Una región H II o región HII es una región de hidrógeno atómico interestelar que está ionizada . [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 varía de uno a cientos de años luz y una densidad de unas pocas 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, 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 a nubes moleculares gigantes . Suelen aparecer apelmazadas y filamentosas, a veces mostrando formas intrincadas como la Nebulosa Cabeza de Caballo . Las regiones H II pueden dar origen a miles de estrellas a lo largo de 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 un cúmulo de estrellas que se ha formado.
Las regiones H II pueden observarse 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 están casi desprovistas 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 caóticamente. 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 del Triángulo .
Los astrónomos pronuncian el término H II como "H dos". "H" es el símbolo químico del hidrógeno y "II" es el número romano para el 2. En astronomía es habitual utilizar el número romano I para los átomos neutros, II para los de ionización simple (H II es H + en otras ciencias), III para los de ionización doble, p. ej., O III es O2 + , etc. [3] H II, o H + , está formado por protones libres . Una región H I está formada por hidrógeno atómico neutro y una nube molecular de hidrógeno molecular , H2 . En conversaciones con personas que no son astrónomos, a veces se produce confusión entre las formas habladas idénticas de "H II" y "H2 " .
Algunas de las regiones H II más brillantes son visibles a simple vista . Sin embargo, no parece que se haya observado ninguna antes de la llegada del telescopio a principios del siglo XVII. Ni siquiera Galileo se percató de la Nebulosa de Orión cuando observó por primera vez el cúmulo estelar que había en su interior (previamente catalogado como una sola estrella, θ Orionis, por Johann Bayer ). Se atribuye el descubrimiento de la Nebulosa de Orión al observador francés Nicolas-Claude Fabri de Peiresc en 1610. [4] Desde esa observación temprana, se han descubierto grandes cantidades 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 futuros soles". [6] En los primeros tiempos, los astrónomos distinguían entre " nebulosas difusas " (hoy conocidas como regiones H II), que conservaban su apariencia borrosa al ser magnificadas con un gran telescopio, y nebulosas que podían resolverse en estrellas, hoy conocidas como galaxias externas a la nuestra. [7]
La confirmación de la hipótesis de Herschel sobre la formación de estrellas tuvo que esperar cien años más, cuando William Huggins, junto con su esposa Mary Huggins, dirigió su espectroscopio hacia varias nebulosas. Algunas, como la nebulosa de Andrómeda , tenían espectros bastante similares a los de las estrellas , pero resultaron ser galaxias compuestas por cientos de millones de estrellas individuales. Otras tenían un aspecto muy diferente. En lugar de un sólido continuo con líneas de absorción superpuestas, la nebulosa de Orión y otros objetos similares mostraban solo un pequeño número 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 ninguna 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 solar en 1868). [9] Sin embargo, mientras que el helio se aisló en la Tierra poco después de su descubrimiento en el espectro del Sol, el nebulio no. A principios del siglo XX, Henry Norris Russell propuso que, en lugar de ser un elemento nuevo, la línea a 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 alto vacío según los estándares de laboratorio. Los físicos demostraron en la década de 1920 que en el gas a una 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 colisiones. [11] Las transiciones de electrones desde estos niveles en oxígeno doblemente ionizado dan lugar a la línea de 500,7 nm. [12] Estas líneas espectrales , que solo se pueden ver en gases de densidad muy baja, se denominan líneas prohibidas . Las observaciones espectroscópicas mostraron así que las nebulosas planetarias consistían en gran parte en gas oxígeno ionizado extremadamente enrarecido (OIII).
Durante el siglo XX, las observaciones mostraron que las regiones H II a menudo contenían estrellas calientes y brillantes . [12] Estas estrellas son muchas veces más masivas que el Sol y son las estrellas de vida más corta, con una vida total de solo 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 deben 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 y calientes haga 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 que consiste principalmente en 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, a través de un proceso de colapso y fragmentación de la nube, nacen las estrellas (ver evolución estelar para una descripción más extensa). [13]
A medida que las estrellas nacen en una nebulosa de gran masa, 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 medida que se aleja cada vez más 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 ralentiza 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 acabará expulsando la mayor parte del gas. De hecho, todo el proceso tiende a ser muy ineficiente, ya que menos del 10 por ciento del gas de la región H II se transforma en estrellas antes de que el resto se expulse. [13] Las explosiones de supernova de las estrellas más masivas, que se producen después de sólo 1 o 2 millones de años, contribuyen a la pérdida de gas.
