În astronomie , o regiune a hidrogenului ionizat sau regiunea H II (citiți „H 2”) este o nebuloasă de emisie formată din nori compuși în principal din hidrogen și din care majoritatea atomilor sunt ionizați și uneori se întind pe mai mulți ani. . Ionizarea este produsă de apropierea uneia sau mai multor stele foarte fierbinți, de tip spectral O sau B, care radiază puternic în ultraviolete extreme, formate ele însele din nor.
Mai târziu, exploziile supernove și vânturile puternice stelare cauzate de cele mai masive stele ale grupului de stele dispersează în cele din urmă particulele de gaz rămase, lăsând în urmă un grup de stele precum Pleiadele .
Regiunile HII își derivă numele din prezența în cantități mari de hidrogen ionizat, notat „HII”, distinct de hidrogen molecular (H 2 ) și hidrogen atomic neutru ( HI ). Prin urmare, este ionul H + , adică un proton simplu .
Acești nori de gaz ionizat sunt vizibili la distanțe mari, iar studiul regiunilor HII extragalactice este fundamental pentru determinarea distanțelor și a compoziției chimice a altor galaxii .
Unele dintre cele mai strălucitoare regiuni HII sunt vizibile cu ochiul liber, cu toate acestea, se pare că nici unul dintre ei a fost descoperit înainte de inventarea telescopului la începutul XVII - lea secol. Chiar și Galileo pare să nu fi observat nebuloasa Orion în timp ce observa grupul de stele pe care îl conține. Era francez astronom Nicolas-Claude Fabri de Peiresc care a descoperit această nebuloasă în 1610, și de atunci au fost descoperite un număr mare de aceste regiuni HII, în interiorul și în afara galaxiei noastre .
William Herschel , observând nebuloasa Orion în 1774, o va descrie ca „o ceață de foc fără formă, material haotic al soarilor viitori”. Cu toate acestea, va dura încă un secol pentru ca această teorie să fie confirmată, când astronomul britanic William Huggins și-a îndreptat spectrometrul în direcția mai multor nebuloase. Dintre cele care au fost observate, unele, precum Nebuloasa Andromeda , aveau un spectru similar cu cel al stelelor și s-a dedus că erau de fapt galaxii compuse din sute de milioane de stele. Celelalte erau foarte diferite: în locul unui spectru continuu intercalat cu linii de absorbție , cel al nebuloasei Orion și al altor obiecte similare constau doar din câteva linii de emisie, puține la număr.
Una dintre ele a fost localizată la o lungime de undă de 500,7 nanometri , care, la momentul respectiv, nu corespundea niciunui element chimic cunoscut. Oamenii de știință au emis apoi ipoteza că acesta era un element chimic nou, care a fost numit nebuliu (o idee similară a condus la descoperirea heliului în 1868 prin analiza spectrului Soarelui ).
Cu toate acestea, în timp ce heliul a fost izolat pe Pământ la scurt timp după descoperirea sa în spectrul Soarelui, nebuliul nu a fost. La începutul XX - lea secol, Henry Norris Russell a propus ca , mai degrabă decât să fie legat de un element nou, linia de emisie la 500.7 nm ar putea fi ceva deja cunoscut , dar plasat în condiții neobișnuite.
De fizicienii au demonstrat în 1920 că , în gaz de densitate extrem de scăzute, electronii excitați se pot ocupa un nivel de energie metastabile care ar foarte repede de-energizat de coliziuni într - un gaz cu densitate mai mare. Cu toate acestea, tranziția electronilor între aceste niveluri de energie în atomul de oxigen duce tocmai la o linie de emisie cu o lungime de undă de 500,7 nm. Aceste linii spectrale, care pot fi observate doar pentru gaze cu densitate foarte mică, se numesc linii de tranziție interzise . Prin urmare, observațiile spectrometrice ale nebuloaselor au arătat că acestea erau alcătuite din gaze extrem de rarefiate.
