EenH-II-gebied is een wolk van gloeiendgas, van enkele tot soms honderdenlichtjaren indiameter.Jonge, hete, blauwe sterren die zich in het gas bevinden, stralen veelultraviolet licht uit waarmee ze denevel rondomioniseren.
Soms bevatten H-II-gebieden enkele sterren, maar in andere H-II-gebieden kunnen duizenden sterren ontstaan uit de geassocieerdemoleculaire wolken. De gassen van het H-II-gebied worden doorsupernovaexplosies ensterrenwinden van de meest massieve sterren verspreid, waarbij eenopen sterrenhoop zoalsPlejaden overblijft.
H-II-gebieden zijn genoemd naar degeïoniseerdeatomairewaterstof die ze bevatten, die doorastronomen aangeduid wordt als H-II (uitgesproken als "ha twee") (H-I is neutrale atomaire waterstof, en H2 ismoleculaire waterstof). Voor de ionisatie van een H-II gebied moet het een of meer sterren metspectraalklasse vroeger dan ongeveer B3 bevatten. Latere typen sterren zenden niet voldoende ultraviolet licht uit om voldoende waterstof te ioniseren.
H-II-gebieden kunnen worden onderscheiden vanreflectienevels door deemissielijnen in hunspectrum en deradiostraling (remstraling) die zij uitzenden.
H-II-gebieden kunnen tot op grote afstand worden waargenomen en de bestudering van H-II-gebieden in anderesterrenstelsels is belangrijk bij het bepalen van de afstand en chemische samenstelling ervan.
Enkele van de helderste H-II-gebieden zijn zichtbaar met het blote oog. Het lijkt erop dat er tot de komst van detelescoop in de17e eeuw niet één opgemerkt is.Galileo Galilei zag deOrionnevel niet toen hij desterrenhoop (M42, het Trapezium) erin bekeek (die voorheen doorJohannes Bayer als één enkele ster, θ-Orionis, was gecatalogiseerd). De Franse astronoomNicolas-Claude Fabri de Peiresc wordt toegeschreven deOrionnevel in1610 ontdekt te hebben. Sinds die observatie zijn H-II-gebieden ontdekt in zowel het onze als in anderespiraalvormige sterrenstelsels.
William Herschel observeerde deOrionnevel in 1774 en beschreef deze als "een vormeloze vurige waas, het chaotisch materiaal van toekomstige zonnen". Het duurde nog honderd jaar voordat dit vermoeden bevestigd kon worden doorWilliam Huggins en zijn vrouwMary Huggins, toen zij hunspectroscoop op verscheidene nevels richtten. Sommige nevels, zoals deAndromedanevel, hadden spectra die redelijk overeenkwamen met die van sterren en blekensterrenstelsels te zijn die op hun buurt weer uit miljoenen individuele sterren bestaan. Andere zagen er heel anders uit. In plaats van een sterk continuüm met daaropabsorptielijnen, vertoonde deOrionnevel een paaremissielijnen (Huggins W., Miller W.A. (1864).On the Spectra of some of the Nebulae, Philosophical Transactions of the Royal Society of London, v.154, p. 437[1]). Een van helderste hiervan (de sterkste lijnen zijn deBalmerlijnen van hetwaterstofspectrum) was een lijn met eengolflengte van 500,7nanometer, hetgeen niet correspondeerde met een lijn van een bekendchemisch element. Aanvankelijk werd gespeculeerd dat de lijn veroorzaakt werd door een onbekend element datnebulium werd genoemd; een gelijkaardig idee had in1868 geleid tot de ontdekking vanhelium door middel van analyse van het spectrum van dezon.
Terwijl helium na de ontdekking in het spectrum van de zon al snel werd geïsoleerd, gebeurde dat niet met nebulium. Begin20e eeuw steldeHenry Norris Russell voor dat de lijn op 500,7 nm in plaats van door een nieuw element weleens veroorzaakt kon worden door een bekend element in onbekende omstandigheden.
