Regione H II: differenze tra le versioni
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[[File:Orion Nebula - Hubble 2006 mosaic 18000.jpg|thumb|La [[Nebulosa di Orione]] è un esempio di regione H II.]]
Una '''regione H II''' (pronunciato ''regione acca secondo'') è una [[nebulosa a emissione]] associata a [[stella|stelle]] giovani, blu e calde (dei tipi [[classificazione stellare|OB]], nell'angolo superiore del [[Diagramma Hertzsprung-Russell|diagramma H-R]]). H II è il termine che indica l'[[idrogeno]] ionizzato, e le regioni H II sono nubi di gas [[ionizzazione|ionizzato]] dalla [[radiazione ultravioletta]] emessa dalle stelle giovani. Le zone di [[formazione stellare]] si trovano infatti sempre in corrispondenza di questo tipo di oggetti nebulosi.
In [[Spettro visibile|luce visibile]],
Le regioni H II hanno vita piuttosto breve, in termini astronomici: dipendenti come sono dalle giovani e grandi stelle che forniscono l'energia necessaria, diventano invisibili
== Osservazione ==
[[File:Eagle nebula pillars.jpg|thumb|left|Oscure regioni di formazione stellare all'interno della [[Nebulosa Aquila]], note con il nome di [[Pilastri della Creazione]].]]
Le regioni H II sono le [[Nebulosa diffusa|nebulose diffuse]] più brillanti del cielo, che appaiono luminose a causa della presenza di [[supergigante blu|giovani stelle calde e blu]], che ionizzano il gas facendogli emettere luce. Le nebulose più brillanti si osservano nell'emisfero australe, poiché è in questa direzione che si trova il braccio di spirale in cui giace il nostro [[sistema solare]], il [[Braccio di Orione]].
Nonostante ciò, il primato di nebulosa più brillante del cielo spetta ad una regione H II posta a ben 9000 anni luce da noi, in un altro braccio galattico: si tratta della [[Nebulosa della Carena]], il più grande complesso nebuloso brillante finora noto all'interno della nostra Galassia; segue la ben nota [[Nebulosa di Orione]], visibile da quasi tutte le aree della [[Terra]]. Altre nebulose notevoli sono la [[Nebulosa Laguna]] e la [[Nebulosa Trifida]], tutte poste nell'emisfero australe, nella [[Sagittario (costellazione)|costellazione del Sagittario]]. L'unica regione H II brillante dell'emisfero boreale è la [[Nebulosa Rosetta]], visibile nella [[Unicorno (costellazione)|costellazione dell'Unicorno]].
Un [[binocolo]] o, meglio, un piccolo [[telescopio]], consente di poter osservare senza difficoltà anche altre nebulose dello stesso tipo.
== Storia delle osservazioni ==
Alcune delle regioni H II più luminose sono visibili ad [[occhio nudo]]; nonostante ciò, non sembra che ci siano riferimenti su questi oggetti prima dell'avvento del [[telescopio]], all'inizio del [[XVII secolo|Seicento]]. Persino [[Galileo Galilei|Galileo]] non menzionò la brillante [[Nebulosa di Orione]], sebbene fosse stato il primo ad osservarne l'[[ammasso stellare]] associato (catalogato in precedenza con la sigla {{ST|Theta|Ori}} da [[Johann Bayer]]). L'osservatore francese [[Nicolas-Claude Fabri de Peiresc]] fu invece il primo a riconoscere la nebulosità nell'area centrale della [[Spada di Orione]], nel [[1610]];<ref name=Harrison>{{Cita pubblicazione|titolo=The Orion Nebula—where in History is it | url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1984QJRAS..25...65H | anno=1984 | cognome=Harrison | nome=T.G. | rivista=Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society | volume=25 | pp=65-79 }}</ref> da allora sono state scoperte un gran numero di regioni H II, sia appartenenti alla nostra [[Via Lattea]], che in altre [[Galassia|galassie]].<ref name=Anderson2009/>
[[William Herschel]] osservò la Nebulosa di Orione nel [[1774]], descrivendola come "un'informe foschia ardente, il caotico materiale dei soli futuri".<ref name=Glyn>{{Cita libro|nome=Kenneth Glyn|cognome= Jones|titolo=Messier's nebulae and star clusters| anno=1991| editore=Cambridge University Press |pagina=157 | url=http://books.google.com/books?id=SLEzPBn1i2gC&pg=PA157|isbn=978-0-521-37079-0}}</ref> Affinché questa ipotesi (eccezionale per l'epoca) fosse confermata si dovette attendere un altro centinaio di anni, quando [[William Huggins]] (assistito dalla moglie [[Margaret Lindsay Huggins|Mary Huggins]]) rivolse il suo [[spettroscopio]] su diverse nebulose. Alcune, come la [[Galassia di Andromeda|Nube di Andromeda]], possedevano uno spettro molto simile a quello delle [[Stella|stelle]], e furono in seguito riconosciute come galassie, ossia insiemi di centinaia di milioni di stelle individuali. Altri oggetti sembravano invece molto differenti; più che un forte continuum con [[Linea spettrale|linee di assorbimento]] sovrapposte, la Nebulosa di Orione ed altri oggetti simili mostravano solo un piccolo numero di [[Linea spettrale|linee di emissione]].