În timpul XX - lea secol, observațiile au arătat că regiunile H II conținute de multe ori stele calde, luminoase. Aceste stele sunt mult mai masive decât Soarele și sunt cele cu cea mai scurtă durată de viață, estimată la doar câteva milioane de ani (comparativ cu stelele precum Soarele, care poate trăi câteva miliarde de ani). Apoi s-a presupus că regiunile HII trebuie să fie unul dintre locurile în care se nasc stelele. Astfel, pe o perioadă de câteva milioane de ani, un nor stelar se formează din norul de gaz, înainte ca presiunea de radiație generată de stelele deja create să disperseze ceea ce rămâne din nebuloasă.
De Pleiadele sunt un exemplu de un grup care a total „suflat“ gaz din regiunea HII din care a format (doar câteva urme de nebulozitate reflecție sunt încă vizibile).
Precursorul unei regiuni HII este un nor molecular gigant . Acest nor uriaș este foarte rece ( 10-20 K ) și dens, alcătuit în principal din hidrogen molecular . Norul molecular uriaș poate rămâne în stare stabilă pentru o lungă perioadă de timp, dar undele de șoc cauzate de supernovæ învecinate, coliziuni între galaxii sau interacțiuni gravitaționale și magnetice pot duce la prăbușirea unei părți a norului, care conduce formarea stelelor printr-un proces de nor prăbușirea și fragmentarea.
După crearea de stele în interiorul norului gigantic molecular, cele mai masive dintre ele ating rapid o temperatură foarte ridicată (câteva zeci de mii de Kelvin), iar fotonii foarte energici emiși de stea încep să ionizeze gazul din jur - deoarece acesta este compus în principal din hidrogen, rezultatul este o plasmă de protoni și electroni liberi. Se formează apoi un front de ionizare, care se extinde cu viteză foarte mare. Presiunea internă a gazului nou ionizat crește odată cu temperatura acestuia, determinând creșterea volumului acestuia. Mișcările de materie și undele de șoc generate la rândul lor promovează formarea de stele în regiunile învecinate.
Durata de viață a unei regiuni HII este estimată între 10 și 100 de milioane de ani, în funcție de dimensiunile sale, de presiunea radiației și de vântul stelar generat de stelele fierbinți care finalizează evacuarea gazului încă prezent (vezi steaua Wolf-Rayet ). De fapt, procesul are o eficiență destul de scăzută, doar aproximativ 10% din gazul nebuloasei fiind utilizat pentru formarea stelelor înainte de a fi expulzat departe. Exploziile supernovelor contribuie, de asemenea, o mare parte la această pierdere de gaz, care poate apărea după doar 1 până la 2 milioane de ani pentru cele mai masive stele.
Procesul real de formare a stelelor în regiunile HII este de fapt ascuns de noi de norul dens de gaz rece și opac care înconjoară steaua naștere. Abia atunci când presiunea radiației, cauzată de radiația stelei, și-a expulzat „coconul”, va deveni vizibilă. Înainte de aceasta, regiunile de gaz dens care conțin noile stele care se formează sunt adesea văzute în siluetă în fața celorlalte părți ionizate ale nebuloasei. Aceste zone întunecate sunt cunoscute sub numele de globule ale lui Bok , numite după astronomul Bart Bok , care în anii 1940 a emis ipoteza că acestea ar putea fi locul formării stelelor.
Confirmarea ipotezei lui Bok a trebuit să aștepte până în anii 1990 pentru îmbunătățirea instrumentelor și a observațiilor în infraroșu pentru a ajunge să „străpungă” acest strat de praf și să arate tinerele stele care se formează. În general, se crede că o celulă tipică din sânge Bok are o masă de aproximativ 10 mase solare , concentrată într-o regiune de aproximativ 1 an lumină și că celulele Bok conduc în mare parte la formarea de stele duble sau multiple .
Pe lângă faptul că sunt locul formării stelelor, regiunile HII par să conțină și sisteme planetare. Telescopul spațial Hubble a relevat prezența a sute de discuri protoplanetare în nebuloasei Orion. Cel puțin jumătate din tinerele stele din nebuloasa Orion apar înconjurate de un disc de gaz și praf, fiecare dintre care se crede că conține suficient material pentru a forma sisteme planetare similare cu ale noastre .
