H-II-gebied
Een H-II-gebied is een wolk van gloeiend gas, soms vele honderden lichtjaren in doorsnede, waarin stervorming plaatsvindt. Jonge, hete, blauwe sterren welke gevormd zijn uit het gas stralen scheutig ultraviolet licht uit waarbij ze de nevel rondom ioniseren.
In H-II-gebieden kunnen over verscheidene miljoenen jaren vele duizenden sterren ontstaan. Uiteindelijk worden de gassen van het H-II-gebied door supernovaexplosies en sterrenwinden van de meest massieve sterren verspreid, waarbij een sterrenhoop zoals Pleiaden overblijft.
H-II-gebieden zijn genoemd naar de grote hoeveelheden geïoniseerd atomair waterstof welke ze bevatten, aangeduid als H-II (uitgesproken als "Ha Twee") door astronomen (H-I is neutraal atomair waterstof, en H2 is een waterstofmolecule). H-II-gebieden kunnen tot op behoorlijke afstanden in het heelal waargenomen worden en de bestudering van H-II-gebieden buiten ons eigen melkwegstelsel is belangrijk bij het bepalen van de afstand en chemische samenstelling van andere melkwegstelsels.
Inhoud |
[bewerk] Waarnemingen
Enkele van de helderste H-II-gebieden zijn zichtbaar met het blote oog. Het lijkt er echter op dat er tot de komst van de telescoop in de 17e eeuw niet één opgemerkt is. Zelfs Galileo Galilei keek over de Orionnevel heen toen hij de sterrenhoop (M42, het Trapezium) erin bekeek (dat voorheen als een enkele ster was gecatalogiseerd, θ-Orionis), door Johannes Bayer). De Franse astronoom Nicholas-Claude Fabri de Peiresc wordt toegeschreven de Orionnevel in 1610 ontdekt te hebben. Sinds die lang geleden gedane observatie zijn grote hoeveelheden H-II-gebieden ontdekt in zowel het onze als overige melkwegstelsels.
William Herschel observeerde de Orionnevel in 1774 en beschreef deze als "een niet gevormde vurige waas, het chaotisch materiaal van toekomstige zonnen". Het duurde nog honderd jaar voordat dit vermoeden bevestigd kon worden door William Huggins en zijn vrouw Mary Huggins, toen zij hun spectroscoop op verscheidene nevels richtte. Sommigen, zoals de Andromedanevel hadden spectra welke redelijk overeen kwamen met die van sterren en bleken melkwegstelsels te zijn die op hun buurt weer uit miljoenen individuele sterren bestaan. Andere zagen er heel anders uit. In plaats van een sterk continuüm met daarop absorptielijnen vertoonde de Orionnevel maar een paar emissielijnen[1]. De helderste hiervan was die met een golflengte van 500,7 nanometer, hetgeen niet correspondeerde met een lijn van een bekend chemisch element. Aanvankelijk werd gespeculeerd dat de lijn veroorzaakt werd door een onbekend element dat nebulium werd genoemd; een gelijkaardig idee had in 1868 geleid tot de ontdekking van helium door middel van analyse van het spectrum van de zon.
Terwijl helium na de ontdekking in het spectrum van de zon als snel werd geïsoleerd, gebeurde dit niet met nebulium. Begin 20e eeuw stelde Henry Norris Russel voor dat de lijn op 500,7 nm in plaats van door een nieuw element wel eens veroorzaakt kon worden door een bekend element in onbekende omstandigheden.
Natuurkundigen toonden in de jaren '20 aan dat bij gas in extreem lage dichtheden het mogelijk is dat elektronen aangeslagen metastabiele energieniveau's in atomen en ionen kunnen bevolken welke in hogere dichtheden door botsingen weer snel uit hun aangeslagen toestand raken [2]. Elektronentransities tussen deze niveaus in zuurstof veroorzaken de lijn op 500,7nm. Deze spectraallijnen, welke alleen in gassen met zeer lage dichtheid gezien kunnen worden, worden verboden lijnen genoemd. Spectroscopische observaties toonden dus aan dat nevels uit zeer speciaal gas zijn gemaakt.
