Región H II

La Nebulosa de Orión es un ejemplo de la región H II.

Una región H II (que se pronuncia en segundo lugar como región acca) es una nebulosa de emisión asociada con estrellas jóvenes, azules y cálidas (los tipos OB , en la parte superior del diagrama HR ). H II es el término para hidrógeno ionizado, y las regiones H II son nubes de gas ionizado por la radiación ultravioleta emitida por estrellas jóvenes. De hecho, las áreas de formación estelar siempre se encuentran en correspondencia con este tipo de objetos nebulosos.

El tamaño de una región H II está determinado tanto por la cantidad de gas presente como por el brillo de las estrellas O y B: cuanto más brillantes son, mayor es la región H II. Su diámetro es generalmente del orden de unos pocos años luz . Se encuentran en los brazos espirales de las galaxias , porque es en ellos donde se forman la mayoría de las estrellas. Se encuentran entre las características más grandes y visibles de los brazos, y también se han revelado en galaxias con alto corrimiento al rojo . En la Vía Láctea , algunos ejemplos son la Nebulosa de Orión y la Nebulosa del Águila .

En luz visible , se caracterizan por su color rojo, provocado por la fuerte línea de emisión de hidrógeno a 656,3 nanómetros . Además del hidrógeno existen, en menor medida, otras especies atómicas. En particular, se observan comúnmente las líneas prohibidas de oxígeno , nitrógeno y azufre .

Las regiones H II tienen una vida bastante corta, en términos astronómicos: dependen de estrellas jóvenes y grandes que proporcionan la energía necesaria, se vuelven invisibles después de que estas estrellas mueren, y las estrellas de gran masa tienen una vida útil de unos pocos millones de años. , o como mucho unas pocas decenas de millones.

Observación

Regiones oscuras de formación de estrellas dentro de la Nebulosa del Águila conocidas como los Pilares de la Creación .

Las regiones H II son las nebulosas difusas más brillantes del cielo, que parecen brillantes debido a la presencia de estrellas jóvenes azules calientes , que ionizan el gas y hacen que emita luz. Las nebulosas más brillantes se observan en el Hemisferio Sur, ya que es en esta dirección donde se encuentra el brazo espiral en el que se encuentra nuestro sistema solar, el Brazo de Orión .

A pesar de esto, la primacía de la nebulosa más brillante del cielo pertenece a una región H II ubicada a 9000 años luz de nosotros, en otro brazo galáctico: se trata de la Nebulosa Carina , el complejo de nebulosas brillantes más grande conocido hasta ahora en el interior de nuestra Galaxia; sigue la conocida Nebulosa de Orión , visible desde casi todas las áreas de la Tierra . Otras nebulosas notables son la Nebulosa Laguna y la Nebulosa Trífida , todas ubicadas en el hemisferio sur, en la constelación de Sagitario . La única región brillante H II del hemisferio norte es la Nebulosa Rosetta , visible en la constelación de Unicornio .

Los prismáticos o, mejor aún, un pequeño telescopio , te permiten observar fácilmente otras nebulosas del mismo tipo.

Historia de observaciones

Algunas de las regiones H II más brillantes son visibles a simple vista ; a pesar de esto, no parece haber ninguna referencia a estos objetos antes de la llegada del telescopio , a principios del siglo XVII . Incluso Galileo no mencionó la brillante Nebulosa de Orión , aunque fue el primero en observar su cúmulo de estrellas asociado (previamente catalogado como θ Orionis por Johann Bayer ). El observador francés Nicolas-Claude Fabri de Peiresc fue en cambio el primero en reconocer la nebulosidad en el área central de la Espada de Orión , en 1610 ; ^[1] Desde entonces, se han descubierto un gran número de regiones H II, tanto pertenecientes a nuestra Vía Láctea como en otras galaxias . ^[2]