<ref name=Huggins>{{Cita pubblicazione|cognome=Huggins|nome=W.|coautori=Miller, W.A.|anno=1864|titolo=On the Spectra of some of the Nebulae|rivista=Philosophical Transactions of the Royal Society of London|volume=154|pagina=437–444|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1864RSPT..154..437H}}</ref> La più brillante di queste si trovava alla [[lunghezza d'onda]] di 500,7 [[nanometro|nanometri]], che non corrispondeva alle linee di alcun [[elemento chimico]] noto; fu inizialmente ipotizzato che si trattasse di un elemento fino ad allora sconosciuto, a cui fu dato il nome di ''[[nebulium]]''. La scelta di questo nome fu dettata dal fatto che si osservava solo nelle nebulose; una simile associazione di idee fece sì che ad un elemento scoperto tramite l'analisi dello spettro solare, nel [[1868]], venisse assegnato il nome [[Elio]].<ref name=Tennyson>{{Cita libro|cognome=Tennyson | nome=Jonathan | titolo=Astronomical spectroscopy: an introduction to the atomic and molecular physics of astronomical spectra|url=https://archive.org/details/astronomicalspec0000tenn |anno=2005 | editore=Imperial College Press | pagine=99–102 |isbn=978-1-86094-513-7}}</ref>
Tuttavia, mentre l'elio fu isolato a breve distanza dalla sua scoperta, il nebulium non veniva isolato. Nei primi anni del [[XX secolo|Novecento]] [[Henry Norris Russell]] propose che invece di trattarsi di un elemento sconosciuto, il "nebulium" non fosse altro che un elemento ben conosciuto, ma sotto condizioni chimico-fisiche non familiari.<ref name=Russell>{{Cita libro|cognome=Russell|nome=H.N.|coautori=Dugan, R.S.; Stewart, J.Q| wkautore=Henry Norris Russell | titolo= Astronomy II Astrophysics and Stellar Astronomy |pagina=837| anno=1927 | editore=Ginn & Co.|città=Boston}}</ref>
I fisici mostrarono negli [[anni 1920|anni venti]] che nel gas a [[densità]] estremamente bassa gli [[elettrone|elettroni]] possono popolare i [[livello energetico|livelli energetici]] [[metastabilità|metastabili]] eccitati negli [[atomo|atomi]] e [[ione|ioni]] che a densità maggiori vengono rapidamente de-eccitati dalle collisioni.<ref name=Bowen>{{Cita pubblicazione|cognome=Bowen | nome=I.S. | anno=1928 | titolo=The origin of the nebular lines and the structure of the planetary nebulae | rivista= Astrophysical Journal | volume=67 | pp=1-15 | doi=10.1086/143091 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1928ApJ....67....1B}}</ref> Le transizioni di elettroni da questi livelli negli atomi e negli ioni dell'[[ossigeno]] doppiamente ionizzato dà luogo alle emissioni a 500,7 nm.<ref name=ODell2001/> Queste [[linea spettrale|linee spettrali]], che si osservano in gas a densità molto bassa, sono chiamate [[linea proibita|linee proibite]]. Le osservazioni spettroscopiche indicarono che le nebulose sono composte da gas estremamente rarefatto.
[[File:Tarantula nebula detail.jpg|thumb|Una piccola porzione della [[Nebulosa Tarantola]], una regione H II gigante nella [[Grande Nube di Magellano]].]]
Durante il Novecento altre osservazioni mostrarono che le regioni H II spesso contengono stelle calde e luminose, ben più massicce del nostro [[Sole]] e di vita media molto breve, di appena pochi milioni di anni (stelle come il Sole possono arrivare ad oltre 10 miliardi di anni).<ref name=ODell2001/> Per questo motivo si è ipotizzato che le regioni H II debbano essere le regioni in cui avviene la [[formazione stellare]];<ref name=ODell2001/> in un periodo di alcuni milioni di anni, da una regione H II si forma un ammasso di stelle, prima che la [[pressione di radiazione]] delle giovani stelle massicce faccia disperdere il gas residuo della nube. Si possono osservare diversi esempi di questi processi di dispersione dei gas residui;<ref name=Pudritz2002/> le [[Pleiadi (astronomia)|Pleiadi]] tuttavia sono solo un esempio apparente di ciò, dato che si è dimostrato che il gas osservabile fra le sue componenti non appartiene alla nube originaria da cui si sono formate, ma a una regione di polveri indipendente in cui l'ammasso si trova ora a transitare.
