| dbo:abstract
|
- Una regió H I és un núvol format per hidrogen atòmic fred, poc dens i molt feblement ionitzat, al voltant de 10−4 (una partícula entre 10.000), amb temperatures al voltant de 100 K. Aquestes regions HI són d'hidrogen atòmic neutre, mentre que les HII ho són d'hidrogen ionitzat i H₂ d'hidrogen molecular. Les regions HI no emeten radiació en el rang visual, només en el rang de ràdio. L'emissió està concentrada en una línia espectral procedent de la transició superfina d'hidrogen (entre estats en els que l'espín de l'electró i el protó és paral·lel i antiparal·lel) centrada en 1.420 MHz. Aquesta línia de l'hidrogen també és coneguda com la línia de 21 cm i és molt útil per a estudiar la dinàmica de galàxies. Aquesta línia té una molt baixa probabilitat de transició, per tant requereix gran quantitat de gas d'hidrogen per poder veure-la. En fronts d'ionització, on les regions H I col·lideixen amb el gas ionitzat (com el de les regions HII) aquestes darreres brillen molt més. El mètode de usa l'ample d'aquesta línia per a estimar la lluminositat d'una galàxia (el que juntament amb un mesurament de la seva lluentor permet estimar la seva distància). El mapatge de les emissions H I amb radiotelescopis és una tècnica que s'usa per a determinar l'estructura de les galàxies espirals. També s'usa per a mapar les disrupcions gravitacionals entre galàxies. Quan dues galàxies col·lideixen, el material és ejectat en fils, cosa que permet als astrònoms determinar la direcció del moviment de les galàxies. (ca)
- Oblast HI je mezihvězdný oblak složený z neutrálního vodíku. Tyto oblasti jsou opticky zcela neaktivní, nezáří ani nepohlcují záření, ale jsou detekovatelné, jelikož molekuly, které jsou přítomny v malém množství, emitují záření v 21 cm oblasti (1 420 MHz) rádiového spektra i při nízkých teplotách (záření na vlnové délce 21 cm je málo pohlcováno, výzkumem těchto oblastí se dozvídáme o struktuře galaxií a vesmíru). Při ionizaci, kde oblasti HI kolidují s expandujícím ionizovaným plynem, například s H II oblastí, svítí jasněji. Stupeň ionizace v neutrální oblasti HI je velmi nízký (1:10 000), ale plazmoví fyzici ji považují za slabě ionizované plazma. Mapování emisí HI radiotelekopy je technika, která určuje strukturu spirálních galaxií. Je určena také na mapování gravitačních poruch mezi galaxiemi. Když kolidují dvě galaxie, vyvrhuje se materiál, což umožňuje astronomům určit, jak se galaxie pohybují. (cs)
- منطقة هيدروجين I أو منطقة هيدروجين أحادي (بالإنجليزية : H I region ) هي إحدى السحب الكونية في الوسط بين النجمي تتكون من ذرات الهيدروجين المتعادلة .( تختلف تلك المناطق عن مناطق الهيدروجين II في أن الهيدروجين II مكوّن من جزيئات الهيدروجين . أي أن مناطق الهيدروجين الأحادي تتكون من ذرات الهيدروجين المنفردة . ويتميز كل منهما بطيفه الخاص . ويمكن عن طريق قياس الطيف معرفة مكونات السحابة الكونية. مناطق الهيدروجين الأحادي لا تصدر الضوء، وإنما تصدر أشعة راديوية يبلغ طول موجتها 21-سنتيمتر ( أي تردد 1429 ميجا هرتز) ويسمى هذا الخط الطيفي خط الهيدروجين. ويختص هذا الخط الطيفي بقلة احتمال حدوثه وبالتالي قلة وجوده، لذلك لا يمكن تسجيله إلا من مناطق غنية بالهيدروجين الأحادي H-I . وفي المناطق التي تتقابل فيها غمامة هيدروجين أحادي مع مقدمة منطقة هيدروجين ثنائي متأينة نجد أن الهيدروجين الثنائي يشتد لمعانا. وتبلغ درجة تأين الهيدروجين-I نحو ذرة واحدة من ضمن 10.000 ذرة، وهي نسبة صغيرة جدا. تبلغ درجة حرارة غمامة الهيدروجين الأحادي نحو 100 كلفن. (ar)