William Herschel observó la Nebulosa de Orión en 1774 , describiéndola como "una bruma ardiente informe, el material caótico de los futuros soles". ^[3] Para que esta hipótesis (excepcional para la época) se confirmara fue necesario esperar otros cien años, cuando William Huggins (asistido por su esposa Mary Huggins ) dirigió su espectroscopio hacia varias nebulosas. Algunas, como la nube de Andrómeda , poseían un espectro muy similar al de las estrellas , y luego fueron reconocidas como galaxias, que son colecciones de cientos de millones de estrellas individuales. Otros objetos, en cambio, parecían muy diferentes; más que un continuo fuerte con líneas de absorción superpuestas, la Nebulosa de Orión y otros objetos similares mostraron solo una pequeña cantidad de líneas de emisión . ^[4] El más brillante de estos se encontró a una longitud de onda de 500,7 nanómetros , que no coincidía con las líneas de ningún elemento químico conocido; Inicialmente se planteó la hipótesis de que se trataba de un elemento hasta ahora desconocido, al que se le dio el nombre de nebulio . La elección de este nombre fue dictada por el hecho de que se observó sólo en nebulosas; una asociación similar de ideas significó que un elemento descubierto a través del análisis del espectro solar, en 1868 , recibió el nombre de Elio . ^[5]

Sin embargo, aunque el helio se aisló poco después de su descubrimiento, el nebulio no se aisló. A principios del siglo XX, Henry Norris Russell propuso que en lugar de ser un elemento desconocido, el "nebulio" no era más que un elemento bien conocido, pero en condiciones físico-químicas desconocidas. ^[6]

Los físicos demostraron en la década de 1920 que, en gases de densidad extremadamente baja, los electrones pueden poblar niveles de energía metaestable excitados en átomos e iones que a densidades más altas son rápidamente desexcitados por colisiones. ^{[7] Las} transiciones de electrones de estos niveles a los átomos e iones de oxígeno doblemente ionizado dan lugar a emisiones a 500,7 nm. ^[8] Estas líneas espectrales , que se observan en gases de muy baja densidad, se denominan líneas prohibidas . Las observaciones espectroscópicas indicaron que las nebulosas están compuestas de gas extremadamente enrarecido.

Una pequeña porción de la Nebulosa de la Tarántula , una región gigante H II en la Gran Nube de Magallanes .

Durante el siglo XX, otras observaciones mostraron que las regiones H II a menudo contienen estrellas calientes y brillantes, mucho más masivas que nuestro Sol y con una vida media muy corta de unos pocos millones de años (estrellas como el Sol pueden alcanzar más de 10 mil millones de años ). ^[8] Por esta razón se ha asumido que las regiones H II deben ser las regiones en las que tiene lugar la formación de estrellas ; ^[8] durante un período de varios millones de años, se forma un cúmulo de estrellas a partir de una región H II, antes de que la presión de radiación de las estrellas masivas jóvenes provoque la dispersión del gas residual de la nube. Se pueden observar varios ejemplos de estos procesos de dispersión de gases residuales; ^[9] Sin embargo, las Pléyades son solo un ejemplo aparente de esto, ya que se ha demostrado que el gas observable entre sus componentes no pertenece a la nube original a partir de la cual se formaron, sino a una región de polvo independiente en la que el cúmulo ahora está en tránsito.

Origen y vida media

El precursor de una región H II es una nube molecular gigante ; esta última es una nube densa y muy fría (solo 10-20 K ) compuesta principalmente de hidrógeno molecular . ^[2] Puede existir en un estado estable durante un largo período de tiempo, hasta que las ondas de choque causadas por una explosión de supernova , la colisión de nubes y las interacciones magnéticas desencadenan fenómenos de colapso en diferentes puntos de la nube. Cuando esto sucede, las estrellas se forman siguiendo un proceso de colapso y fragmentación de la nube original. ^[9]

