In astronomia , una regione di idrogeno ionizzato o regione H II (leggi "H 2") è una nebulosa a emissione costituita da nubi composte principalmente da idrogeno e di cui la maggior parte degli atomi sono ionizzati , e talvolta si estendono per diversi anni. . La ionizzazione è prodotta dalla vicinanza di una o più stelle molto calde, di tipo spettrale O o B, che irradiano fortemente nell'estremo ultravioletto , esse stesse formate dalla nube.
Più tardi, le esplosioni di supernovae e forti venti stellari causate da maggior numero di stelle massicce di ammasso stellare finalmente disperdere le particelle di gas rimanenti, lasciando dietro di sé un ammasso di stelle come il Pleiadi .
Le regioni HII derivano il loro nome dalla presenza in grandi quantità di idrogeno ionizzato, denotato "HII", distinto dall'idrogeno molecolare (H 2 ) e dall'idrogeno atomico neutro ( HI ). Si tratta quindi dello ione H + , cioè un semplice protone .
Queste nubi di gas ionizzato sono visibili a grandi distanze, e lo studio delle regioni HII extragalattiche è fondamentale per determinare le distanze e la composizione chimica di altre galassie .
Alcune delle regioni HII più brillanti sono visibili ad occhio nudo, tuttavia, sembra che nessuno di loro è stato scoperto prima dell'invenzione del telescopio nei primi anni del XVII ° secolo. Anche Galileo sembra non aver notato la Nebulosa di Orione mentre osservava l' ammasso stellare che contiene. Fu l' astronomo francese Nicolas-Claude Fabri de Peiresc a scoprire questa nebulosa nel 1610, e da allora un gran numero di queste regioni HII sono state scoperte, dentro e fuori la nostra Galassia .
William Herschel , osservando la nebulosa di Orione nel 1774, la descriverà come "una nebbia infuocata senza forma, materiale caotico dei soli futuri". Tuttavia, ci vorrà un altro secolo per confermare questa teoria, quando l'astronomo britannico William Huggins puntò il suo spettrometro in direzione di diverse nebulose. Tra quelle osservate, alcune, come la Nebulosa Andromeda , avevano uno spettro simile a quello delle stelle, e si dedusse che si trattasse in realtà di galassie composte da centinaia di milioni di stelle. Gli altri erano molto diversi: invece di uno spettro continuo intervallato da righe di assorbimento , quello della Nebulosa di Orione e di altri oggetti simili consisteva solo di poche righe di emissione, poche di numero.
Uno di essi si trovava ad una lunghezza d' onda di 500,7 nanometri , che all'epoca non corrispondeva ad alcun elemento chimico conosciuto. Gli scienziati hanno poi ipotizzato che si trattasse di un nuovo elemento chimico, che prendeva il nome di nebulio (un'idea simile aveva portato alla scoperta dell'elio nel 1868 analizzando lo spettro del Sole ).
Tuttavia, mentre l'elio è stato isolato sulla Terra subito dopo la sua scoperta nello spettro del Sole, il nebulio non lo è stato. All'inizio del XX ° secolo, Henry Norris Russell proposto che piuttosto che essere legati a un nuovo elemento, la linea di emissione a 500,7 nm potrebbe essere qualcosa già noto ma inserito in condizioni insolite.
I fisici hanno dimostrato negli anni '20 che a densità di gas estremamente basse, gli elettroni eccitati possono occupare livelli di energia metastabili che verrebbero diseccitati molto rapidamente dalle collisioni in un gas a densità più elevata. Tuttavia, la transizione degli elettroni tra questi livelli di energia nell'atomo di ossigeno porta proprio a una linea di emissione con una lunghezza d'onda di 500,7 nm. Queste righe spettrali, che possono essere osservate solo per gas di densità molto bassa, sono chiamate linee di transizione proibite . Le osservazioni spettrometriche delle nebulose hanno quindi mostrato che erano costituite da gas estremamente rarefatto.
