Región H II para niños
Una región H II es una enorme nube de gas y plasma que brilla intensamente en el espacio. Estas nubes pueden medir cientos de años luz de ancho y son lugares donde nacen estrellas muy grandes y brillantes. Las estrellas jóvenes dentro de estas regiones emiten mucha luz ultravioleta. Esta luz es tan potente que calienta e ioniza el gas que las rodea, haciéndolo brillar.
Estas regiones pueden formar muchísimas estrellas durante millones de años. Con el tiempo, los fuertes vientos estelares y las explosiones de supernova de las estrellas recién nacidas dispersan el gas. Lo que queda es un grupo de estrellas parecido a las Pléyades.
Las regiones H II se llaman así porque contienen mucho hidrógeno atómico ionizado. En astronomía, el hidrógeno se clasifica así: H2 es hidrógeno molecular, H I es hidrógeno neutro y H II es hidrógeno ionizado. Podemos ver estas regiones desde muy lejos en el universo. Estudiarlas nos ayuda a saber qué tan lejos están otras galaxias y de qué están hechas.
Contenido
Descubriendo las Regiones H II
Algunas de las regiones H II más brillantes se pueden ver a simple vista. Sin embargo, no hay registros de que se observaran antes de que se inventara el telescopio a principios del siglo XVII. Ni siquiera Galileo Galilei notó la nebulosa de Orión cuando vio por primera vez el grupo de estrellas dentro de ella. El descubrimiento de la nebulosa de Orión se le atribuye a Nicolas-Claude Fabri de Peiresc en 1610. Desde entonces, se han descubierto muchas regiones H II en nuestra galaxia y en otras.
En 1774, William Herschel observó la nebulosa de Orión y la describió como "una niebla ardiente sin forma, el material caótico de futuros soles". Cien años después, se confirmó su idea. William Huggins, con la ayuda de su esposa Margaret Huggins, usó un espectroscopio para estudiar varias nebulosas. Algunas tenían espectros parecidos a los de las estrellas, resultando ser galaxias con miles de millones de estrellas. Pero otras nebulosas eran muy diferentes. La nebulosa de Orión y objetos similares solo mostraban unas pocas líneas de emisión. La más brillante de estas líneas tenía una longitud de onda de 500.7 nanómetros, que no coincidía con ningún elemento químico conocido. Al principio, se pensó que era un nuevo elemento llamado "Nebulio".
A principios del siglo XX, Henry Norris Russell sugirió que esa línea no era un nuevo elemento. Pensó que era un elemento conocido que se comportaba de forma extraña debido a las condiciones especiales en el espacio. En la década de 1920, los físicos demostraron que en un gas con una densidad extremadamente baja, los electrones pueden ocupar niveles de energía especiales. Las transiciones de electrones desde estos niveles en el oxígeno doblemente ionizado producen la línea de 500.7 nm. Estas líneas espectrales, que solo se ven en gases muy poco densos, se llaman líneas prohibidas. Esto confirmó que las nebulosas están hechas de gas extremadamente disperso.
Durante el siglo XX, las observaciones mostraron que las regiones H II a menudo contienen estrellas tipo OB (azules). Estas estrellas son mucho más grandes que el Sol y viven muy poco tiempo, solo unos pocos millones de años. Por eso, se dedujo que las regiones H II son los lugares donde nacen nuevas estrellas.
¿Cómo Nacen y Cuánto Viven las Regiones H II?
El comienzo de una región H II es una nube molecular gigante (GMC). Las GMC son nubes muy frías (entre 10 y 20 K) y densas, hechas principalmente de hidrógeno molecular. Estas nubes pueden ser estables por mucho tiempo. Sin embargo, ondas de choque de una supernova, choques entre nubes o interacciones magnéticas pueden hacer que una parte de ellas se colapse. Cuando esto sucede, nacen nuevas estrellas.
Las estrellas nacen dentro de una GMC. Las estrellas más grandes alcanzan temperaturas tan altas que ionizan el gas a su alrededor. Los fotones energéticos de estas estrellas crean un frente de ionización que se mueve muy rápido por el gas. A medida que se aleja de la estrella, este frente se ralentiza. La presión del gas ionizado hace que la nube se expanda. Finalmente, el frente de ionización se vuelve más lento que el sonido, y la expansión de la nebulosa lo supera. Así es como se forma una región H II.
Una región H II vive solo unos pocos millones de años. La presión de la luz de las estrellas jóvenes termina empujando todo el gas de la zona. Este proceso no es muy eficiente, ya que menos del 10% del gas de la región H II se convierte en estrellas. El resto del gas es expulsado, lo que acelera el fin de la región. Las explosiones de supernova de las estrellas más grandes, que ocurren solo 1 o 2 millones de años después, también contribuyen a la pérdida de gas.
