H II reģions ir plašs gāzes apgabals, kurā dominē jonizēts ūdeņradis — tas, ko astronomi apzīmē ar H II (H I norāda nejonizētu ūdeņradi). Šajos reģionos no ūdeņraža gāzes veidojas arvien jaunas zvaigznes, visbiežāk ļoti karstas un spīdošas zilas zvaigznes (parasti OB tipa). Šīs masīvās zvaigznes izstaro intensīvu ultravioletā starojumu, kas jonizē apkārtējo gāzi — atdala elektronus no ūdeņraža atomiem, tā radot H II vidi.

Veidošanās un dzīves cikls

Zvaigznes veidojas molekulārajos mākoņos, kuros dominē vēsais nejonizētais ūdeņradis. Kad daži mākoņa reģioni sabrūk un veidojas masīvas zvaigznes, to UV starojums izveido jonizētu burbuļu — H II reģionus. Šie reģioni parasti ir karsti (temperatūra apmēram 8000–10000 K) un relatīvi zemas blīvuma (tipiski ~10–1000 protonu uz kubikcentimetru), tomēr ir liela variācija atkarībā no apkārtnes.

Jonizācijas un rekombinācijas procesi rada spēcīgas emisijas līnijas, īpaši Hα līniju (sarkana optiskā līnija), kas padara H II miglājus redzamus teleskopos. Fizisko izmēru nosaka gan zvaigžņu jonizācijas spējas, gan apkārtējās gāzes blīvums — šo procesu teorētiski apraksta Strömgrena sfēras modelis.

Izskats un piemēri

H II reģioni var būt dažāda izmēra — no daudziem parsekiem līdz vairākiem simtiem gaismas gadu diametrā. Tie bieži izskatās kupli, pavedienveidīgi, ar pīķveida vai kolonnu formām (piemēram, "Pillars of Creation" tipa struktūras). Pirmais zināmais H II reģions, kuru mēs varam viegli novērot, bija Oriona miglāja, kuru jau 1610. gadā redzēja pirmie teleskopu lietotāji. Citas pazīstamas formas ir, piemēram, Zirga galvas miglājs.

Dažos gadījumos H II reģioni kļūst par milzīgām zvaigžņu ražošanas rūpnīcām — tajos var dzimt tūkstošiem zvaigžņu miljonu gadu laikā, un rezultātā rodas zvaigžņu kopa. Pēc laika vismasīvākās zvaigznes eksplodē kā supernovas, bet arī spēcīgi zvaigžņu vēji izpūš un izkliedē gāzi; tā rodas brīvas zvaigžņu kopas, kā, piemēram, Plejādes.

H II reģioni galaktikās un loma astronomijā

Spirālveida un neregulārajās galaktikās ir daudz H II apgabalu, jo tur turpinās aktīva zvaigžņu veidošanās; savukārt eliptiskajās galaktikās to gandrīz nav, jo tajās nav daudz auksta gāzes. Spirālveida galaktikās, piemēram, Piena Ceļā, H II apgabali parasti izvietojas gar spirāles atzariem, bet neregulārajās galaktikās to izvietojums var būt nejaušs.

Dažās galaktikās pastāv īpaši gigantiski H II reģioni ar desmitiem tūkstošu zvaigžņu — piemēri ir 30 Doradus reģions Lielajā Magelāna Mākonī un NGC 604 Triangulum galaktikā. Šādi reģioni ir nozīmīgi, jo tie var domāt par "zvaigžņu fabrikām" un parāda, kā norit intensīva zvaigžņu veidošanās.

Novērošana un zinātniskā vērtība

H II reģioni ir viegli pamanāmi dažādos viļņu garumos: optiski tie spīd ar emisijas līnijām (piem., Hα), radioviļņos tie dod brīvās brīvības (free–free) starojumu, un infrasarkanajā diapazonā redzams putekļu termālais starojums. Emisijas līnijas ļauj noteikt gāzes temperatūru, blīvumu un ķīmisko sastāvu (metālitāti) — bieži tiek mērīti skābekļa un slāpekļa līmeņi. Pētot ārējās galaktikas H II reģionus, astronomi nosaka citu galaktiku ķīmisko sastāvu un zvaigžņu veidošanās intensitāti; šie reģioni arī palīdz atpazīt zvaigžņu dzimšanas reģionus attālos objektos un reizēm tiek izmantoti starp citiem avotiem, lai novērtētu attālumu.

Atgriezeniskā saite un ietekme uz zvaigžņu veidošanos

H II reģionu iekšējie procesi — spēcīgs UV starojums, zvaigžņu vēji un vēlāk supernovas — spēj gan inhibēt, gan veicināt turpmāku zvaigžņu veidošanos. No vienas puses, tie izkliedē gāzi un pārtrauc jaunu zvaigžņu veidošanos reģiona iekšienē; no otras puses, izplešanās viļņi var saspiezt tuvākās gāzes daļas un izraisīt jaunu gravitatīvu sabrukumu (kolektīvā sabrukšana vai izsēšanas ierosināšana), tādējādi veicinot jaunu zvaigžņu dzimšanu.

Kopumā H II reģioni ir būtiski, lai izprastu zvaigžņu dzimšanu, galaktiku evolūciju un Visuma ķīmisko attīstību — tie ir spilgti, dinamisku procesu centri, kas astronomiem sniedz daudz informācijas par dzimstošajām zvaigznēm un to ietekmi uz apkārtējo vidi.