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Región H II

NGC 604 , una región H II gigante en la galaxia del Triángulo , fotografiada por el Telescopio Espacial Hubble. Una región H II es una región de hidrógeno atómico interestel...

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NGC 604 , una región H II gigante  en la galaxia del Triángulo , fotografiada por el Telescopio Espacial Hubble.

Una región H  II es una región de hidrógeno atómico interestelar ionizado . [ 1 ] Típicamente se encuentra en una nube molecular de gas parcialmente ionizado en la que recientemente se ha producido formación estelar , con un tamaño que varía de uno a cientos de años luz y una densidad de unas pocas a aproximadamente un millón de partículas por centímetro cúbico. La Nebulosa de Orión , ahora conocida como una región H II, fue observada en 1610 por Nicolas-Claude Fabri de Peiresc mediante telescopio, siendo el primer objeto de este tipo descubierto. 

Estas regiones pueden tener cualquier forma debido a la distribución irregular de las estrellas y el gas en su interior. Las estrellas azules de corta vida que se forman en estas regiones emiten grandes cantidades de luz ultravioleta que ioniza el gas circundante.  Las regiones H II, que a veces abarcan varios cientos de años luz , suelen estar asociadas con nubes moleculares gigantes . A menudo presentan un aspecto grumoso y filamentoso, mostrando en ocasiones formas intrincadas como la Nebulosa Cabeza de Caballo . Las regiones H  II pueden dar origen a miles de estrellas durante un período de varios millones de años. Las explosiones de supernovas y los fuertes vientos estelares de las estrellas más masivas del cúmulo estelar resultante dispersan finalmente el gas restante de la  región H II.

Las regiones H  II pueden observarse a distancias considerables en el universo, y el estudio de  regiones H II extragalácticas (como NGC 604 y 206 ) es importante para determinar las distancias y la composición química de las galaxias . Las galaxias espirales e irregulares contienen muchas  regiones H II, mientras que las galaxias elípticas están casi desprovistas de ellas. En las galaxias espirales, incluida nuestra Vía Láctea ,  las regiones H II se concentran en los brazos espirales , mientras que en las galaxias irregulares se distribuyen de forma caótica. Algunas galaxias contienen enormes  regiones H II, que pueden contener decenas de miles de estrellas. Ejemplos de ello son la región 30 Doradus en la Gran Nube de Magallanes y NGC 604 en la Galaxia del Triángulo .

Terminología

Burbujas de estrellas completamente nuevas LHA 120-N 180B [ 2 ]

El término H  II se pronuncia "H dos". "H" es el símbolo químico del hidrógeno, y "II" es el número romano para 2. La convención en astronomía es usar el número romano I para átomos neutros, II para átomos ionizados una vez, III para átomos ionizados dos veces, y así sucesivamente. [ 3 ] H  II, o H + , consiste en protones libres . Una región H  I consiste en hidrógeno atómico neutro y una nube molecular de hidrógeno molecular , H 2 .

Observaciones

Regiones oscuras de formación estelar dentro de la Nebulosa del Águila, comúnmente conocidas como los Pilares de la Creación.

Algunas de las  regiones H II más brillantes son visibles a simple vista . Sin embargo, ninguna parece haber sido detectada antes de la llegada del telescopio a principios del siglo XVII. Ni siquiera Galileo se percató de la Nebulosa de Orión cuando observó por primera vez el cúmulo estelar que contenía (previamente catalogado como una sola estrella, θ Orionis, por Johann Bayer ). Al observador francés Nicolas-Claude Fabri de Peiresc se le atribuye el descubrimiento de la Nebulosa de Orión en 1610. [ 4 ]  Desde esa primera observación , se han descubierto numerosas regiones H II en la Vía Láctea y otras galaxias. [ 5 ]

William Herschel observó la Nebulosa de Orión en 1774 y la describió posteriormente como "una niebla ardiente sin forma, el material caótico de futuros soles". [ 6 ] En sus inicios, los astrónomos distinguían entre " nebulosas difusas " (ahora conocidas como  regiones H II), que conservaban su apariencia borrosa al ser magnificadas mediante un gran telescopio, y nebulosas que podían resolverse en estrellas, ahora conocidas como galaxias externas a la nuestra. [ 7 ]