Guarderías de Estrellas
Los lugares donde nacen las estrellas dentro de las regiones H II están escondidos. Una densa nube de gas y polvo rodea a las estrellas recién formadas. La estrella solo se hace visible cuando la luz y la presión de otra estrella alejan su "capullo" de gas. Antes de que esto pase, estas zonas densas con estrellas nuevas se ven como siluetas oscuras contra el resto de la nebulosa brillante. Estos parches oscuros se llaman glóbulos de Bok. Fueron descubiertos en 1940 por el astrónomo Bart Bok, quien sugirió que podrían ser lugares donde nacen estrellas.
La idea de Bok se confirmó en 1990. Las observaciones con luz infrarroja mostraron estrellas jóvenes dentro del polvo denso de los glóbulos de Bok. Se cree que un glóbulo de Bok típico contiene material equivalente a unas 10 masas solares en una región de aproximadamente un año luz o más. También se piensa que estos glóbulos pueden formar sistemas de estrellas dobles o múltiples.
Además de ser lugares de nacimiento de estrellas, las regiones H II también muestran signos de contener sistemas planetarios. El telescopio espacial Hubble ha encontrado 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. Estos discos tienen suficiente material para crear un sistema planetario como el nuestro.
¿Qué Hace Especial a una Región H II?
Características Físicas de las Regiones H II
Las regiones H II tienen características físicas muy variadas. Pueden ser "ultracompactas", de solo un año luz o menos, o regiones H II gigantes, que miden cientos de años luz. Su tamaño se conoce como radio de Strömgren y depende de la fuerza de la luz ionizante y de la densidad del gas. Su densidad varía desde millones de partículas por centímetro cúbico en las regiones ultracompactas, hasta solo unas pocas partículas por centímetro cúbico. Esto significa que sus masas totales pueden ir desde 100 hasta 100,000 masas solares.
Dependiendo de su tamaño, las regiones H II pueden contener cientos de estrellas. Esto las hace más complejas que las nebulosas planetarias, que tienen un solo punto central de ionización. Generalmente, estas regiones pueden alcanzar temperaturas de hasta 10,000 K. Como están ionizadas (la mayoría), el plasma (gas ionizado) puede tener campos magnéticos con una fuerza de varios nanoteslas. Los campos magnéticos se producen por el movimiento de cargas eléctricas en el plasma, lo que sugiere que estas regiones también tienen campos eléctricos.
Químicamente, las regiones H II están compuestas en un 90% de hidrógeno. La línea de emisión más fuerte del hidrógeno alcanza los 656.3 nm, lo que le da a estas regiones un color rojizo característico. El resto de la región H II consiste en helio, con pequeñas cantidades de elementos más pesados. El porcentaje de elementos pesados disminuye a medida que nos alejamos del centro de la galaxia. Esto se debe a que, a lo largo de la vida de la galaxia, se han formado más estrellas en sus regiones centrales, que son más densas. Esto ha hecho que el medio interestelar en estas zonas sea más rico en elementos creados por la nucleosíntesis.
¿Dónde se Encuentran las Regiones H II?
Las regiones H II se encuentran en galaxias espirales como la nuestra y también en galaxias irregulares. Rara vez se encuentran en galaxias elípticas. En las galaxias irregulares, pueden estar en cualquier lugar. Sin embargo, en las galaxias espirales, las regiones H II siempre están en los brazos espirales. Una galaxia espiral grande puede tener cientos de regiones H II.
Las regiones H II no se encuentran en galaxias elípticas debido a cómo se forman. Las galaxias elípticas se crean a partir de la fusión de otras galaxias. En los cúmulos galácticos, estas fusiones son comunes. Cuando las galaxias chocan, las estrellas individuales casi nunca lo hacen. Sin embargo, las nubes moleculares gigantes (GMC) y las regiones H II se ven muy afectadas. En estas condiciones, se forman muchísimas estrellas jóvenes muy rápido. La mayor parte del gas se convierte en combustible estelar, mucho más del 10% habitual.
Las galaxias afectadas por esta rápida formación de estrellas se conocen como galaxias con brote estelar. Como resultado de la fusión y la rápida creación de estrellas, las galaxias elípticas quedan con muy poco gas. Esto impide que se formen nuevas regiones H II.
Observaciones recientes han mostrado que hay un pequeño número de regiones H II completamente fuera de las galaxias. Estas regiones H II intergalácticas son el resultado directo de las perturbaciones en las galaxias pequeñas.
¿Qué Formas Tienen las Regiones H II?
