Regiunea HI

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare

Termenul de regiune HI ( region acca prime ) identifică o clasă de nori interstelari constând din hidrogen neutru monoatomic (HI).

Caracteristici

Aceste regiuni emit o cantitate extrem de redusă de radiație electromagnetică , cu excepția emisiilor din banda de 21 cm (1420 MHz) , tipică hidrogenului neutru monoatomic; Deoarece această bandă are o probabilitate foarte mică de tranziție , sunt necesare cantități uriașe de hidrogen pentru a face vizibili acești nori .
Gradul de ionizare al unei regiuni HI este foarte scăzut și corespunde la aproximativ 10-4 , care este o particulă ionizată la 10.000. [1]

Temperatura unei regiuni HI este de aproximativ 100 K , [2] și este de obicei considerată izotermă, cu excepția cazului în care este asociată cu o regiune H II în expansiune; [3] în acest caz, regiunea H II este înconjurată de o regiune HI mai densă, separată de gazul neutru rămas „netulburat” de o undă de șoc și de regiunea H II însăși de un front de ionizare. [3]

Difuzie

Cartarea emisiilor la lungimile de undă H I cu un radiotelescop este o tehnică utilizată pe scară largă pentru a determina structura unei galaxii spirale . Această tehnică este, de asemenea, utilizată pentru a defini perturbațiile gravitaționale dintre galaxiile care interacționează ; de fapt, când două galaxii se ciocnesc, materia este târâtă în diferite benzi, ceea ce permite astronomilor să înțeleagă în ce direcție și cum se mișcă galaxiile.

Nori de mare viteză

În galaxia noastră, Calea Lactee , a fost descoperită o anumită clasă de nori HI, așa-numiții nori de mare viteză (HVC, acronim pentru High Velocity Cloud ), [4] care au viteze mai mari decât cele care pot fi explicate prin luarea ținând cont doar de viteza de rotație a Căii Lactee. [5] Prin definiție, astfel de nori trebuie să aibă un v lsr (adică viteza de repaus standard local ) mai mare de 90 km s -1 . Compoziția lor este similară cu cea a regiunilor H I.

Teoriile formulate pentru a explica acest fenomen consideră materia reziduală din procesul de formare a galaxiei noastre sau materia ruptă din interacțiunile de maree cu alți membri ai grupului local , cum ar fi așa-numitul curent magellanic . Cu toate acestea, pentru a clarifica originea acestor nori, este necesară o mai bună înțelegere a distanței și a metalicității lor.

Antrenament și evoluție

Regiunile HI se formează prin îngroșarea mediului interstelar.

Mediul interstelar este inițial foarte rar, cu o densitate cuprinsă între 0,1 și 1 particulă per cm³. Dispersia energiei, care are ca rezultat o emisie de radiații în infraroșul îndepărtat (un mecanism foarte eficient) și, prin urmare, o răcire a norului,[6] determină îngroșarea materiei mediului în regiunile HI; pe măsură ce răcirea continuă, norii devin din ce în ce mai densi. Când densitatea atinge 1000 de particule pe cm³, norul devine opac la radiația ultravioletă galactică; aceste condiții permit atomilor de hidrogen să se combine în molecule diatomice (H 2 ), prin mecanisme care implică pulberile ca catalizatori ;[6] aceste regiuni sunt numite nori moleculari , [7] care pot conține și molecule organice complexe în interiorul lor. [8]

Fenomenele de formare stelară au loc în interiorul norilor moleculari; stelele care se formează în interiorul lor contribuie, la sfârșitul existenței lor, la îmbogățirea mediului și, în consecință, a norilor, de material nou (mai ales metale ), care este produs în interiorul lor prin procese de nucleosinteză .[6] Prin urmare, se crede că norii fac parte din ciclul mediului interstelar , conform căruia gazele și praful, materie primă pentru formarea de noi stele, trec de la nori la ele și, la sfârșitul existenței lor, reveniți din nou pentru a construi nori, constituind materialul de pornire pentru o generație ulterioară de stele .[6]

Notă

  1. ^ Kevin J. Anderson, Ed Churchwell, Anatomia unei nebuloase , în Astronomie , vol. 13, 1985, pp. 66–71.
  2. ^ L. Spitzer, MP Savedoff, Temperatura materiei interstelare. III. , în Astrophysical Journal , vol. 111, mai 1950, p. 593, DOI : 10.1086 / 145303 .
  3. ^ a b MP Savedoff, J. Greene, Expanding H II region , în Astrophysical Journal , vol. 122, nr. 11, noiembrie 1955, pp. 477-87, DOI : 10.1086 / 146109 .
  4. ^ Dark Matter- More Than Meets the Eye ( PDF ), la genesismission.jpl.nasa.gov , NASA. Adus la 12 februarie 2010 .
  5. ^ JF Navarro, CS Frenk, SDM White, Simulations of X-ray clusters , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 275, 1995, p. 720. Accesat la 27 iunie 2010 .
  6. ^ a b c d ET Young, Cloudy, cu probabilitate de stele , în The Sciences , vol. 500, aprilie 2010, pp. 76-83.
  7. ^ Dina Prialnik, An Introduction to Theory of Stellar Structure and Evolution , Cambridge University Press, 2000, pp. 195-212, ISBN 0-521-65065-8 .
  8. ^ MP Bernstein, SA Sandford, LJ Allamandola, Din spațiu moleculele vieții , în Științele , vol. 373, septembrie 1999.

Bibliografie

  • ( EN ) J. Ballesteros-Paredes, RS Klessen, M.-M. Mac Low, E. Vazquez-Semadeni, Molecular Cloud Turbulence and Star Formation , în B. Reipurth, D. Jewitt, K. Keil (eds), Protostars and Planets V , pp. 63-80, ISBN 0-8165-2654-0 .
  • H. Reeves, Evoluția cosmică , Milano, Rizzoli - BUR, 2000, ISBN 88-17-25907-1 .
  • ( EN ) T. Padmanabhan, Theoretical Astrophysics: Stars and Stellar Systems Vol. 2 , Cambridge University Press, 2001, p. 594, ISBN 0-521-56631-2 .
  • A. De Blasi, Stelele: naștere, evoluție și moarte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  • AA.VV, Universul - Marea enciclopedie a astronomiei , Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia astronomiei și cosmologiei , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • ( EN ) M. Salaris, Evoluția stelelor și a populațiilor stelare , editat de S. Cassisi, John Wiley și Sons, 2005, pp. 108-109, ISBN 0-470-09220-3 .
  • W. Owen, Atlasul ilustrat al universului , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • C. Abbondi, Univers în evoluție de la nașterea până la moartea stelelor , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .
  • ( EN ) B. Reipurth, și colab., Handbook of Star Forming Regions, Volumul I: The Northern Sky , vol. 4, Publicații monografice ASP, 2008, ISBN 1-58381-670-4 .
  • ( EN ) B. Reipurth, și colab., Handbook of Star Forming Regions, Volumul II: The Southern Sky , vol. 5, Publicații monografice ASP, 2008, ISBN 1-58381-671-2 .

Elemente conexe

linkuri externe

Obiecte de cer adânc Portalul Deep Sky Objects : Accesați intrările Wikipedia care se ocupă de obiecte non-stelare
Adus de la „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Regione_H_I&oldid=121883288 ”