Regione H II

Unaregione H II(pronunciatoregione acca secondo) è unanebulosa a emissioneassociata astellegiovani, blu e calde (dei tipiOB, nell'angolo superiore deldiagramma H-R). H II è il termine che indica l'idrogenoionizzato, e le regioni H II sono nubi di gasionizzatodallaradiazione ultraviolettaemessa dalle stelle giovani. Le zone diformazione stellaresi trovano infatti sempre in corrispondenza di questo tipo di oggetti nebulosi.
La grandezza di una regione H II è determinata sia dall'ammontare di gas presente, sia dallaluminositàdelle stelle O e B: più luminose esse sono, più grande è la regione H II. Il suo diametro è generalmente dell'ordine di alcunianni luce. Si trovano nei bracci di spirale dellegalassie, perché è in essi che la maggior parte delle stelle si formano. Sono tra le caratteristiche più grandi e visibili dei bracci, e sono state rivelate anche in galassie di altospostamento verso il rosso. NellaVia Lattea, ne sono esempi laNebulosa di Orionee laNebulosa Aquila.
Inluce visibile, sono caratterizzate dal loro colore rosso, causato dalla fortelinea di emissionedell'idrogenoa 656,3nanometri. Oltre all'idrogeno si trovano, in misura minore, anche altre specie atomiche. In particolare si osservano comunemente lelinee proibitedell'ossigeno, dell'azotoe dellozolfo.
Le regioni H II hanno vita piuttosto breve, in termini astronomici: dipendenti come sono dalle giovani e grandi stelle che forniscono l'energia necessaria, diventano invisibili dopo che queste stelle muoiono, e le stelle di grande massa hanno una vita di pochi milioni di anni, o al massimo di poche decine di milioni di anni.
Le regioni H II sono lenebulose diffusepiù brillanti del cielo, che appaiono luminose a causa della presenza digiovani stelle calde e blu, che ionizzano il gas facendogli emettere luce. Le nebulose più brillanti si osservano nell'emisfero australe, poiché è in questa direzione che si trova il braccio di spirale in cui giace il nostrosistema solare, ilBraccio di Orione.
Nonostante ciò, il primato di nebulosa più brillante del cielo spetta ad una regione H II posta a ben 9000 anni luce da noi, in un altro braccio galattico: si tratta dellaNebulosa della Carena, il più grande complesso nebuloso brillante finora noto all'interno della nostra Galassia; segue la ben notaNebulosa di Orione, visibile da quasi tutte le aree dellaTerra. Altre nebulose notevoli sono laNebulosa Lagunae laNebulosa Trifida, tutte poste nell'emisfero australe, nellacostellazione del Sagittario. L'unica regione H II brillante dell'emisfero boreale è laNebulosa Rosetta, visibile nellacostellazione dell'Unicorno.
Unbinocoloo, meglio, un piccolotelescopio, consente di poter osservare senza difficoltà anche altre nebulose dello stesso tipo.
Alcune delle regioni H II più luminose sono visibili adocchio nudo; nonostante ciò, non sembra che ci siano riferimenti su questi oggetti prima dell'avvento deltelescopio, all'inizio delSeicento. PersinoGalileonon menzionò la brillanteNebulosa di Orione, sebbene fosse stato il primo ad osservarne l'ammasso stellareassociato (catalogato in precedenza con la sigla θ Orionis daJohann Bayer). L'osservatore franceseNicolas-Claude Fabri de Peirescfu invece il primo a riconoscere la nebulosità nell'area centrale dellaSpada di Orione, nel1610;da allora sono state scoperte un gran numero di regioni H II, sia appartenenti alla nostraVia Lattea, che in altregalassie.
William Herschelosservò la Nebulosa di Orione nel1774, descrivendola come "un'informe foschia ardente, il caotico materiale dei soli futuri".Affinché questa ipotesi (eccezionale per l'epoca) fosse confermata si dovette attendere un altro centinaio di anni, quandoWilliam Huggins(assistito dalla moglieMary Huggins) rivolse il suospettroscopiosu diverse nebulose. Alcune, come laNube di Andromeda, possedevano uno spettro molto simile a quello dellestelle, e furono in seguito riconosciute come galassie, ossia insiemi di centinaia di milioni di stelle individuali. Altri oggetti sembravano invece molto differenti; più che un forte continuum conlinee di assorbimentosovrapposte, la Nebulosa di Orione ed altri oggetti simili mostravano solo un piccolo numero dilinee di emissione.La più brillante di queste si trovava allalunghezza d'ondadi 500,7nanometri, che non corrispondeva alle linee di alcunelemento chimiconoto; fu inizialmente ipotizzato che si trattasse di un elemento fino ad allora sconosciuto, a cui fu dato il nome dinebulium. La scelta di questo nome fu dettata dal fatto che si osservava solo nelle nebulose; una simile associazione di idee fece sì che ad un elemento scoperto tramite l'analisi dello spettro solare, nel1868, venisse assegnato il nomeElio.
