H II régió az a csillagközi felhő, amelyben a forró, fiatal kék csillagok ultraibolya sugárzása ionizálja a környező hidrogént. Nevük az ionizált atomos hidrogénről kapták (H II jelentése: egyszeresen ionizált hidrogén). Ezek a régiók a csillagkeletkezés egyik legfeltűnőbb és legaktívabb helyszínei az univerzumban.

Képződés és fizikai tulajdonságok

H II régiók általában egy sűrű hidrogéngáz-felhőben (molekuláris felhőben) alakulnak ki, amikor a felhő belsejében születnek a nagy tömegű, rövid életű csillagok. A fiatal csillagok intenzív ultraibolya sugárzása elektronokat választ le az atomokról, így a gáz ionizált állapotba kerül. A tipikus H II régiók hőmérséklete rendkívül forró, körülbelül 8 000–12 000 K, a sűrűségük pedig széles tartományban változik (néhánytól több száz részecskéig köbcentiméterenként).

Az ionizált térfogatok méretét elsőrendben a sugárzást adó csillagok fényereje és a környező gáz sűrűsége határozza meg; a klasszikus elméletben ezt a Strömgren-gömb modell írja le. A H II régiókban tipikus emissziós vonalak keletkeznek, például az erős Hα-vonal, valamint különböző tiltott vonalak, mint az [O III] és az [S II], melyek fontos diagnosztikai eszközök a hőmérséklet és a kémiai összetétel meghatározásához.

Méret, alak és élettartam

A H II régiók mérete néhány fényévtől több száz fényévig terjedhet. Az első ismert, könnyen megfigyelhető H II régió az Orion-köd volt, amelyet már 1610 körül észleltek; azóta számtalan változatos alakú ködöt fedeztek fel. Sok régió csomós és szálas struktúrát mutat, és alkalmasint különleges formákat ölthet, mint a híres Lófej-köd.

A H II régiók élettartama általában néhány millió év: ebben az időben több ezer csillag keletkezhet bennük, és végül egy csillaghalmaz jön létre. Az idő előrehaladtával a legnagyobb tömegű csillagok erős csillagszele és a későbbi szupernóva-robbanások kifújják a környező gázt, így a H II régió feloszlik, és egy nyitott csillaghalmaz marad hátra, amilyen például a Plejádok lehet.

Megfigyelés és jelentőség

H II régiók optikailag az emissziós vonalak miatt igen fényesek, különösen az Hα-tartományban, ezért nagy távolságokra is észlelhetők. Az spirális és szabálytalan galaxisokban sok H II régió található, míg az elliptikus galaxisok általában szegények bennük, mert ott nincs jelentős hideg gáz a csillagkeletkezéshez. A spirálgalaxisokban, mint a Tejútrendszerben, a H II régiók főként a spirálkarok mentén koncentrálódnak; a szabálytalan galaxisokban viszont véletlenszerűen oszlanak el.

Az extragalaktikus H II régiók tanulmányozása segít meghatározni más galaxisok távolságát, a csillagkeletkezési rátát és a kémiai összetételt. Például erős, kiterjedt H II régiók jelenléte fiatal, aktívan csillagképző galaxisokra utal. Egyes galaxisok óriási H II komplexumokkal rendelkeznek, amelyek több tízezer csillagot tartalmaznak: ilyen a 30 Doradus a Nagy Magellán-felhőben és az NGC 604 a Triangulum galaxisban.

Szerep a galaxisfejlődésben és kémiai gazdagodás

A H II régiók nemcsak csillagokat szülnek, hanem fontos szerepet játszanak a galaxis kémiai fejlődésében: a nagy tömegű csillagok későbbi szupernóvái fémekkel dúsítják a környezetet, és így a következő csillaggenerációk összetételét befolyásolják. Emellett a H II régiók által keltett lökéshullámok és csillagszelek újabb csillagok képződését indíthatják el a környező molekuláris felhőkben (triggerelt csillagkeletkezés).

Összefoglalva, a H II régiók a csillagkeletkezés melegágyaiként, mérőeszközként és galaxisfejlődési katalizátorként is alapvető fontosságúak az asztrofizikában. Megfigyelésük optikai, rádió- és infravörös tartományban egyaránt fontos információkat ad a csillagok, a gáz és a galaxisok életciklusáról.