Una región H II o región HII es una región de hidrógeno atómico interestelar que se encuentra ionizado . [1] Por lo general, se encuentra en una nube molecular de gas parcialmente ionizado en la que ha tenido lugar recientemente la formación de estrellas , con un tamaño que oscila entre uno y cientos de años luz y una densidad de unos pocos a aproximadamente un millón de partículas por centímetro cúbico. La Nebulosa de Orión , ahora conocida como una región H II, fue observada en 1610 por Nicolas-Claude Fabri de Peiresc con un telescopio, siendo el primer objeto de este tipo descubierto.
Las regiones pueden tener cualquier forma porque la distribución de las estrellas y el gas en su interior es irregular. Las estrellas azules de corta vida creadas en estas regiones emiten grandes cantidades de luz ultravioleta que ionizan el gas circundante. Las regiones H II, a veces de varios cientos de años luz de diámetro, suelen estar asociadas con nubes moleculares gigantes . A menudo aparecen grumosos y filamentosos, mostrando a veces formas intrincadas como la Nebulosa Cabeza de Caballo . Las regiones H II pueden dar lugar a miles de estrellas en un período de varios millones de años. Al final, las explosiones de supernovas y los fuertes vientos estelares de las estrellas más masivas del cúmulo estelar resultante dispersan los gases de la región H II, dejando así un cúmulo de estrellas formado.
Las regiones H II se pueden observar a distancias considerables en el universo, y el estudio de las regiones H II extragalácticas es importante para determinar las distancias y la composición química de las galaxias . Las galaxias espirales e irregulares contienen muchas regiones H II, mientras que las galaxias elípticas casi carecen de ellas. En las galaxias espirales, incluida nuestra Vía Láctea , las regiones H II se concentran en los brazos espirales , mientras que en las galaxias irregulares se distribuyen de forma caótica. Algunas galaxias contienen enormes regiones H II, que pueden contener decenas de miles de estrellas. Los ejemplos incluyen la región 30 Doradus en la Gran Nube de Magallanes y NGC 604 en la Galaxia Triangulum .
Los astrónomos pronuncian el término H II "H dos". "H" es el símbolo químico del hidrógeno y "II" es el número romano del 2. En astronomía es habitual utilizar el número romano I para átomos neutros, II para átomos individualmente ionizados; H II es H + en otras ciencias. —III para doblemente ionizado, por ejemplo, O III es O 2+ , etc. [3] H II, o H + , está formado por protones libres . Una región H I consta de hidrógeno atómico neutro y una nube molecular de hidrógeno molecular , H 2 . En conversaciones habladas con personas que no son astrónomos, a veces hay confusión entre las formas habladas idénticas de "H II" y "H 2 ".
Algunas de las regiones H II más brillantes son visibles a simple vista . Sin embargo, ninguno parece haber sido notado antes de la llegada del telescopio a principios del siglo XVII. Ni siquiera Galileo notó la Nebulosa de Orión cuando observó por primera vez el cúmulo de estrellas en su interior (anteriormente catalogado como una sola estrella, θ Orionis, por Johann Bayer ). Al observador francés Nicolas-Claude Fabri de Peiresc se le atribuye el descubrimiento de la Nebulosa de Orión en 1610. [4] Desde esa observación temprana se han descubierto un gran número de regiones H II en la Vía Láctea y otras galaxias. [5]
William Herschel observó la Nebulosa de Orión en 1774 y la describió más tarde como "una niebla ardiente informe, el material caótico de los soles futuros". [6] En los primeros días, los astrónomos distinguían entre " nebulosas difusas " (ahora conocidas como regiones H II), que conservaban su apariencia borrosa bajo aumento a través de un gran telescopio, y nebulosas que podían resolverse en estrellas, ahora conocidas como galaxias externas. a la nuestra. [7]
