I astronomi er et område med ioniseret brint eller område H II (læs "H2") en emissionsnebula, der består af skyer, der hovedsageligt består af brint, og hvoraf de fleste atomer er ioniserede , og somme tider strækker sig over flere år. -Lys . Ionisering produceres ved nærhed af en eller flere meget varme stjerner , spektral type O eller B, der stråler stærkt i ekstrem ultraviolet , selv dannet fra skyen.
Senere spreder eksplosioner supernovaer og stærke stjernevinde forårsaget af de mest massive stjerner i stjerneklynge til sidst de resterende gaspartikler og efterlader en klynge af stjerner som Plejaderne .
De HII-områder får deres navn fra tilstedeværelsen i store mængder ioniseret hydrogen , betegnet "HII", adskiller sig fra molekylært hydrogen (H 2 ) og atomar neutral hydrogen ( HI ). Det er derfor H + ionen , det vil sige en simpel proton .
Disse skyer af ioniseret gas er synlige i store afstande, og undersøgelsen af ekstragalaktiske HII-regioner er grundlæggende for at bestemme afstanden og den kemiske sammensætning af andre galakser .
Nogle af de dygtigste HII-områder er synlige for det blotte øje, men det lader til, at ingen af dem er blevet opdaget før opfindelsen af teleskopet i det tidlige XVII th århundrede. Selv Galileo ser ud til ikke at have bemærket Orion-tågen, da han observerede stjerneklyngen, den indeholder. Det var den franske astronom Nicolas-Claude Fabri de Peiresc, der opdagede denne tåge i 1610, og siden da er et stort antal af disse HII-regioner blevet opdaget inden i og uden for vores galakse .
William Herschel , der observerede Orion-tågen i 1774, vil beskrive den som "en formløs ildtåge, kaotisk materiale fra fremtidige soler". Det vil dog tage endnu et århundrede, før denne teori er bekræftet, da den britiske astronom William Huggins pegede sit spektrometer i retning af flere tåger. Blandt dem, der blev observeret, havde nogle, ligesom Andromeda-tågen , et spektrum svarende til stjernernes, og det blev udledt, at de faktisk var galakser sammensat af hundreder af millioner af stjerner. De andre var meget forskellige: i stedet for et kontinuerligt spektrum blandet med absorptionslinjer , bestod Orion-tågen og andre lignende objekter kun af få emissionslinjer, få i antal.
En af dem var placeret med en bølgelængde på 500,7 nanometer , hvilket på det tidspunkt ikke svarede til noget kendt kemisk element . Forskere antog derefter, at det var et nyt kemisk element, der blev navngivet nebulium (en lignende idé havde ført til opdagelsen af helium i 1868 ved at analysere solens spektrum ).
Mens helium blev isoleret på Jorden kort efter dets opdagelse i Solens spektrum, var det imidlertid ikke nebulium. I begyndelsen af XX th århundrede, Henry Norris Russell foreslog, at i stedet for at være bundet til et nyt element, kunne emission linje på 500,7 nm være noget allerede kendt, men placeret i usædvanlige forhold.
De fysikere viste i 1920'erne, at i gas tæthed ekstremt lav, de ophidsede elektroner kan optage energi niveauer metastabile der ville meget hurtigt strømløs ved kollisioner i en højere tæthed gas. Overgangen af elektroner mellem disse energiniveauer i iltatomet fører imidlertid nøjagtigt til en emissionslinje på 500,7 nm i bølgelængde. Disse spektrallinjer, som kun kan observeres for gasser med meget lav densitet, kaldes forbudte overgangslinjer . De spektrometriske observationer af tågerne viste derfor, at de bestod af ekstremt sjælden gas.