La confirmación de la hipótesis de Herschel sobre la formación estelar tuvo que esperar otros cien años, cuando William Huggins, junto con su esposa Mary Huggins, dirigió su espectroscopio hacia varias nebulosas. Algunas, como la Nebulosa de Andrómeda , tenían espectros bastante similares a los de las estrellas , pero resultaron ser galaxias compuestas por cientos de millones de estrellas individuales. Otras se veían muy diferentes. En lugar de un fuerte continuo con líneas de absorción superpuestas, la Nebulosa de Orión y otros objetos similares mostraron solo un pequeño número de líneas de emisión . [ 8 ] En las nebulosas planetarias , la más brillante de estas líneas espectrales estaba en una longitud de onda de 500,7 nanómetros , que no correspondía con una línea de ningún elemento químico conocido . Al principio se planteó la hipótesis de que la línea podría deberse a un elemento desconocido, al que se denominó nebulio ; una idea similar había llevado al descubrimiento del helio mediante el análisis del espectro solar en 1868. [ 9 ] Sin embargo, mientras que el helio se aisló en la Tierra poco después de su descubrimiento en el espectro solar, el nebulio no. A principios del siglo XX, Henry Norris Russell propuso que, en lugar de ser un elemento nuevo, la línea a 500,7 nm se debía a un elemento conocido en condiciones desconocidas. [ 10 ]  

Nebulosa de Orión

La materia interestelar, considerada densa en un contexto astronómico, se encuentra en alto vacío según los estándares de laboratorio. En la década de 1920, los físicos demostraron que en gases de densidad extremadamente baja , los electrones pueden poblar niveles de energía metaestables excitados en átomos e iones , los cuales, a densidades más altas, se desexcitan rápidamente por colisiones. [ 11 ] Las transiciones electrónicas desde estos niveles en oxígeno doblemente ionizado dan lugar a la línea de 500,7 nm. [ 12 ] Estas líneas espectrales , que solo pueden verse en gases de muy baja densidad, se denominan líneas prohibidas . Las observaciones espectroscópicas demostraron, por lo tanto, que las nebulosas planetarias estaban compuestas en gran parte de gas de oxígeno ionizado extremadamente enrarecido (OIII). 

Durante el siglo XX, las observaciones mostraron que  las regiones H II a menudo contenían estrellas calientes y brillantes . [ 12 ] Estas estrellas son muchas veces más masivas que el Sol y son las de vida más corta, con vidas totales de solo unos pocos millones de años (en comparación con estrellas como el Sol, que viven durante varios miles de millones de años). Por lo tanto, se supuso que  las regiones H II debían ser regiones en las que se estaban formando nuevas estrellas. [ 12 ] En un período de varios millones de años, se formará un cúmulo de estrellas en una  región H II, antes de que la presión de radiación de las estrellas jóvenes y calientes provoque la dispersión de la nebulosa. [ 13 ]

Origen y vida

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

El precursor de una  región H II es una nube molecular gigante (CMG). Una CMG es una nube fría (10–20 K ) y densa compuesta principalmente de hidrógeno molecular . [ 5 ] Las CMG pueden existir en un estado estable durante largos períodos de tiempo, pero las ondas de choque debidas a supernovas , colisiones entre nubes e interacciones magnéticas pueden desencadenar su colapso. Cuando esto sucede, mediante un proceso de colapso y fragmentación de la nube, nacen estrellas (véase evolución estelar para una descripción más extensa). [ 13 ] 

Cuando nacen estrellas dentro de una nube molecular gigante (GMC), la más masiva alcanza temperaturas lo suficientemente altas como para ionizar el gas circundante. [ 5 ] Poco después de la formación de un campo de radiación ionizante, los fotones energéticos crean un frente de ionización que barre el gas circundante a velocidades supersónicas . A distancias cada vez mayores de la estrella ionizante, el frente de ionización se ralentiza, mientras que la presión del gas recién ionizado provoca la expansión del volumen ionizado. Finalmente, el frente de ionización se ralentiza hasta alcanzar velocidades subsónicas  y es superado por el frente de choque causado por la expansión del material eyectado de la nebulosa. Así nace la región H II. [ 14 ]

La vida útil de una  región H II es del orden de unos pocos millones de años. [ 15 ] La presión de radiación de las estrellas jóvenes y calientes acabará expulsando la mayor parte del gas. De hecho, todo el proceso tiende a ser muy ineficiente, con menos del 10 por ciento del gas en la  región H II formando estrellas antes de que el resto sea expulsado. [ 13 ] Las explosiones de supernovas de las estrellas más masivas, que ocurren después de tan solo 1-2 millones de años, contribuyen a la pérdida de gas.

