Περιοχή H I

Μια περιοχή H I ή περιοχή ουδέτερου υδρογόνου (H I region ή HI region) είναι ένα νεφέλωμα στον διαστρικό χώρο, το οποίο αποτελείται κυρίως από ουδέτερο (μη ιονισμένο) ατομικό (όχι μοριακό) υδρογόνο (H I), μαζί με την τοπική περιεκτικότητα σε ήλιο και άλλα στοιχεία της ύλης. Είναι συνηθισμένο στην αστρονομία να χρησιμοποιείται ο ρωμαϊκός αριθμός I για τα ουδέτερα άτομα, ο II για τα μία φορά ιονισμένα (H⁺ σε άλλες επιστήμες), ο III για τα διπλά ιονισμένα άτομα (π.χ. το οξυγόνο O III είναι O⁺⁺), κλπ.)

Οι περιοχές H I δεν εκπέμπουν ανιχνεύσιμο ορατό φως, παρά μόνο σε φασματικές γραμμές από άλλα στοιχεία πλην του υδρογόνου. Παρατηρούνται όμως εύκολα από τη γραμμή των 21 εκατοστών του υδρογόνου στα ραδιοκύματα (συχνότητα 1420 MHz). Αυτή η γραμμή πάντως έχει πολύ μικρή πιθανότητα μεταπτώσεως, οπότε απαιτούνται γιγαντιαίες ποσότητες αραιού αερίου υδρογόνου για να παρατηρηθεί. Στα μέτωπα ιονισμού, όπου περιοχές H I συγκρούονται με διαστελλόμενες περιοχές ιονισμένου αερίου (όπως περιοχές H II), οι δεύτερες εκπέμπουν περισσότερο φως από όσο κανονικά. Ο βαθμός ιονισμού σε μια περιοχή H I είναι πολύ μικρός, περίπου 1 άτομο στις δέκα χιλιάδες. Σε συνηθισμένες διαστρικές πιέσεις που επικρατούν σε γαλαξίες όπως ο δικός μας, οι περιοχές HI είναι σταθερότερες σε θερμοκρασίες είτε κάτω των 100 K, είτε άνω των αρκετών χιλιάδων K: το αέριο ανάμεσα σε αυτές τις δύο θερμοκρασίες θερμαίνεται ή ψύχεται πολύ γρήγορα, φθάνοντας σε μία από τις κατηγορίες αυτές. Μέσα σε μία από αυτές τις φάσεις, το αέριο θεωρείται συνήθως ισοθερμικό, εκτός και αν βρίσκεται κοντά σε μία διαστελλόμενη περιοχή H II. Κοντά σε μία τέτοια περιοχή H II, υπάρχει μία πυκνή περιοχή H I, που διαχωρίζεται από την αδιατάρακτη περιοχή H I με ένα κρουστικό μέτωπο και από την περιοχή H II με ένα μέτωπο ιονισμού.

Χαρτογράφηση

Η χαρτογράφηση των εκπομπών από περιοχές H I με ραδιοτηλεσκόπιο αποτελεί μία μέθοδο προσδιορισμού της δομής των σπειροειδών γαλαξιών. Χρησιμεύει επίσης για την απεικόνιση βαρυτικών διαταραχών από την αλληλεπίδραση μεταξύ γαλαξιών: όταν δύο γαλαξίες συγκρούονται, το υλικό τους σχηματίζει λωρίδες, επιτρέποντας στους αστρονόμους να προσδιορίσουν προς τα πού κινούνται οι γαλαξίες.

Οι περιοχές H I απορροφούν αποτελεσματικά τα φωτόνια που έχουν αρκετά υψηλές ενέργειες ώστε να ιονίζουν το υδρογόνο, δηλαδή άνω των 13,6 ηλεκτρονιοβόλτ. Υπάρχουν σχεδόν παντού στον γαλαξία μας, ώστε η λεγόμενη Οπή του Λόκμαν να αποτελεί ένα από τα λίγα «παράθυρα» για καθαρές παρατηρήσεις μακρινών εξωγαλαξιακών σωμάτων στο άπω υπεριώδες και στις μαλακές ακτίνες Χ. Στην κατεύθυνση της Οπής του Λόκμαν καταγράφεται η απόλυτα χαμηλότερη πυκνότητα στήλης ουδέτερου υδρογόνου. Η πυκνότητα αυτή είναι 6 x 10¹⁹ άτομα/cm², ενώ η περιοχή του κέντρου της παρουσιάζει ένα ελάχιστο στα 4,5 x 10¹⁹ άτομα/cm² .

Παραπομπές

• Anderson, Kevin J.; Churchwell, Ed. (1985). «The Anatomy of a Nebula». Astronomy 13: 66–71. Bibcode: 1985Ast....13...66C. https://archive.org/details/sim_astronomy_1985-03_13_3/page/n71.