Natuurkundigen toonden in dejaren '20 aan dat bij gas in extreem lagedichtheden het mogelijk is datelektronen aangeslagenmetastabieleenergieniveaus in atomen enionen kunnen bevolken die in hogere dichtheden door botsingen weer snel uit hun aangeslagen toestand raken.[2] Elektronentransities tussen deze niveaus inzuurstof veroorzaken de lijn op 500,7 nm. Dezespectraallijnen, die alleen in gassen met zeer lage dichtheid gezien kunnen worden, wordenverboden lijnen genoemd.
Gedurende de20e eeuw toonden observaties aan dat H-II-gebieden altijd hete en heldere sterren vanspectraalklasse O en B bevatten. Deze sterren zijn vele malen massiever dan onzeZon en zijn de sterren die het kortst leven, met een totale levensduur van een paar miljoen jaar (vergeleken met sterren zoals de Zon, die vele miljarden jaren leven). Daarom werd verondersteld dat H-II-gebieden regio's waren waarin zich nieuwe sterren vormen. Dat is niet correct gebleken: sterren worden gevormd uitmoleculaire wolken. Een H-II-gebied is meestal ijler gas dat in de moleculaire wolk nabij jonge sterren geïoniseerd wordt. Over een periode van miljoenen jaren kan zich uit een moleculaire wolk eenopen sterrenhoop vormen (als die wolk massief genoeg is), voordatstralingsdruk van de hete, jonge sterren de nevel uiteendrijft. HetZevengesternte (Plejaden) is een voorbeeld van een sterrenhoop dat het H-II-gebied waaruit het gevormd is heeft 'weggekookt'. Dereflectienevel bij de Plejaden is geen restant van dit H-II-gebied, maar een toevallig voorbijkomende gaswolk.
H-II-gebieden ontstaan in een reusachtigemoleculaire wolk (RMW). Een RMW is een koele (10–20 K) en dichte gaswolk met een afmeting van meer dan 100 lichtjaar die voor het merendeel bestaat uitmoleculaire waterstof. RMW's kunnen lange tijd in een stabiele toestand blijven bestaan. Schokgolven ten gevolge vansupernova's, botsingen tussen wolken of magnetische interacties kunnen echter de ineenstorting van een deel van de wolk bewerkstelligen. Via een proces van ineenstorting en fragmentatie van de wolk, ontstaan dansterren (zieontstaan van het zonnestelsel voor een uitgebreidere beschrijving).
.png)
De meest massieve sterren bereikentemperaturen die hoog genoeg zijn om het omringende gas teioniseren, dat wil zeggen ze stralen ultraviolet licht uit met een golflengte korter dan 91,18nm (deLyman-limiet). Dan ontstaat een ionisatiefront dat metsupersonische snelheid door het omringende gas raast. Op grotere afstand van de ioniserende ster daalt de snelheid van het ionisatiefront, terwijl de druk van het nieuw-geïoniseerde gas het geïoniseerde volume doet uitdijen. Uiteindelijk remt het ionisatiefront af totsubsonische snelheid en wordt het ingehaald door het schokfront, veroorzaakt door de uitdijende nevel. Dit is het moment waarop het H-II-gebied geboren is.[3]
De leeftijd die een H-II-gebied bereikt, is in de orde van een paar miljoen jaar.Stralingsdruk vanuit de hete jonge sterren zal het meeste gas weg doen drijven. Feitelijk is het hele proces erg inefficiënt, doordat minder dan tien procent van het gas van het H-II-gebied zich tot sterren vormt en de rest weggeblazen wordt. Supernovaexplosies van de meest massieve sterren dragen ook bij aan het gasverlies, en deze vinden voor de meest massieve sterren al plaats na zo'n 1-2 miljoen jaar.
