منطقه اچ ۲

از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد
(تغییرمسیر از مناطق هیدورژن II)
پرش به: ناوبری، جستجو
«تصویری از هابل»
سحابی ان جی سی۶۰۴ منطقهٔ بسیار بزرگ هیدورژن II در کهکشان مثلث است. در بازوهای مارپیچی این کهکشان ستاره‌های جدید متولد می‌شوند. این سحابی چنان وسیع است که از فاصلهٔ ۱۵۰۰ سال نوری به راحتی در تصاویر تلسکوپی زمینی دیده می‌شود. در قلب NGC ۶۰۴ بیش از ۲۰۰ ستارهٔ گرم بسیار بزرگ که جرمی در حدود ۱۵ تا ۶۰ برابر جرم خورشید دارند قرار گرفته است.

مناطق H II (به انگلیسی: H II region) ابرهایی بزرگ با چگالی کم و گازهای یونیزه شده هستند که زایش ستارگان در آن‌ها شکل می‌گیرد. ستاره‌های آبی با عمر کوتاه مدت (به انگلیسی short-lived blue star) در این مناطق مقدار فراوانی نور ماورای بنفش ساطع می‌کنند که گاز اطراف آن را یونیزه می‌سازند. این مناطق که اغلب حدود چند صد سال نوری وسعت دارند متشکل از توده ابرهای مولکولی غول پیکر هستند.

اولین کسی که پی به وجود این مناطق برد نیکولاس کلاود بود. وی در سال ۱۶۱۰ سحابی جبار را کشف کرد. نام مناطق اچ دو، بر گرفته از مقدار بسیار زیاد اتم‌های یونیزه شدهٔ هیدروژنی است که در این مناطق وجود دارد. مناطق اچ یک دارای اتم‌های هیدروژن خنثی هستند و مناطق اچ دو دارای مولکول‌های هیدروژن هستند. اشکال این مناطق به دلیل توزیع غیر یکنواخت گازها و ستاره‌ها بسیار متنوع است. آن‌ها اغلب مانند سحابی سر اسب دارای اشکال رشته‌ای هستند و اشکال عجیب دارند. این مناطق گاهی در طول چندین میلیون سال، هزاران ستاره تولید می‌کنند.

در پایان انفجار سوپر نوا و ایجاد باد قوی ستاره‌ای از سوی ستارگان حجیم باعث می‌شود که خوشهٔ ستاره‌ای، گازهای این مناطق را پراکنده کند و در پشت این خوشه‌ها ستاره‌هایی مانند خوشهٔ پروین تشکیل می‌شوند.

مناطق اچ دو می‌توانند در فاصله‌های قابل توجهی در جهان دیده شوند و مطالعه دربارهٔ آن‌ها برای شناخت فواصل و خواص شیمیایی دیگر کهکشان‌ها بسیار با اهمیت است. کهکشان‌های مارپیچی و نامنظم شامل بسیاری از مناطق اچ دو هستند در صورتی که کهکشان‌های بیضوی تقریباً عاری از آن اند. در کهکشان‌های مار پیچی، از جمله کهکشان راه شیری مناطق اچ دو در بازوهای مارپیچی متمرکز شده‌اند در حالی که در کهکشان‌های نامنظم آن‌ها به صورت آشفته توزیع پیدا کرده‌اند. برخی از کهکشان‌ها دارای مناطق حجیم اچ دو هستند، مانند منطقهٔ دورادوس در ابر ماژلانی بزرگ و ان‌جی‌سی ۶۰۴ در کهکشان مثلث که در حدود دهها هزار ستاره را در خود گنجانده‌اند.

مشاهدات و تاریخچهٔ رصدی[ویرایش]

مناطق شکلگیری ستاره تاریک در سحابی عقاب که معمولاً از آن به عنوان ستون‌های آفرینش یاد می‌شود.

اندکی از درخشان‌ترین مناطق اچ ۲ با چشم غیر مسلح قابل مشاهده‌اند، گرچه هیچ‌یک قبل از اختراع تلسکوپ در قرن هفدهم میلادی مورد توجه قرار نگرفته بودند. حتی گالیله هنگامی که برای اولین بار خوشهٔ ستاره‌ای درون سحابی شکارچی را مشاهده کرد، به آن اهمیتی نداد.[۱] محققی فرانسوی به نام نیکولاس کلود فابری دی پیرسک در سال ۱۶۱۰ میلادی موفق به کشف سحابی شکارچی شد. پس از آن مشاهدات اولیه، تعداد بسیاری از مناطق اچ دو در کهکشان راه شیری و دیگر کهکشان‌ها کشف گردیدند.[۲]