== Origine e vita media ==
Il precursore di una regione H II è una [[nube molecolare gigante]]; quest'ultima è una nube densa e molto fredda (appena 10–20 [[Kelvin|K]]) composta soprattutto da [[Idrogeno|idrogeno molecolare]].<ref name=Anderson2009>{{Cita pubblicazione|cognome=Anderson|nome=L.D.|coautori=Bania, T.M.; Jackson, J.M. ''et al''|anno=2009|titolo=The molecular properties of galactic HII regions|rivista=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=181|pp=255-271| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJS..181..255A|doi=10.1088/0067-0049/181/1/255}}</ref> Può esistere in uno stato stabile per un lungo periodo di tempo, finché delle [[onda d'urto (fluidodinamica)|onde d'urto]] causate dall'esplosione di una [[supernova]], dalla collisione fra nubi e dalle interazioni magnetiche fanno scattare dei fenomeni di collasso in diversi punti della nube. Quando ciò avviene, a seguito di un processo di collasso e frammentazione della nube originaria si formano le stelle.<ref name=Pudritz2002>{{Cita pubblicazione|cognome=Pudritz|nome=Ralph E.|titolo=Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses|rivista=Science|volume=295|pp=68-75|anno=2002|doi=10.1126/science.1068298|url=https://www.sciencemag.org/cgi/content/full/295/5552/68}}</ref>
Dopo la loro formazione, le stelle più massicce diventano calde a sufficienza da essere in grado di [[ionizzazione|ionizzare]] il gas circostante;<ref name=Anderson2009/> poco dopo la formazione di un campo di radiazione ionizzante, i [[fotone|fotoni]] creano un fronte di ionizzazione, che fa disperdere il gas circostante ad una [[Regime supersonico|velocità supersonica]]. A distanze via via maggiori dalla stella ionizzante il fronte di ionizzazione rallenta, mentre la pressione del nuovo gas ionizzato causa l'espansione del volume ionizzato. In quel caso, il fronte di ionizzazione rallenta fin sotto la [[velocità del suono]] e viene superato dal fronte dell'onda d'urto causato dall'espansione della nube: si è formata una regione H II.<ref name=Franco1990>{{Cita pubblicazione | cognome=Franco | nome = J. | coautori=Tenorio-Tagle, G.; Bodenheimer, P. | anno=1990 | titolo=On the formation and expansion of H II regions | rivista= Astrophysical Journal | volume= 349 | pp=126-140 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990ApJ...349..126F | doi=10.1086/168300}}</ref>
La vita media di una regione H II è dell'ordine di pochi milioni di anni.<ref name="popIII_HII">{{cita pubblicazione | autore=Alvarez, M.A., Bromm, V., Shapiro, P.R. | anno = 2006 | titolo=The H II Region of the First Star | rivista=Astrophysical Journal | volume=639 | pp=621-632 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...639..621A | doi=10.1086/499578|accesso=27 gennaio 2009}}</ref> La pressione di radiazione proveniente dalle stelle calde e giovani può far disperdere la maggior parte del gas residuo; infatti, il processo di formazione stellare tende ad essere molto inefficiente, nel senso che meno del 10% del gas di una regione H II collassa per formare nuove stelle prima che il restante venga spazzato via.<ref name=Pudritz2002/> Un altro fenomeno che può contribuire alla dispersione del gas, sono le esplosioni come supernovae delle stelle più massicce appena formate, il che avviene dopo appena 1–2 milioni di anni dalla formazione dell'ammasso.
== La formazione delle stelle ==
{{vedi anche|Formazione stellare}}
[[File:Bok globules in IC2944.jpg|thumb|left|I [[Globuli di Thackeray]], [[Globulo di Bok|globuli di Bok]] visibili nella regione H II [[IC 2944]].]]
