NGC 604 – olbrzymi obszar H II w Galaktyce Trójkąta

Obszary H II – obłoki świecącego gazu i plazmy o rozmiarach nawet kilkuset lat świetlnych, w których powstają gwiazdy. Młode, gorące, niebieskie gwiazdy, które powstały z gazu emitują pokaźną ilość promieniowania ultrafioletowego, jonizując otaczającą mgławicę.

Mają bardzo różne kształty, ponieważ rozkład gwiazd i gazu w nich jest niejednorodny. Często pojawiają się kłaczkowate i włókniste struktury, czasami przyjmują dziwaczne kształty, takie jak Mgławica Koński Łeb. W ciągu kilku milionów lat w obszarze H II może narodzić się kilka tysięcy gwiazd. Ostatecznie, eksplozje supernowych i silny wiatr gwiazdowy od najbardziej masywnych gwiazd należących do gromady gwiazdowej (wywodzącej się z obłoku H II) spowodują rozproszenie gazu należącego do tego regionu. Przykładem takiej gromady są Plejady.

Obszary H II swoją nazwę zawdzięczają dużym ilościom zjonizowanego atomowego wodoru, jaki zawierają, oznaczanego przez astronomów jako H II (w odróżnieniu obszar H I, to obłok neutralnego wodoru atomowego, a H2 – wodoru cząsteczkowego (molekularnego)). Obszary H II są obserwowane we Wszechświecie w niewielkiej jak i znacznej odległości od nas, co ma duże znaczenie, ponieważ dzięki temu jesteśmy w stanie ustalić odległość od innych galaktyk, oraz ich skład chemiczny.

Obserwacje

Ciemne obszary gwiazdotwórcze w Mgławicy Orła

Kilka najjaśniejszych obszarów H II można zobaczyć gołym okiem, jednakże wydaje się, że żaden nie został dostrzeżony do czasu pojawienia się teleskopów we wczesnych latach XVII wieku. Nawet Galileusz nie zauważył mgławicy Oriona, gdy pierwszy raz obserwował w niej gromadę gwiazd (wcześniej skatalogowaną jako pojedyncza gwiazda θ Oriona przez Johanna Bayera). Francuskiemu obserwatorowi Nicolas-Claude Fabri de Peiresc przypisuje się odkrycie Mgławicy Oriona w 1610 roku. Od czasów tej wczesnej obserwacji, odkryto wiele obszarów H II w Naszej Galaktyce, a także innych galaktykach.

William Herschel obserwował Mgławicę Oriona w 1774 roku i opisał ją jako "nieukształtowaną, ognistą mgiełkę, chaotyczny materiał dla przyszłych słońc". Potwierdzenie tej hipotezy musiało czekać kolejne 100 lat, gdy William Huggins (przy udziale żony, Mary Huggins) użył spektroskopu do obserwacji różnych mgławic. Niektóre, takie jak Galaktyka Andromedy posiadały widma bardzo podobne do widm gwiazd i okazały się (później) być galaktykami, składającymi się z setek milionów pojedynczych gwiazd. Inne wyglądały zupełnie inaczej niż silne kontinuum z nałożonymi liniami absorpcyjnymi – Mgławica Oriona i inne podobne obiekty posiadały niewielką liczbę linii emisyjnych. Najjaśniejszą była linia na długości fali 500,7 nm, która nie odnosiła się do linii żadnego znanego pierwiastka chemicznego. Początkowo stawiano hipotezy, że linia ta mogła pochodzić od nieznanego pierwiastka, który nazwano nebulium – podobny pomysł doprowadził do odkrycia helu poprzez analizę widma Słońca w 1868 roku.

Jednakże, o ile hel został odseparowany z powietrza krótko po odkryciu jego linii w widmie Słońca, to w przypadku nebulium już się to nie udało. We wczesnych latach 20. XX w. Henry Norris Russell zaproponował, że linia 500,7 nm nie pochodzi od nieznanego pierwiastka, a raczej od znanego pierwiastka występującego w nieznanych ówcześnie warunkach.