سحابی شکارچی

در سال ۱۷۷۴ میلادی ویلیام هرشل موفق به مشاهدهٔ سحابی شکارچی شد و همچنین بعدها آن را مه بدون ساختار آتشین و مواد بی نظم خورشید آینده توصیف کرد.[۳]تأیید این فرضیه صد سال تمام وقت گرفت تا این که بالاخره ویلیام هوگینز و همسرش مری هوگینز طیف‌سنجشان را به سوی سحابی‌های مختلف بچرخانند. برخی از سحابی‌ها مانند سحابی زن برزنجیر طیف‌هایی بسیار مشابه با ستارگان دارند؛ اما مشخص شد که با داشتن صدها میلیون ستاره، آن‌ها چیزی فراتر از یک سحابی و در واقع کهکشان‌هایی هستند که هرکدامشان به تنهایی از صدها میلیون تک ستاره تشکیل شده‌اند. این سحابی با دیگر سحابی‌ها بسیار متفاوت بود. به جای زنجیرهٔ پیوسته‌ای از خطوط طیف نوری با خطوط جذبی (گسیلی)، سحابی جبار و اجرام مشابه دیگرش، تنها تعداد کمی از این خطوط نشری طیف نوری پیوسته را نشان می‌دادند.

مادهٔ میان ستاره‌ای در زمینهٔ نجومی متراکم در نظر گرفته می‌شود ولی از نظر استانداردهای آزمایشگاهی دارای شرایط خلأ بالاست. در دههٔ ۱۹۲۰، فیزیکدانان نشان دادند که درون گازی با چگالی بسیار پایین، الکترون‌ها می‌توانند سطوح انرژی شبه پایدار برانگیخته را در اتم‌ها و یون‌ها متمرکز کنند. البته این برانگیختگی در چگالی‌های بالاتر به واسطهٔ برخورد بیشتر ذرات به سرعت کاهش می‌یابد.[۴]

در مناطق اچ ۲ خط طیفی غالب، دارای طول موج ۶۵۶٫۳ نانومتر است. این طول موج، همان خط اچ آلفای منتشر شده توسط هیدروژن اتمی (اچ ۱) است که به خوبی شناخته شده است؛ (خطوط طیفی هیدروژن). یک فوتون زمانی از این طول موج ساطع می‌شود که یک الکترون از یک اتم هیدروژن از لایه سوم به لایه دوم منتقل شود. چنین تغییر حالتی زمانی که یک الکترون توسط یک اتم یونیزه شدهٔ هیدروژن (یک پروتون) به دام می‌افتد به دفعات اتفاق می‌افتد و اتم هیدروژن حالت برانگیخته از برخی از مدارهای بالاتر به n=۱ می‌رسد. بدین ترتیب این طور نتیجه‌گیری می‌شود که مناطق اچ دو شامل ترکیبی از الکترون‌ها و هیدروژن یونیزه شده است که دائماً به اتم‌های هیدروژن بازترکیب می‌شود.

رصدگری‌ها و بررسی‌ها در طول سدهٔ ۲۰ میلادی نشان داد که مناطق اچ ۲ اغلب شامل ستارگان گرم و درخشان می‌شود.[۵] این ستارگان چندین برابر از خورشید چگال‌تر هستند و همچنین جزء ستارگان با کوتاه‌ترین طول عمر بوده و عمر آن‌ها تنها چند میلیون سال است؛ بنابراین گمان بر این است که مناطق اچ دو باید مناطقی باشند که ستارگان جدید در آن شکل می‌گیرند. بعد از بازهٔ زمانی چند میلیون سالی در منطقه اچ ۲، قبل از اینکه فشار تابش باعث پراکندگی سحابی شود، در منطقهٔ اچ ۲ یک خوشه از ستاره‌ها شکل می‌گیرد.[۶] خوشهٔ پروین مثالی از این نوع خوشه است.

منشاء و پایستگی[ویرایش]

نوشتار(های) وابسته: تکامل ستارگان
بخش کوچکی از سحابی رتیل، منطقه بزرگی از اچ دو در ابر ماژلانی بزرگ قابل رویت است.

آغازگر یک منطقهٔ جدید اچ دو، یک ابر عظیم مولکولی (GMC) است. این ابر مولکولی بسیار سرد (۱۰ تا ۲۰ درجهٔ کلوین) و در مقایسه با خلأ متراکم است و چگالی این ابر بیشتر به دلیل وجود هیدروژن مولکولی است.[۷] ابر عظیم مولکولی می‌تواند برای مدت زیادی در ناحیه‌ای به حالت پایسته‌ای باقی بماند، اما شوک موج‌های حاصل از سوپرنوا‌ها، برخورد ابرها با هم، و تعاملات مغناطیسی می‌تواند به این پایستگی پایان دهد و آغازگر فروپاشی منطقه شود. زمانی که این اتفاق می‌افتد، از طریق یک فرایند فروپاشی و تکه‌تکه شدن آن تودهٔ ابر، ستاره‌ها متولد می‌شوند (برای توضیح بیشتر مقالهٔ تکامل ستارگان را مطالعه کنید).[۸]

