En H II-region är ett område i rymden där stora blå stjärnor bildas i ett moln av väte. Namnet kommer från det joniserade, atomära väte som dominerar gasen i regionen: H II (uttalas "H två"). I centrum av en H II-region finns unga, heta stjärnor som avger intensivt ultraviolett ljus och därigenom sliter bort elektroner från väteatomerna, alltså joniserar gasen.

Hur H II-regioner bildas och fungerar

Stjärnorna bildas i ett stort moln av vätegas och damm. När massiva stjärnor (typ O- och B-stjärnor) tänds börjar deras ultravioletta fotoner jonisera den omgivande gasen. Balansen mellan antalet joniserande fotoner och antalet rekombinationer (där fria elektroner fångas upp av protoner) bestämmer storleken på den joniserade regionen, ofta beskriven som en Strömgren-sfär efter astronomen Bengt Strömgren. Typiska temperaturer i H II-regioner ligger runt 7 000–12 000 K och elektron­tätheter kan variera från några enstaka upp till 10^4 partiklar per cm³ beroende på typ och ålder.

Synliga egenskaper och observationer

H II-regioner syns starkt i vissa emissionslinjer, särskilt H‑alpha (röda väte-linjen), men också i förbjudna linjer från joner som [O III], [N II] och [S II]. De avger även fri‑fri‑strålning i radiovågor och stark infraröd emission från upphettat damm. Observationer av dessa spektrallinjer används för att uppskatta gasens temperatur, densitet och kemiska sammansättning.

Utseende, storlek och livslängd

H II-regioner kan vara allt från kompakta, inbäddade områden några ljusår över (särskilt ultrakompakta H II-regioner i mycket unga stjärnbildningsområden) till jättelika områden flera hundra ljusår tvärs över. Den första kända H II-regionen var Orionnebulosan, som observerades redan på 1600‑talet. De har ofta klumpiga och trådformiga strukturer och visar ibland bisarra former, såsom hästhuvudnebulosan. En H II‑regions aktiva fas varar vanligen några miljoner år tills stjärnornas strålning, stjärnvindar och slutligen supernovaexplosioner blåser bort den återstående gasen.

Framväxten av stjärnhopar och feedback

Under dessa miljoner år kan H II-regioner ge upphov till tusentals stjärnor. Ofta bildas en tät stjärnhop i eller nära regionens mitt. Med tiden sopas gasen bort av kraftiga vindar och explosioner, och kvar blir en bar stjärnhop, ett exempel på detta är Plejaderna. Den energi och rörelse som frisätts (kallas feedback) kan både underlätta och hämma fortsatt stjärnbildning: trycket kan komprimera omgivande gas och trigga ny stjärnbildning i en skal-och‑kollaps-process, eller så kan det blåsa bort gas och därigenom stoppa fortsatt bildning.

H II-regioner i galaxer och kosmologisk betydelse

Spiral- och oregelbundna galaxer har många H II-regioner, medan elliptiska galaxer i stort sett saknar dem eftersom de har mycket lite kall gas kvar. I vår egen galax, Vintergatan, ligger H II‑regionerna ofta i spiralarmarna, medan de i oregelbundna galaxer är mer slumpmässigt fördelade. Studiet av extragalaktiska H II‑regioner hjälper oss att bestämma både avstånd till andra galaxer och deras kemiska sammansättning, eftersom linjeförhållanden ger information om metallhalt (t.ex. syre‑ och kväveabundans).

Olika typer och extrema exempel

Det finns flera typer av H II‑regioner: ultrakompakta H II‑regioner omkring helt nyfödda massiva stjärnor, klassiska H II‑regioner i aktiva stjärnbildningsområden och jättelika (giant) H II‑regioner som kan innehålla tiotusentals unga stjärnor. Stora exempel på sådana jättar är 30 Doradus i Stora Magellanska molnet och NGC 604 i Triangulumgalaxen. Dessa är så ljusstarka att de kan observeras i mycket avlägsna galaxer och fungerar som markörer för intensiv stjärnbildning.

Sammanfattning

H II‑regioner är centrala platser för massiv stjärnbildning och spelar en viktig roll i galaxers utveckling genom att påverka den omgivande gasens fysik och kemi. Genom att studera deras emission, struktur och fördelning i galaxer lär vi oss om stjärnornas födelse, den kemiska utvecklingen i universum och de mekanismer som styr hur galaxer växer och förändras över tid.

  • Typiska temperaturer: ~7 000–12 000 K
  • Täthet: från få partiklar/cm³ upp till ~10^4 cm³
  • Observerbara signaler: H‑alpha, radiofri‑fri, infraröd från damm, rekombinations‑ och förbjudna linjer
  • Tidskala: aktiva H II‑faser varar oftast några miljoner år