Области ионизованного водорода, или области H II, представляют собой астрофизические объекты, в которых преобладает ионизованный атомарный водород. Эти области возникают в местах активного звездообразования, где излучение горячих молодых звёзд типа O и ранних B ионизует окружающий межзвёздный водород. В спектре таких объектов наблюдаются яркие эмиссионные линии, в первую очередь линии Бальмера водорода, что позволяет их детально исследовать с помощью спектроскопии.
Основной механизм ионизации в H II-областях — это фотоионизация. Фотон с энергией выше 13,6 эВ (соответствует длине волны 91,2 нм) может ионизовать атом водорода, выбивая электрон. Источником этих фотонов служат горячие звёзды с эффективными температурами от 25 000 до 50 000 K. В процессе рекомбинации — обратного захвата электрона и протона — испускаются фотонные каскады, формирующие характерный эмиссионный спектр.
Число ионизаций уравновешивается числом рекомбинаций. Условие равновесия описывается уравнением Стрёмгрена, которое позволяет определить размер ионизованной области вокруг источника излучения:
$$ R_S = \left( \frac{3 Q_{H}}{4\pi n_e^2 \alpha_B} \right)^{1/3} $$
где
Области H II демонстрируют широкий спектр морфологических форм: от компактных сферических до иррегулярных и кольцевых. Их структура определяется распределением плотности в межзвёздной среде, числом ионизующих источников, наличием пылевых облаков и динамическими процессами, такими как звёздные ветры и ударные волны.
В типичной H II-области различают следующие зоны:
Спектр H II-областей насыщен эмиссионными линиями водорода (серия Бальмера — особенно линия Hα на 656,3 нм), а также линиями других элементов в ионизованном состоянии, таких как:
Отношения интенсивностей этих линий позволяют судить о температуре, плотности и химическом составе газа. Так, отношение [O III] λ5007 к Hβ чувствительно к температуре, а соотношение линий [S II] 6717/6731 — к электронной плотности.
Электронная температура в H II-областях обычно лежит в диапазоне 7000–10 000 K. Она определяется балансом между нагревом за счёт фотоионизации и охлаждением за счёт эмиссии в линиях, в том числе запрещённых.
Плотность электронов варьируется от нескольких десятков до нескольких тысяч частиц на см³. Компактные и ультракомпактные H II-области, связанные с самыми молодыми звёздами, характеризуются плотностями до 105 см⁻³.
Размеры областей H II варьируются от долей парсека (в случае ультракомпактных объектов) до десятков и сотен парсек (в гигантских H II-областях, например, в 30 Doradus в Большом Магеллановом Облаке). Массы могут достигать 104 − 106M⊙ в газе, из которого впоследствии формируются звёздные скопления.
Области H II — не статичные образования. Под действием давления ионизованного газа они расширяются в окружающую среду, формируя ударные фронты. Эволюция может быть описана моделью Спитцера, в которой радиус растёт со временем как
$$ R(t) = R_S \left(1 + \frac{7 c_s t}{4 R_S} \right)^{4/7} $$
где cs — скорость звука в ионизованной плазме.
На поздних стадиях ионизирующие звёзды могут взрываться как сверхновые, индуцируя коллапс соседних молекулярных облаков и новое звездообразование. Таким образом, H II-области играют центральную роль в эволюции галактической межзвёздной среды.
Пылевые частицы, содержащиеся в H II-областях, поглощают часть ультрафиолетового излучения, что приводит к образованию фотодиссоциированных областей (PDR) на границе с нейтральным газом. Пыль также влияет на наблюдаемый спектр за счёт межзвёздного поглощения и излучает в инфракрасном диапазоне, что делает H II-области яркими источниками в ИК-диапазоне.
Области ионизованного водорода служат важными индикаторами мест звездообразования и используются для картирования спиральных рукавов галактик. Внешние галактики демонстрируют множество H II-областей вдоль рукавов, особенно в областях с высоким содержанием газа.
Их изучение позволяет восстановить распределение металлическости, оценить звёздную массу, а также исследовать эволюцию галактик на различных стадиях.
H II-области хорошо видны в оптическом диапазоне благодаря яркой линии Hα. Для более глубокого изучения используются:
Типичными представителями являются:
По размерам и плотности области делятся на:
Каждая из этих категорий характеризует разную стадию эволюции и разные физические условия в окружающей среде.
Спектроскопический анализ эмиссионных линий позволяет определять относительное содержание элементов (O, N, S, Ne, Ar и др.). Эти данные важны для понимания химической эволюции галактик. Отношение O/H служит стандартной метрикой металличности, которая коррелирует с массой галактики и её эволюционным возрастом.
Изменение металличности в радиальном направлении внутри галактики указывает на процессы внутреннего перераспределения вещества и звёздного материала.