- Μια περιοχή H I ή περιοχή ουδέτερου υδρογόνου (H I region ή HI region) είναι ένα νεφέλωμα στον , 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 από άλλα στοιχεία πλην του υδρογόνου. Παρατηρούνται όμως εύκολα από τη 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 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. (el)
- H-I-Gebiete (gesprochen: ha eins) sind interstellare Wolken aus atomarem, nicht ionisiertem Wasserstoff und molekularem Wasserstoff (H2). Der neutrale atomare Wasserstoff strahlt mit der charakteristischen 21-cm-Linie. Durch Beobachtung dieser Mikrowellen kann die Radioastronomie die großräumige Struktur der Milchstraße erforschen. Dagegen bestehen H-II-Gebiete aus ionisiertem Wasserstoff. (de)
- An HI region or H I region (read H one) is a cloud in the interstellar medium composed of neutral atomic hydrogen (HI), in addition to the local abundance of helium and other elements. (H is the chemical symbol for hydrogen, and "I" is the Roman numeral. It is customary in astronomy to use the Roman numeral I for neutral atoms, II for singly-ionised—HII is H+ in other sciences—III for doubly-ionised, e.g. OIII is O++, etc.) These regions do not emit detectable visible light (except in spectral lines from elements other than hydrogen) but are observed by the 21-cm (1,420 MHz) region spectral line. This line has a very low transition probability, so it requires large amounts of hydrogen gas for it to be seen. At ionization fronts, where HI regions collide with expanding ionized gas (such as an H II region), the latter glows brighter than it otherwise would. The degree of ionization in an HI region is very small at around 10−4 (i.e. one particle in 10,000). At typical interstellar pressures in galaxies like the Milky Way, HI regions are most stable at temperatures of either below 100 K or above several thousand K; gas between these temperatures heats or cools very quickly to reach one of the stable temperature regimes. Within one of these phases, the gas is usually considered isothermal, except near an expanding H II region. Near an expanding H II region is a dense HI region, separated from the undisturbed HI region by a shock front and from the H II region by an ionization front. (en)
- Una región H I es una nube formada por hidrógeno atómico, este puede estar en una pequeña nube fría, poco densa y en un estado no ionizado, con temperaturas alrededor de 90 K, o en una gran nube tenue y templada, con temperaturas alrededor de 8000 K. Las nubes grandes se van contrayendo lentamente por gravitación hasta formar nubes densas y frías En jerga astronómica HI es hidrógeno atómico neutro, mientras que HII es hidrógeno ionizado y H2 hidrógeno molecular. Las regiones HI no emiten radiación en el rango visual, solo en la región de radio. La emisión está concentrada en una línea espectral procedente de la transición superfina de hidrógeno (entre estados en que el espín del electrón y el protón es paralelo y antiparalelo) centrada en 1 420 GHz. Esta línea del hidrógeno también es conocida como la línea de 21 cm y es muy útil para estudiar la dinámica de galaxias. El método de usa el ancho de esa línea para estimar la luminosidad de una galaxia (lo que junto con una medición de su brillo permite estimar su distancia). (es)
