Зони H I
Область HI або область HI (читайте H one) — це хмара в міжзоряному середовищі, що складається з нейтрального атомарного водню (H I) на додаток до локальної кількості гелію та інших елементів. (H — хімічний символ водню, а «I» — римська цифра. В астрономії прийнято використовувати римську цифру I для нейтральних атомів, II для одинично іонізованих атомів, H II це H + в інших науках — III для двічі іонізованих, напр. OIII є O ++ тощо[1]). Ці області не випромінюють видиме світло (за винятком спектральних ліній інших елементів, ніж водень), але спостерігаються за спектральною лінією області 21 см (1420 МГц) . Ця лінія має дуже низьку імовірність переходу, тому потрібна велика кількість газоподібного водню, щоб її побачити. На фронтах іонізації, де області H I стикаються з іонізованим газом, який розширюється (наприклад, область H II), останній світиться яскравіше, ніж в іншому випадку. Ступінь іонізації в області H I дуже мала і становить близько 10 −4 (тобто одна частинка на 10 000). За типового міжзоряного тиску в галактиках, таких як Чумацький Шлях, області H I найбільш стабільні при температурах або нижче 100 К, або вище кількох тисяч К; газ між цими температурами нагрівається або охолоджується дуже швидко, досягаючи одного зі стабільних температурних режимів.[2] В межах однієї з цих фаз газ зазвичай вважається ізотермічним, за винятком поблизу області H II, що розширюється.[3] Поруч із областю H II, що розширюється, є щільна область H I, відокремлена від непорушеної області H I ударним фронтом і від області H II фронтом іонізації.[3]
Картографування ред.
Картографування викидів H I за допомогою радіотелескопа — це метод, який використовується для визначення структури спіральних галактик . Він також використовується для картографування гравітаційних збоїв між галактиками. Коли дві галактики стикаються, матеріал витягується на нитки, що дозволяє астрономам визначити, у якому напрямку рухаються галактики.
Ділянки H I ефективно поглинають фотони, які мають достатню енергію, щоб іонізувати водень, для чого потрібна енергія 13,6 електронвольт . Вони поширені в галактиці Чумацький Шлях, а Діра Локмана є одною із небагатьох «вікон» для чітких спостережень віддалених об'єктів в ультрафіолетовому та м'якому рентгенівському випромінюваннях.
Див. також ред.
Примітки ред.
- ↑ Thermal Radio Emission from HII Regions. National Radio Astronomy Observatory (US). Архів оригіналу за 27 вересня 2016. Процитовано 7 жовтня 2016.
- ↑ DP Cox (2005). The Three-Phase Interstellar Medium Revisited. Annual Review of Astronomy & Astrophysics. 43: 337. Bibcode:2005ARA&A..43..337C. doi:10.1146/annurev.astro.43.072103.150615.
- ↑ а б Savedoff MP; Greene J (Nov 1955). Expanding H II region. Astrophys. J. 122 (11): 477—87. Bibcode:1955ApJ...122..477S. doi:10.1086/146109.
Посилання ред.
- Anderson, Kevin J & Churchwell, Ed (1985). The Anatomy of a Nebula. Astronomy. 13: 66—71. Bibcode:1985Ast....13...66C.