La confirmación de la hipótesis de Herschel sobre la formación de estrellas tuvo que esperar otros cien años, cuando William Huggins y su esposa Mary Huggins orientaron su espectroscopio hacia varias nebulosas. Algunas, como la Nebulosa de Andrómeda , tenían espectros bastante similares a los de las estrellas , pero resultaron ser galaxias formadas por cientos de millones de estrellas individuales. Otros parecían muy diferentes. En lugar de un fuerte continuo con líneas de absorción superpuestas, la Nebulosa de Orión y otros objetos similares mostraron sólo una pequeña cantidad de líneas de emisión . [8] En las nebulosas planetarias , la más brillante de estas líneas espectrales estaba en una longitud de onda de 500,7 nanómetros , que no se correspondía con una línea de ningún elemento químico conocido . En un principio se planteó la hipótesis de que la línea podría deberse a un elemento desconocido, al que se denominó nebulio ; una idea similar había llevado al descubrimiento del helio mediante el análisis del espectro del Sol en 1868. [9] Sin embargo, mientras que el helio era Aislado en la Tierra poco después de su descubrimiento en el espectro del Sol, el nebulio no lo estaba. A principios del siglo XX, Henry Norris Russell propuso que, en lugar de ser un elemento nuevo, la línea de 500,7 nm se debía a un elemento familiar en condiciones desconocidas. [10]
La materia interestelar, considerada densa en un contexto astronómico, se encuentra en un alto vacío según los estándares de laboratorio. Los físicos demostraron en la década de 1920 que en gases de densidad extremadamente baja , los electrones pueden poblar niveles de energía metaestables excitados en átomos e iones , que a densidades más altas se desexcitan rápidamente por las colisiones. [11] Las transiciones electrónicas desde estos niveles en oxígeno doblemente ionizado dan lugar a la línea de 500,7 nm. [12] Estas líneas espectrales , que sólo pueden verse en gases de muy baja densidad, se denominan líneas prohibidas . Las observaciones espectroscópicas mostraron así que las nebulosas planetarias estaban compuestas en gran parte por gas oxígeno ionizado (OIII) extremadamente enrarecido.
Durante el siglo XX, las observaciones mostraron que las regiones H II a menudo contenían estrellas brillantes y calientes . [12] Estas estrellas son muchas veces más masivas que el Sol y son las estrellas de vida más corta, con una vida total de sólo unos pocos millones de años (en comparación con estrellas como el Sol, que viven varios miles de millones de años). Por lo tanto, se supuso que las regiones H II debían ser regiones en las que se estaban formando nuevas estrellas. [12] Durante un período de varios millones de años, se formará un cúmulo de estrellas en una región H II, antes de que la presión de radiación de las estrellas jóvenes calientes provoque que la nebulosa se disperse. [13]
El precursor de una región H II es una nube molecular gigante (GMC). Una GMC es una nube fría (10-20 K ) y densa compuesta principalmente de hidrógeno molecular . [5] Las GMC pueden existir en un estado estable durante largos períodos de tiempo, pero las ondas de choque debidas a supernovas , colisiones entre nubes e interacciones magnéticas pueden desencadenar su colapso. Cuando esto sucede, mediante un proceso de colapso y fragmentación de la nube, nacen estrellas (ver evolución estelar para una descripción más detallada). [13]
A medida que las estrellas nacen dentro de una GMC, las más masivas alcanzarán temperaturas lo suficientemente altas como para ionizar el gas circundante. [5] Poco después de la formación de un campo de radiación ionizante, los fotones energéticos crean un frente de ionización que barre el gas circundante a velocidades supersónicas . A distancias cada vez mayores de la estrella ionizante, el frente de ionización se ralentiza, mientras que la presión del gas recién ionizado hace que el volumen ionizado se expanda. Finalmente, el frente de ionización se desacelera a velocidades subsónicas y es superado por el frente de choque causado por la expansión del material expulsado de la nebulosa. Ha nacido la región H II. [14]
La vida útil de una región H II es del orden de unos pocos millones de años. [15] La presión de radiación de las estrellas jóvenes y calientes eventualmente expulsará la mayor parte del gas. De hecho, todo el proceso tiende a ser muy ineficiente, con menos del 10 por ciento del gas en la región H II formándose estrellas antes de que el resto sea expulsado. [13] A la pérdida de gas contribuyen las explosiones de supernovas de las estrellas más masivas, que se producirán después de sólo 1 o 2 millones de años.