- Une région HI (lire « H 1 ») est un nuage interstellaire composé d'hydrogène atomique neutre. Ces régions ne sont pas lumineuses mais sont détectables car les atomes présents en faible quantité émettent un rayonnement dans la région à 21 cm (1 420 MHz) du spectre radio, même à basse température. Sur les fronts d'ionisation, où les régions HI heurtent le gaz ionisé en expansion (comme une région HII), ce dernier brille plus intensément que normalement. Le degré d'ionisation d'une région HI est très faible, de l'ordre de 10-4 (c'est-à-dire un atome sur 10 000). Cartographier les émissions HI avec un radiotélescope est une technique utilisée pour déterminer la structure des galaxies spirales. Elle est aussi utilisée pour cartographier les interactions gravitationnelles entre les galaxies. Quand deux galaxies entrent en collision, la matière est arrachée sous forme de filaments, permettant aux astronomes de savoir comment les galaxies se déplacent. (fr)
- La locuzione regione H I (regione acca primo) identifica una classe di nubi interstellari costituita da idrogeno neutro monoatomico (H I). (it)
- HI領域 (英：H I region)は、中性水素原子で構成される星間雲である。部分的には、ヘリウムやその他の元素も存在する。これらの領域は、21cm線のスペクトル線を除いて明るくない。この線は、非常に低い遷移確率を持つため、見るために多量の水素ガスを必要とする。HI領域がHII領域等の拡大するイオン化ガスと衝突してイオン化された面では、後者はその他の場合と比べて非常に明るく輝くようになる。HI領域のイオン化度は非常に低く、10-4程度である。HI領域の温度は約100Kで、拡大するHII領域の付近を除いて等温であると考えられている。HII領域の付近ではHI領域の密度が濃く、HI領域のその他の部分とは衝撃波面で、HII領域とはイオン化面で分離される。 (ja)
- 중성수소영역(中性水素領域), 또는 H I 영역은 성간구름 중 중성 수소 원자(H1)로 이루어진 영역이며, 추가로 헬륨이나 다른 성분들도 곳곳에 분포되어 있다. 이 영역들은 밝게 빛나지 않으며 21-cm (1,420 MHz) 선을 발산할 수 있다. 이 선은 전이될 확률이 매우적으며 따라서 많은양의 수소가스가 발견되곤 한다. 이온화도중 HI 영역들은 충돌하며 이온화된 기체로 확장되곤하는데 (HII 같은) 이는 밝게 빛날수 있다. 중성 수소 H I 영역의 이온화 정도는 10-4 정도로 매우 낮지만(즉 10,000개당 1개), 플라스마 물리학자들은 H I 영역이 약하게 이온화 된 플라스마일 것으로 추측한다.이때온도는 100켈빈정도이며 종종, HII 영역으로 가까워질때를 제외하곤, 등온과정으로 생각된다. 밀도가 높아진 HI 영역은 HII 영역에 가까워지는데 방해받지 않는 HI 영역은 충격과 이온화된 HII 영역에 의해 분리가 된다.HI 발산영역을 나타내는 다이아그램은 라디오주파수망원경을 이용하며 나선은하의 구조를 나타내는데 도움을 준다. 이것은 또 은하들사이에 중력붕괴에도 이용된다. 두 은하가 부딪힐 때 은하안의 물질들이 나오게 되고 천문학자들은 은하가 움직인다고 말한다.HI 영역은 광자를 효과적으로 흡수하고 수소를 이온화하기에 층분한 13.6eV를 가지고 있다. HI 영역은 은하계에 만연해 있다 (ko)
- Obszary H I – obłoki międzygwiazdowe utworzone z neutralnego wodoru atomowego (H1). Obszary te nie emitują światła, ale można je wykryć na podstawie słabej emisji promieniowania o długości 21 cm (1420 MHz) – linii emisyjnej promieniowania, wysyłanego przez atomy wodoru. Stopień jonizacji w obszarach H I jest bardzo niski i wynosi około 10−4 (jedna cząstka na 10 000). Obok obszarów H I identyfikuje się także obszary H II, zawierające zjonizowany wodór cząsteczkowy. Temperatura obszarów H I wynosi około 60 K, a w skrajnych przypadkach nie powinna przekraczać 200 K. Mapowanie emisji promieniowania z tych obszarów przy pomocy radioteleskopów wykorzystuje się do określania struktury galaktyk spiralnych. (pl)