I løbet af XX th århundrede, afslørede observationer, at H II-regioner ofte indeholdt varme, klare stjerner. Disse stjerner er meget mere massive end solen og er dem med den korteste levetid, anslået til kun et par millioner år (sammenlignet med stjerner som solen, som kan leve i flere milliarder år). Det blev derefter formodet, at HII-regionerne skulle være et af de steder, hvor stjerner er født. I løbet af en periode på flere millioner år dannes der således en stjerneklynge fra gasskyen, før strålingstrykket, der genereres af de allerede oprettede stjerner, spreder det, der er tilbage af tågen.
De Plejaderne er et eksempel på en klynge, der er helt "blæst" gas fra HII region, hvorfra den dannede (kun et par spor af refleksioner skydække er stadig synlige).
Forløberen for en HII-region er en kæmpe molekylær sky . Denne kæmpe sky er meget kold (10 til 20 K ) og tæt, hovedsagelig sammensat af molekylært brint . Kæmpe molekylær sky kan forblive i stabil tilstand i lang tid, men chokbølgerne forårsaget af nærliggende supernovæ , kollisioner mellem galakser eller gravitations- og magnetiske interaktioner kan føre til kollaps af en del af skyen, som fører stjernedannelse gennem en skyproces sammenbrud og fragmentering.
Efter oprettelsen af stjerner inde i den kæmpe molekylære sky når de mest massive af dem hurtigt en meget høj temperatur (flere titusinder af Kelvin), og de meget energiske fotoner, der udsendes af stjernen, begynder at ionisere den omgivende gas - dette er hovedsageligt sammensat af brint, resultatet er et plasma af protoner og frie elektroner . Derefter dannes en ioniseringsfront, som strækker sig med meget høj hastighed. Det indre tryk af den nyligt ioniserede gas stiger med dens temperatur, hvilket får dens volumen til at stige. Bevægelser af stof og stødbølger, der genereres, fremmer igen stjernedannelse i nabolande.
Levetiden for en HII-region estimeres mellem 10 og 100 millioner år afhængigt af dens dimensioner, strålingstrykket og den stellarvind, der genereres af de varme stjerner, der afslutter evakueringen af den stadig tilstedeværende gas (se stjerne Wolf-Rayet ). Faktisk har processen en temmelig lav effektivitet, hvor kun ca. 10 procent af tågen benyttes til stjernedannelse, før den kastes langt væk. Supernovaeksplosioner bidrager også en stor del til dette tab af gas, som kun kan forekomme efter 1 til 2 millioner år for de mest massive stjerner.
Den egentlige proces med stjernedannelse inden for HII-regionerne er faktisk skjult for os af den tætte sky af kold, uigennemsigtig gas, der omgiver den spirende stjerne. Det er først, når strålingstrykket forårsaget af stjernens stråling har udvist sin "kokon", at det bliver synligt. Før det ses regionerne med tæt gas, der indeholder de nye formende stjerner, ofte silhuet foran de andre ioniserede dele af tågen. Disse mørke områder er kendt som Boks kugler , opkaldt efter astronomen Bart Bok , som i 1940'erne antog, at disse kan være stedet for stjernedannelse.
Bekræftelse af Boks hypotese måtte vente til 1990'erne på forbedringer af infrarøde instrumenter og observationer for til sidst at "gennembore" dette lag af støv og vise, at unge stjerner blev dannet. Det antages generelt, at en typisk Bok-blodcelle har en masse på omkring 10 solmasser , koncentreret i et område på omkring 1 lysår, og at Bok-celler for det meste fører til dannelse af dobbeltstjerner eller flere .
Ud over at være stedet for stjernedannelse ser HII-regionerne også ud til at indeholde planetariske systemer. Den Hubble Space Telescope har afsløret tilstedeværelsen af hundredvis af protoplanetariske diske i Oriontågen. Mindst halvdelen af de unge stjerner i Orion-tågen ser ud til at være omgivet af en skive af gas og støv, som hver antages at indeholde nok materiale til at danne planetariske systemer svarende til vores .
