зоны нii

ЗОНЫ НII (области ионизованного водорода) - широко распространённый тип туманностей, характеризующийся практич. полной (в большей части объёма более чем на 99,9%) ионизацией основного элемента - водорода УФ-излучением (l[912Е) звёзд. Др. элементы обычно находятся на II -V стадиях ионизации (см. Ион), гелий иногда остаётся нейтральным.

Диффузная зона НII NGC 6611. Видны тёмные сгустки - глобулы, вытянутые тёмные образования - "слоновые хоботы", светлые ободки вокруг них - римы.

Химич. состав 3. НII близок к "нормальному" космическому (см. Распространённость элементов). 3. НII являются наиболее яркими участками межзвёздной среды. Часто их наз. газовыми туманностями. Типичные, т. н. диффузные 3. НII (НII - спектроскопия, символ иона водорода) образуются вокруг звёзд спектрального класса В1 и более горячих. 3. НII, ионизованные группой звёзд, образуют гигантские 3. НII, часто наблюдаемые в центральных частях галактик. Когда звезда расположена вне облака, она создаёт протяжённую 3. НII низкой плотности. Рождающиеся горячие звёзды ионизуют плотный газ протозвезды или "кокона", создавая компактные 3. НII, к-рые являются индикатором мест звездообразования. Разновидностью 3. НII являются планетарные туманности. З. НII сильно различаются по размерам, плотностям, яркостям и массам. Диффузные З.НII вокруг звёзд спектрального класса О обычно имеют размеры 1 - 10 пк при концентрации частиц N от десятков до тысяч в см³. Размеры гигантских З.НII порядка сотен пк. Компактные З.НII характеризуются высокой плотностью (N/10⁴-10⁶ см^-3) при размерах 10^-1-10^-3 пк. Мера эмиссии колеблется от десятков пк.см^-6 в З.НII еле заметных на фоне неба до 3.10⁸ пк.см^-6 - в ярчайших. Массы З.НII от долей до ~10⁵ масс Солнца. З.НП излучают в основном в спектральных линиях водорода и запрещённых линиях др. элементов, сосредоточенных гл. обр. в оптич. и ИК-диапазонах. Кроме того, имеется слабый непрерывный спектр, к-рый тянется от УФ- до радиодиапазона. В ИК-диапазоне преобладает излучение межзвёздной пыли, а в радиодиапазоне- непрерывное излучение газа, на фоне к-рого видны линии водорода, гелия и углерода. Физич. условия в З.НII далеки от термодинамич. равновесных. З.НII обычно прозрачны для основных видов собственного излучения (за исключением гл. обр. спектральных линий серии Лаймана и лаймановского континуума). Поэтому они характеризуются объёмным нагревом (фотоионизация УФ-излучением звезды) и объёмным охлаждением (в основном фотонами оптич. и ИК-диапазонов). Населённости уровней атомов водорода и гелия определяются в основном фоторекомбинациями и спонтанными переходами. Лишь для очень высоковозбуждённых состояний важны ударные процессы. Нижние уровни др. элементов заселяются гл. обр. электронными ударами. Распределение частиц по скоростям остаётся близким к Максвелла распределению с темп-рой, одинаковой для всех сортов частиц. Темп-ра диффузных З.НII обычно (7- 9).10³К. З.НII возникают в плотном газе с пылью, вокруг массивных звёзд, рождающихся в газопылевых комплексах. Такие З.НII явл. компактными З.НII. Постепенно газ и пыль разбрасываются в стороны излучением и звёздным, ветром молодой звезды. Размеры 3. НII увеличиваются, а газопылевой комплекс просветляется и З.НII со временем становится оптически наблюдаемой диффузной З.НII. Вначале она нестационарна - по веществу бежит волна ионизации - быстрый ионизационный фронт. Через неск. тыс. лет наступает приблизительный баланс рекомбинаций и фото-ионизации. Но давление нагретого вещества З.НII ещё намного выше, чем в окружающем газе, поэтому З.НII продолжает медленно расширяться. Перед ней возникает ударная волна, движущаяся по нейтральному газу и уплотняющая его. З.НII, расширяясь, медленно "поедает" этот плотный газ. Ионизационный фронт, встречая на своём пути неоднородности, огибает их, образуя замкнутые неионизованные участки высокой плотности - глобулы (рис.). В "тени" от глобул вещество обычно более холодное и тёмное (это т. н. слоновые хоботы). На границе уплотнений ионизованный газ имеет повышенную плотность и образует яркие ободки (римы). Обжатие вещества глобулы окружающим газом способствует звездообразованию в глобулах. Через неск. млн. лет, когда З.НII прекращает своё существование, в глобуле появляется звезда, освещающая вещество "слонового хобота" и создающая отражательную кометарную туманность. Горячие массивные звёзды имеют малое время жизни. После их угасания остаётся т. н. реликтовая З.НII, к-рая рекомбинирует за время ~10⁵/N лет. Продолжительность жизни наиболее крупных диффузных З.НII не превосходит 10⁶ лет. Лит.: К а п л а н С. А., Пикельнер С. Б., Межзвездная среда, М., 1963; их же, Физика межзвездной среды, М., 1979; Соболев В. В., Курс теоретической астрофизики, 3 изд., М., 1985; Спитцер Л., Физические процессы в межзвездной среде, пер. с англ., М., 1981. Н. Г. Бочкарев.

   <<      Предметный указатель      >>