Destrucción de viveros estelares

Glóbulos de Bok en la región H  II IC 2944

Las estrellas se forman en cúmulos de gas molecular frío que ocultan a las estrellas nacientes. Solo cuando la presión de radiación de una estrella expulsa su "capullo" se vuelve visible. Las estrellas calientes y azules que son lo suficientemente potentes como para ionizar cantidades significativas de hidrógeno y formar  regiones H II lo harán rápidamente, iluminando la región en la que se acaban de formar. Las regiones densas que contienen estrellas más jóvenes o menos masivas que aún se están formando y que aún no han expulsado el material del que se están formando a menudo se ven en silueta contra el resto de la nebulosa ionizada. Bart Bok y EF Reilly buscaron en fotografías astronómicas en la década de 1940 "nebulosas oscuras relativamente pequeñas", siguiendo sugerencias de que las estrellas podrían formarse a partir de condensaciones en el medio interestelar; encontraron varios de estos "objetos oscuros de pequeño tamaño, aproximadamente circulares u ovalados", a los que se refirieron como "glóbulos", desde entonces conocidos como glóbulos de Bok . [ 16 ] Bok propuso en los Simposios del Centenario del Observatorio de Harvard de diciembre de 1946 que estos glóbulos eran probablemente lugares de formación estelar. [ 17 ] En 1990 se confirmó que, en efecto, eran lugares de nacimiento estelar. [ 18 ] Las estrellas jóvenes y calientes disipan estos glóbulos, ya que la radiación de las estrellas que alimentan la  región H II expulsa el material. En este sentido, las estrellas que generan  regiones H II actúan para destruir viveros estelares . Sin embargo, al hacerlo, puede desencadenarse un último estallido de formación estelar, ya que la presión de radiación y la presión mecánica de las supernovas pueden actuar para comprimir los glóbulos, aumentando así la densidad en su interior. [ 19 ]

Las estrellas jóvenes en  las regiones H II muestran evidencia de contener sistemas planetarios. El Telescopio Espacial Hubble ha revelado cientos de discos protoplanetarios ( proplyds ) en la Nebulosa de Orión. [ 20 ] Al menos la mitad de las estrellas jóvenes en la Nebulosa de Orión parecen estar rodeadas por discos de gas y polvo, [ 21 ] que se cree que contienen muchas veces más materia de la que se necesitaría para crear un sistema planetario como el Sistema Solar .

Características

Propiedades físicas

Messier 17 es una región H II en la constelación de Sagitario .

Las regiones H  II varían enormemente en sus propiedades físicas. Su tamaño oscila entre las denominadas regiones ultracompactas (UCHII), que quizás solo abarcan un año luz o menos, y las gigantescas  regiones H II, que abarcan varios cientos de años luz. [ 5 ] Su tamaño también se conoce como radio de Stromgren y depende esencialmente de la intensidad de la fuente de fotones ionizantes y de la densidad de la región. Sus densidades varían desde más de un millón de partículas por cm³ en las regiones H II ultracompactas  hasta solo unas pocas partículas por cm³ en las regiones más grandes y extensas. Esto implica masas totales de entre 100 y 10⁵ masas solares . [ 22 ]

 También existen regiones H II "ultradensas " (UDHII). [ 23 ]

Dependiendo del tamaño de una  región H II, puede contener varios miles de estrellas. Esto hace que  las regiones H II sean más complejas que las nebulosas planetarias, que solo tienen una fuente ionizante central. Típicamente,  las regiones H II alcanzan temperaturas de 10 000  K. [ 5 ] Son principalmente gases ionizados con campos magnéticos débiles con intensidades de varios nanoteslas . [ 24 ] Sin embargo,  las regiones H II casi siempre están asociadas con un gas molecular frío, que se originó a partir de la misma nube molecular gigante progenitora. [ 5 ] Los campos magnéticos son producidos por estas débiles cargas eléctricas en movimiento en el gas ionizado, lo que sugiere que las regiones H II podrían contener campos eléctricos . [ 25 ]

La región de cría estelar N159 es una región HII de más de 150 años luz de diámetro. [ 26 ]