La nascita delle stelle in atto nella nostra epoca ci viene celata dalle densissime nubi di gas e polveri che circondano le stelle nascenti. Soltanto quando la pressione di radiazione della stella neonata spazza via il guscio nebuloso in cui si trovavano, queste diventano visibili; prima di ciò, le regioni dense che contengono le stelle di nuova generazione si mostrano come dei bozzoli scuri contrastanti con il chiarore diffuso del resto della nube ionizzata. Questi bozzoli sono chiamati [[Globulo di Bok|globuli di Bok]], dal nome dell'astronomo [[Bart Bok]] che negli [[anni 1940|anni quaranta]] li propose come luoghi di nascita delle stelle.<ref name=Bok>{{Cita pubblicazione|cognome=Bok | nome=Bart J.|coautori=Reilly, Edith F.|titolo=Small Dark Nebulae | anno=1947 | rivista=Astrophysical Journal | volume=105 |pp=255-257| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1947ApJ...105..255B | doi=10.1086/144901}}</ref>
La conferma dell'ipotesi di Bok giunse solo nel [[1990]], quando le osservazioni nell'infrarosso penetrarono la polvere spessa dei globuli di Bok per rivelare al loro interno degli [[oggetto stellare giovane|oggetti stellari giovani]]. Si pensa che un tipico globulo di Bok contenga circa 10 [[massa solare|masse solari]] di materiale in una regione di circa un [[anno luce]] di diametro, e che essi diano luogo alla formazione di [[stella binaria|sistemi stellari doppi]] o [[sistema stellare|multipli]].<ref name="Bok globule">
* {{Cita pubblicazione|cognome=Yun | nome=J.L. | coautori= Clemens, D.P. | anno=1990 | titolo=Star formation in small globules – Bart Bok was correct | rivista=Astrophysical Journal | volume=365 | pp=73-76 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990ApJ...365L..73Y | doi=10.1086/185891}}
* {{Cita pubblicazione| cognome=Clemens | nome=D.P. | coautori= Yun, J.L.; Heyer, M.H. | anno=1991 | titolo=Bok globules and small molecular clouds—Deep IRAS photometry and (C-12)O spectroscopy | rivista=Astrophysical Journal Supplement | volume=75 | pp=877-904 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991ApJS...75..877C | doi=10.1086/191552}}
* {{cita conferenza|cognome=Launhardt | nome=R. | coautori=Sargent, A.I.; Henning, T.; Zylka, R.; Zinnecker, H. | anno=2000 | titolo=Binary and multiple star formation in Bok globules | conferenza=Birth and Evolution of Binary Stars, Poster Proceedings of IAU Symposium No. 200 on The Formation of Binary Stars | editore = Eds. Reipurth, B.; Zinnecker, H. | pagine=103 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000IAUS..200P.103L}}</ref>
Quali luoghi di nascita delle stelle, le regioni H II mostrano anche evidenze della presenza di [[sistema planetario|sistemi planetari]]. Il [[telescopio spaziale Hubble]] ha rivelato centinaia di [[disco protoplanetario|dischi protoplanetari]] nella Nebulosa di Orione;<ref name=Ricci>{{Cita pubblicazione| titolo= The Hubble Space Telescope/advanced Camera for Surveys Atlas of Protoplanetary Disks in the Great Orion Nebula | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008AJ....136.2136R | cognome=Ricci | nome= L. | coautori= Robberto, M.; Soderblom, D. R. | anno=2008 | rivista= Astronomical Journal | volume=136 | numero=5 | pp=2136-2151 | doi=10.1088/0004-6256/136/5/2136 }}</ref> almeno la metà delle stelle giovani in questa nebulosa appaiono circondate da dischi di gas e polveri,<ref name=Odell1994>{{Cita pubblicazione|cognome=O'dell| nome=C. R.|coautori= Wen, Zheng | titolo=Post refurbishment mission Hubble Space Telescope images of the core of the Orion Nebula: Proplyds, Herbig-Haro objects, and measurements of a circumstellar disk | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...436..194O | anno=1994 | rivista=Astrophysical Journal | volume=436 | numero=1 | pp=194-202| doi=10.1086/174892}}</ref> che si pensa contengano molta più materia di quanto sarebbe necessaria per formare un sistema planetario come il nostro.
== Caratteristiche ==
=== Caratteristiche fisiche ===
Le regioni H II possiedono una grande varietà di caratteristiche fisiche. Esse variano dalle cosiddette ''regioni ultracompatte'' di appena un anno luce di diametro (o anche meno), fino alle regioni H II giganti dal diametro di diverse centinaia di anni luce.<ref name=Anderson2009/> La loro dimensione è anche nota come [[sfera di Strömgren]] e dipende essenzialmente dall'intensità della sorgente dei fotoni ionizzanti e dalla densità della regione in sé; quest'ultima varia da oltre un milione di particelle per [[centimetro cubo|cm³]] delle regioni ultracompatte fino ad appena poche particelle per cm³ nelle regioni più estese. Ciò implica una massa totale fra le 10<sup>2</sup> e le 10<sup>5</sup> [[massa solare|masse solari]].