Las estrellas se forman en acumulaciones de gas molecular frío que ocultan las estrellas nacientes. Sólo cuando la presión de la radiación de una estrella aleja su "capullo" se vuelve visible. Las estrellas azules calientes que son lo suficientemente potentes como para ionizar cantidades significativas de hidrógeno y formar regiones H II lo harán rápidamente e iluminarán la región en la que se acaban de formar. Las regiones densas que contienen estrellas en formación más jóvenes o menos masivas y que aún no han eliminado el material del que se están formando se ven a menudo en silueta contra el resto de la nebulosa ionizada. Bart Bok y EF Reilly buscaron fotografías astronómicas en la década de 1940 en busca de "nebulosas oscuras relativamente pequeñas", siguiendo sugerencias de que las estrellas podrían formarse a partir de condensaciones en el medio interestelar; Encontraron varios de estos "objetos oscuros de pequeño tamaño, aproximadamente circulares u ovalados", a los que denominaron "glóbulos", desde entonces denominados glóbulos de Bok . [16] Bok propuso en el Simposio del Centenario del Observatorio de Harvard de diciembre de 1946 que estos glóbulos eran probablemente lugares de formación estelar. [17] En 1990 se confirmó que efectivamente eran lugares de nacimiento estelares. [18] Las estrellas jóvenes y calientes disipan estos glóbulos, ya que la radiación de las estrellas que alimentan la región H II expulsa el material. En este sentido, las estrellas que generan regiones H II actúan destruyendo las guarderías estelares. Sin embargo, al hacerlo, se puede desencadenar un último estallido de formación estelar, ya que la presión de radiación y la presión mecánica de la supernova pueden actuar para apretar los glóbulos, aumentando así la densidad dentro de ellos. [19]
Las estrellas jóvenes en las regiones H II muestran evidencia de contener sistemas planetarios. El Telescopio Espacial Hubble ha revelado cientos de discos protoplanetarios ( proplyds ) en la Nebulosa de Orión. [20] Al menos la mitad de las estrellas jóvenes de la Nebulosa de Orión parecen estar rodeadas por discos de gas y polvo, [21] que se cree que contienen muchas veces más materia de la que se necesitaría para crear un sistema planetario como el Sistema Solar .
Las regiones H II varían mucho en sus propiedades físicas. Su tamaño varía desde las llamadas regiones ultracompactas (UCHII), de quizás sólo un año luz o menos de diámetro, hasta regiones gigantes H II de varios cientos de años luz de diámetro. [5] Su tamaño también se conoce como radio de Stromgren y depende esencialmente de la intensidad de la fuente de fotones ionizantes y de la densidad de la región. Sus densidades varían desde más de un millón de partículas por cm 3 en las regiones ultracompactas H II hasta sólo unas pocas partículas por cm 3 en las regiones más grandes y extendidas. Esto implica masas totales entre quizás 100 y 10 5 masas solares . [22]
También existen regiones "ultradensas H II" (UDHII). [23]
Dependiendo del tamaño de una región H II, puede haber varios miles de estrellas en su interior. Esto hace que las regiones H II sean más complicadas que las nebulosas planetarias, que tienen una sola fuente ionizante central. Normalmente, las regiones H II alcanzan temperaturas de 10.000 K. [5] Son en su mayoría gases ionizados con campos magnéticos débiles con intensidades de varios nanoteslas . [24] Sin embargo, las regiones H II casi siempre están asociadas con un gas molecular frío, que se originó a partir del mismo GMC original. [5] Los campos magnéticos son producidos por estas débiles cargas eléctricas en movimiento en el gas ionizado, lo que sugiere que las regiones H II podrían contener campos eléctricos . [25]