- En H I-region är ett interstellärt moln som består av neutral atomär vätgas (H I), utöver den omgivande förekomsten av andra gaser och grundämnen. Graden av jonisering i en H I-regionen är mycket liten, ca en partikel på 10 000. Dessa regioner är icke lysande, förutom att de avger radiosignaler på en emissionslinje med våglängd 21 cm (1.420 MHz). Strålning av denna typ har en mycket låg sannolikhet och kräver därför stora mängder vätgas för att den ska synas. Vid kollisionsfronter, där H I-regioner kolliderar med expanderande joniserad gas (till exempel en H II-region), lyser den senare ljusare än den annars skulle. Temperaturen i ett H I-regionen är ca 100 K, och den brukar anses vara isoterm, utom i närheten av en expanderande H II-region . Nära en sådan region finns en tät H I-region, skild från den ostörda H I-regionen genom en chockfront och från H II-regionen av en joniseringsfront . H I-regionerna finns utspridda över hela Vintergatan, men är koncentrerade till en tunn skiva i symmetriplanet. Observationer av H I-strålning med radioteleskop gör det möjligt att kartlägga Vintergatans struktur, rotation och massfördelning. H I-signaler har även observerats i många andra galaxer, vilket gör det möjligt att göra jämförelser mellan dessa och vår galax.Sådana observationer görs också för att studera gravitationella störningar mellan galaxer. När två galaxer kolliderar dras materialet ut i gasslingor, vars kartläggning gör det möjligt att avgöra åt vilket håll galaxerna rör sig. (sv)
- Область H I — межзвёздное облако, состоящее из атомарного водорода (H I). Эти области являются неизлучающими, за исключением эмиссии на длине волны 21 см (1 420 МГц) (Линия водорода). У этой линии очень низкая вероятность , поэтому требуется большое количество водородного газа для того, чтобы её заметить. Области H I становятся намного ярче на фронтах ионизации, где они (области) сталкиваются с расширяющимся ионизированным газом (например, из областей H II). Степень ионизации в области H I очень мала — в пределах 10−4 (то есть одна частица на 10 000). Если наносить на карту излучения областей H I, полученные с помощью радиотелескопов, можно определять структуру спиральных галактик. Этот метод используется также для нанесения на карту гравитационных возмущений между галактиками. Когда две галактики сталкиваются, вещество из них выталкивается в виде нитей, позволяя астрономам определить, по какому пути перемещались галактики. (ru)
- 中性氫區（ H區）是一種由中性氫原子組成的星際雲。這些區域並不明亮，但是會輻射出21公分（1,420MHz）譜線。這條譜線的發生機率很低，所以須要有很大量的氫原子存在才能看見這條譜線。當有游離區域在前方時，H區會與擴張的游離氣體（像是電離氫區）碰撞，而只要被游離的區域達到H區的10-4（也就是一萬個中有一個），發出的光就會比21公分波更為明亮。 使用電波望遠鏡描繪H的輻射是用來測量螺旋星系漩渦臂的一種技術，也可以用來描繪星系之間的交互作用造成的重力擾動。當兩個星系發生碰撞時，如同繩索般被抽離出來的物質，讓天文學家可以測量星系是如何移動的。 (zh)
|
| rdfs:comment
|
- H-I-Gebiete (gesprochen: ha eins) sind interstellare Wolken aus atomarem, nicht ionisiertem Wasserstoff und molekularem Wasserstoff (H2). Der neutrale atomare Wasserstoff strahlt mit der charakteristischen 21-cm-Linie. Durch Beobachtung dieser Mikrowellen kann die Radioastronomie die großräumige Struktur der Milchstraße erforschen. Dagegen bestehen H-II-Gebiete aus ionisiertem Wasserstoff. (de)
- La locuzione regione H I (regione acca primo) identifica una classe di nubi interstellari costituita da idrogeno neutro monoatomico (H I). (it)