از آنجایی که محل تولد یک ستاره، در میان حصاری از ابر عظیم مولکولی است، به دنبال پیدایش آن ستارهٔ نو ظهور، درجهٔ دمای گازهای مجاور در آن غول عظیم گازی، به اندازهٔ کافی برای یونیزه شدن بالا می‌رود.[۹] بزودی پس از شکل گیری یک میدان پرتو یونی، فوتون‌های پر انرژی از طریق رفت و آمد با یک سرعت فراصوت از میان گازهای محیط، یک جبههٔ یونیزاسیون ایجاد می‌کنند. در فواصل بسیار بسیار دورتر از ستارهٔ یونیزه کننده، جبههٔ یونیزاسیون کند می‌شود، این در حالی است که فشار گاز تازه یونیزه شده باعث می‌شود که حجم یونیزه شده‌ها گسترش یابد. سرانجام سرعت جبههٔ یونیزاسیون تا پایین‌تر از سرعت صوت کاهش می‌یابد و توسط شوک ناشی از گسترش مواد خارج شده از سحابی محدود می‌شود. بدین ترتیب منطقه اچ دو متولد شده است.[۱۰]

طول عمر یک منطقهٔ اچ دو در حدود چند میلیون سال است.[۱۱] فشار تابش از سوی ستاره‌های گرم جوان در نهایت بیشتر گازها را پراکنده خواهد کرد. در واقع و از نگاهی، کل این فرایند سیستم ناکارآمدی است و تنها چیزی کمتر از ۱۰ درصد از گاز در منطقه اچ دو، به ستاره تبدیل می‌شود پیش از آن که بقیه با پرتاب شدن به بیرون به هدر برود.[۱۲] انفجارهای ابرنواختری بزرگترین ستارگان که تنها بین یک تا دو میلیون سال عمر می‌کنند در ایجاد این ناکارآمدی بسیار مؤثر است.

نابودی ستارگان جوان[ویرایش]

گلبول بوک در ناحیه اچ دو واقع در IC 2944

ستارگان در توده‌هایی از گاز سرد مولکولی سحابی‌ها شکل می‌گیرند که این گازها باعث پنهان ماندن ستارهٔ در حال تولد می‌شوند. تنها زمانی که فشار تابش یک ستاره «پیله‌اش» را کنار می‌زند ستاره را می‌توان دید. ستاره‌های بسیار گرمِ آبی رنگ؛ که توانایی بونیزه کردن مقدار تعیین کننده‌ای از هیدروژن را دارند، و از این راه ناحیه‌های اچ دو را پدید می‌آورند، این کار را به سرعت انجام خواهند داد و ناحیه‌ای را که هم‌اکنون پدید آورده‌اند نورانی و روشن می‌سازند. ناحیه‌های پر چگالی که در آن‌ها ستارگان جوان تر، و یا نه چندان بزرگ دیگری قرار دارند، هنوز در حال شکل دادن ستارگان خود هستند و مواد تشکیل دهندهٔ خود را هنوز پراکنده نساخته‌اند، و غالباً به شکل شبح گونه‌ای در پیکر سحابی یونیزه شده به چشم می‌خورند. این تکه‌های تیره رنگ، بنام گلبول‌های بوک نام گذاری شده‌اند. برای احترام به اخترشناس هلندی-امریکایی بارت بوک (۲۸ آوریل ۱۹۰۶ تا ۵ اوت ۱۹۸۳ میلادی) این نامگذاری انجام شده است. او در دههٔ ۱۹۴۰ میلادی پیشنهاد داد که آن نقاط می‌توانند زادگاه احتمالی ستارگان باشند،[۱۳] فرضیه‌ای که در سال ۱۹۹۰ درستی آن نشان داده شد.[۱۴] ستارگان جوان بسیار گرم، با تابش گرمی که بر منطقهٔ هیدروژنی اچ دو دارند نیروی مورد نیاز منطقه را برای یونیزه شدن تأمین می‌کنند و از این راه باعث از هم پاشیده شدن این گلبول‌ها می‌شوند. در این مفهوم، ستارگانی که مناطق اچ دو را تولید می‌کنند خود به گونه‌ای رفتار می‌کنند که رفتارشان ستارگان جوان را با از بین بردن پرورشگاهشان به نابودی می‌کشاند. به هر حال، ستاره ممکن است که ماشهٔ آخرین فوران تشکیل شدن ستارگان را، با انجام چنین کاری کشیده باشد؛ زیرا در این میان، ممکن است که فشار تابش، همراه با فشار مکانیکی حاصل از ابرنواختر، بتواند گلبول‌ها را فشرده تر کند، و در نتیجه سبب پیشرفت تراکم درونی آنها شود.[۱۵]