Tuttavia, mentre l'elio fu isolato a breve distanza dalla sua scoperta, il nebulium non veniva isolato. Nei primi anni delNovecentoHenry Norris Russellpropose che invece di trattarsi di un elemento sconosciuto, il "nebulium" non fosse altro che un elemento ben conosciuto, ma sotto condizioni chimico-fisiche non familiari.
I fisici mostrarono neglianni ventiche nel gas adensitàestremamente bassa glielettronipossono popolare ilivelli energeticimetastabilieccitati negliatomieioniche a densità maggiori vengono rapidamente de-eccitati dalle collisioni.Le transizioni di elettroni da questi livelli negli atomi e negli ioni dell'ossigenodoppiamente ionizzato dà luogo alle emissioni a 500,7 nm.Questelinee spettrali, che si osservano in gas a densità molto bassa, sono chiamatelinee proibite. Le osservazioni spettroscopiche indicarono che le nebulose sono composte da gas estremamente rarefatto.
Durante il Novecento altre osservazioni mostrarono che le regioni H II spesso contengono stelle calde e luminose, ben più massicce del nostroSolee di vita media molto breve, di appena pochi milioni di anni (stelle come il Sole possono arrivare ad oltre 10 miliardi di anni).Per questo motivo si è ipotizzato che le regioni H II debbano essere le regioni in cui avviene laformazione stellare;in un periodo di alcuni milioni di anni, da una regione H II si forma un ammasso di stelle, prima che lapressione di radiazionedelle giovani stelle massicce faccia disperdere il gas residuo della nube. Si possono osservare diversi esempi di questi processi di dispersione dei gas residui;lePleiadituttavia sono solo un esempio apparente di ciò, dato che si è dimostrato che il gas osservabile fra le sue componenti non appartiene alla nube originaria da cui si sono formate, ma a una regione di polveri indipendente in cui l'ammasso si trova ora a transitare.
Il precursore di una regione H II è unanube molecolare gigante; quest'ultima è una nube densa e molto fredda (appena 10–20K) composta soprattutto daidrogeno molecolare.Può esistere in uno stato stabile per un lungo periodo di tempo, finché delleonde d'urtocausate dall'esplosione di unasupernova, dalla collisione fra nubi e dalle interazioni magnetiche fanno scattare dei fenomeni di collasso in diversi punti della nube. Quando ciò avviene, a seguito di un processo di collasso e frammentazione della nube originaria si formano le stelle.
Dopo la loro formazione, le stelle più massicce diventano calde a sufficienza da essere in grado diionizzareil gas circostante;poco dopo la formazione di un campo di radiazione ionizzante, ifotonicreano un fronte di ionizzazione, che fa disperdere il gas circostante ad unavelocità supersonica. A distanze via via maggiori dalla stella ionizzante il fronte di ionizzazione rallenta, mentre la pressione del nuovo gas ionizzato causa l'espansione del volume ionizzato. In quel caso, il fronte di ionizzazione rallenta fin sotto lavelocità del suonoe viene superato dal fronte dell'onda d'urto causato dall'espansione della nube: si è formata una regione H II.
La vita media di una regione H II è dell'ordine di pochi milioni di anni.La pressione di radiazione proveniente dalle stelle calde e giovani può far disperdere la maggior parte del gas residuo; infatti, il processo di formazione stellare tende ad essere molto inefficiente, nel senso che meno del 10% del gas di una regione H II collassa per formare nuove stelle prima che il restante venga spazzato via.Un altro fenomeno che può contribuire alla dispersione del gas, sono le esplosioni come supernovae delle stelle più massicce appena formate, il che avviene dopo appena 1–2 milioni di anni dalla formazione dell'ammasso.