A seconda delle dimensioni di una regione H II possono esserci fino ad alcune migliaia di stelle al suo interno; ciò rende questo tipo di oggetti molto più complessi di una semplice [[nebulosa planetaria]], che ha solo una singola stella centrale ionizzatrice. Di solito le regioni H II raggiungono una temperatura di 10.000 K;<ref name=Anderson2009/> sono in gran parte ionizzate e il gas ionizzato ([[Plasma (fisica)|plasma]]) può contenere dei [[campo magnetico|campi magnetici]] con un'intensità di alcuni nano[[Tesla (unità di misura)|tesla]].<ref>{{Cita pubblicazione|cognome=Heiles | nome=C. | coautori=Chu, Y.-H.; Troland, T.H. | anno=1981 | titolo=Magnetic field strengths in the H II regions S117, S119, and S264 | rivista=Astrophysical Journal Letters | volume=247 | pp=L77–L80 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1981ApJ...247L..77H | doi=10.1086/183593}}</ref> Inoltre molto spesso le regioni H II sono associate con del gas molecolare freddo, che ha origine nella stessa nube molecolare gigante progenitrice.<ref name=Anderson2009/> I campi magnetici sono prodotti da cariche magnetiche in movimento nel plasma, il che suggerisce che le regioni H II contengano anche [[campo elettrico|campi elettrici]].<ref>{{Cita pubblicazione| cognome=Carlqvist | nome=P | coautori=Kristen, H.; Gahm, G.F. | anno=1998 | titolo=Helical structures in a Rosette elephant trunk | rivista=Astronomy and Astrophysics | volume=332 | pp=L5–L8 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998A%26A...332L...5C }}</ref>
Chimicamente, le regioni H II sono formate per il 90% da [[idrogeno]]. Le linee di emissione più forti dell'idrogeno, a 656,3 nm, sono responsabili del tipico colore rosso di questi oggetti; gran parte della percentuale restante è occupata dall'[[elio]], a cui si aggiungono delle tracce di elementi più pesanti. Lungo la galassia, si è scoperto che gli elementi pesanti delle regioni H II decrescono con l'aumento della distanza dal [[centro galattico]];<ref>{{Cita pubblicazione|cognome=Shaver |nome=P. A.| coautori=McGee, R. X.; Newton, L. M.; Danks, A. C.; Pottasch, S. R.|titolo= The galactic abundance gradient|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1983MNRAS.204...53S | anno=1983 | rivista=MNRAS | volume=204 |pp=53-112}}</ref> ciò avviene poiché lungo la vita di una galassia il tasso di formazione stellare è maggiore nelle dense regioni centrali, fenomeno che ha come effetto ultimo un arricchimento di questi elementi del [[mezzo interstellare]] a seguito della [[Nucleosintesi stellare|nucleosintesi]].
=== Abbondanza e distribuzione ===
[[File:Messier51.jpg|thumb|Lunghe catene di regioni H II (in rosso) delineano i bracci di spirale della [[M51 (astronomia)|Galassia Vortice]].]]
Le regioni H II si rinvengono nelle [[Galassia a spirale|galassie a spirale]] come la nostra o nelle [[galassia irregolare|galassie irregolari]], mentre non si osservano mai nelle [[galassia ellittica|galassie ellittiche]]. Nelle galassie irregolari si possono trovare in tutte le aree della galassia, mentre nelle spirali si trovano quasi esclusivamente nei bracci di spirale. Una grande galassia a spirale come la nostra può contenere migliaia di regioni H II.<ref name=Flynn>{{Cita web|cognome=Flynn|nome=Cris|titolo=Lecture 4B: Radiation case studies (HII regions)|url=http://www.astro.utu.fi/~cflynn/astroII/l4B.html|accesso=14 maggio 2009|anno=2005|urlarchivio=https://www.webcitation.org/6S02z7OSz?url=http://www.astro.utu.fi/~cflynn/astroII/l4B.html|dataarchivio=21 agosto 2014|urlmorto=sì}}</ref>
La ragione per cui questo tipo di oggetti non si rinviene nelle galassie ellittiche, è che si crede che queste si siano formate a causa di [[galassie interagenti|fusioni fra galassie]].<ref name=Hau2008>{{Cita pubblicazione|cognome=Hau|nome=George K. T.|coautori=Bower, Richard G.; Kilborn, Virginia ''et al''|titolo=Is NGC 3108 transforming itself from an early- to late-type galaxy – an astronomical hermaphrodite?|anno=2008|rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=385|pp=1965-72|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008MNRAS.385.1965H|doi=10.1111/j.1365-2966.2007.12740.x}}</ref> Negli [[Ammasso di galassie|ammassi di galassie]], questo tipo di scontri sono frequenti; quando le galassie entrano in collisione, le stelle individuali quasi mai collidono tra di loro, ma le [[Nube molecolare|nubi molecolari]] giganti e le stesse regioni H II ne vengono fortemente perturbate.<ref name=Hau2008/> Durante queste collisioni si sviluppano fenomeni di formazione stellare giganteschi ed intensissimi, talmente rapidi che la gran parte del gas viene convertito in stelle, a fronte del normale 10% o meno. Le galassie che subiscono questo fenomeno sono note come [[galassia starburst|galassie starburst]]. La galassia ellittica che ne risulta ha un contenuto di gas estremamente basso, cosicché le regioni H II non si possono più formare.<ref name=Hau2008/> Le osservazioni condotte negli [[anni 2000|anni duemila]] hanno mostrato l'esistenza di alcune rarissime regioni H II anche all'esterno delle galassie; questi oggetti extragalattici sono probabilmente ciò che rimane di galassie nane disgregate a seguito delle [[marea galattica|maree galattiche]].<ref>Oosterloo T., Morganti R., Sadler E.M. ''et al'' (2004). ''Tidal Remnants and Intergalactic H II Regions'', IAU Symposium no. 217, Sydney, Australia. Eds Duc, Braine and Brinks. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2004., p.486</ref>
=== Morfologia ===
[[File:Rosette-Nebula.jpeg|thumb|left|La [[Nebulosa Rosetta]] è una regione H II al cui centro si trova un ammasso aperto, responsabile della "cavità" presente al centro della nebulosa.]]