شواهدی موجود است که نشان می‌دهد که ستارگان جوان در مناطق اچ دو، سامانه‌های سیاره‌ای هم تشکیل می‌دهند. تلسکوپ فضایی هابل صدها قرص پیش–سیاره‌ای را در سحابی شکارچی منتشر کرده است.[۱۶] حداقل، در اطراف نیمی از ستارگان جوان در سحابی شکارچی، قرص پیش–سیاره‌ای به صورت حلقه‌هایی متشکل از گاز و گرد و غبار دیده شده‌است،[۱۷] به باور کارشناسان، این مقدار، چندین برابر بیش از مقداریست که برای آفرینش یک نظام سیاره‌ای مانند منظومه شمسی مورد نیاز است.

ویژگی‌ها[ویرایش]

ویژگی‌های فیزیکی[ویرایش]

سحابی اومگا یک منطقهٔ اچ دو در صورت فلکی قوس است. در فاصلهُ ۵۰۰۰ تا ۶۰۰۰ سال نوری از سامانهُ خورشیدی با پهنای ۱۵ سال نوری و جرم ۸۰۰ برابر جرم خورشید

در ویژگی‌های فیزیکی، مناطق اچ دو از هم بسیار متفاوت اند. اندازهٔ آنها در مناطق فوق فشرده (UCHII) که وسعت آنها شاید تنها به یک سال نوری و بلکه کمتر برسد، تا مناطق غول آسا که وسعت آنها به صدها سال نوری می‌رسد متفاوت است.[۱۸] اندازهٔ آنها همچنین به عنوان حوزهٔ استرومگرن شناخته می‌شود و اساساً به شدت منبع فوتون یونیزه شده و تراکم منطقه بستگی دارد. چگالی آنها نیز از یک میلیون ذره در هر سانتیمتر مکعب در مناطق فوق فشرده اچ دو گرفته، تا تنها چند ذره در هر سانتیمتر مکعب در بزرگترین مناطق اچ دو متغیر است. این مقدار اجرام چیزی بین ۱۰۰ تا 105 اجرام خورشیدی است.[۱۹]

همچنین مناطق فوق چگال اچ دو نیز وجود دارند.[۲۰]

با توجه به اندازهٔ منطقه اچ دو، در این مناطق ممکن است تا چندین هزار ستاره وجود داشته باشد. همین ویژگی مناطق اچ دو را از سحابی سیاره نماها که تنها یک منبع یونیزه دارند، پیچیده‌تر می‌کند. بطور معمول گرما در مناطق اچ دو به دمای ۱۰٫۰۰۰ کلوین می‌رسد.[۲۱] مناطق اچ دو عمدتاً متشکل از گازهای یونیزه شده با میدان مغناطیسی ضعیف با قدرت چندین نانو تسلا هستند. با اینحال مناطق اچ دو همواره با به همراه داشتن گاز سرد مولکولی، که از منشأ مشترکشان (GMC) سرچشمه می‌گیرد شناخته شده‌اند.[۲۲] میدان‌های الکتریکی توسط همین محرک‌های ضعیف الکتریکی ایجاد می‌شوند. این محرک‌های ضعیف الکتریکی در گاز یونیزه شده ذخیره می‌شوند. این امر می‌تواند وجود میدان‌های الکتریکی در مناطق اچ دو را تأیید کند.[۲۳]

ویژگی‌های شیمیایی[ویرایش]

مناطق اچ دو از بیش از ۹۰٪ هیدروژن تشکیل شده‌اند. قوی‌ترین خط گسیل اتمی هیدروژن که ۶۵۶٫۳ نانومتر است و مناطق اچ دو را به رنگ سرخ که رنگ مشخصهٔ آن مناطق است در می‌آورد و از دیگر پس زمینه‌ها در آسمان متمایز می‌سازد. بیشتر حجم باقی ماندهٔ مناطق اچ دو از هلیم تشکیل شده است همچنین اثرات ناچیزی از عناصر سنگین تر نیز به چشم می‌خورد. مشخص شده است که در سرتاسر کهکشان، به ازای افزایش دوری از مرکز کهکشان، میزان عناصر سنگین نیز کاهش می‌یابد. در واقع فاصله از مرکز کهکشان با میزان وجود عناصر سنگین در هر ناحیه رابطهٔ عکس دارد.[۲۴] علت این امر نیز میزان بیشتر شکل گیری ستارگان، در مناطقِ چگال تر مرکز، در طولِ عمرِ کهکشان است.

