральных областях галактик. Звёзды, расположенные вне межзвёздных облаков, создают протяжённые зоны ионизированного водорода низкой плотности (n < 1 см^–3). Массивные звёзды, рождающиеся в плотных (n > 10⁴–10⁷ см^–3) компактных (< 10^–2 пк) газово-пылевых «коконах» внутри молекулярных облаков, создают компактные и ультракомпактные зоны ионизированного водорода – «индикаторы» областей звездообразования. Разновидностью зонами ионизированного водорода являются планетарные туманности, возникающие при плавном сбросе внешних слоёв звёзд на поздних стадиях их эволюции.

Зоны ионизированного водорода излучают в основном в спектральных линиях водорода и запрещённых линиях др. элементов в ультрафиолетовом, оптическом и инфракрасном диапазонах. Имеется и слабый непрерывный спектр; он тянется от ультрафиолетового до радиодиапазона. В инфракрасном диапазоне преобладает излучение межзвёздной пыли, нагретой светом звезды до температуры 100–300 К, в радиодиапазоне – непрерывное излучение газа, на фоне которого видны рекомбинационные линии водорода, гелия и углерода.

Окружающая пыль поглощает оптическое и ультрафиолетовое излучение компактных зон ионизированного водорода. Поэтому они видны как инфракрасные и радиоисточники тепловой природы и часто являются космическими мазерами. Постепенно газ и пыль выметаются излучением и звёздным ветром молодой звезды; размер зон ионизированного водорода увеличивается, и из компактной она превращается в оптически наблюдаемую диффузную. Вначале такая зона ионизированного водорода нестационарна – по веществу бежит волна ионизации – быстрый ионизационный фронт. Через несколько тысяч лет устанавливается баланс рекомбинации и фотоионизации, но давление нагретого вещества в зоне ионизированного водорода много выше, чем в окружающем газе, поэтому она продолжает медленно расширяться.

Рис. 2. Фрагмент центральной части туманности NGC 6611. Видно два «слоновьих хобота». Обжатие холодного газа кончиков «хоботов» горячим газом туманности приводит к рождению маломассивных молодых звёзд типа Т Тельца. В правом верхнем углу видно рассеянное окружающей средой излучение такой звезды.

Ионизационный фронт, встречая на своём пути неоднородности, огибает их, образуя замкнутые неионизованные участки высокой плотности – глобулы. В «тени» от глобул вещество обычно более холодное и тёмное (так называемые слоновьи хоботы, рис. 2). На границе уплотнений возникают яркие ободки (римы). Обжатие глобулы окружающим газом способствует тому, что позже, когда зона ионизированного водорода уже прекращает своё существование, в глобуле рождается маломассивная звезда типа Т Тельца, освещающая вещество «слоновьего хобота» и создающая отражательную кометарную туманность. После угасания создавшей зону ионизированного водорода короткоживущей ( < 10⁷ лет) массивной звезды остаётся так называемая реликтовая зона ионизированного водорода, вещество которой рекомбинирует за 10⁵/n лет.

Об астрологическом значении зон ионизированного водорода — см. Туманности.

Литература статьи Большой российской энциклопедии

• Каплан С. А., Пикельнер С. Б. Межзвездная среда. М., 1963.
• Каплан С. А., Пикельнер С. Б. Физика межзвездной среды. М., 1979.
• Спитцер Л. Физические процессы в межзвездной среде. М., 1981.
• Соболев В. В. Курс теоретической астрофизики. 3-е изд. М., 1985.