Región H II
Las regiones H II son llamadas así por la gran cantidad de hidrógeno atómico ionizado que contienen.
Algunas de las regiones H II más brillantes son observables a simple vista.
Desde esta primera observación han sido descubiertas grandes cantidades de regiones H II en nuestra galaxia y en otras.
La primera hipótesis fue que esa línea desconocida correspondía a un elemento químico aún no descubierto, el cual fue llamado Nebulio.
Sin embargo, mientras el helio fue aislado en la Tierra poco después de su descubrimiento en el espectro solar, el nebulio no corrió la misma suerte.
A principios del siglo XX, Henry Norris Russell propuso que en vez de un nuevo elemento, la línea en 500,7 nm era causada por la presencia de un elemento conocido en condiciones desconocidas.
Durante el siglo XX las observaciones demostraron que las regiones H II a menudo contienen estrellas tipo OB (azules).
Las GMC son nubes muy frías (10–20 K) y densas, compuestas principalmente de hidrógeno molecular.
Cabe señalar que, estos parches negros son conocidos como glóbulos de Bok, descubiertas en 1940, por el astrónomo Bart Bok, quien propuso que podrían ser lugares de nacimiento estelares.
Al menos, la mitad de las estrellas jóvenes en esta nebulosa parecen estar rodeadas por discos de gas y polvo, los cuales contienen la suficiente materia como para crear un sistema planetario como el nuestro.
Dependiendo del tamaño, las regiones H II pueden contener cientos de estrellas en su interior.
Esto hace a las regiones H II más complejas que las nebulosas planetarias, las cuales tienen un solo punto central de ionización.
Típicamente estas regiones pueden alcanzar temperaturas de hasta 10 000 K. Normalmente están ionizadas (la mayoría), por lo que el plasma (gas ionizado) puede contener campos magnéticos con la fuerza de varios nanoteslas.
La línea de emisión más fuerte del hidrógeno alcanza los 656,3 nm, dándole a estas regiones un característico color rojizo.
Esto ha hecho que el medio interestelar en estas zonas sea más rico en elementos producto de la nucleosíntesis.
Las regiones H II no se encuentran en galaxias elípticas debido a su proceso de creación.
Cuando las galaxias colisionan las estrellas individuales casi nunca chocan, pero las nubes moleculares gigantes (GMC) y las regiones H II de estas se ven severamente afectadas.
Estas regiones H II intergalácticas son resultado directo de las perturbaciones que se registran en las galaxias pequeñas.
Este es el caso de NGC 604, región H II gigante en la galaxia del Triángulo.
Dentro de una región H II, no solo se encuentran zonas fotoionizadas rodeando a las estrellas jóvenes; sino que también contiene otro tipo de zonas conocidas como regiones fotodisociadas (PDR).
Segundo, la formación de estas estrellas esta en gran parte oculta por el polvo estelar, por tanto las observaciones utilizando luz visible son imposibles.
Para atravesar el polvo interestelar se utilizan otras secciones del espectro: radio e infrarroja, pero con el inconveniente de que las estrellas más jóvenes no emiten mucha luz a estas longitudes de onda.