تعداد و توزیع[ویرایش]

خطوط قرمز مناطق اج دو در بازوهای کهکشان گرداب (یا مسیه ۵۱ یا ان‌جی‌سی ۵۱۹۴) که یک کهکشان برهمکنشی و مارپیچی است و در فاصله ۳۱ میلیون سال نوری از زمین قرار دارد، مشخص است.

مناطق اچ دو تنها در کهکشان‌های مارپیچ مانند کهکشان راه شیری یافت می‌شوند. در واقع آن‌ها به ندرت در کهکشان‌های بیضوی شکل پیدا می‌شوند همچنین ممکن است که در کهکشان‌های بی شکل و قاعده نیز پراکنده باشند اما در کهکشان‌های مارپیچ، در بازوهای مارپیچ به وفور وجود دارند. ممکن است که یک کهکشان مارپیج بزرگ در حدود هزاران منطقهٔ اچ دو داشته باشد.[۱۹]

علت اینکه مناطق اچ دو به ندرت در کهکشان‌های بیضوی ظاهر می‌شوند این است که کهکشان‌های بیضوی معمولاً از طریق ادغام کهکشان‌ها پدید می‌آیند. این ادغام‌ها در خوشه کهکشانی بسیار اتفاق می‌افتد. ستاره‌ها هرگز وقتی کهکشان‌ها به هم می‌خورند به یکدیگر اصابت نمی‌کنند اما ابر عظیم مولکولی و مناطق اچ دو در کهکشان‌های مصادم شدیداً آشفته‌اند.[۲۵] تحت این شرایط انفجارهای عظیم حاصل از شکل گیری ستاره‌ها باعث می‌شوند که بیشتر گازها سریعاً به ستارگان تبدیل شوند.

کهکشان‌هایی که ستارگان با این سرعت بالا در آن شکل می‌گیرند، کهکشان‌های ستاره‌فشان نام دارند؛ کهکشان‌های بیضوی پس از ادغام، میزان گاز اندکی دارند و به همین علت مناطق اچ دو دیگر قادر به شکل گیری نیستند.[۲۶] مشاهدات در قرن بیست و یکم نشان می‌دهد که تعداد اندکی از مناطق اچ دو خارج از کهکشان‌ها با یکدیگر وجود دارند. این مناطق اچ دو خارج از کهکشان‌ها ممکن است که از جزر و مد کهکشان‌ها ی کوچک بجا مانده باشند و در برخی موارد این مناطق نسل نوئی از ستارگان تازه متولد شدهٔ حاصل از تجمع گازها را خواهند ساخت.[۲۷]

ریخت‌شناسی[ویرایش]

مناطق اچ دو اندازه‌های بسیار گوناگونی دارند. آنها معمولاً در تمام اندازه‌ها از کوچکترین تا بزرگترین انبوه و ناهمگن اند.[۲۸] هرستارهٔ موجود در منطقهٔ اچ دو تقریباً یک ناحیهٔ کروی شکل را که شامل گازهای پیرامونش می‌شود یونیزه می‌کند که این ناحیه به - حوزهٔ کروی استرومگن از گازهای اطراف - معروف است، اما ترکیب حوزه‌های یونیزاسیون حاصل از کره‌های پیرامون ستاره‌های متعدد در یک منطقه اچ دو و گسترش سحابی گرم به گازهای اطراف، یک شیب تراکم زیاد را ایجاد می‌کند که در نتیجه اشکال پیچیده‌ای به وجود می‌آید.[۲۹] انفجارهای فعالیت ای ابرنواختری نیز ممکن است بر ریخت و قیافهٔ مناطق اچ دو اثر بگذارد. در برخی موارد شکل گیری یک خوشهٔ بزرگ از ستاره در منطقه اچ دو منجر به ایجاد حفرهٔ داخلی یا گود شدن منطقه از درون می‌شود. منطقهٔ ان جی سی ۶۰۴ که یک غول گازی است و در کهکشان مثلث قرار دارد، نمونه‌ای از این گونه است.[۳۰] برای یک منطقه اچ دو که وضوح فضایی مشخصی ندارد، برخی از اطلاعات ساختار فضایی (چگالی الکترونی به عنوان تابعی از فاصله از مرکز) می‌تواند با انجام تبدیل لاپلاس معکوس در طیف فرکانسی مورد استفاده قرار گیرد.

مناطق اچ دوِ مهم[ویرایش]

نوشتار(های) وابسته: کهکشان مثلث
یک تصویر نوری (سمت چپ) که ابرهای گاز و گرد و غبار در سحابی شکارچی را نشان می‌دهد. یک تصویر مادون قرمز (سمت راست) که ستاره‌های جدید درخشان را نشان می‌دهد.