Gedurende de 20e eeuw toonden observaties aan dat H-II-gebieden vaak hete en heldere sterren bevatten. Deze sterren zijn vele malen massiever dan onze zon en zijn de sterren welke het kortst leven, met een totale levensduur van slechts een paar miljoen jaar (vergeleken met sterren als de zon, welke vele miljarden jaren leven). Daarom werd verondersteld dat H-II-gebieden gebieden waren waar zich nieuwe sterren vormen. Over een periode van verscheidene miljoenen jaren zal zich uit een H-II-gebied een sterrenhoop vormen, voordat stralingsdruk welke de hete jonge sterren ontstaat de nevel uiteendrijft. Het Zevengesternte (Plejaden) is een voorbeeld van een sterrenhoop dat het H-II-gebied waaruit het gevormd is heeft 'weggekookt'. Er is nog slechts een spoortje van over dat als reflectienevel te zien is.
[bewerk] Ontstaan en levensloop
De voorganger van een H-II-gebied is een reusachtige moleculaire wolk (RMW). Een RMW is een zeer koele (10–20 K) en dichte wolk welke voor het merendeel bestaat uit moleculair waterstof. RMW's kunnen lange tijd in een stabiele staat blijven bestaan, echter, schokgolven ten gevolge van supernova's, botsingen tussen wolken en magnetische interacties kunnen ieder de ineenstorting van een deel van de wolk bewerkstelligen. Als dit gebeurt via een proces van ineenstorting en fragmentatie van de wolk gaan sterren ontstaan (zie ontstaan van een zonnestelsel voor een uitgebreidere beschrijving).
Terwijl in de RMW sterren ontstaan zullen de meest massieve sterren temperaturen bereiken welke hoog genoeg zijn om het omringende gas te ioniseren. Als snel na de vorming van een ioniserend stralingsveld scheppen energetische fotonen een ionisatiefront dat met supersonische snelheden door het omringende gas raast. Op grotere en grotere afstanden van de ioniserende ster daalt de snelheid van het ionisatiefront, terwijl de druk van het nieuw-geïoniseerde gas het geïoniseerd volume doet uitdijen. Uiteindelijk remt het ionisatiefront af tot subsonische snelheden en wordt ingehaald door het schokfront veroorzaakt door de uitdijende nevel. Dit is het moment waarop het H-II-gebied geboren is.[3]
De leeftijd die een H-II-gebied bereikt is in de orde van een paar miljoen jaar. Stralingsdruk vanuit de hete jonge sterren zal uiteindelijk het meeste gas weg doen drijven. Feitelijk neigt het hele proces erg inefficiënt te zijn waarbij minder dan 10 procent van het gas van het H-II-gebied zich tot sterren vormt en de rest weggeblazen wordt. Supernovaexplosies van de meest massieve sterren dragen ook bij aan het gasverlies, en deze vinden al plaats na zo'n 1-2 miljoen jaar.
[bewerk] Kraamkamers voor sterren
De eigenlijke geboorte van sterren binnen H-II-gebieden blijft voor ons verborgen achter de dichte gas- en stofwolken welke de sterren in wording omringen. Pas op het moment dat de stralingsdruk vanuit een ster zijn 'cocon' uiteendrijft wordt deze zichtbaar. Voordien worden de dichte gebieden welke de nieuwe sterren bevatten vaak gezien in een silhouet tegen de rest van de geïoniseerde nevel - deze donkere plekken staan bekend als bolwolken of Bokglobules, naar Bart Jan Bok, wie in de 'jaren 40 voorstelde dat dit plaatsen waren waar sterren werden geboren.
De bevestiging van het vermoeden van Bok moest wachten tot 1990, toen infraroodobservatoria eindelijk door het dikke stof waaruit bolwolken bestaan konden doordringen en jonge sterachtige objecten onthulden. Tegenwoordig wordt gedacht dat een typische bolwolk een gewicht heeft van ongeveer 10 zonnemassa's en uitstrekt over een gebied van ongeveer een lichtjaar in doorsnede en dat bolwolken meestal leiden tot de vorming van dubbele of meervoudige sterrensystemen. [4],[5],[6]
Naast dat ze plaatsen zijn waar sterren worden geboren, vertonen H-II-gebieden ook bewijzen dat ze planeetstelsels bevatten. De Hubble-ruimtetelescoop heeft honderden protoplanetaire schijven ontdekt in de Orionnevel. Op zijn minst de helft van de jonge sterren in de Orionnevel lijken omringd te zijn door schijven van gas en stof waarvan het er op lijkt dat ze veel meer materie bevatten als dat nodig is om een zonnestelsel als het onze te vormen.