La nascita delle stelle in atto nella nostra epoca ci viene celata dalle densissime nubi di gas e polveri che circondano le stelle nascenti. Soltanto quando la pressione di radiazione della stella neonata spazza via il guscio nebuloso in cui si trovavano, queste diventano visibili; prima di ciò, le regioni dense che contengono le stelle di nuova generazione si mostrano come dei bozzoli scuri contrastanti con il chiarore diffuso del resto della nube ionizzata. Questi bozzoli sono chiamatiglobuli di Bok, dal nome dell'astronomoBart Bokche neglianni quarantali propose come luoghi di nascita delle stelle.
La conferma dell'ipotesi di Bok giunse solo nel1990, quando le osservazioni nell'infrarosso penetrarono la polvere spessa dei globuli di Bok per rivelare al loro interno deglioggetti stellari giovani. Si pensa che un tipico globulo di Bok contenga circa 10masse solaridi materiale in una regione di circa unanno lucedi diametro, e che essi diano luogo alla formazione disistemi stellari doppiomultipli.
Quali luoghi di nascita delle stelle, le regioni H II mostrano anche evidenze della presenza disistemi planetari. Iltelescopio spaziale Hubbleha rivelato centinaia didischi protoplanetarinella Nebulosa di Orione;almeno la metà delle stelle giovani in questa nebulosa appaiono circondate da dischi di gas e polveri,che si pensa contengano molta più materia di quanto sarebbe necessaria per formare un sistema planetario come il nostro.
Le regioni H II possiedono una grande varietà di caratteristiche fisiche. Esse variano dalle cosiddetteregioni ultracompattedi appena un anno luce di diametro (o anche meno), fino alle regioni H II giganti dal diametro di diverse centinaia di anni luce.La loro dimensione è anche nota comesfera di Strömgrene dipende essenzialmente dall'intensità della sorgente dei fotoni ionizzanti e dalla densità della regione in sé; quest'ultima varia da oltre un milione di particelle percm³delle regioni ultracompatte fino ad appena poche particelle per cm³ nelle regioni più estese. Ciò implica una massa totale fra le 10e le 10masse solari.
A seconda delle dimensioni di una regione H II possono esserci fino ad alcune migliaia di stelle al suo interno; ciò rende questo tipo di oggetti molto più complessi di una semplicenebulosa planetaria, che ha solo una singola stella centrale ionizzatrice. Di solito le regioni H II raggiungono una temperatura di 10.000 K;sono in gran parte ionizzate e il gas ionizzato (plasma) può contenere deicampi magneticicon un'intensità di alcuni nanotesla.Inoltre molto spesso le regioni H II sono associate con del gas molecolare freddo, che ha origine nella stessa nube molecolare gigante progenitrice.I campi magnetici sono prodotti da cariche magnetiche in movimento nel plasma, il che suggerisce che le regioni H II contengano anchecampi elettrici.
Chimicamente, le regioni H II sono formate per il 90% daidrogeno. Le linee di emissione più forti dell'idrogeno, a 656,3 nm, sono responsabili del tipico colore rosso di questi oggetti; gran parte della percentuale restante è occupata dall'elio, a cui si aggiungono delle tracce di elementi più pesanti. Lungo la galassia, si è scoperto che gli elementi pesanti delle regioni H II decrescono con l'aumento della distanza dalcentro galattico;ciò avviene poiché lungo la vita di una galassia il tasso di formazione stellare è maggiore nelle dense regioni centrali, fenomeno che ha come effetto ultimo un arricchimento di questi elementi delmezzo interstellarea seguito dellanucleosintesi.
Le regioni H II si rinvengono nellegalassie a spiralecome la nostra o nellegalassie irregolari, mentre non si osservano mai nellegalassie ellittiche. Nelle galassie irregolari si possono trovare in tutte le aree della galassia, mentre nelle spirali si trovano quasi esclusivamente nei bracci di spirale. Una grande galassia a spirale come la nostra può contenere migliaia di regioni H II.
