Región H II

NGC 604, una región H II gigante en la Galaxia del Triángulo.

Una región H II es una nube de gas y plasma brillante que puede alcanzar un tamaño de varios cientos de años luz y en la cual se forman estrellas masivas. Dichas estrellas emiten copiosas cantidades de luz ultravioleta extrema (con longitudes de onda inferiores a 912 Ångströms) que ionizan la nebulosa a su alrededor.

Estas regiones pueden dar nacimiento a una gran cantidad de estrellas durante un periodo de varios millones de años. Al final, los intensos vientos estelares y explosiones de supernova en el cúmulo estelar resultante dispersan los gases de la región, dejando atrás un cúmulo similar al de las Pléyades.

Las regiones H II son llamadas así por la gran cantidad de hidrógeno atómico ionizado que contienen. En astronomía se denomina H2 al hidrógeno molecular, H I al hidrógeno neutro y H II al hidrógeno ionizado. Pueden ser vistas a gran distancia en el universo y su estudio es importante para determinar la distancia y la composición química de otras galaxias.

Observaciones

Formación de estrellas negras la nebulosa del Águila.

Algunas de las regiones H II más brillantes son observables a simple vista. A pesar de ello, no ha quedado constancia de observaciones de ellas anteriores a la invención del telescopio, a principios de siglo XVII. Ni siquiera Galileo Galilei apreció la existencia de la Nebulosa de Orión cuando observó por primera vez con su telescopio el cúmulo estelar dentro de ella (previamente el cúmulo había sido catalogado, por Johann Bayer, como una sola estrella: θ Orionis). Se atribuye el descubrimiento de la Nebulosa de Orión al observador francés Nicolas-Claude Fabri de Peiresc en 1610. Desde esta primera observación han sido descubiertas grandes cantidades de regiones H II en nuestra galaxia y en otras.

En 1774, William Herschel observó la nebulosa de Orión y la describió posteriormente como "una ardiente niebla informe, el material caótico de futuros soles". Cien años después se confirmó la hipótesis cuando William Huggins, ayudado por su esposa Margaret Huggins, estudió con su espectroscopio varias nebulosas. Algunas presentaban espectros muy similares al de las estrellas, resultando ser galaxias, las cuales consisten en miles de millones de estrellas individuales. Sin embargo otras nebulosas eran muy diferentes. En lugar de un fuerte espectro continuo con líneas de absorción superpuestas, la nebulosa de Orión y otros objetos similares sólo mostraban un pequeño número de líneas de emisión.[1] La más brillante de estas líneas tenía una longitud de onda de 500,7  nanómetros, lo cual no correspondía a ningún elemento químico conocido. La primera hipótesis fue que esa línea desconocida correspondía a un elemento químico aún no descubierto, el cual fue llamado Nebulio. Una idea similar llevó al descubrimiento del helio a partir del análisis del espectro solar en 1868. 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.

En los años 20 algunos físicos demostraron que, en un gas que se encuentra bajo condiciones de densidad extremadamente bajas, los electrones excitados pueden ocupar niveles de energía metaestables en iones y átomos que a densidades más altas serían rápidamente des-excitados por colisiones entre ellos.[2] Las transiciones de electrones desde esos niveles en oxígeno doblemente ionizado dan lugar a la línea de los 500.7 nm. Estas líneas espectrales que sólo pueden ser vistas en gases de muy baja densidad se denominan líneas prohibidas. Esta teoría fue posteriormente confirmada por las observaciones espectroscópicas que mostraban que las nebulosas están formadas por gas extremadamente enrarecido.

Durante el siglo XX las observaciones demostraron que las regiones H II a menudo contienen estrellas tipo OB (azules). Estas estrellas son muchas veces más masivas que el sol, y son las que tienen menor período de vida, con un total de unos pocos millones de años (comparadas con estrellas como el sol, las cuales viven por varios miles de millones de años). Por tanto, se infirió que las regiones H II deben ser los lugares donde se forman las nuevas estrellas. Durante un período de varios millones de años un cúmulo de estrellas puede formar una región H II antes de que la presión de radiación de las estrellas jóvenes resulte en la dispersión de la nebulosa. Un ejemplo de estas dispersiones son las pléyades donde sólo permanece una traza de reflexión nebular.

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