Fizycy wykazali w latach 20. XX w., że w gazie przy ekstremalnie niskich gęstościach, elektrony mogą zapełniać metastabilne poziomy energetyczne w atomach i jonach, które przy wyższych gęstościach szybciej tracą te stany energetyczne w wyniku zderzeń. Przejścia elektronów z tych poziomów w tlenie emitują fale o długości 500,7 nm. Takie linie widmowe, które można zaobserwować tylko w przypadku gazów o niskich gęstościach, noszą nazwę linii wzbronionych. Stąd obserwacje spektroskopowe wykazały, że mgławice składają się z bardzo rozrzedzonego gazu.

W XX wieku obserwacje ujawniły, że rejony H II często zawierają gorące, jasne gwiazdy. Są one wiele razy masywniejsze od Słońca i przez to żyją znacznie krócej, a cykle ich życia wynoszą tylko kilka milionów lat (w porównaniu do gwiazd podobnych do Słońca, które żyją kilka miliardów lat). Stąd wnioskowano, że obszary H II muszą być rejonami, w których powstają nowe gwiazdy. W obszarze H II przez kilka milionów lat tworzy się gromada gorących gwiazd, wiatr gwiazdowy i ciśnienie promieniowania utworzonych gwiazd, rozproszą mgławicę przeciwdziałając powstawaniu następnych gwiazd. Plejady są przykładem takiej gromady, która usunęła własny region H II, z którego pozostały jedynie resztki mgławicy refleksyjnej.

Pochodzenie i cykl życia

Mała część Mgławicy Tarantula, olbrzymiego regionu H II w Wielkim Obłoku Magellana

Prekursorem rejonu H II jest wielki obłok molekularny (ciemna mgławica). Wielki obłok molekularny jest bardzo zimną (10-20K) chmurą, składającą się głównie z wodoru cząsteczkowego. Takie obłoki mogą istnieć w stanie stabilnym przez długi czas, lecz fale uderzeniowe spowodowane przez wybuch supernowej, zderzenia obłoków gazu i oddziaływania magnetyczne mogą zapoczątkować zapadanie się części obłoku oraz jego fragmentację. Gdy to nastąpi, może dojść do procesu powstawania gwiazd (szerszy opis zjawiska w artykule ewolucja gwiazd).

Z czasem, gdy wewnątrz mgławicy ciemnej rodzą się gwiazdy, najmasywniejsze z nich osiągną wystarczająco wysoką temperaturę do wysyłania promieniowania jonizującego otaczający gaz. Niedługo po powstaniu źródła promieniowania jonizującego, zjonizowany obszar powiększa się, a jego granica zwana frontem jonizacyjnym, szybko przesuwa się z naddźwiękową prędkością, jonizacji towarzyszy wymiatanie otaczającego gazu. Przy coraz większej odległości od jonizującej gwiazdy czoło jonizacji zwalnia. Jonizacja zwiększa ciśnienie zjonizowanego gazu powoduje zwiększanie jego objętości, front ekspansji gazu to fala uderzeniowa. Ostatecznie, front jonizacji zwalnia do poddźwiękowych prędkości i zostaje wyprzedzony przez falę uderzeniową spowodowaną przez ekspansję mgławicy. W ten sposób rodzi się obszar H II.

Życie obszarów H II trwa kilka milionów lat. Ciśnienie promieniowania od młodych, gorących gwiazd ostatecznie wydmucha większość gazu. W rzeczywistości cały proces wydaje się mało wydajny, gdyż mniej niż 10% gazu z rejonów H II uformuje gwiazdy, zanim jego reszta zostanie rozdmuchana. Udział w wywiewaniu gazu mają także eksplozje supernowych najbardziej masywnych gwiazd, które następują już po 1–2 milionach lat.