3oны ионизованного водорода

3ОНЫ ИОНИЗОВАННОГО ВОДОРОДА (зоны HII), участки межзвёздной среды с практически полной (обычно более 99,9%) ионизацией основного химического элемента - водорода; широко распространённый тип межзвёздных туманностей. Обычно термином «зоны ионизированного водорода» обозначают туманности, ионизованные УФ-излучением горячих (с температурой Т >20 000 К) звёзд. Зоны  ионизированного водорода - наиболее яркие участки межзвёздной среды. Часто их называют газовыми туманностями.

Типичная, так называемая диффузная, зона ионизированного водорода (рис. 1) возникает в результате ионизации межзвёздного газа излучением молодой массивной звезды спектрального класса О или В. Размеры диффузных зон  ионизированного водорода составляют 1-10 пк; концентрация газа в них n = 10-10 000 см^-З. Температура диффузных зон ионизированного водорода обычно заключена в диапазоне (7-12)·10³ К. Продолжительность жизни типичной зоны ионизированного водорода не превышает 10⁶ лет. Звёзды ОВ-ассоциаций нередко создают вокруг себя так называемые гигантские зоны ионизированного водорода (размером 100-300 пк), часто наблюдаемые в центральных областях галактик. Звёзды, расположенные вне межзвёздных облаков, создают протяжённые зоны ионизированного водорода низкой плотности (n< 1 см^-3). Массивные звёзды, рождающиеся в плотных (n> 10⁴-10⁷ см^-3) компактных (< 10^-2 пк) газово-пылевых «коконах» внутри молекулярных облаков, создают компактные и ультракомпактные зоны ионизированного водорода - «индикаторы» областей звездообразования. Разновидностью зон ионизированного водорода являются планетарные туманности, возникающие при плавном сбросе внешних слоёв звёзд на поздних стадиях их эволюции.

Зоны  ионизированного водорода излучают в основном в спектральных линиях водорода и запрещённых линиях других элементов в УФ-, оптическом и 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 ионизированного 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 ионизированного водорода увеличивается, и из компактной она превращается в оптически наблюдаемую диффузную. Вначале такая зона ионизированного 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 ионизированного 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 (так называемые слоновьи хоботы, рисунок 2). На границе уплотнений возникают яркие ободки (римы). Обжатие глобулы окружающим газом способствует тому, что позже, когда зона ионизированного водорода уже прекращает своё существование, в глобуле рождается маломассивная звезда типа Т Тельца, освещающая вещество «слоновьего хобота» и создающая отражательную кометарную туманность. После угасания создавшей зону ионизированного водорода короткоживущей (< 10⁷ лет) массивной звезды остаётся так называемая реликтовая зона ионизированного водорода, вещество которой рекомбинирует за 10⁵/n лет.

Лит.: Каплан С. А., Пикельнер С. Б. Межзвездная среда. М., 1963; они же. Физика межзвездной среды. М., 1979; Спитцер Л. Физические процессы в межзвездной среде. М., 1981; Соболев В. В. Курс теоретической астрофизики. 3-е изд. М., 1985.