Зоны ионизованного водорода

Зо́ны ионизо́ванного водоро́да (зоны H II), участки межзвёздной среды с практически полной (обычно более 99,9 %) ионизацией основного химического элемента – водорода; широко распространённый тип межзвёздных туманностей. Обычно термином «зоны ионизованного водорода» обозначают туманности, ионизованные ультрафиолетовым (УФ) излучением горячих (с температурой ${\displaystyle T>20\,000\ {\text{К}}}$) звёзд. Зоны ионизованного водорода – наиболее яркие участки межзвёздной среды. Часто их называют газовыми туманностями.

Типичная, т. н. диффузная, зона ионизованного водорода (рис. 1) возникает в результате ионизации межзвёздного газа излучением молодой массивной звезды спектрального класса О или В. Размеры диффузных зон ионизованного водорода составляют 1–10 пк; концентрация газа в них ${\displaystyle n=10\!-\!10^{4}\ {\text{см}}^{-3}}$. Температура диффузных зон ионизованного водорода обычно заключена в диапазоне (7–12) ·10³ К. Продолжительность жизни типичной зоны ионизованного водорода не превышает 10⁶ лет.

Звёзды ОВ-ассоциаций нередко создают вокруг себя т. н. гигантские зоны ионизованного водорода (размером 100–300 пк), часто наблюдаемые в центральных областях галактик. Звёзды, расположенные вне межзвёздных облаков, создают протяжённые зоны ионизованного водорода низкой плотности ${\displaystyle (n<1\ {\text{см}}^{-3})}$.

Массивные звёзды, рождающиеся в плотных ${\displaystyle (n>10^{4}\!-\!10^{7}\ {\text{см}}^{-3})}$ компактных (< 10^–2 пк) газово-пылевых «коконах» внутри молекулярных облаков, создают компактные и ультракомпактные зоны ионизованного водорода – «индикаторы» областей звездообразования. Разновидностью зон ионизованного водорода являются планетарные туманности, возникающие при плавном сбросе внешних слоёв звёзд на поздних стадиях их эволюции.

Зоны ионизованного водорода излучают в основном в спектральных линиях водорода и запрещённых линиях других элементов в УФ-, оптическом и инфракрасном (ИК) диапазонах. Имеется и слабый непрерывный спектр; он тянется от УФ- до радиодиапазона. В ИК-диапазоне преобладает излучение межзвёздной пыли, нагретой светом звезды до температуры 100–300 К, в радиодиапазоне – непрерывное излучение газа, на фоне которого видны рекомбинационные линии водорода, гелия и углерода.

Окружающая пыль поглощает оптическое и УФ-излучение компактных зон ионизованного водорода. Поэтому они видны как ИК- и радиоисточники тепловой природы и часто являются космическими мазерами. Постепенно газ и пыль выметаются излучением и звёздным ветром молодой звезды; размер зоны ионизованного водорода увеличивается, и из компактной она превращается в оптически наблюдаемую диффузную. Вначале такая зона ионизованного водорода нестационарна – по веществу бежит волна ионизации – быстрый ионизационный фронт. Через несколько тысяч лет устанавливается баланс рекомбинации и фотоионизации, но давление нагретого вещества в зоне ионизованного водорода много выше, чем в окружающем газе, поэтому она продолжает медленно расширяться.

Ионизационный фронт, встречая на своём пути неоднородности, огибает их, образуя замкнутые неионизованные участки высокой плотности – глобулы. В «тени» от глобул вещество обычно более холодное и тёмное (т. н. слоновьи хоботы, рис. 2). На границе уплотнений возникают яркие ободки (римы). Обжатие глобулы окружающим газом способствует тому, что позже, когда зона ионизованного водорода уже прекращает своё существование, в глобуле рождается маломассивная звезда типа Т Тельца, освещающая вещество «слоновьего хобота» и создающая отражательную кометарную туманность. После угасания короткоживущей (< 10⁷ лет) массивной звезды, создавшей зону ионизованного водорода, остаётся т. н. реликтовая зона ионизованного водорода, вещество которой рекомбинирует за ${\displaystyle 10^{5}/n}$ лет.