Varias  regiones H II también muestran signos de estar permeadas por un plasma con temperaturas superiores a 10 000 000  K, lo suficientemente caliente como para emitir rayos X. Observatorios de rayos X como Einstein y Chandra han detectado emisiones difusas de rayos X en varias regiones de formación estelar, en particular la Nebulosa de Orión, Messier  17 y la Nebulosa de Carina. [ 27 ] Es probable que el gas caliente provenga de los fuertes vientos estelares de estrellas de tipo O, que pueden calentarse por ondas de choque supersónicas en los vientos, por colisiones entre vientos de diferentes estrellas o por vientos colisionantes canalizados por campos magnéticos. Este plasma se expandirá rápidamente para llenar las cavidades disponibles en las nubes moleculares debido a la alta velocidad del sonido en el gas a esta temperatura. También se filtrará a través de agujeros en la periferia de la  región H II, lo que parece estar ocurriendo en Messier  17. [ 28 ]

Químicamente, las regiones H  II consisten en aproximadamente un 90% de hidrógeno. La línea de emisión de hidrógeno más fuerte, la línea H-alfa a 656,3  nm, da a  las regiones H II su característico color rojo. (Esta línea de emisión proviene del hidrógeno no ionizado excitado). También se emite H-beta, pero a aproximadamente 1/3 de la intensidad de H-alfa. La mayor parte del resto de una  región H II consiste en helio , con cantidades traza de elementos más pesados. En toda la galaxia, se encuentra que la cantidad de elementos pesados ​​en  las regiones H II disminuye con el aumento de la distancia al centro galáctico. [ 29 ] Esto se debe a que, a lo largo de la vida de la galaxia, las tasas de formación estelar han sido mayores en las regiones centrales más densas, lo que ha resultado en un mayor enriquecimiento de esas regiones del medio interestelar con los productos de la nucleosíntesis .

Números y distribución

 Cadenas de regiones H II rojas delimitan los brazos de la Galaxia del Remolino .

Las regiones H  II se encuentran únicamente en galaxias espirales como la Vía Láctea y en galaxias irregulares . No se observan en galaxias elípticas . En las galaxias irregulares, pueden estar dispersas por toda la galaxia, pero en las espirales son más abundantes dentro de los brazos espirales. Una gran galaxia espiral puede contener miles de  regiones H II. [ 22 ]

La razón por la que  las regiones H II rara vez aparecen en galaxias elípticas es que se cree que las elípticas se forman a través de fusiones de galaxias. [ 30 ] En los cúmulos de galaxias , tales fusiones son frecuentes. Cuando las galaxias colisionan, las estrellas individuales casi nunca colisionan, pero las GMC y  las regiones H II en las galaxias en colisión se agitan severamente. [ 30 ] Bajo estas condiciones, se desencadenan enormes estallidos de formación estelar, tan rápidos que la mayor parte del gas se convierte en estrellas en lugar de la tasa normal del 10 % o menos.

Las galaxias que experimentan una formación estelar tan rápida se conocen como galaxias de brote estelar . La galaxia elíptica posterior a la fusión tiene un contenido de gas muy bajo, por lo que  las regiones H II ya no pueden formarse. [ 30 ] Las observaciones del siglo XXI han demostrado que  existe un número muy pequeño de regiones H II fuera de las galaxias. Estas  regiones H II intergalácticas pueden ser los remanentes de disrupciones de marea de galaxias pequeñas y, en algunos casos, pueden representar una nueva generación de estrellas en el gas más recientemente acrecentado de una galaxia. [ 31 ]

Morfología

Las regiones H  II presentan una enorme variedad de tamaños. Suelen ser grumosas e inhomogéneas en todas las escalas, desde la más pequeña hasta la más grande. [ 5 ] Cada estrella dentro de una  región H II ioniza una región aproximadamente esférica —conocida como esfera de Strömgren— del gas circundante, pero la combinación de esferas de ionización de múltiples estrellas dentro de una  región H II y la expansión de la nebulosa calentada en los gases circundantes crea fuertes gradientes de densidad que dan como resultado formas complejas. [ 32 ] Las explosiones de supernovas también pueden esculpir  regiones H II. En algunos casos, la formación de un gran cúmulo estelar dentro de una  región H II da como resultado que la región se ahueque desde dentro. Este es el caso de NGC 604 , una región H II gigante  en la Galaxia del Triángulo . [ 33 ] Para una  región H II que no se puede resolver , se puede inferir cierta información sobre la estructura espacial (la densidad electrónica en función de la distancia desde el centro y una estimación de la aglomeración) realizando una transformada inversa de Laplace en el espectro de frecuencia.