Nel corso del XX ° secolo, le osservazioni hanno rivelato che le regioni H II contenevano spesso caldi, stelle luminose. Queste stelle sono molto più massicce del Sole e sono quelle con la durata di vita più breve, stimata in pochi milioni di anni (rispetto a stelle come il Sole, che può vivere per diversi miliardi di anni). Si è quindi ipotizzato che le regioni HII debbano essere uno dei luoghi in cui nascono le stelle. Così, in un periodo di diversi milioni di anni, dalla nube di gas si forma un ammasso stellare, prima che la pressione di radiazione generata dalle stelle già create disperda ciò che resta della nebulosa.
Le Pleiadi sono un esempio di ammasso che ha totalmente "soffiato" gas dalla regione HII da cui si è formato ( sono ancora visibili solo poche tracce di nuvolosità per riflessione ).
Il precursore di una regione HII è una gigantesca nube molecolare . Questa nuvola gigante è molto fredda (da 10 a 20 K ) e densa, costituita principalmente da idrogeno molecolare . La nube molecolare gigante può rimanere in condizioni stabili per lungo tempo, ma le onde d'urto causate da supernovæ vicine, collisioni tra galassie o interazioni gravitazionali e magnetiche possono portare al collasso di parte della nube, che porta alla formazione stellare attraverso un processo di nube crollo e frammentazione.
In seguito alla creazione di stelle all'interno della gigantesca nube molecolare, le più massicce raggiungono rapidamente una temperatura molto elevata (diverse decine di migliaia di Kelvin), e i fotoni molto energetici emessi dalla stella iniziano a ionizzare il gas circostante - poiché questo è composto principalmente da idrogeno, il risultato è un plasma di protoni ed elettroni liberi. Si forma quindi un fronte di ionizzazione, che si estende ad altissima velocità. La pressione interna del gas appena ionizzato aumenta con la sua temperatura, provocando un aumento del suo volume. I movimenti della materia e le onde d'urto generate a loro volta promuovono la formazione stellare nelle regioni vicine.
La durata della vita di una regione HII è stimata tra 10 e 100 milioni di anni a seconda delle sue dimensioni, della pressione di radiazione e del vento stellare generato dalle stelle calde che completano l'evacuazione del gas ancora presente (vedi stella Wolf-Rayet ). In effetti, il processo ha un'efficienza piuttosto bassa, con solo il 10% circa del gas della nebulosa utilizzato per la formazione stellare prima di essere espulso lontano. Anche le esplosioni di supernova contribuiscono in gran parte a questa perdita di gas, che può verificarsi dopo solo 1 o 2 milioni di anni per le stelle più massicce.
L'effettivo processo di formazione stellare all'interno delle regioni HII ci è in realtà nascosto dalla densa nube di gas freddo e opaco che circonda la stella nascente. È solo quando la pressione di radiazione, causata dalla radiazione della stella, avrà espulso il suo "bozzolo" che diventerà visibile. Prima di allora, le regioni di gas denso che contengono le nuove stelle in formazione si vedono spesso stagliate davanti alle altre parti ionizzate della nebulosa. Queste aree scure sono conosciute come globuli di Bok , dal nome dell'astronomo Bart Bok , che negli anni '40 ipotizzò che questi potessero essere il sito di formazione stellare.
La conferma dell'ipotesi di Bok ha dovuto attendere fino agli anni '90 per miglioramenti negli strumenti e nelle osservazioni a infrarossi per "perforare" questo strato di polvere e mostrare la formazione di giovani stelle. Si ritiene generalmente che un tipico globulo Bok abbia una massa di circa 10 masse solari , concentrate in una regione di circa 1 anno luce, e che i globuli Bok portino per lo più alla formazione di stelle doppie o multiple .
Oltre ad essere il sito di formazione stellare, le regioni HII sembrano contenere anche sistemi planetari. Il telescopio spaziale Hubble ha rivelato la presenza di centinaia di dischi protoplanetari nella Nebulosa di Orione. Almeno la metà delle giovani stelle della Nebulosa di Orione appare circondata da un disco di gas e polvere, ognuno dei quali si ritiene contenga materiale sufficiente per formare sistemi planetari simili al nostro .