Las regiones H II tienen una gran variedad de formas. Cada estrella dentro de una región H II ioniza una zona esférica de gas a su alrededor, conocida como esfera de Strömgren. La combinación de estas esferas de ionización de varias estrellas y la expansión de la nebulosa (que está a alta temperatura) hacen que los gases formen gradientes de densidad, lo que resulta en formas complejas. Las explosiones de supernova también pueden moldear las regiones H II. A veces, la formación de grandes cúmulos de estrellas dentro de la región H II crea "huecos" en su interior. Un ejemplo es NGC 604, una región H II gigante en la galaxia del Triángulo.
Zonas de Ionización Estelar
Dentro de una región H II, no solo hay zonas ionizadas por la luz alrededor de las estrellas jóvenes. También hay otro tipo de zonas llamadas regiones fotodisociadas (PDR). Estos dos tipos de regiones tienen estructuras y tamaños diferentes. Dependen de la temperatura y luminosidad de la estrella que las rodea, y de la densidad del medio. Las estrellas más grandes producen mucha radiación ultravioleta (UV), creando grandes zonas ionizadas y fotodisociadas. En cambio, las estrellas más pequeñas no producen tanta UV, por lo que sus zonas ionizadas son muy pequeñas. Sin embargo, sí tienen flujos de fotones que crean una zona fotodisociada de tamaño considerable.
Cómo se Calcula el Tamaño de una Región H II
Para calcular el radio de Strömgren en las regiones H II, se usan dos métodos:
- El límite de radiación: El gas alrededor de las regiones H II es denso y extenso. Esto hace que el número de veces que los átomos se recombinan con electrones se equilibre con el número de ionizaciones. Esto marca la diferencia entre una región H II y una H I. El radio de la esfera ionizada depende de dos cosas: la temperatura de la estrella y la densidad del hidrógeno (ionizado y neutro). El radio de la esfera y la temperatura de la estrella son directamente proporcionales, pero la densidad del hidrógeno es inversamente proporcional.
- El límite de la materia: El gas dentro de toda la nebulosa limita la forma y el tamaño de las regiones H II. Esto hace que adquieran formas muy complejas y asimétricas. Este concepto se aplica a nebulosas como la Nebulosa de la Laguna (M8 - NGC 6523).
Regiones H II Famosas
Algunas de las regiones H II más conocidas son la nebulosa de Orión, la nebulosa de Carina (NGC 3372) y el complejo Berkley 59 / Cepheus OB4. La nebulosa de Orión está a unos 1,500 años luz de distancia y es parte de una nube molecular gigante. Si fuera visible, llenaría la mayor parte de la constelación Orión. La nebulosa Cabeza de Caballo y el anillo de Barnard son otras partes iluminadas de esta nube de gas.
La Gran Nube de Magallanes, una galaxia cercana a 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 mayor que el Sol. Si la nebulosa de la Tarántula estuviera tan cerca de la Tierra como la nebulosa de Orión, brillaría tanto como la luna llena en el cielo nocturno. La supernova SN 1987A ocurrió en 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 un poco menos de estrellas que la nebulosa de la Tarántula, es una de las regiones H II más grandes del Grupo Local.
Nebulosas de la Región
| 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 | ||
Preguntas Actuales sobre las Regiones H II
Al igual que en una nebulosa planetaria, calcular la cantidad de elementos químicos en las regiones H II tiene cierta dificultad. Hay dos formas diferentes de determinar la cantidad de metales (elementos distintos del hidrógeno y el helio) en las nebulosas. Estos dos métodos se basan en diferentes tipos de líneas espectrales, por lo que a veces los resultados son muy distintos. Algunos astrónomos creen que pequeñas variaciones de temperatura causan estas diferencias en las regiones H II. Otros dicen que las diferencias son demasiado grandes para ser solo por la temperatura. Sugieren que podría haber "nudos" fríos con pequeñas cantidades de hidrógeno que explicarían estas variaciones.
Muchos detalles sobre cómo se forman las estrellas grandes en las regiones H II aún no se conocen bien. Hay dos problemas principales que dificultan la investigación en esta área. Primero, las distancias desde la tierra a las grandes regiones H II son enormes. La región H II más cercana está a unos 1,000 años luz, y las demás están mucho más lejos. Segundo, la formación de estas estrellas está muy oculta por el polvo estelar. Por eso, es imposible observarlas con luz visible. Para ver a través del polvo interestelar, se usan otras partes del espectro, como las ondas de radio y la luz infrarroja. Sin embargo, el inconveniente es que las estrellas más jóvenes no emiten mucha luz en estas longitudes de onda.
Más Información
Véase también
En inglés: H II region Facts for Kids