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Varias regiones H II también muestran signos de estar permeadas por un plasma con temperaturas superiores a 10.000.000 K, lo suficientemente caliente como para emitir rayos X. Observatorios de rayos X como Einstein y Chandra han observado emisiones difusas de rayos X en varias regiones de formación estelar, en particular la Nebulosa de Orión, Messier 17 y la Nebulosa Carina. [27] El gas caliente probablemente sea suministrado por los fuertes vientos estelares de estrellas de tipo O, que pueden ser calentados por ondas de choque supersónicas en los vientos, a través de colisiones entre vientos de diferentes estrellas o a través de vientos en colisión canalizados por campos magnéticos. Este plasma se expandirá rápidamente para llenar las cavidades disponibles en las nubes moleculares debido a la alta velocidad del sonido en el gas a esta temperatura. También se filtrará a través de agujeros en la periferia de la región H II, lo que parece estar sucediendo en Messier 17. [28]
Químicamente, las regiones H II constan de aproximadamente un 90% de hidrógeno. La línea de emisión de hidrógeno más intensa, la línea H-alfa a 656,3 nm, da a las regiones H II su característico color rojo. (Esta línea de emisión proviene del hidrógeno no ionizado excitado). También se emite H-beta, pero a aproximadamente 1/3 de la intensidad de H-alfa. La mayor parte del resto de una región H II está formada por helio , con trazas de elementos más pesados. En toda la galaxia, se ha descubierto que la cantidad de elementos pesados en las regiones H II disminuye a medida que aumenta la distancia desde el centro galáctico. [29] Esto se debe a que a lo largo de la vida de la galaxia, las tasas de formación de estrellas han sido mayores en las regiones centrales más densas, lo que resulta en un mayor enriquecimiento de esas regiones del medio interestelar con los productos de la nucleosíntesis .
Las regiones H II se encuentran sólo en galaxias espirales como la Vía Láctea y galaxias irregulares . No se ven en galaxias elípticas . En las galaxias irregulares, pueden estar dispersos por toda la galaxia, pero en las espirales son más abundantes dentro de los brazos espirales. Una gran galaxia espiral puede contener miles de regiones H II. [22]
La razón por la que las regiones H II rara vez aparecen en galaxias elípticas es que se cree que las elípticas se forman a través de fusiones de galaxias. [30] En los cúmulos de galaxias , este tipo de fusiones son frecuentes. Cuando las galaxias chocan, las estrellas individuales casi nunca chocan, pero las regiones GMC y H II de las galaxias en colisión se agitan gravemente. [30] En estas condiciones, se desencadenan enormes explosiones de formación estelar, tan rápidas que la mayor parte del gas se convierte en estrellas en lugar del ritmo normal del 10% o menos.
Las galaxias que experimentan una formación estelar tan rápida se conocen como galaxias con estallido estelar . La galaxia elíptica posterior a la fusión tiene un contenido de gas muy bajo, por lo que ya no se pueden formar regiones H II. [30] Las observaciones del siglo XXI han demostrado que existe un número muy pequeño de regiones H II fuera de las galaxias. Estas regiones intergalácticas H II pueden ser restos de perturbaciones de mareas de galaxias pequeñas y, en algunos casos, pueden representar una nueva generación de estrellas en el gas acumulado más recientemente en una galaxia. [31]
Las regiones H II vienen en una enorme variedad de tamaños. Suelen ser grumosos y no homogéneos en todas las escalas, desde la más pequeña hasta la más grande. [5] Cada estrella dentro de una región H II ioniza una región aproximadamente esférica, conocida como esfera de Strömgren , del gas circundante, pero la combinación de esferas de ionización de múltiples estrellas dentro de una región H II y la expansión de la nebulosa calentada hacia las regiones circundantes Los gases crean fuertes gradientes de densidad que dan como resultado formas complejas. [32] Las explosiones de supernovas también pueden esculpir regiones H II. En algunos casos, la formación de un gran cúmulo de estrellas dentro de una región H II da como resultado que la región se vacíe desde dentro. Este es el caso de NGC 604 , una región H II gigante en la galaxia del Triángulo . [33] Para una región H II que no se puede resolver , se puede inferir cierta información sobre la estructura espacial (la densidad electrónica en función de la distancia desde el centro y una estimación de la aglomeración) realizando una transformada inversa de Laplace en el espectro de frecuencias.