[bewerk] Kenmerken
[bewerk] Natuurkundige kenmerken
H-II-gebieden variëren behoorlijk in hun natuurkundige kenmerken. Ze variëren in grootte van zogenoemde ultra-compacte gebieden welke veelal slechts een lichtjaar of minder in doorsnede zijn, tot reusachtige H-II-gebieden welke vele honderden lichtjaren breed zijn. Hun dichtheden variëren van meer dan een miljoen deeltjes per cm³ in de ultracompacte H-II-gebieden tot slechts enkele deeltjes per cm³ in de grootste en meest uitgestrekte gebieden.
Afhankelijk van de grootte van een H-II-gebied kunnen zich er enkele tot vele duizenden sterren in bevinden. Dit maakt H-II-gebieden veel gecompliceerden om te begrijpen dan planetaire nevels, welke slechts één centrale ioniserende bron hebben. In het typische geval zijn de temperaturen H-II-gebieden echter in de orde van 10.000 Kelvin.
Chemisch gezien bestaan H-II-gebieden voor zo'n 90% uit waterstof. De sterkste waterstofemissielijn op 656,3nm geeft H-II-gebieden hun karakteristieke rode kleur. De rest van een H-II-gebied bestaat voor het grootste deel uit helium, met enkele sporen van zwaardere elementen. Dwars door de melkweg wordt gevonden dat het aandeel zware elementen in H-II-gebieden afneemt met toenemende afstand van het centrum van de melkweg. Dit is het geval omdat naarmate de leeftijd van het heelal vordert de mate van sterrenvorming groter is in de dichte centrale gebieden hetgeen leidt tot grotere verrijking van het interstellair medium met de producten van nucleosynthese.
[bewerk] Aantallen en distributie
H-II-gebieden worden veelal alleen in onregelmatige en spiraalvormige melkwegstelsels zoals het onze gezien. Ze worden nooit waargenomen in elliptische melkwegstelsels. In onregelmatige melkwegstelsels worden ze door het hele melkwegstelsel waargenomen, in spiraalvormige melkwegstelsels worden ze haast vrijwel alleen in de spiraalarmen gevonden. Een groot spiraalvormig melkwegstelsel kan duizenden H-II-gebieden bevatten.
De redenen dat H-II-gebieden niet in elliptische melkwegstelsels worden gezien is dat men denkt dat elliptische melkwegstelsels gevormd worden door versmeltingen van melkwegstelsels. In clusters komen zulke versmeltingen vaak voor. Als melkwegstelsels met elkaar in botsing komen botsen individuele sterren hoogst zelden, maar de RMW's en H-II-gebieden raken zeer verroerd. Onder deze omstandigheden vinden worden uitbarstingen van sterformaties gestart, zo snel dat het meeste gas omgezet wordt in plaats van de normale 10% of minder. Melkwegstelsels die deze snelle stervorming ondergaan staan bekend als starburststelsels. Het elliptisch melkwegstelsel dat na de versmelting ontstaan is heeft een erg lage gasinhoud en aldus kunnen H-II-gebieden zich niet langer vormen.
Recente observaties hebben aangetoond dat er zich een zeer klein aantal H-II-gebieden geheel buiten melkwegstelsels bevindt. Deze intergalactische H-II-gebieden zijn vermoedelijk overblijfselen van getijdenverstoringen van kleine sterrenstelsels.[7]
[bewerk] Morfologie
H-II-gebieden komen voor in een enorme variëteit van grootten. Iedere ster binnenin een H-II-gebied ioniseert een ruwweg bolvormig gebied van gas eromheen, maar de combinatie van ionisatiebollen van meerdere sterren binnen een H-II-gebied en de uitdijing van de verhitte nevel in omringende gassen met sterke dichtheidsovergangen hebben complexe vormen tot gevolg. Dit is het geval voor NGC-604, een reusachtig H-II-gebied in de driehoeknevel.
[bewerk] Opmerkelijke H-II-gebieden
Binnen ons melkwegstelsel is het meest bekende H-II-gebied de Orionnevel, welke zich op een afstand van 1500 lichtjaren bevindt. De Orionnevel is onderdeel van een RMW welke, als hij zichtbaar zou zijn, zo'n beetje het hele sterrenbeeld Orion (Jager) zou opvullen. De Paardekopnevel en de lus van Barnard zijn twee andere oplichtende delen van deze gaswolk.