È possibile osservare una grande varietà di dimensioni di regioni H II, con strutture diverse.<ref name=Anderson2009/> In molti di questi oggetti, gli ammassi aperti sono già formati e tendono a diventare visibili. Ogni stella interna ad uno di questi oggetti ionizza una regione grosso modo sferica, chiamata [[sfera di Strömgren]], di gas che la circonda, ma la combinazione delle sfere ionizzate di stelle multiple in una regione H II e dell'espansione della parte della nebulosa riscaldata all'interno del gas circostante, causa delle forme estremamente complesse; anche le esplosioni di supernova sono in grado di modellare le regioni gassose. In alcuni casi, la formazione di un grande [[ammasso aperto]] dentro una regione H II causa la formazione di una sorta di "bolla" in cui il gas è stato spazzato via; un caso tipico è quello della [[Nebulosa Rosetta]], come pure di [[NGC 604]], quest'ultima una regione H II gigante visibile nella [[Galassia del Triangolo]].<ref name=Tullmann/>
== Regioni H II di grandi dimensioni ==
Regioni H II notevoli sono la [[Nebulosa della Carena]], la [[Nebulosa di Orione]] e il complesso Berkely 59 / Cepheus OB4, facente parte del [[Complesso nebuloso molecolare di Cefeo]].<ref name=majaess2008>Majaess D. J., Turner D., Lane D., Moncrieff K. (2008). [https://arxiv.org/abs/0801.3749 ''The Exciting Star of the Berkeley 59/Cepheus OB4 Complex and Other Chance Variable Star Discoveries''], JAAVSO, 74</ref> La nebulosa di Orione, che si trova ad una distanza di circa 1500 [[Anno luce|anni luce]] da noi, è parte di una vasta [[nube molecolare gigante]], nota come [[Complesso nebuloso molecolare di Orione]], il quale se fosse visibile ad [[occhio nudo]] ricoprirebbe la gran parte della [[Orione (costellazione)|costellazione di Orione]].<ref name=ODell2001/> La [[Nebulosa Testa di Cavallo]] e l'[[Anello di Barnard]] sono altre due parti illuminate di questa nube di gas.<ref name=ODell2001>{{Cita pubblicazione|cognome=O'Dell|nome=C.R.|titolo=The Orion Nebula and its associated population|rivista=[[Annual Review of Astronomy and Astrophysics]]|anno=2001|volume=39|pp=99-136| url=http://astro.if.ufrgs.br/evol/bib/odell.pdf|formato=pdf|doi=10.1146/annurev.astro.39.1.99}}</ref><ref>La Nebulosa Testa di Cavallo è in realtà una [[nebulosa oscura]], che si nota perché si sovrappone al chiarore di [[IC 434]].</ref>
La [[Grande Nube di Magellano]], una [[galassia satellite]] della nostra [[Via Lattea]], contiene una regione H II gigante chiamata [[Nebulosa Tarantola]]; questa nube è estremamente più grande della Nebulosa di Orione e al suo interno sono in formazione migliaia di stelle, alcune con una massa cento volte superiore a quella del nostro Sole.<ref name=Lebouteiller>{{Cita pubblicazione|cognome=Lebouteiller| nome=V.|coautori=Bernard-Salas, J.; Plucinsky, Brandl B. ''et al''|titolo=Chemical composition and mixing in giant HII regions: NGC 3603, Doradus 30, and N66|rivista=The Astrophysical Journal|anno=2008|volume=680|pp=398-419|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...680..398L|doi=10.1086/587503}}</ref> Se la Nebulosa Tarantola si trovasse alla stessa distanza da noi della Nebulosa di Orione, avrebbe la stessa luminosità di quella della [[Plenilunio|luna piena]] nel cielo notturno. La supernova [[SN 1987a]] esplose nelle aree periferiche di questa nebulosa.<ref name=Townsley>{{Cita pubblicazione|cognome=Townsley|nome=Leisa K.|coautori= Broos, Patrick S.; Feigelson, Eric D. ''et al''|titolo=A Chandra ACIS Study of 30 Doradus. I. Superbubbles and Supernova Remnants|rivista=The Astronomical Journal|anno=2008|volume=131|pp=2140-2163| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006AJ....131.2140T|doi=10.1086/500532}}</ref>
[[NGC 604]] è anche più grande della Nebulosa Tarantola, essendo larga 1300 anni luce circa, sebbene contenga un po' meno stelle; è una delle più grandi regioni H II del [[Gruppo Locale]].<ref name=Tullmann>{{Cita pubblicazione|cognome=Tullmann|nome=Ralph|coautori=Gaetz, Terrance J.; Plucinsky, Paul P. ''et al''|titolo=The chandra ACIS survey of M33 (ChASeM33): investigating the hot ionized medium in NGC 604|rivista=The Astrophysical Journal|anno=2008|volume=685|pp=919-932|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...685..919T|doi=10.1086/591019}}</ref>
<br />[[File:Ssc2005-02a.jpg|thumb|upright=1.5|Confronto di immagini della [[Nebulosa Trifida]] vista sotto diverse [[lunghezza d'onda|lunghezze d'onda]].]]