Después de su formación, las estrellas más masivas se calientan lo suficiente como para poder ionizar el gas circundante; ^[2] poco después de la formación de un campo de radiación ionizante, los fotones crean un frente de ionización, que hace que el gas circundante se disperse a una velocidad supersónica . A mayores distancias de la estrella ionizante, el frente de ionización se ralentiza, mientras que la presión del nuevo gas ionizado provoca la expansión del volumen ionizado. En ese caso, el frente de ionización se ralentiza por debajo de la velocidad del sonido y es superado por el frente de onda de choque causado por la expansión de la nube: se ha formado una región H II. ^[10]

La vida media de una región H II es del orden de unos pocos millones de años. ^[11] La presión de la radiación de estrellas jóvenes y calientes puede dispersar la mayor parte del gas residual; de hecho, el proceso de formación de estrellas tiende a ser muy ineficiente, en el sentido de que menos del 10% del gas en una región H II colapsa para formar nuevas estrellas antes de que el resto desaparezca. ^[9] Otro fenómeno que puede contribuir a la dispersión del gas son las explosiones de supernovas de las estrellas más masivas que se acaban de formar, lo que ocurre solo 1 a 2 millones de años después de la formación del cúmulo.

La formación de las estrellas

El mismo tema en detalle: formación de estrellas .

Las células de Thackeray , células Bok visibles en la región H II IC 2944 .

El nacimiento de las estrellas que tiene lugar en nuestra era está oculto para nosotros por las densas nubes de gas y polvo que rodean a las estrellas nacientes. Solo cuando la presión de la radiación de la estrella recién nacida barre la capa nebulosa en la que estaban, se vuelven visibles; antes de eso, las regiones densas que contienen las estrellas de nueva generación se muestran como capullos oscuros que contrastan con el brillo difuso del resto de la nube ionizada. Estos capullos se llaman glóbulos de Bok , nombrados en honor al astrónomo Bart Bok, quien en la década de 1940 los propuso como los lugares de nacimiento de las estrellas. ^[12]

La confirmación de la hipótesis de Bok se produjo solo en 1990 , cuando las observaciones infrarrojas penetraron el espeso polvo de los glóbulos de Bok para revelar jóvenes objetos estelares dentro de ellos. Se cree que un glóbulo de Bok típico contiene aproximadamente 10 masas solares de material en una región de aproximadamente un año luz de diámetro, y que dan lugar a la formación de sistemas estelares dobles o múltiples . ^[13]

Como lugares de nacimiento de las estrellas, las regiones H II también muestran evidencia de la presencia de sistemas planetarios . El telescopio espacial Hubble ha revelado cientos de discos protoplanetarios en la nebulosa de Orión; ^[14] al menos la mitad de las estrellas jóvenes en esta nebulosa aparecen rodeadas por discos de gas y polvo, ^[15] que se cree que contienen mucha más materia de la que se necesitaría para formar un sistema planetario como el nuestro.

Características

Características físicas

Las regiones H II poseen una gran variedad de características físicas. Van desde las denominadas regiones ultracompactas de tan solo un año luz de diámetro (o incluso menos) hasta regiones gigantes H II de varios cientos de años luz de diámetro. ^[2] Su tamaño también se conoce como la esfera de Strömgren y depende esencialmente de la intensidad de la fuente de los fotones ionizantes y de la densidad de la región en sí; este último varía desde más de un millón de partículas por cm³ en las regiones ultracompactas hasta unas pocas partículas por cm³ en las regiones más grandes. Esto implica una masa total de entre 10 y 10 ^{2 5} masas solares .

Dependiendo del tamaño de una región H II, puede haber hasta unos pocos miles de estrellas en su interior; esto hace que este tipo de objetos sea mucho más complejo que una simple nebulosa planetaria , que tiene una sola estrella ionizante central. Por lo general, las regiones H II alcanzan una temperatura de 10.000 K; ^[2] están en gran parte ionizados y el gas ionizado ( plasma ) puede contener campos magnéticos con una intensidad de algunas nano teslas . ^[16] Además, las regiones H II se asocian muy a menudo con gas molecular frío, que se origina en la misma nube molecular gigante parental. ^[2] Los campos magnéticos se producen al mover cargas magnéticas en el plasma, lo que sugiere que las regiones H II también contienen campos eléctricos . ^[17]