مناطق اچ دوِ مهم کهکشانی شامل سحابی جبار، سحابی شاه‌تخته و ان سی جی ۷۸۲۲ است.[۳۱] سحابی جبار که در فاصله‌ای در حدود ۵۰۰ پارسک (۱۵۰۰ سال نوری) از ما قرار دارد، قسمتی از ابر مولکولی عظیم به نام مجتمع ابر مولکولی جبار ۱ است. اگر سحابی جبار قابل مشاهده بود تمام صورت فلکی شکارچی را پر می‌کرد.[۳۲] سحابی سر اسب و حلقهٔ بارنارد دو بخش روشن دیگر از این ابر گاز هستند.[۳۳] سحابی جبار، در واقع یک لایهٔ نازک از گاز یونیزه در مرز بیرونی ابر OMC-1 است. ستاره‌ها در خوشه ذوزنقه‌ای و به خصوص تتا¹ شکارچی سی مسئول این یونیزاسیون هستند.[۳۴]

کهکشان ابر ماژلانی بزرگ که یک کهکشان اقماری از کهکشان راه شیری است و در حدود ۱۶۰ هزار سال نوری از کهکشان راه شیری فاصله دارد، دارای یک منطقهٔ غول آسای اچ دو به نام سحابی رتیل است. این سحابی متراکم‌ترین سحابی در گروه محلی است، همچنین این سحابی از لحاظ وسعت در جایگاه دوم گروه محلی قرار دارد.[۳۵] در واقع این سحابی به مراتب از سحابی جبار عظیم تر است و هزاران ستاره را در خود شکل می‌دهد که جرم برخی از آن‌ها به ۱۰۰ برابر خورشید نیز می‌رسد که به ستاره ولف–رایه معروفند. اگر سحابی رتیل به همان میزان سحابی جبار به زمین نزدیک بود، مانند یک قرص ماه کامل می‌درخشید. ابر نواخت اس‌ان ۱۹۸۷ای در خارج از سحابی رتیل رخ داده است.[۳۶]

دیگر منطقه اچ دوی عظیم نیز ان جی سی ۶۰۴ است که در کهکشان مثلث در فاصلهٔ ۲٫۶۶ سال نوری واقع شده است گرچه از لحاظ وسعت از سحابی رتیل بزرگتر است اما پس از سحابی رتیل متراکم‌ترین سحابی گروه مخلی است. کل اجرام خورشیدی از گازهای گرم در این سحابی در حدود ۶۰۰۰ جرم خورشیدی است.[۳۷]

مسائل کنونی[ویرایش]

سحابی سه تکه در طول موج‌های مختلف دیده می‌شود

برآورد فراوانی عناصر در مناطق اچ دو؛ همان گونه که در سحابی‌های سیاره‌ای هم مورد تردید است با نبود قاطعیت‌هایی روبروست.[۳۸] دو راه مختلف برای برآورد فراوانی فلزات (منظور از فلزات در اینجا، میزان وجود هر عنصر دیگری به غیر از هیدروژن و هلیم است) در سحابی‌ها وجود دارد. شیوهٔ کار هر دو روش، بر به کار گیری انواع مختلف خطوط طیفی تکیه دارد؛ و گاهی اوقات میان نتایج به دست آمده از این دو روش، ناهمخوانی‌های بزرگی دیده می‌شود.[۳۹] برخی از ستاره شناسان علت این اختلاف را وجود نوسانات کوچک درجه حرارت درون مناطق اچ دو می‌دانند. برخی دیگر ادعا می‌کنند که این تفاوت‌ها بزرگ‌تر از آن اند که بتوانند با نوسانات حرارتی به وجود آیند. این گروه برای توضیح تفاوت‌ها، نسبت دادنش به اثرات دما را رد کرده و فرضیهٔ وجود گره‌های سرد حاوی مقدار بسیار کمی هیدروژن را پیش نهاد می‌کنند.[۴۰]

جزئیات کامل از چگونگی شکل گیری ستاره‌های عظیم در داخل مناطق اچ دو هنوز به خوبی شناخته شده نیست. دو مشکل عمده مانع تحقیقات در این زمینه است. اول اینکه فاصلهٔ زمین تا مناطق اچ دو زیاد است و نزدیک‌ترین منطقه اچ دو که سحابی کالیفرنیا نام دارد تا زمین، ۱۰۰۰ سال نوری فاصله دارد. سایر مناطق اچ دو چندین برابر از زمین دورترند.[۴۱] دوم اینکه تشکیل این ستاره‌ها عمیقاً توسط گرد و غبار پنهان است، و مشاهدهٔ چگونگی آن با نور مرئی غیرممکن است. موج رادیو و مادون قرمز می‌تواند به درون گرد و غبار نفوذ کند، اما ستارگان جوان ممکن است نور زیادی در این طول موج منتشر نکنند.[۴۲]

جستارهای وابسته[ویرایش]

پانویس[ویرایش]