{| class="wikitable" align="left"
|+'''Principali regioni H II'''
|-
! Nome proprio
! [[New General Catalogue|NGC]]
! [[Catalogo di Messier|Numero di Messier]]
! [[Costellazione]]
! Distanza ([[anni luce]])
|-
| [[Nebulosa di Orione]]
| NGC 1976, 1982
| M42, M43
| [[Orione (costellazione)|Orione]]
| 1.500
|-
| [[Nebulosa Cono]]
| [[NGC 2264]]
| -
| [[Unicorno (costellazione)|Unicorno]]
| 2.600
|-
| [[Nebulosa Aquila]]
| NGC 6611
| M16
| [[Serpente (costellazione)|Serpente]]
| 7.000
|-
| [[Nebulosa California]]
| NGC 1499
| -
| [[Perseo (costellazione)|Perseo]]
| 1.000
|-
| [[Nebulosa della Carena]]
| NGC 3372
| -
| [[Carena (costellazione)|Carena]]
| 6.500-10.000
|-
| [[Nebulosa Nord America]]
| NGC 7000
| -
| [[Cigno (costellazione)|Cigno]]
| 2.000-3.000
|-
| [[Nebulosa Laguna]]
| NGC 6523
| M8
| [[Sagittario (costellazione)|Sagittario]]
| 5,200
|-
| [[Nebulosa Trifida]]
| NGC 6514
| M20
| [[Sagittario (costellazione)|Sagittario]]
| 5.200
|-
| [[Nebulosa Rosetta]]
| NGC 2237-2239 + 2246
| -
| [[Unicorno (costellazione)|Unicorno]]
| 5.000
|-
| [[Nebulosa Omega]]
| NGC 6618
| M17
| [[Sagittario (costellazione)|Sagittario]]
| 5.000-6.000
|-
| -
| [[NGC 3603]]
| -
| [[Carena (costellazione)|Carena]]
| 20.000
|-
| [[Nebulosa Tarantola]]
| NGC 2070
| -
| [[Dorado (costellazione)|Dorado]]
| 160.000
|-
| [[NGC 2080|nebulosa Testa Fantasma]]
| NGC 2080
| -
| [[Dorado (costellazione)|Dorado]]
| 168.000
|-
| -
| [[NGC 604]]
| -
| [[Triangolo (costellazione)|Triangolo]]
| 2.400.000
|}
{{clear}}
== Studi attuali ==
[[File:Trapezium cluster optical and infrared comparison.jpg|thumb|Immagini ottiche rivelano nubi di gas e polveri nella [[Nebulosa di Orione]]; un'immagine all'infrarosso (a destra) rivela le nuove stelle appena formate al suo interno.]]
Così come per le nebulosa planetarie, la determinazione dell'abbondanza degli [[elemento chimico|elementi]] nelle regioni H II è soggetta ad alcune incertezze.<ref name=Tsamis/> Vengono attualmente utilizzati due metodi diversi per determinare l'abbondanza dei metalli (ossia, in astronomia, elementi più pesanti dell'idrogeno e dell'elio) nelle nebulose, e i risultati che si ottengono tramite i due metodi spesso sono molto diversi fra loro.<ref name=Lebouteiller/> Alcuni astronomi attribuiscono ciò alla presenza di piccole fluttuazioni di temperatura nelle regioni H II, altri affermano che le discrepanze sono troppo grandi per essere spiegate dall'effetto della temperatura ed ipotizzano l'esistenza di addensamenti freddi contenenti bassissime quantità di idrogeno.<ref name=Tsamis>{{Cita pubblicazione|cognome=Tsamis|nome=Y.G.|coautori=Barlow, M.J.; Liu, X-W. ''et al''|anno=2003|titolo= Heavy elements in Galactic and Magellanic Cloud H II regions: recombination-line versus forbidden-line abundances|rivista= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=338|pp=687-710|doi=10.1046/j.1365-8711.2003.06081.x|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003MNRAS.338..687T}}</ref>
Non sono inoltre ancora ben chiari i processi degli intensi fenomeni di formazione stellare all'interno delle regioni H II. Due problemi maggiori si riscontrano nel condurre ricerche su questi oggetti: il primo è dovuto alla distanza fra noi e i maggiori complessi di regioni H II, dato che la regione H II più vicina a noi si trova ad oltre 1000 anni luce; il secondo riguarda il forte oscuramento delle stelle in formazione a causa delle polveri, cosicché condurre osservazioni nella banda della [[Spettro visibile|luce visibile]] risulta impossibile. Le [[onde radio]] e la [[Radiazione infrarossa|luce infrarossa]] possono penetrare queste polveri, ma le stelle più giovani possono anche non emettere molta luce a queste lunghezze d'onda.