Químicamente, las regiones H II consisten en un 90% de hidrógeno . Las líneas de emisión más fuertes de hidrógeno, a 656,3 nm, son las responsables del típico color rojo de estos objetos; la mayor parte del porcentaje restante está ocupado por helio , al que se añaden trazas de elementos más pesados. A lo largo de la galaxia, se ha encontrado que los elementos pesados ​​en las regiones H II disminuyen al aumentar la distancia desde el centro galáctico ; ^[18] esto sucede porque durante la vida de una galaxia la tasa de formación de estrellas es mayor en las regiones centrales densas, un fenómeno que finalmente resulta en un enriquecimiento de estos elementos del medio interestelar después de la nucleosíntesis .

Abundancia y distribución

Largas cadenas de regiones H II (en rojo) delinean los brazos espirales de la Galaxia Vortex .

Las regiones H II se encuentran en galaxias espirales como la nuestra o en galaxias irregulares , mientras que nunca se observan en galaxias elípticas . En las galaxias irregulares se pueden encontrar en todas las áreas de la galaxia, mientras que en las espirales se encuentran casi exclusivamente en los brazos espirales. Una gran galaxia espiral como la nuestra puede contener miles de regiones H II. ^[19]

La razón por la que este tipo de objetos no se encuentra en las galaxias elípticas es que se cree que se formaron debido a fusiones entre galaxias . ^[20] En los cúmulos de galaxias , este tipo de colisión es frecuente; cuando las galaxias chocan, las estrellas individuales casi nunca chocan entre sí, pero las nubes moleculares gigantes y las propias regiones H II están muy perturbadas. ^[20] Durante estas colisiones, se desarrollan fenómenos de formación estelar gigantescos y muy intensos, tan rápido que la mayor parte del gas se convierte en estrellas, en comparación con el 10% normal o menos. Las galaxias que sufren este fenómeno se conocen como galaxias de explosión estelar . La galaxia elíptica resultante tiene un contenido de gas extremadamente bajo, por lo que las regiones H II ya no pueden formarse. ^[20] Las observaciones realizadas en la década de 2000 mostraron la existencia de algunas regiones H II muy raras incluso fuera de las galaxias; estos objetos extragalácticos son probablemente los restos de galaxias enanas interrumpidas por las mareas galácticas . ^[21]

Morfología

La Nebulosa Rosetta es una región H II en el centro de la cual hay un cúmulo abierto, responsable de la "cavidad" presente en el centro de la nebulosa.

Se puede observar una gran variedad de tamaños de regiones H II, con diferentes estructuras. ^[2] En muchos de estos objetos, los grupos abiertos ya están formados y tienden a volverse visibles. Cada estrella dentro de uno de estos objetos ioniza una región aproximadamente esférica, llamada esfera Strömgren , de gas que la rodea, pero la combinación de las esferas ionizadas de múltiples estrellas en una región H II y la expansión de la parte de la nebulosa calentada a el interior del gas circundante, debido a las formas extremadamente complejas; Las explosiones de supernovas también son capaces de modelar regiones gaseosas. En algunos casos, la formación de un gran cúmulo abierto dentro de una región H II provoca la formación de una especie de "burbuja" en la que el gas ha sido expulsado; un caso típico es el de la Nebulosa Rosetta , así como NGC 604 , esta última una región gigante H II visible en la Galaxia Triángulo . ^[22]

Grandes regiones H II

Las regiones H II notables son la nebulosa Carina , la nebulosa de Orión y el complejo Berkely 59 / Cepheus OB4, que forma parte del complejo de nubes moleculares de Cepheus . ^[23] La Nebulosa de Orión, que se encuentra a una distancia de unos 1500 años luz de nosotros, es parte de una enorme nube molecular gigante , conocida como el Complejo de Nube Molecular de Orión , que si fuera visible a simple vista cubriría la mayor parte de la constelación de Orión . ^[8] La Nebulosa Cabeza de Caballo y el Anillo de Barnard son otras dos partes iluminadas de esta nube de gas. ^{[8] [24]}

