Región H II

Zonas oscuras de formación de estrellas en la nebulosa del Águila, popularmente conocidas como los Pilares de la Creación

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.

Nebulosa de Orión

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 solo 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.

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

El precursor de una región H II es una nube molecular gigante (GMC). Las GMC son nubes muy frías (10–20 K) y densas, compuestas principalmente de hidrógeno molecular. Estas nubes pueden permanecer estables durante largos períodos, pero ondas de choque de una supernova, colisiones entre nubes o interacciones magnéticas pueden desencadenar el colapso de una parte de ellas. Cuando esto ocurre nacen nuevas estrellas mediante un proceso de fragmentación y colapso de la nube.

Debido a que las estrellas nacen dentro de una GMC, las estrellas más masivas alcanzarán temperaturas suficientemente altas como para ionizar el gas a su alrededor. Poco después de la formación de un campo de radiación ionizante, los fotones energéticos crean un frente de ionización que barre el gas a velocidades supersónicas. A medida que aumenta la distancia de la estrella ionizante, el frente de ionización se ralentiza y la presión del nuevo gas ionizado causa que se expanda su volumen. Finalmente, el frente de ionización desciende a velocidades subsónicas, y es superado por el frente de choque provocado por la expansión de la nebulosa. Así concluye la creación de una región H II.[3]

El tiempo de vida de una región H II es del orden de unos pocos millones de años.[4] La presión de radiación proveniente de las estrellas jóvenes finalmente se llevará todo el gas de la zona. De hecho el proceso tiende a ser muy ineficiente, ya que menos del 10 % del gas de la región H II se convierte en nuevas estrellas. El resto del gas es expulsado de la región, lo que acelera su fallecimiento, ya que para el momento en el que ya no contenga más gas, dejará de existir. También contribuyen a la pérdida de gas las explosiones de supernova de las estrellas de mayor masa, que ocurren apenas 1-2 millones de años después.

Glóbulos de Bok (glóbulos de Thackeray) en la región H II IC 2944

El lugar de nacimiento de las estrellas en las regiones H II, se encuentra oculto por una nube densa de gas y polvo, que rodea las estrellas nacientes. La estrella se hace visible, sólo cuando la presión de radiación de otra estrella ahuyenta su 'capullo' de gas. Antes de que eso suceda, las densas regiones que contienen las nuevas estrellas, son vistas a menudo como una silueta contra el resto de la nebulosa ionizada. 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.

La hipótesis de Bok fue confirmada en 1990, cuando las observaciones infrarrojas revelaron estrellas jóvenes en el interior del denso polvo de los glóbulos de Bok. Ahora, se cree que un típico glóbulo de Bok contiene materia equivalente a cerca de 10 masas solares en una región de un tamaño de cerca de un año luz o superior, y que inducen la formación de sistemas de estrellas dobles o múltiples.[5][6][7]

Así como un lugar de nacimiento de estrellas, las regiones H II también presentan evidencia de contener sistemas planetarios. El telescopio espacial Hubble, ha revelado cientos de discos protoplanetarios en la nebulosa de Orión. 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.

Las imágenes ópticas revelan nubes de gas y polvo en la nebulosa de Orión; una imagen infrarroja (derecha) revela a las nuevas estrellas.

Entre las regiones H II más notables están la nebulosa de Orión, la nebulosa de Carina (NGC 3372) y el complejo Berkley 59 / Cepheus OB4.[12] La nebulosa de Orión se encuentra a una distancia aproximada de 1500 años luz y forma parte de una nube molecular (GMC), por lo que si fuera visible llenaría la mayor parte de la constelación Orión. La nebulosa Cabeza de Caballo y el anillo de Barnard son otras de las dos partes iluminadas de esta nube de gas.

La Gran Nube de Magallanes, satélite de la Vía Láctea, contiene una región H II gigante llamada nebulosa de la Tarántula. Esta nebulosa es mucho más grande que la nebulosa de Orión, y está formada por miles de estrellas, algunas con una masa 100 veces superior al Sol. Si la nebulosa de la Tarántula estuviese tan cerca de la Tierra como la nebulosa de Orión, sería tan brillante como la luna llena en el cielo de la noche. La supernova SN 1987A nació a las afueras de la nebulosa de la Tarántula.