  1. Harrison, T.G. The Orion Nebula—where in History is it. Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 25: 65–79، 1984. 
  2. Anderson, L.D. ; Bania, T.M. ; Jackson, J.M. et al.. The molecular properties of galactic HII regions. The Astrophysical Journal Supplement Series، 2009. 181. 
  3. Jones, Kenneth Glyn. Messier's nebulae and star clusters. Cambridge University Press، 1991. شابک ‎https://dx.doi.org/۱۰.۱۰۹۸%۲Frstl.۱۸۶۴.۰۰۱۳. 
  4. Bowen, I.S. «The origin of the nebular lines and the structure of the planetary nebulae». Astrophysical Journal، ش. 67 (1928). doi:10.1086/143091. 
  5. O'Dell, C.R. «The Orion Nebula and its associated population». Annual Review Astronomy and Astrophysics. doi:10.1146/annurev.astro.39.1.99. 
  6. Pudritz, Ralph E. «Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses». Science، ش. 295 (2002). doi:10.1126/science.1068298. 
  7. Anderson, L.D. ; Bania, T.M. ; Jackson, J.M. et al. «The molecular properties of galactic HII regions». The Astrophysical Journal Supplement Series، ش. 181 (2009): 255-271. doi:10.1088/0067-0049/181/1/255. 
  8. Pudritz, Ralph E. «Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses». Science، ش. 295 (2002). doi:10.1126/science.1068298. 
  9. Anderson, L.D. ; Bania, T.M. ; Jackson, J.M. et al. «The molecular properties of galactic HII regions». The Astrophysical Journal Supplement Series، ش. 181 (2009): 255-271. doi:10.1088/0067-0049/181/1/255. 
  10. Franco, J. ; Tenorio-Tagle, G. ; Bodenheimer, P. «On the formation and expansion of H II regions». Astrophysical Journal، ش. 349 (1990). doi:10.1086/168300. 
  11. Alvarez, M.A. ; Bromm, V. ; Shapiro, P.R. «The H II Region of the First Star». Astrophysical Journal، ش. 639 (2006): 621-632. doi::10.1086/499578. 
  12. Pudritz, Ralph E. «Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses». Science، ش. 295 (2002). doi:10.1126/science.1068298. 
  13. Bok, Bart J. ; Reilly, Edith F. «Small Dark Nebulae». Astrophysical Journal، ش. 105 (1947): 255-257. doi:10.1086/144901. 
  14. Yun, J.L. ; Clemens, D.P. «Star formation in small globules – Bart Bok was correct». Astrophysical Journal، ش. 365 (1990): 73-76. doi:10.1086/185891. 
  15. Stahler, S. ; Palla, F. The Formation of Stars. Wiley VCH، 2004. شابک ‎https://en.wikipedia.org/wiki/Special:BookSources/۹۷۸-۳-۵۲۷-۶۱۸۶۷-۵. 
  16. Ricci, L. ; Robberto, M. ; Soderblom, D. R.. «The Hubble Space Telescope/advanced Camera for Surveys Atlas of Protoplanetary Disks in the Great Orion Nebula». Astronomical Journal، ش. 136. doi:10.1088/0004-6256/136/5/2136. 
  17. O'dell, C. R. ; Wen, Zheng. «Post refurbishment mission Hubble Space Telescope images of the core of the Orion Nebula: Proplyds, Herbig-Haro objects, and measurements of a circumstellar disk». Astrophysical Journal، ش. 436 (1994): 194-202. doi::10.1086/174892. 
  18. Anderson, L.D. ; Bania, T.M. ; Jackson, J.M. et al.. The molecular properties of galactic HII regions. The Astrophysical Journal Supplement Series، 2009. 181. 
  19. ۱۹٫۰ ۱۹٫۱ Flynn, Chris. 2005. بازبینی‌شده در 2009-05-14. 
  20. Kobulnicky & Johnson; Johnson, Kelsey E. Signatures of the Youngest Starbursts: Optically Thick Thermal Bremsstrahlung Radio Sources in Henize. 1999. 154-166. 
  21. Anderson, L.D. ; Bania, T.M. ; Jackson, J.M. et al.. The molecular properties of galactic HII regions. The Astrophysical Journal Supplement Series، 2009. 181. 
  22. Heiles, C. ; Chu, Y. -H. ; Troland, T.H.. «Magnetic field strengths in the H II regions S117, S119, and S264». Astrophysical Journal Letters، 1981. doi:10.1086/183593. 
  23. Carlqvist, P; Kristen, H. ; Gahm, G.F.. «Helical structures in a Rosette elephant trunk». Astronomy and Astrophysics، ش. 332 (1998). 
  24. Shaver, P. A. ; McGee, R. X. ; Newton, L. M. ; Danks, A. C. ; Pottasch, S. R.. The galactic abundance gradient. MNRAS، 1983. 53-112. 
  25. Hau, George K. T. ; Bower, Richard G. ; Kilborn, Virginia et al. «Is NGC 3108 transforming itself from an early- to late-type galaxy – an astronomical hermaphrodite?». . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society، ش. 385 (2008). doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12740.x. 