La ragione per cui questo tipo di oggetti non si rinviene nelle galassie ellittiche, è che si crede che queste si siano formate a causa difusioni fra galassie.Negliammassi di galassie, questo tipo di scontri sono frequenti; quando le galassie entrano in collisione, le stelle individuali quasi mai collidono tra di loro, ma lenubi molecolarigiganti e le stesse regioni H II ne vengono fortemente perturbate.Durante queste collisioni si sviluppano fenomeni di formazione stellare giganteschi ed intensissimi, talmente rapidi che la gran parte del gas viene convertito in stelle, a fronte del normale 10% o meno. Le galassie che subiscono questo fenomeno sono note comegalassie starburst. La galassia ellittica che ne risulta ha un contenuto di gas estremamente basso, cosicché le regioni H II non si possono più formare.Le osservazioni condotte neglianni duemilahanno mostrato l'esistenza di alcune rarissime regioni H II anche all'esterno delle galassie; questi oggetti extragalattici sono probabilmente ciò che rimane di galassie nane disgregate a seguito dellemaree galattiche.
È possibile osservare una grande varietà di dimensioni di regioni H II, con strutture diverse.In molti di questi oggetti, gli ammassi aperti sono già formati e tendono a diventare visibili. Ogni stella interna ad uno di questi oggetti ionizza una regione grosso modo sferica, chiamatasfera di Strömgren, di gas che la circonda, ma la combinazione delle sfere ionizzate di stelle multiple in una regione H II e dell'espansione della parte della nebulosa riscaldata all'interno del gas circostante, causa delle forme estremamente complesse; anche le esplosioni di supernova sono in grado di modellare le regioni gassose. In alcuni casi, la formazione di un grandeammasso apertodentro una regione H II causa la formazione di una sorta di "bolla" in cui il gas è stato spazzato via; un caso tipico è quello dellaNebulosa Rosetta, come pure diNGC 604, quest'ultima una regione H II gigante visibile nellaGalassia del Triangolo.
Regioni H II notevoli sono laNebulosa della Carena, laNebulosa di Orionee il complesso Berkely 59 / Cepheus OB4, facente parte delComplesso nebuloso molecolare di Cefeo.La nebulosa di Orione, che si trova ad una distanza di circa 1500anni luceda noi, è parte di una vastanube molecolare gigante, nota comeComplesso nebuloso molecolare di Orione, il quale se fosse visibile adocchio nudoricoprirebbe la gran parte dellacostellazione di Orione.LaNebulosa Testa di Cavalloe l'Anello di Barnardsono altre due parti illuminate di questa nube di gas.
LaGrande Nube di Magellano, unagalassia satellitedella nostraVia Lattea, contiene una regione H II gigante chiamataNebulosa Tarantola; questa nube è estremamente più grande della Nebulosa di Orione e al suo interno sono in formazione migliaia di stelle, alcune con una massa cento volte superiore a quella del nostro Sole.Se la Nebulosa Tarantola si trovasse alla stessa distanza da noi della Nebulosa di Orione, avrebbe la stessa luminosità di quella dellaluna pienanel cielo notturno. La supernovaSN 1987aesplose nelle aree periferiche di questa nebulosa.
NGC 604è anche più grande della Nebulosa Tarantola, essendo larga 1300 anni luce circa, sebbene contenga un po' meno stelle; è una delle più grandi regioni H II delGruppo Locale.
Così come per le nebulosa planetarie, la determinazione dell'abbondanza deglielementinelle regioni H II è soggetta ad alcune incertezze.Vengono attualmente utilizzati due metodi diversi per determinare l'abbondanza dei metalli (ossia, in astronomia, elementi più pesanti dell'idrogeno e dell'elio) nelle nebulose, e i risultati che si ottengono tramite i due metodi spesso sono molto diversi fra loro.Alcuni astronomi attribuiscono ciò alla presenza di piccole fluttuazioni di temperatura nelle regioni H II, altri affermano che le discrepanze sono troppo grandi per essere spiegate dall'effetto della temperatura ed ipotizzano l'esistenza di addensamenti freddi contenenti bassissime quantità di idrogeno.
Non sono inoltre ancora ben chiari i processi degli intensi fenomeni di formazione stellare all'interno delle regioni H II. Due problemi maggiori si riscontrano nel condurre ricerche su questi oggetti: il primo è dovuto alla distanza fra noi e i maggiori complessi di regioni H II, dato che la regione H II più vicina a noi si trova ad oltre 1000 anni luce; il secondo riguarda il forte oscuramento delle stelle in formazione a causa delle polveri, cosicché condurre osservazioni nella banda dellaluce visibilerisulta impossibile. Leonde radioe laluce infrarossapossono penetrare queste polveri, ma le stelle più giovani possono anche non emettere molta luce a queste lunghezze d'onda.