Las estrellas se forman en cúmulos de gas molecular frío que ocultan a las estrellas nacientes. Sólo cuando la presión de radiación de una estrella aleja su "capullo" se hace visible. Las estrellas azules y 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 más jóvenes o menos masivas que aún se están formando y que aún no han expulsado 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 las sugerencias de que las estrellas podrían formarse a partir de condensaciones en el medio interestelar; encontraron varios de estos "objetos oscuros aproximadamente circulares u ovalados de tamaño pequeño", a los que se refirieron como "glóbulos", a los que desde entonces se les conoce como glóbulos de Bok . [16] En el Simposio del Centenario del Observatorio de Harvard de diciembre de 1946, Bok propuso que estos glóbulos eran probablemente lugares de formación estelar. [17] En 1990 se confirmó que eran, en efecto, lugares de nacimiento estelar. [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 para destruir las guarderías estelares. Sin embargo, al hacerlo, puede desencadenarse un último estallido de formación estelar, ya que la presión de la radiación y la presión mecánica de la supernova pueden actuar para comprimir los glóbulos, aumentando así la densidad en su interior. [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 en 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 enormemente en sus propiedades físicas. Varían en tamaño desde las llamadas regiones ultracompactas (UCHII), que quizá tengan un diámetro de tan solo un año luz o menos, hasta regiones H II gigantes 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 H II ultracompactas hasta tan solo unas pocas partículas por cm 3 en las regiones más grandes y extendidas. Esto implica masas totales de 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 dentro de ella. Esto hace que las regiones H II sean más complicadas que las nebulosas planetarias, que tienen solo una fuente ionizante central. Típicamente, las regiones H II alcanzan temperaturas de 10.000 K. [5] En su mayoría son 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 padre. [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. Los 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] Es probable que el gas caliente sea suministrado por los fuertes vientos estelares de las 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 consisten en aproximadamente 90% de hidrógeno. La línea de emisión de hidrógeno más fuerte, la línea H-alfa a 656,3 nm, le da a las regiones H II su color rojo característico. (Esta línea de emisión proviene del hidrógeno no ionizado excitado). También se emite H-beta, pero aproximadamente a 1/3 de la intensidad de H-alfa. La mayor parte del resto de una región H II consiste en helio , con trazas de elementos más pesados. En toda la galaxia, se ha encontrado que la cantidad de elementos pesados en las regiones H II disminuye con el aumento de la distancia desde el centro galáctico. [29] Esto se debe a que durante 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 únicamente en galaxias espirales como la Vía Láctea y en galaxias irregulares . No se observan en galaxias elípticas . En las galaxias irregulares, pueden estar dispersas 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 , tales fusiones son frecuentes. Cuando las galaxias colisionan, las estrellas individuales casi nunca chocan, pero las GMC y las regiones H II en las galaxias en colisión se agitan severamente. [30] Bajo estas condiciones, se desencadenan enormes estallidos de formación de estrellas, tan rápidos que la mayor parte del gas se convierte en estrellas en lugar de la tasa normal del 10% o menos.
Las galaxias que experimentan una rápida formación estelar se conocen como galaxias con brotes de formación estelar . La galaxia elíptica posterior a la fusión tiene un contenido de gas muy bajo, por lo que las regiones H II ya no pueden formarse. [30] Las observaciones del siglo XXI han demostrado que existe una cantidad muy pequeña de regiones H II fuera de las galaxias. Estas regiones H II intergalácticas pueden ser los restos de disrupciones de marea de galaxias pequeñas y, en algunos casos, pueden representar una nueva generación de estrellas en el gas acrecentado más recientemente de una galaxia. [31]
Las regiones H II se presentan en una enorme variedad de tamaños. Por lo general, son grumosas y no homogéneas 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 en los gases circundantes crea gradientes de densidad agudos que dan como resultado formas complejas. [32] Las explosiones de supernova 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 adentro. 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 de electrones en función de la distancia desde el centro y una estimación de la aglomeración) realizando una transformada de Laplace inversa en el espectro de frecuencia.
Las regiones H II galácticas notables incluyen la Nebulosa de Orión, la Nebulosa Eta Carinae y el Complejo Berkeley 59/Cefeo 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, se vería llenando 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 en el 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 . Con un tamaño de unos 200 pc ( 650 años luz ) de diámetro, esta nebulosa es la más masiva y la segunda región H II 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: estrellas OB y Wolf-Rayet . Si la Nebulosa de la Tarántula estuviera tan cerca de la Tierra como la Nebulosa de Orión, brillaría casi tan brillante como la luna llena en el cielo nocturno. La supernova SN 1987A se produjo en las afueras de la Nebulosa de la Tarántula. [32]
Otra región H II gigante, NGC 604, se encuentra en la galaxia espiral M33 , que se encuentra a 817 kpc (2,66 millones de años luz). Con unas dimensiones de 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 de la Tarántula, aunque es ligeramente más grande que esta última. Contiene alrededor de 200 estrellas OB y Wolf-Rayet calientes, que calientan el gas en 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 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 (los metales en este caso 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 lo atribuyen a la presencia de pequeñas fluctuaciones de temperatura dentro de las regiones H II; otros afirman que las discrepancias son demasiado grandes para ser explicadas 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]
Los detalles completos de la formación de estrellas masivas dentro de las regiones H II aún no se conocen bien. Dos problemas principales obstaculizan la investigación en esta área. En primer lugar, la distancia desde 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 las estrellas más jóvenes pueden no emitir mucha luz en estas longitudes de onda . [35]