De eigenlijke geboorte van sterren binnen H-II-gebieden blijft verborgen binnen de dichte gas- en stofwolken die de sterren in wording omringen. In eerste instantie zijn deze compacte H-II-gebieden alleen waar te nemen in hetinfrarood of door middel vanradiostraling.Op het moment dat de stralingsdruk vanuit een ster zijn 'cocon' uiteendrijft, wordt deze optisch zichtbaar.Voordien worden de dichte gebieden die de nieuwe sterren bevatten vaak gezien in een silhouet tegen de rest van de geïoniseerde nevel - deze donkere plekken staan bekend alsbolwolken ofBokglobules, naarBart Jan Bok, die in de'jaren 40 voorstelde dat dit plaatsen waren waar sterren werden geboren.
De bevestiging van het vermoeden van Bok moest wachten tot1990, toeninfraroodobservatoria door het dikke stof waaruit bolwolken bestaan konden doordringen en jonge sterachtige objecten onthulden. Tegenwoordig wordt gedacht dat een typische bolwolk een gewicht heeft van ongeveer 10zonnemassa's, zich uitstrekt over een gebied van ongeveer een lichtjaar in doorsnede en dat bolwolken meestal leiden tot de vorming van dubbele of meervoudige sterrensystemen.[4][5][6]
Naast dat ze plaatsen zijn waar sterren worden geboren, vertonen H-II-gebieden bewijzen dat ze planeetstelsels bevatten. Deruimtetelescoop Hubble heeft honderdenprotoplanetaire schijven ontdekt in de Orionnevel. Op zijn minst de helft van de jonge sterren in de Orionnevel lijken omringd te zijn door schijven van gas en stof, waarvan het er op lijkt dat ze veel meer materie bevatten dan nodig is om een zonnestelsel als het onze te vormen.
H-II-gebieden variëren in grootte van zogenoemdeultra-compacte gebieden die veelal eenlichtjaar of minder in doorsnede zijn (dit zijn de jongste gebieden), tot H-II-gebieden die honderden lichtjaren groot zijn. Hun dichtheden variëren van meer dan een miljoen deeltjes per cm³ in de ultracompacte H-II-gebieden tot enkele deeltjes per cm³ in de grootste en meest uitgestrekte gebieden. De temperatuur van H-II-gebieden is ongeveer 10.000 kelvin.
Afhankelijk van de grootte van een H-II-gebied kunnen zich er enkele tot duizenden sterren in bevinden. Dit maakt H-II-gebieden gecompliceerden om te begrijpen danplanetaire nevels, die één centrale ioniserende bron hebben.
Chemisch gezien bestaan H-II-gebieden voor zo'n 90% uit waterstof. De sterkstewaterstofemissielijn op 656,3 nm geeft H-II-gebieden hun karakteristieke rode kleur. De rest van een H-II-gebied bestaat voor het grootste deel uit helium, met enkele sporen van zwaardere elementen. Het aandeel zware elementen in H-II-gebieden neemt af met toenemende afstand van hetcentrum van de Melkweg. Dit is het geval omdat de mate van sterrenvorming groter is in de dichte centrale gebieden, hetgeen daar leidt tot grotere verrijking van hetinterstellair medium met de producten vannucleosynthese in vergelijking met de buitengebieden.
H-II-gebieden worden alleen inonregelmatige enspiraalvormige sterrenstelsels zoals het onze gezien. Ze worden nooit waargenomen inelliptische sterrenstelsels. In onregelmatige sterrenstelsels worden ze door het hele sterrenstelsel waargenomen, in spiraalvormige sterrenstelsels worden ze vrijwel alleen in de spiraalarmen gevonden. Een groot spiraalvormig sterrenstelsel kan duizenden H-II-gebieden bevatten.