De Grote Magellaanse Wolk, een satellietstelsel van onze melkweg, bevat een groot H-II-gebied genoemd de Tarantulanevel. Deze nevel is veel groter dan de Orionnevel en vormt momenteel duizenden sterren, sommige met massa's van 100 maal die van de zon. Als de Tarantulanevel net zo dicht bij de aarde stond als de Orionnevel, dan zou deze zo'n beetje net zo fel als de maan schijnen in de nachtelijke lucht. De supernova SN 1987A vond plaats aan de rand van de Tarantulanevel.
NGC 604 is nog groter dan de Tarantulanevel en ongeveer 1300 lichtjaar in diameter, alhoewel deze wat minder sterren bevat. Het is één van de grootste H-II-gebieden in de lokale groep.
[bewerk] Huidige problematiek in de bestudering van H-II-gebieden
In veelvoorkomende planetaire nevels zijn bepalingen van het voorkomen van chemische elementen onderhevig aan enige onzekerheid. Er zijn twee verschillende manier om het voorkomen van metalen in nevels te bepalen (dat is, elementen anders dan waterstof en helium), welke op verschillende spectraallijnen gebaseerd zijn. Tussen deze twee methoden worden soms sterk strijdige resultaten gezien. Sommige astronomen doen dit af met de aanwezigheid van kleine temperatuurfluctuaties binnenin H-II-gebieden, andere claimen dat de strijdigheden te groot zijn om met temperatuureffecten verklaard te kunnen worden, en speculeren op het bestaan van koude knopen welke zeer weinig waterstof bevatten om de observaties te verklaren. [8]
De volledige details de vorming van massieve sterren in H-II-gebieden zijn nog niet goed bekend. Twee belangrijke problemen belemmeren onderzoek in deze richting. Allereerst is de afstand van de aarde tot de grotere H-II-gebieden aanzienlijk, waarbij het dichtstbijzijnde H-II-gebied meer dan 1000 lichtjaar ver weg is. Andere H-II-gebieden staan een veelvoud van die afstand van de aarde. Ten tweede wordt de vorming van deze sterren praktisch volledig aan het oog onttrokken door stof, waardoor observatie in zichtbaar licht onmogelijk is. Radiogolven en infrarood licht kunnen door het stof heendringen, maar de jongste sterren zenden wellicht niet veel licht op deze golflengtes uit.
[bewerk] Zie ook
[bewerk] Externe links
- Hubble-afbeeldingen van nevels inclusief enkele H-II-gebieden
- Informatie van SEDS (Engels)
- De encyclopedie van sterrenkunde.nl over H-II-gebieden
[bewerk] Bronnen
- Huggins W., Miller W.A. (1864). On the Spectra of some of the Nebulae, Philosophical Transactions of the Royal Society of London, v.154, p.437 [1] (vereist abonnement)
- Bowen, I.S. (1927). The Origin of the Chief Nebular Lines, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v.39, p.295 [2]
- Franco J., Tenorio-Tagle G., Bodenheimer P. (1990). On the formation and expansion of H II regions, Astrophysical Journal, v.349, p.126 [3]
- Yun J.L., Clemens D.P. (1990). Star formation in small globules – Bart Bok was correct, Astrophysical Journal, v.365, p.73 [4]
- Clemens D.P., Yun, J.L., Heyer M.H. (1991). Bok globules and small molecular clouds – Deep IRAS photometry and (C-12)O spectroscopy, Astrophysical Journal Supplement, v.75, p.877 [5]
- Launhardt R., Sargent A.I., Henning T et al (2002). Binary and multiple star formation in Bok globules, Proceedings of IAU Symposium No. 200 on The Formation of Binary Stars. Eds Reipurth & Zinnecker, p.103 [6]
- Oosterloo T., Morganti R., Sadler E.M. et al (2004). Tidal Remnants and Intergalactic H II Regions, IAU Symposium no. 217, Sydney, Australia. Eds Duc, Braine and Brinks. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2004., p.486 [7]
- Tsamis Y.G., Barlow M.J., Liu X-W. et al (2003). Heavy elements in Galactic and Magellanic Cloud H II regions: recombination-line versus forbidden-line abundances, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, v.338, p.687 [8]