  26. Hau, George K. T. ; Bower, Richard G. ; Kilborn, Virginia et al. «Is NGC 3108 transforming itself from an early- to late-type galaxy – an astronomical hermaphrodite?». . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society، ش. 385 (2008). doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12740.x. 
  27. Oosterloo, T. ; Morganti, R. ; Sadler, E. M. ; Ferguson, A. ; van der Hulst, J.M. ; Jerjen, H. «Tidal Remnants and Intergalactic HII Regions". In P. -A. Duc, J. Braine, and E. Brinks». International Astronomical Union Symposium & Astronomical Society of the Pacific، ش. 217. 
  28. Anderson, L.D. ; Bania, T.M. ; Jackson, J.M. et al.. The molecular properties of galactic HII regions. The Astrophysical Journal Supplement Series، 2009. 181. 
  29. Townsley, Leisa K. ; Broos, Patrick S. ; Feigelson, Eric D. et al.. «A Chandra ACIS Study of 30 Doradus. I. Superbubbles and Supernova Remnants». The Astronomical Journal، ش. 131 (2008). doi:10.1086/500532. 
  30. Tullmann, Ralph; Gaetz, Terrance J. ; Plucinsky, Paul P. et al. «The chandra ACIS survey of M33 (ChASeM33): investigating the hot ionized medium in NGC 604». The Astrophysical Journal، ش. 685 (2008). doi:10.1086/591019. 
  31. Majaess, D. J. ; Turner, D. ; Lane, D. ; Moncrieff, K. «The Exciting Star of the Berkeley 59/Cepheus OB4 Complex and Other Chance Variable Star Discoveries». Journal of the American Association of Variable Star Observers، ش. 36 (2008). 
  32. O'Dell, C.R. «The Orion Nebula and its associated population». Annual Review Astronomy and Astrophysics، ش. 39 (2001): 99-136. 
  33. Ward-Thompson, D. ; Nutter, D. ; Bontemps, S. et al.. «SCUBA observations of the Horsehead nebula – what did the horse swallow?». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society، ش. 369 (2006): 1201-1210. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10356.x. 
  34. O'Dell, C.R. «The Orion Nebula and its associated population». Annual Review Astronomy and Astrophysics، ش. 39، 99-136. doi:10.1146/annurev.astro.39.1.99. 
  35. Lebouteiller, V. ; Bernard-Salas, J. ; Plucinsky, Brandl B. et al. «Chemical composition and mixing in giant HII regions: NGC 3603, Doradus 30, and N66». The Astrophysical Journal، ش. 680 (2008). doi:10.1086/587503. 
  36. Townsley, Leisa K. ; Broos, Patrick S. ; Feigelson, Eric D. et al. «A Chandra ACIS Study of 30 Doradus. I. Superbubbles and Supernova Remnants». The Astronomical Journal، ش. 131، 2140-2163. doi:10.1086/500532. 
  37. Tullmann, Ralph; Gaetz, Terrance J. ; Plucinsky, Paul P. et al. «The chandra ACIS survey of M33 (ChASeM33): investigating the hot ionized medium in NGC 604». The Astrophysical Journal، ش. 685 (2008): 919-932. doi:10.1086/591019. 
  38. Tsamis, Y.G. ; Barlow, M.J. ; Liu, X-W. et al. «Heavy elements in Galactic and Magellanic Cloud H II regions: recombination-line versus forbidden-line abundances». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society، ش. 338، 687-710. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06081.x. 
  39. Lebouteiller, V. ; Bernard-Salas, J. ; Plucinsky, Brandl B. et al. «Chemical composition and mixing in giant HII regions: NGC 3603, Doradus 30, and N66». The Astrophysical Journal، ش. 680 (2008). doi:10.1086/587503. 
  40. Tsamis, Y.G. ; Barlow, M.J. ; Liu, X-W. et al. «Heavy elements in Galactic and Magellanic Cloud H II regions: recombination-line versus forbidden-line abundances». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society، ش. 338، 687-710. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06081.x. 
  41. Straizys, V. ; Cernis, K. ; Bartasiute, S. «Interstellar extinction in the California Nebula region». Astronomy & Astrophysics، ش. 374، 288-293. doi:10.1051/0004-6361:20010689. 
  42. Ward-Thompson, D. ; Nutter, D. ; Bontemps, S. et al.. «SCUBA observations of the Horsehead nebula – what did the horse swallow?». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society، ش. 369 (2006): 1201-1210. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10356.x. 

پیوند به بیرون[ویرایش]