De reden dat H-II-gebieden niet in elliptische sterrenstelsels worden gezien, is dat elliptische sterrenstelsels gevormd worden doorversmeltingen van sterrenstelsels. Inclusters komen zulke versmeltingen vaak voor. Als sterrenstelsels met elkaar in botsing komen botsen individuele sterren hoogst zelden, maar de RMW's en H-II-gebieden raken zeer verroerd. Onder deze omstandigheden worden uitbarstingen van stervorming gestart, zo snel dat het meeste gas omgezet wordt in plaats van de normale 10% of minder. Sterrenstelsels die deze snelle stervorming ondergaan staan bekend alsstarburststelsels. Het elliptisch sterrenstelsel dat na de versmelting ontstaan is bevat een erg lage hoeveelheid gas en daarom kunnen H-II-gebieden zich niet langer vormen.
Recente observaties hebben aangetoond dat er zich een zeer klein aantal H-II-gebieden geheel buiten sterrenstelsels bevindt. Deze intergalactische H-II-gebieden zijn vermoedelijk overblijfselen van getijdenverstoringen van kleine sterrenstelsels.[7]
H-II-gebieden komen voor in een enorme variëteit van grootten. Iedere ster binnenin een H-II-gebied ioniseert een ruwweg bolvormig gebied van gas eromheen, maar de combinatie vanionisatiebollen van meerdere sterren binnen een H-II-gebied en de uitdijing van de verhitte nevel in omringende gassen met sterke dichtheidsvariaties hebben complexe vormen tot gevolg. Dit is het geval voorNGC 604, een reusachtig H-II-gebied in deDriehoeknevel.
Binnen het melkwegstelsel is het meest bekende H-II-gebied de Orionnevel (diameter 24 lichtjaar), die zich op een afstand van 1344 lichtjaren bevindt. De Orionnevel is onderdeel van een RMW die, als hij zichtbaar zou zijn, bijna het hele sterrenbeeldOrion (Jager) zou opvullen. DePaardekopnevel en delus van Barnard zijn twee andere oplichtende delen van deze gaswolk.
DeGrote Magelhaense Wolk, een satellietstelsel van demelkweg, bevat een groot H-II-gebied genoemd deTarantulanevel (diameter 652 lichtjaar). Deze nevel bevat duizenden sterren, sommige met massa's van 100 maal die van de zon. Als de Tarantulanevel net zo dicht bij de aarde zou staan als de Orionnevel, dan zou deze ongeveer net zo helder schijnen als de maan.
NGC 604 is nog groter dan de Tarantulanevel en ongeveer 1300 lichtjaar in diameter, alhoewel deze wat minder sterren bevat. Het is een van de grootste H-II-gebieden in delokale groep.
In H-II-gebieden zijn bepalingen van het voorkomen vanchemische elementen onderhevig aan enige onzekerheid. Er zijn twee verschillende manier om de hoeveelheidmetalen in nevels te bepalen (dat is, elementen anders dan waterstof en helium), die op verschillende spectraallijnen gebaseerd zijn. Tussen deze twee methoden worden soms sterk strijdige resultaten gezien. Sommige astronomen verklaren dit met de aanwezigheid van kleine temperatuurfluctuaties binnenin H-II-gebieden, andere astronomen beweren dat de strijdigheden te groot zijn om met temperatuureffecten verklaard te kunnen worden, en speculeren op het bestaan van koude knopen die zeer weinig waterstof bevatten om de observaties te verklaren.[8]
De volledige details de vorming van massieve sterren zijn nog niet goed bekend. Twee belangrijke problemen belemmeren onderzoek ervan. Allereerst is de afstand van de aarde tot de grotere H-II-gebieden aanzienlijk, waarbij het dichtstbijzijnde H-II-gebied meer dan 1000 lichtjaar ver weg is. Ten tweede wordt de vorming van deze sterren volledig aan het oog onttrokken doorstof, waardoor observatie in zichtbaar licht onmogelijk is.Radiogolven eninfrarood licht kunnen door het stof heendringen, waardoor het H-II-gebied rond de gevormde sterren bestudeerd kunnen worden.