Las regiones galácticas H II notables incluyen la Nebulosa de Orión, la Nebulosa Eta Carinae y el Complejo Berkeley 59/Cepheus OB4 . [34] La Nebulosa de Orión, a unos 500 pc (1.500 años luz) de la Tierra, es parte de OMC-1 , una nube molecular gigante que, si fuera visible, llenaría la mayor parte de la constelación de Orión . [12] La Nebulosa Cabeza de Caballo y el Bucle de Barnard son otras dos partes iluminadas de esta nube de gas. [35] La Nebulosa de Orión es en realidad una fina capa de gas ionizado en el borde exterior de la nube OMC-1. Las estrellas del cúmulo del Trapecio , y especialmente θ 1 Orionis , son responsables de esta ionización. [12]
La Gran Nube de Magallanes , una galaxia satélite de la Vía Láctea a unos 50 kpc ( 160 mil años luz ), contiene una región H II gigante llamada Nebulosa de la Tarántula . Esta nebulosa , que mide aproximadamente 200 pc ( 650 años luz ) de diámetro, es la región H II más masiva y la segunda más grande del Grupo Local . [36] Es mucho más grande que la Nebulosa de Orión y está formando miles de estrellas, algunas con masas de más de 100 veces la del Sol: las estrellas OB y Wolf-Rayet . Si la Nebulosa de la Tarántula estuviera tan cerca de la Tierra como la Nebulosa de Orión, brillaría tanto como la luna llena en el cielo nocturno. La supernova SN 1987A ocurrió en las afueras de la Nebulosa Tarántula. [32]
Otra región gigante H II: NGC 604 se encuentra en la galaxia espiral M33 , que se encuentra a 817 kpc (2,66 millones de años luz). Con aproximadamente 240 × 250 pc ( 800 × 830 años luz ) de ancho, NGC 604 es la segunda región H II más masiva del Grupo Local después de la Nebulosa Tarántula, aunque es un poco más grande en tamaño que esta última. Contiene alrededor de 200 estrellas calientes OB y Wolf-Rayet, que calientan el gas de su interior a millones de grados, produciendo brillantes emisiones de rayos X. La masa total del gas caliente en NGC 604 es de unas 6.000 masas solares. [33]
Al igual que ocurre con las nebulosas planetarias, las estimaciones de la abundancia de elementos en las regiones H II están sujetas a cierta incertidumbre. [37] Hay dos formas diferentes de determinar la abundancia de metales (en este caso los metales son elementos distintos del hidrógeno y el helio) en las nebulosas, que se basan en diferentes tipos de líneas espectrales, y a veces se observan grandes discrepancias entre los resultados derivados de los dos métodos. [36] Algunos astrónomos atribuyen esto a la presencia de pequeñas fluctuaciones de temperatura dentro de las regiones H II; otros afirman que las discrepancias son demasiado grandes para explicarse por efectos de la temperatura y plantean la hipótesis de la existencia de nudos fríos que contienen muy poco hidrógeno para explicar las observaciones. [37]
Aún no se conocen todos los detalles de la formación de estrellas masivas dentro de las regiones H II. Dos problemas importantes obstaculizan la investigación en esta área. En primer lugar, la distancia de la Tierra a las grandes regiones H II es considerable, con la región H II ( Nebulosa de California ) más cercana a 300 pc (1.000 años luz); [38] otras regiones H II están a varias veces esa distancia de la Tierra. En segundo lugar, la formación de estas estrellas está profundamente oscurecida por el polvo y las observaciones en luz visible son imposibles. La luz de radio e infrarroja puede penetrar el polvo, pero es posible que las estrellas más jóvenes no emitan mucha luz en estas longitudes de onda . [35]