- HI領域 (英：H I region)は、中性水素原子で構成される星間雲である。部分的には、ヘリウムやその他の元素も存在する。これらの領域は、21cm線のスペクトル線を除いて明るくない。この線は、非常に低い遷移確率を持つため、見るために多量の水素ガスを必要とする。HI領域がHII領域等の拡大するイオン化ガスと衝突してイオン化された面では、後者はその他の場合と比べて非常に明るく輝くようになる。HI領域のイオン化度は非常に低く、10-4程度である。HI領域の温度は約100Kで、拡大するHII領域の付近を除いて等温であると考えられている。HII領域の付近ではHI領域の密度が濃く、HI領域のその他の部分とは衝撃波面で、HII領域とはイオン化面で分離される。 (ja)
- 중성수소영역(中性水素領域), 또는 H I 영역은 성간구름 중 중성 수소 원자(H1)로 이루어진 영역이며, 추가로 헬륨이나 다른 성분들도 곳곳에 분포되어 있다. 이 영역들은 밝게 빛나지 않으며 21-cm (1,420 MHz) 선을 발산할 수 있다. 이 선은 전이될 확률이 매우적으며 따라서 많은양의 수소가스가 발견되곤 한다. 이온화도중 HI 영역들은 충돌하며 이온화된 기체로 확장되곤하는데 (HII 같은) 이는 밝게 빛날수 있다. 중성 수소 H I 영역의 이온화 정도는 10-4 정도로 매우 낮지만(즉 10,000개당 1개), 플라스마 물리학자들은 H I 영역이 약하게 이온화 된 플라스마일 것으로 추측한다.이때온도는 100켈빈정도이며 종종, HII 영역으로 가까워질때를 제외하곤, 등온과정으로 생각된다. 밀도가 높아진 HI 영역은 HII 영역에 가까워지는데 방해받지 않는 HI 영역은 충격과 이온화된 HII 영역에 의해 분리가 된다.HI 발산영역을 나타내는 다이아그램은 라디오주파수망원경을 이용하며 나선은하의 구조를 나타내는데 도움을 준다. 이것은 또 은하들사이에 중력붕괴에도 이용된다. 두 은하가 부딪힐 때 은하안의 물질들이 나오게 되고 천문학자들은 은하가 움직인다고 말한다.HI 영역은 광자를 효과적으로 흡수하고 수소를 이온화하기에 층분한 13.6eV를 가지고 있다. HI 영역은 은하계에 만연해 있다 (ko)
- 中性氫區（ H區）是一種由中性氫原子組成的星際雲。這些區域並不明亮，但是會輻射出21公分（1,420MHz）譜線。這條譜線的發生機率很低，所以須要有很大量的氫原子存在才能看見這條譜線。當有游離區域在前方時，H區會與擴張的游離氣體（像是電離氫區）碰撞，而只要被游離的區域達到H區的10-4（也就是一萬個中有一個），發出的光就會比21公分波更為明亮。 使用電波望遠鏡描繪H的輻射是用來測量螺旋星系漩渦臂的一種技術，也可以用來描繪星系之間的交互作用造成的重力擾動。當兩個星系發生碰撞時，如同繩索般被抽離出來的物質，讓天文學家可以測量星系是如何移動的。 (zh)
- منطقة هيدروجين I أو منطقة هيدروجين أحادي (بالإنجليزية : H I region ) هي إحدى السحب الكونية في الوسط بين النجمي تتكون من ذرات الهيدروجين المتعادلة .( تختلف تلك المناطق عن مناطق الهيدروجين II في أن الهيدروجين II مكوّن من جزيئات الهيدروجين . أي أن مناطق الهيدروجين الأحادي تتكون من ذرات الهيدروجين المنفردة . ويتميز كل منهما بطيفه الخاص . ويمكن عن طريق قياس الطيف معرفة مكونات السحابة الكونية. (ar)
- Una regió H I és un núvol format per hidrogen atòmic fred, poc dens i molt feblement ionitzat, al voltant de 10−4 (una partícula entre 10.000), amb temperatures al voltant de 100 K. Aquestes regions HI són d'hidrogen atòmic neutre, mentre que les HII ho són d'hidrogen ionitzat i H₂ d'hidrogen molecular. Les regions HI no emeten radiació en el rang visual, només en el rang de ràdio. (ca)
- Oblast HI je mezihvězdný oblak složený z neutrálního vodíku. Tyto oblasti jsou opticky zcela neaktivní, nezáří ani nepohlcují záření, ale jsou detekovatelné, jelikož molekuly, které jsou přítomny v malém množství, emitují záření v 21 cm oblasti (1 420 MHz) rádiového spektra i při nízkých teplotách (záření na vlnové délce 21 cm je málo pohlcováno, výzkumem těchto oblastí se dozvídáme o struktuře galaxií a vesmíru). Při ionizaci, kde oblasti HI kolidují s expandujícím ionizovaným plynem, například s H II oblastí, svítí jasněji. Stupeň ionizace v neutrální oblasti HI je velmi nízký (1:10 000), ale plazmoví fyzici ji považují za slabě ionizované plazma. (cs)
- Μια περιοχή H I ή περιοχή ουδέτερου υδρογόνου (H I region ή HI region) είναι ένα νεφέλωμα στον , 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.) (el)
- An HI region or H I region (read H one) is a cloud in the interstellar medium composed of neutral atomic hydrogen (HI), in addition to the local abundance of helium and other elements. (H is the chemical symbol for hydrogen, and "I" is the Roman numeral. It is customary in astronomy to use the Roman numeral I for neutral atoms, II for singly-ionised—HII is H+ in other sciences—III for doubly-ionised, e.g. OIII is O++, etc.) These regions do not emit detectable visible light (except in spectral lines from elements other than hydrogen) but are observed by the 21-cm (1,420 MHz) region spectral line. This line has a very low transition probability, so it requires large amounts of hydrogen gas for it to be seen. At ionization fronts, where HI regions collide with expanding ionized gas (such as (en)