Otra región H II gigante es NGC 604, que ocupa una zona de unos 800x830 años luz, aunque contiene ligeramente menos estrellas que la nebulosa de la Tarántula. Es una de las más grandes regiones H II del Grupo Local.

Nebulosas de la región

Comparación de la nebulosa Trífida vista bajo diferentes longitudes de onda

Regiones H II

Nombre común	Número de NGC	Número de Messier	Constelación	Distancia (AL.)
Nebulosa de Orión	NGC 1976, NGC 1982	M 42, M 43	Orión	1 500
Nebulosa del Cono	NGC 2264		Monoceros	2 600
Nebulosa del Águila	NGC 6611	M 16	Serpens	7 000
Nebulosa de California	NGC 1499		Perseo	1 000
Nebulosa de Carina	NGC 3372		Carina	6 500–10 000
Nebulosa de Norteamérica	NGC 7000		Cygnus	2 000–3 000 (?)
Nebulosa de la Laguna	NGC 6523	M 8	Sagittarius	5 200
Nebulosa Trífida	NGC 6514	M 20	Sagittarius	5 200
Nebulosa de la Roseta	NGC 2237		Monoceros	5 000
Nebulosa Omega	NGC 6618	M 17	Sagittarius	5 000–6 000
Nebulosa NGC 3603			Carina	20 000
Nebulosa de la Tarántula	NGC 2070		Dorado	160 000
Nebulosa Cabeza de Fantasma	NGC 2080		Dorado	168 000
Nebulosa Pistola			Sagitario	26 000
Nebulosa NGC 604			Triangulum	2 400 000

Al igual que en una nebulosa planetaria, la determinación de la abundancia de elementos químicos en las regiones H II está sujeta a cierta incertidumbre. Hay dos maneras diferentes de determinar la abundancia de metales en las nebulosas, es decir, de elementos distintos del hidrógeno y el helio. Estos dos métodos se basan en diferentes tipos de líneas espectrales, por lo que los resultados algunas veces presentan grandes diferencias. Algunos astrónomos creen que pequeñas fluctuaciones de temperatura causan estas discrepancias en las regiones H II; otros afirman que las discrepancias son demasiado grandes para ser causadas por efectos de la temperatura, y suponen la existencia de "nudos" fríos que contienen pequeñas cantidades de hidrógeno que explicarían las fluctuaciones.[13]

Muchos de los detalles acerca de la formación de estrellas masivas en regiones H II son aún poco conocidos. Existen dos grandes problemas que obstaculizan la investigación en esa área. Primero, las distancias desde la tierra a las grandes regiones H II son considerables, ya que la región H II más cercana se encuentra a aproximadamente 1000 años luz; las demás regiones H II están a una distancia mucho mayor. 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.

• Tirion, Rappaport, Lovi (1987). Willmann-Bell, Inc., ed. Uranometria 2000.0 - Volume I & II. ISBN 0-943396-14-X.
• Tirion, Sinnott (1998). Sky Atlas 2000.0 - Second Edition. Cambridge University Press. ISBN 0-933346-90-5.
• Tirion (2001). Cambridge University Press, ed. The Cambridge Star Atlas 2000.0. ISBN 0-521-80084-6.

• Wikimedia Commons alberga una categoría multimedia sobre Región H II.
• La estructura de las regiones H II.
• Imágenes del nebulosas incluyendo regiones H II tomadas por el telescopio espacial Hubble.
• Información de SEDS.
• Notas de Harvard astronomy acerca de las regiones H II.
• Firpo, Verónica (febrero de 2012). Regiones HII gigantes en galaxias observables desde el hemisferio sur. p. 140. Consultado el 5 de mayo de 2014.

• Esta obra contiene una traducción parcial derivada de «H II region» de Wikipedia en inglés, concretamente de esta versión, publicada por sus editores bajo la Licencia de documentación libre de GNU y la Licencia Creative Commons Atribución-CompartirIgual 4.0 Internacional.