H II-gebied

in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
Jump to navigation Jump to search
NGC 604, ’n groot H II-gebied in die Triangulum-sterrestelsel.

’n H II-gebied is ’n groot laedigtheidswolk van gedeeltelik geïoniseerde gas waarin nuwe sterre onlangs gevorm is. Die blou sterre met ’n kort lewensduur in hierdie gebiede straal groot hoeveelhede ultravioletlig uit en so word die omringende gas geïoniseer. H II-gebiede is dikwels verskeie honderde ligjare breed. Die eerste bekende H II-gebied was die Orion-newel, wat in 1610 deur Nicolas-Claude Fabri de Peiresc ontdek is.

Die streke is genoem na die groot hoeveelheid geïoniseerde atomiese waterstof (Engels: hydrogen) wat hulle bevat (’n H I-gebied bevat neutrale atomiese waterstof).

Waarnemings[wysig | wysig bron]

Donker stervormingstreke in die Arend-newel wat algemeen bekend is as die Pilare van die Skepping.

’n Paar van die helderste H II-gebiede is met die blote oog sigbaar. Dit lyk egter nie of enigeen van hulle gesien is voor die ontdekking van die teleskoop in die vroeë 17de eeu nie. Selfs Galileo het nie die Orion-newel gesien toe hy die eerste keer die sterreswerm daarin waargeneem het nie. (Johann Bayer het dit voorheen as ’n enkele ster, θ Orionis, geklassifiseer.) Die Franse sterrekundige Nicolas-Claude Fabri de Peiresc kry die eer dat hy die Orion-newel in 1610 ontdek het.[1] Sedertdien is talle H II-gebiede in die Melkweg en ander sterrestelsels waargeneem.[2]

William Herschel het die Orion-newel in 1774 gesien en dit beskryf as ’n "eenvormige mis, die chaotiese materiaal van toekomstige sonne".[3] In die vroeë dae het sterrekundiges onderskei tussen "verspreide newels" (nou bekend as H II-gebiede), wat dynserig bly al word hulle deur groot teleskope bekyk, en newels waarin sterre onderskei kan word, nou bekend as sterrestelsels buite die Melkweg.[4]

Die Orion-newel.

Herschel se hipotese van stervorming is eers 100 jaar later bevestig toe William Huggins met sy spektroskoop na verskeie newels gekyk het. Sommige, soos die Andromeda-newel, het spektra soortgelyk aan sterre gehad, maar eindelik is besef hulle is sterrestelsels met honderdmiljoene individuele sterre. Ander het baie anders gelyk. Die Orion-newel en ander soortgelyke voorwerpe het net ’n klein getal emissielyne getoon.[5] In planetêre newels was die helderste van hierdie spektraallyne by ’n golflengte van 500,7 nanometer, en dit het nie met die lyn van enige bekende chemiese element ooreengestem nie. Eers is gemeen die lyn is dié van ’n onbekende element, wat "nebulium" genoem is – dieselfde idee het gelei tot die ontdekking van helium in 1868 deur die ontleding van die Son se spektrum.[6] Terwyl helium egter op Aarde geïsoleer is kort ná die ontdekking daarvan in die Son se spektrum, is nebulium nie. In die vroeë 20ste eeu het Henry Norris Russell voorgestel die lyn by 500,7 nm is nie ’n nuwe element nie, maar ’n bekende een onder onbekende toestande.[7]

Fisici het in die 1920's bewys in ’n gas by ’n uiters lae digtheid, kan elektrone opgewekte metastabiele energievlakke in atome en ione meebring wat by hoër digthede vinnig deur botsings gedeëksiteer word.[8] Elektronoorgange van hierdie vlakke in dubbel geïoniseerde suurstof gee aanleiding tot die 500,7 nm-lyn.[9] Hierdie spektraallyne kan slegs in gasse met ’n uiters lae digtheid gesien word. Spektroskopiese warnemings het dus gewys planetêre newels bestaan grootliks uit uiters veredelde geïoniseerde suurstofgas (OIII).

In die 20ste eeu het waarnemings getoon H II-gebiede bevat dikwels warm, helder sterre.[9] Hierdie sterre het ’n massa van baie keer die Son s’n. Hulle het ’n kort bestaan van slegs ’n paar miljoen jaar (in vergelyking met die Son se sowat 10 miljard jaar). Daar is dus aangeneem H II-gebiede is gebiede waarin nuwe sterre vorm.[9] Oor ’n tydperk van verskeie miljoene jare sal ’n sterreswerm in ’n H II-gebied vorm voordat stralingsdruk van die jong, warm sterre veroorsaak dat die newel verstrooi word.[10] Die Plejades is ’n voorbeeld van ’n sterreswerm wat die H II-gebied waarin hulle gevorm het, "weggekook" het. Net spore van die newelagtigheid het oorgebly.

Sien ook[wysig | wysig bron]

Verwysings[wysig | wysig bron]

  1. Harrison, T.G. (1984). “The Orion Nebula—where in History is it”. Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 25: 65–79.
  2. Anderson, L.D. (2009). “The molecular properties of galactic HII regions”. The Astrophysical Journal Supplement Series 181 (1): 255–271. doi:10.1088/0067-0049/181/1/255.
  3. Jones, Kenneth Glyn (1991). Messier's nebulae and star clusters. Cambridge University Press. p. 157. ISBN 978-0-521-37079-0. 
  4. Ridpath, Ian (2012). "Diffuse nebula". A dictionary of astronomy. Oxford: Oxford University Press. ISBN 978-0-19-960905-5. (subscription required (help)). 
  5. Huggins, W. (1864). “On the Spectra of some of the Nebulae”. Philosophical Transactions of the Royal Society of London 154: 437–444. doi:10.1098/rstl.1864.0013.
  6. Tennyson, Jonathan (2005). Astronomical spectroscopy: an introduction to the atomic and molecular physics of astronomical spectra. Imperial College Press. pp. 99–102. ISBN 978-1-86094-513-7. 
  7. Russell, H.N.; Dugan, R.S.; Stewart, J.Q (1927). Astronomy II Astrophysics and Stellar Astronomy. Boston: Ginn & Co. p. 837. 
  8. Bowen, I.S. (1928). “The origin of the nebular lines and the structure of the planetary nebulae”. Astrophysical Journal 67: 1–15. doi:10.1086/143091.
  9. 9,0 9,1 9,2 O'Dell, C.R. (2001). “The Orion Nebula and its associated population” (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics 39 (1): 99–136. doi:10.1146/annurev.astro.39.1.99.
  10. Pudritz, Ralph E. (2002). “Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses”. Science 295 (5552): 68–75. doi:10.1126/science.1068298.

Eksterne skakels[wysig | wysig bron]