Le proprietà fisiche delle regioni HII variano notevolmente da una all'altra. La loro dimensione è solitamente compresa tra solo un anno luce per le regioni ultracompatte e diverse centinaia di anni luce per i giganti. La densità delle regioni ultracompatte è dell'ordine di un milione di particelle per centimetro cubo, e solo poche particelle per centimetro cubo per le regioni più grandi. Nel 2017 è stata scoperta una gigantesca nube di gas ionizzato, a più di 300.000 anni luce di distanza, ovvero tre volte il diametro della Via Lattea, che avvolge dieci galassie. Si trova in una regione particolarmente densa di un gruppo di galassie chiamato COSMOS-Gr30 , a 6,5 miliardi di anni luce dalla Terra.
A seconda delle dimensioni della regione HII, può contenere da una stella fino a diverse migliaia, rendendo le regioni HII molto più complicate da comprendere e analizzare rispetto alle nebulose planetarie , che contengono solo una fonte centrale di ionizzazione. Le regioni HII, invece, hanno in comune l'avere una temperatura dell'ordine di 10.000 K . Sono in gran parte ionizzati e questo gas ionizzato può generare un campo magnetico con una forza di diverse decine di microgauss . Alcune osservazioni suggeriscono che questo gas può contenere campi elettrici .
Chimicamente, le regioni HII sono al 90% di idrogeno. La linea di emissione di idrogeno più forte, situata a 656,3 nm , conferisce a queste regioni il loro caratteristico colore rosso. Il resto è principalmente elio, più qualche traccia di elementi più pesanti. In tutta la nostra galassia, è stato dimostrato che la proporzione di elementi pesanti in una regione HII diminuisce man mano che ci allontaniamo dal centro galattico . Ciò è probabilmente dovuto al fatto che durante la vita della Galassia il tasso di formazione stellare era più veloce nelle regioni centrali (più dense), implicando un più rapido arricchimento del mezzo interstellare in elementi pesanti, da parte dei processi di nucleosintesi stellare .
Le regioni HII sono state rilevate solo in galassie a spirale come la nostra o in galassie irregolari . Tuttavia, non sono mai stati trovati nelle galassie ellittiche . Possono essere visti quasi ovunque all'interno di una galassia irregolare, mentre si trovano quasi sempre nei bracci a spirale delle galassie a spirale. Una grande galassia a spirale può contenere diverse migliaia di regioni HII.
Il motivo per cui non si osserva alcuna regione HII nelle galassie ellittiche è dovuto al modo in cui vengono create queste galassie, fondendo insieme diverse galassie. Quando due galassie si scontrano, le singole stelle che le compongono non entrano quasi mai in contatto (la densità di stelle all'interno di una galassia è dopotutto relativamente bassa), ma le nubi molecolari giganti e le regioni HII sono seriamente agitate, in particolare a causa delle forze gravitazionali. In queste condizioni si forma un numero molto elevato di stelle, così rapidamente che la maggior parte del gas si trasforma in stelle ( invece del 10% menzionato nel capitolo #Formazione ed evoluzione ). La galassia ellittica risultante da questa fusione contiene solo pochissimo gas e quindi le regioni HII non possono più formarsi.
Recenti osservazioni hanno mostrato che esiste un piccolo numero di regioni HII situate al di fuori delle galassie propriamente dette. Si presume che queste nubi di gas siano state strappate dalle regioni periferiche delle galassie durante le collisioni o anche solo durante i passaggi ravvicinati tra due galassie massicce.
Le regioni HII hanno un'ampia varietà di forme e dimensioni. Ogni stella all'interno di una regione HII ionizza una regione di gas globalmente sferica intorno ad essa, ma la combinazione di sfere ionizzate da più stelle all'interno di una singola regione HII, così come l'espansione della nebulosa surriscaldata all'interno della nuvola di gas circostante (che a sua volta contiene variazioni di densità), porta alla formazione di forme complesse. Le supernovae aiutano anche a "scolpire" la forma della nuvola.
In alcuni casi, la formazione di un grande ammasso stellare all'interno della regione HII lo porta ad essere “illuminato” dall'interno dalle numerose stelle che lo compongono. È il caso, ad esempio, di NGC 604 , una regione gigante HII situata nella galassia del Triangolo .