De fysiske egenskaber af HII-regioner varierer meget fra den ene til den anden. Deres størrelse er normalt kun mellem et lysår for ultra-kompakte regioner og flere hundrede lysår for giganter. Tætheden af ultrakompakte regioner er i størrelsesordenen en million partikler pr. Kubikcentimeter og kun få partikler pr. Kubikcentimeter for de større regioner. I 2017 blev en gigantisk sky af ioniseret gas opdaget, mere end 300.000 lysår væk, eller tre gange diameteren af Mælkevejen, der omslutter ti galakser. Det sidder i et særligt tæt område af en gruppe galakser kaldet COSMOS-Gr30 , 6,5 milliarder lysår fra jorden.
Afhængig af størrelsen af HII-regionen kan den indeholde fra en stjerne op til flere tusinde, hvilket gør HII-regioner meget mere komplicerede at forstå og analysere end planetariske tåger , der kun indeholder en central kilde til ionisering. De HII-områder, imidlertid har til fælles at have en temperatur af størrelsesordenen 10.000 K . De er stort set ioniserede, og denne ioniserede gas kan generere et magnetfelt med en kraft på flere snesevis af mikrogauss . Nogle observationer antyder, at denne gas kan indeholde elektriske felter .
Kemisk er HII-regionerne 90% hydrogen. Den stærkeste emissionslinje for brint, der ligger ved 656,3 nm , giver disse regioner deres karakteristiske røde farve. Resten er for det meste helium plus et par spor af tungere elementer. På tværs af vores galakse har andelen af tunge elementer i en HII-region vist sig at falde, når vi bevæger os væk fra det galaktiske centrum . Dette skyldes sandsynligvis det faktum, at i løbet af Galaxy's levetid var stjernedannelseshastigheden hurtigere i de centrale (tættere) regioner, hvilket antyder en hurtigere berigelse af det interstellare medium i tunge elementer ved processerne med stjernernes nukleosyntese .
HII-regioner er kun påvist i spiralgalakser som vores eller uregelmæssige galakser . Imidlertid er de aldrig fundet i elliptiske galakser . De kan ses næsten overalt i en uregelmæssig galakse, mens de næsten altid er placeret i spiralgalaksernes spiralarme. En stor spiralgalakse kan indeholde flere tusinde HII-regioner.
Årsagen til, at der ikke observeres nogen HII-region i elliptiske galakser, skyldes den måde, hvorpå disse galakser skabes, ved at flette flere galakser sammen. Når to galakser kolliderer, kommer de enkelte stjerner, der sammensætter dem, næsten aldrig i kontakt (stjernernes tæthed inde i en galakse er trods alt relativt lav), men kæmpe molekylære skyer og HII-regioner er alvorligt ophidsede, især på grund af tyngdekraften. Under disse forhold dannes et meget stort antal stjerner så hurtigt, at det meste af gassen omdannes til stjerner (i stedet for de 10%, der er nævnt i kapitlet #Formation and evolution ). Den elliptiske galakse som følge af denne fusion indeholder kun meget lidt gas, og HII-regionerne kan derfor ikke længere dannes.
Nylige observationer har vist, at der er et lille antal HII-regioner placeret uden for selve galakserne. Det antages, at disse gasskyer blev revet væk fra galaksernes perifere regioner under kollisioner eller endda kun under tætte passager mellem to massive galakser.
HII-regioner har en meget bred vifte af former og størrelser. Hver stjerne i et HII-område ioniserer et globalt sfærisk område af gas omkring det, men kombinationen af ioniserede sfærer fra flere stjerner inden for et enkelt HII-område sammen med udvidelsen af den overophedede tåge inde i den omgivende gassky (som i sig selv indeholder små variationer i densitet), fører til dannelsen af komplekse former. Supernovaer hjælper også med at "forme" skyens form.
I nogle tilfælde fører dannelsen af en stor stjerneklynge inde i HII-regionen, at den “oplyses” indefra af de mange stjerner, der komponerer den. Dette er for eksempel tilfældet med NGC 604 , en kæmpe HII-region beliggende i trekantsgalaksen .