== Note ==
<references/>
== Bibliografia ==
=== Libri ===
* {{cita libro | nome=W.J. | cognome=Kaufmann | titolo=Universe | url=https://archive.org/details/universe0004kauf | editore=W H Freeman | anno=1994 | isbn=0-7167-2379-4 | lingua=en }}
* {{cita libro | autore=E.V.P. Smith | autore2=K.C. Jacobs | autore3=M. Zeilik | autore4=S.A. Gregory | titolo=Introductory Astronomy and Astrophysics | editore=Thomson Learning | anno=1997 | isbn=0-03-006228-4 | lingua=en}}
* {{cita libro| cognome=Inney | nome=James | cognome2=Tremaine | nome2=Scott |anno=1997|titolo=Galactic Dynamics|editore= Princeton University Press, Princeton, New Jersey | lingua=en}}
* {{cita libro| cognome=Heggie | nome=Douglas | cognome2=Hut | nome2=Piet |anno=2003|titolo=The Gravitational Million-Body Problem: A Multidisciplinary Approach to Star Cluster Dynamics| url=https://archive.org/details/gravitationalmil0000hegg |editore=Cambridge University Press | lingua=en}}
* {{cita libro| cognome=Spitzer | nome=Lyman | anno=1987|titolo=Dynamical Evolution of Globular Clusters| url=https://archive.org/details/dynamicalevoluti0000spit |editore=Princeton University Press, Princeton, New Jersey | lingua=en}}
* {{cita libro | nome=Thomas T. | cognome=Arny | titolo=Explorations: An Introduction to Astronomy (3rd ed)|città=Boston|editore= McGraw-Hill|anno= 2000|isbn=0-13-240085-5 | lingua=en}}
* {{cita libro | autore= AA.VV | titolo= L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia| editore= De Agostini| città= Novara | anno= 2002}}
* {{cita libro | cognome= Gribbin| nome= J. | titolo= Enciclopedia di astronomia e cosmologia| url= https://archive.org/details/enciclopediadias0000unse| editore= Garzanti| città= Milano | anno= 2005| isbn= 88-11-50517-8}}
* {{cita libro | cognome= Owen| nome= W. | coautori= et al| titolo= Atlante illustrato dell'Universo| editore= Il Viaggiatore| città= Milano | anno= 2006| isbn= 88-365-3679-4}}
* {{cita libro | cognome= Lindstrom| nome= J. | titolo= Stelle, galassie e misteri cosmici| editore= Editoriale Scienza| città= Trieste | anno= 2006 | isbn= 88-7307-326-3}}
=== Carte celesti ===
* {{cita libro | cognome= Tirion, Rappaport, Lovi | titolo=Uranometria 2000.0 - Volume I & II| url= https://archive.org/details/uranometria200000001tiri | editore=Willmann-Bell, inc.| città=Richmond, Virginia, USA | anno=1987 | isbn=0-943396-14-X}}
* {{cita libro | cognome= Tirion, Sinnott| titolo=Sky Atlas 2000.0 - Second Edition | editore= Cambridge University Press | città= Cambridge, USA| anno= 1998| isbn= 0-933346-90-5}}
* {{cita libro | cognome= Tirion| titolo=The Cambridge Star Atlas 2000.0 | url= https://archive.org/details/cambridgestaratl00wilt| ed=3 | editore= Cambridge University Press | città= Cambridge, USA| anno= 2001| isbn=0-521-80084-6}}
== Voci correlate ==
=== Fenomeni ===
* [[Evoluzione stellare]]
* [[Formazione stellare]]
=== Oggetti associati ===
* [[Ammasso aperto]]
* [[Associazione OB]]
* [[Globulo di Bok]]
* [[Nube molecolare gigante]]
* [[Regione H I]]
=== Nella cultura ===
*[[Nebulose nella cultura di massa]]
== Altri progetti ==
{{interprogetto}}
== Collegamenti esterni ==
* {{cita web | 1 = http://hubblesite.org/gallery/showcase-original/ | 2 = Hubble images of nebulae including several H II regions | accesso = 4 maggio 2019 | dataarchivio = 6 febbraio 2006 | urlarchivio = https://web.archive.org/web/20060206074620/http://hubblesite.org/gallery/showcase-original/ | urlmorto = sì }}
* {{cita web|http://www.seds.org/messier/diffuse.html|Information from SEDS}}
* {{cita web|https://www.cfa.harvard.edu/~agoodman/hii.html|Harvard astronomy course notes on H II regions}}
{{formazione stellare}}
{{Nebulose più luminose}}
{{Complessi nebulosi giganti galattici}}
{{Controllo di autorità}}
{{Portale|fisica|oggetti del profondo cielo|stelle}}
[[Categoria:Classificazione delle nebulose]]
[[Categoria:Regioni H II|*]]
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