Regiones destacadas

Nubes de hidrógeno ionizado dentro de 1250  pc
Una imagen óptica (izquierda) revela nubes de gas y polvo en la Nebulosa de Orión ; una imagen infrarroja (derecha) revela nuevas estrellas que brillan en su interior.

Entre las regiones H II galácticas notables  se incluyen la Nebulosa de Orión, la Nebulosa Eta Carinae y el Complejo Berkeley 59 / Cepheus OB4 . [ 34 ] La Nebulosa de Orión, a unos 500 pc (1500 años luz) de la Tierra, forma parte de OMC-1 , una nube molecular gigante que, de ser visible, se vería llenando la mayor parte de la constelación de Orión . [ 12 ] La Nebulosa Cabeza de Caballo y el Bucle de Barnard son otras dos partes iluminadas de esta nube de gas. [ 35 ] La Nebulosa de Orión es en realidad una fina capa de gas ionizado en el borde exterior de la nube OMC-1. Las estrellas del Cúmulo del Trapecio , y especialmente θ 1 Orionis , son responsables de esta ionización. [ 12 ]  

La Gran Nube de Magallanes , una galaxia satélite de la Vía Láctea a unos 50  kpc ( 160 mil años luz ), contiene una gigantesca  región H II llamada Nebulosa de la Tarántula . Con un diámetro de unos 200 pc ( 650 años luz ), esta nebulosa es la región H II más masiva y la segunda más grande  del Grupo Local . [ 36 ] Es mucho más grande que la Nebulosa de Orión y está formando miles de estrellas, algunas con masas superiores a 100 veces la del Sol: estrellas OB y ​​Wolf-Rayet . Si la Nebulosa de la Tarántula estuviera tan cerca de la Tierra como la Nebulosa de Orión, brillaría con un brillo similar al de la luna llena en el cielo nocturno. La supernova SN 1987A ocurrió en las afueras de la Nebulosa de la Tarántula. [ 32 ]

 Otra región H II gigante, NGC 604, se encuentra en la galaxia espiral M33 , a 817  kpc (2,66 millones de años luz). Con un diámetro aproximado de 240 × 250 pc ( 800 × 830 años luz ), NGC  604 es la segunda región H II más masiva  del Grupo Local después de la Nebulosa de la Tarántula, aunque es ligeramente más grande que esta última. Contiene alrededor de 200 estrellas OB y ​​Wolf-Rayet calientes, que calientan el gas en su interior a millones de grados, produciendo brillantes emisiones de rayos X. La masa total del gas caliente en NGC  604 es de aproximadamente 6000  masas solares. [ 33 ]

Temas de actualidad

La Nebulosa Trífida vista en diferentes longitudes de onda.

Al igual que con las nebulosas planetarias, las estimaciones de la abundancia de elementos en  las regiones H II están sujetas a cierta incertidumbre. [ 37 ] Existen dos maneras diferentes de determinar la abundancia de metales (en este caso, los metales son elementos distintos del hidrógeno y el helio) en las nebulosas, que se basan en diferentes tipos de líneas espectrales, y a veces se observan grandes discrepancias entre los resultados derivados de ambos métodos. [ 36 ] Algunos astrónomos atribuyen esto a la presencia de pequeñas fluctuaciones de temperatura dentro de  las regiones H II; otros afirman que las discrepancias son demasiado grandes para ser explicadas por efectos de temperatura, e hipotetizan la existencia de nudos fríos que contienen muy poco hidrógeno para explicar las observaciones. [ 37 ]

Los detalles completos de la formación de estrellas masivas dentro de  las regiones H II aún no se conocen bien. Dos problemas principales dificultan la investigación en esta área. Primero, la distancia de la Tierra a las grandes  regiones H II es considerable, con la región H  II más cercana ( Nebulosa de California ) a 300  pc (1000 años luz); [ 38 ] otras  regiones H II están varias veces esa distancia de la Tierra. Segundo, la formación de estas estrellas está profundamente oscurecida por el polvo, y las observaciones en luz visible son imposibles. La luz de radio e infrarroja puede penetrar el polvo, pero las estrellas más jóvenes pueden no emitir mucha luz en estas longitudes de onda . [ 35 ]

Véase también

Referencias

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  • Imágenes del Hubble de nebulosas que incluyen varias  regiones H II.
  • Información de SEDS
  • Apuntes del curso de astronomía de Harvard sobre  las regiones H II