- Una región H I es una nube formada por hidrógeno atómico, este puede estar en una pequeña nube fría, poco densa y en un estado no ionizado, con temperaturas alrededor de 90 K, o en una gran nube tenue y templada, con temperaturas alrededor de 8000 K. Las nubes grandes se van contrayendo lentamente por gravitación hasta formar nubes densas y frías En jerga astronómica HI es hidrógeno atómico neutro, mientras que HII es hidrógeno ionizado y H2 hidrógeno molecular. Las regiones HI no emiten radiación en el rango visual, solo en la región de radio. (es)
- Une région HI (lire « H 1 ») est un nuage interstellaire composé d'hydrogène atomique neutre. Ces régions ne sont pas lumineuses mais sont détectables car les atomes présents en faible quantité émettent un rayonnement dans la région à 21 cm (1 420 MHz) du spectre radio, même à basse température. Sur les fronts d'ionisation, où les régions HI heurtent le gaz ionisé en expansion (comme une région HII), ce dernier brille plus intensément que normalement. Le degré d'ionisation d'une région HI est très faible, de l'ordre de 10-4 (c'est-à-dire un atome sur 10 000). (fr)
- Obszary H I – obłoki międzygwiazdowe utworzone z neutralnego wodoru atomowego (H1). Obszary te nie emitują światła, ale można je wykryć na podstawie słabej emisji promieniowania o długości 21 cm (1420 MHz) – linii emisyjnej promieniowania, wysyłanego przez atomy wodoru. Stopień jonizacji w obszarach H I jest bardzo niski i wynosi około 10−4 (jedna cząstka na 10 000). Obok obszarów H I identyfikuje się także obszary H II, zawierające zjonizowany wodór cząsteczkowy. Temperatura obszarów H I wynosi około 60 K, a w skrajnych przypadkach nie powinna przekraczać 200 K. (pl)
- En H I-region är ett interstellärt moln som består av neutral atomär vätgas (H I), utöver den omgivande förekomsten av andra gaser och grundämnen. Graden av jonisering i en H I-regionen är mycket liten, ca en partikel på 10 000. Dessa regioner är icke lysande, förutom att de avger radiosignaler på en emissionslinje med våglängd 21 cm (1.420 MHz). Strålning av denna typ har en mycket låg sannolikhet och kräver därför stora mängder vätgas för att den ska synas. Vid kollisionsfronter, där H I-regioner kolliderar med expanderande joniserad gas (till exempel en H II-region), lyser den senare ljusare än den annars skulle. (sv)
- Область H I — межзвёздное облако, состоящее из атомарного водорода (H I). Эти области являются неизлучающими, за исключением эмиссии на длине волны 21 см (1 420 МГц) (Линия водорода). У этой линии очень низкая вероятность , поэтому требуется большое количество водородного газа для того, чтобы её заметить. Области H I становятся намного ярче на фронтах ионизации, где они (области) сталкиваются с расширяющимся ионизированным газом (например, из областей H II). Степень ионизации в области H I очень мала — в пределах 10−4 (то есть одна частица на 10 000). (ru)
|