Proprietățile fizice ale regiunilor HII variază foarte mult de la una la alta. Mărimea lor este de obicei între doar un an-lumină pentru regiunile ultra-compacte și câteva sute de ani-lumină pentru giganți. Densitatea regiunilor ultra-compacte este de ordinul unui milion de particule pe centimetru cub și doar câteva particule pe centimetru cub pentru regiunile mai mari. În 2017, a fost descoperit un nor gigantic de gaz ionizat, la mai mult de 300.000 de ani lumină distanță, sau de trei ori diametrul Căii Lactee, care învelește zece galaxii. Se află într-o regiune deosebit de densă a unui grup de galaxii numite COSMOS-Gr30 , la 6,5 miliarde de ani lumină de Pământ.
În funcție de mărimea regiunii HII, aceasta poate conține de la o stea până la câteva mii, făcând regiunile HII mult mai complicate de înțeles și analizat decât nebuloasele planetare , care conțin o singură sursă centrală de ionizare d. Regiunile HII, cu toate acestea, au în comun să aibă o temperatură de ordinul a 10.000 K . Ele sunt în mare parte ionizate, iar acest gaz ionizat poate genera un câmp magnetic cu o forță de câteva zeci de microgeni . Unele observații sugerează că acest gaz poate conține câmpuri electrice .
Din punct de vedere chimic, regiunile HII sunt 90% hidrogen. Cea mai puternică linie de emisie de hidrogen, situată la 656,3 nm , conferă acestor regiuni culoarea lor roșie caracteristică. Restul este în mare parte heliu, plus câteva urme de elemente mai grele. De-a lungul galaxiei noastre, s-a dovedit că proporția elementelor grele dintr-o regiune HII scade pe măsură ce ne îndepărtăm de centrul galactic . Acest lucru se datorează probabil faptului că în timpul vieții galaxiei rata formării stelelor a fost mai rapidă în regiunile centrale (mai dense), implicând o îmbogățire mai rapidă a mediului interstelar în elementele grele, prin procesele de nucleosinteză stelară .
Regiunile HII au fost detectate doar în galaxiile spirale ca ale noastre sau galaxii neregulate . Cu toate acestea, ele nu au fost niciodată găsite în galaxiile eliptice . Ele pot fi văzute aproape oriunde într-o galaxie neregulată, în timp ce sunt aproape întotdeauna situate în brațele spirale ale galaxiilor spirale. O galaxie spirală mare poate conține câteva mii de regiuni HII.
Motivul pentru care nu se observă nicio regiune HII în galaxiile eliptice se datorează modului în care sunt create aceste galaxii, prin fuzionarea mai multor galaxii împreună. Când două galaxii se ciocnesc, stelele individuale care le compun nu vin niciodată în contact (densitatea stelelor din interiorul unei galaxii este la urma urmei relativ scăzută), dar norii moleculari gigantici și regiunile HII sunt serios agitați, în special din cauza forțelor gravitaționale. În aceste condiții, se formează un număr foarte mare de stele, atât de repede încât cea mai mare parte a gazului se transformă în stele ( în loc de 10% menționate în capitolul # Formare și evoluție ). Galaxia eliptică rezultată din această fuziune conține doar foarte puțin gaz și, prin urmare, regiunile HII nu se mai pot forma.
Observațiile recente au arătat că există un număr mic de regiuni HII situate în afara galaxiilor propriu-zise. Se presupune că acești nori de gaze au fost rupți de efectul mareelor către regiunile periferice ale coliziunilor de galaxii sau chiar chiar în timpul pasajelor strânse între două galaxii masive.
Regiunile HII au o varietate foarte mare de forme și dimensiuni. Fiecare stea dintr-o regiune HII ionizează o regiune sferică globală de gaz în jurul ei, dar combinația de sfere ionizate din mai multe stele într-o singură regiune HII, precum și expansiunea nebuloasei supraîncălzite în interiorul norului de gaz înconjurător (care în sine conține mici variații de densitate), duce la formarea de forme complexe. De asemenea, supernele ajută la „sculptarea” formei norului.
În unele cazuri, formarea unui mare grup stelar în interiorul regiunii HII îl face să fie „iluminat” din interior de numeroasele stele care îl compun. Acesta este cazul, de exemplu, al NGC 604 , o regiune gigantică HII situată în galaxia Triunghi .