La Gran Nube de Magallanes , una galaxia satélite de nuestra Vía Láctea , contiene una región H II gigante llamada Nebulosa de la Tarántula ; esta nube es extremadamente más grande que la Nebulosa de Orión y miles de estrellas se están formando dentro de ella, algunas con una masa cien veces mayor que la de nuestro Sol. ^[25] Si la Nebulosa de la Tarántula estuviera a la misma distancia de nosotros que la Nebulosa de Orión, tendría el mismo brillo que el de la luna llena en el cielo nocturno. La supernova SN 1987a explotó en las áreas periféricas de esta nebulosa. ^[26]

NGC 604 también es más grande que la Nebulosa de la Tarántula, con unos 1300 años luz de ancho, aunque contiene un poco menos de estrellas; es una de las regiones H II más grandes del Grupo Local . ^[22]

Comparación de imágenes de la Nebulosa Trífida vistas bajo diferentes longitudes de onda .

Estudios actuales

Las imágenes ópticas revelan nubes de gas y polvo en la Nebulosa de Orión ; una imagen infrarroja (derecha) revela las estrellas recién formadas en su interior.

Como ocurre con las nebulosas planetarias, la determinación de la abundancia de elementos en las regiones H II está sujeta a algunas incertidumbres. ^[27] Actualmente se utilizan dos métodos diferentes para determinar la abundancia de metales (es decir, en astronomía, elementos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio) en las nebulosas, y los resultados obtenidos por los dos métodos suelen ser muy diferentes entre ellos. ^[25] Algunos astrónomos atribuyen esto a la presencia de pequeñas fluctuaciones de temperatura en las regiones H II, otros afirman que las discrepancias son demasiado grandes para ser explicadas por el efecto de la temperatura e hipotetizan la existencia de cúmulos fríos que contienen cantidades muy bajas de hidrógeno. ^[27]

Además, los procesos de los fenómenos intensos de formación de estrellas dentro de las regiones H II aún no están claros. Se encuentran dos problemas importantes al realizar investigaciones sobre estos objetos: el primero se debe a la distancia entre nosotros y los principales complejos de las regiones H II, ya que la región H II más cercana a nosotros está a más de 1000 años luz de distancia; el segundo se refiere al fuerte oscurecimiento de las estrellas en formación debido al polvo, por lo que es imposible realizar observaciones en la banda de luz visible . Las ondas de radio y la luz infrarroja pueden penetrar estas partículas, pero es posible que las estrellas más jóvenes no emitan mucha luz en estas longitudes de onda.

Nota

Bibliografía

Libros

• ( EN ) WJ Kaufmann, Universe , WH Freeman, 1994, ISBN 0-7167-2379-4 .
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• (EN) Inney James y Scott Tremaine, Galactic Dynamics, Princeton University Press, Princeton, Nueva Jersey, 1997.
• (EN) Douglas Heggie y Piet Hut,El problema gravitacional de un millón de cuerpos: un enfoque multidisciplinario de la dinámica de los cúmulos estelares , Cambridge University Press, 2003.
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Cartas celestiales

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• Tirion, The Cambridge Star Atlas 2000.0 , 3ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 2001, ISBN 0-521-80084-6 .

Voci correlate

Fenomeni

• Evoluzione stellare
• Formazione stellare

Oggetti associati

• Ammasso aperto
• Associazione OB
• Globulo di Bok
• Nube molecolare gigante
• Regione HI

Nella cultura

• Nebulose nella cultura di massa

Altri progetti

• Wikimedia Commons contiene immagini o altri file su regione H II

Collegamenti esterni

• Hubble images of nebulae including several H II regions , su hubblesite.org (archiviato dall' url originale il 6 febbraio 2006) .
• Information from SEDS , su seds.org .
• Harvard astronomy course notes on H II regions , su cfa.harvard.edu .

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