H regiones
Con este nombre se indican esas amplias zonas del espacio que se encuentran entre las estrellas las cuales, en lugar de estar vacías, como se suponía hasta años, están llenas de hidrógeno (símbolo químico H, del cual deriva la letra mayúscula que precede la definición). Estas regiones puede ser de dos tipos:
1.- H 1: se trata de hidrógeno en forma neutra, frío, a unos – 200º C. En tales condiciones, el hidrógeno no emite luz visible, pero se puede percibir a través de los radiotelescopios porque sus electrones emiten una radiación en la longitud de onda de 21 cm. Las regiones H 1 resultan notablemente extendidas en el interior de nuestra Galaxia.
2.- H 2: al contrario de las regiones precedentes, aquí el hidrógeno se encuentra a altísimas temperaturas de unos 10.000º C y en un estado ionizado en el que los electrones no están unidos a los protones del núcleo. Responsables de este estado físico son las radiaciones ultravioletas de estrellas próximas. Algunas famosas nebulosas visibles con la ayuda de un simple binocular, como por ejemplo la nebulosa de Orión, no son otra cosa que regiones H 2.
Es en el interior de estas nebulosas H 2 donde el hidrógeno y los granos de polvo interestelar allí presentes pueden condensarse para dar vida a los glóbulos que, más adelante, se convertirán en verdaderos embriones de estrellas. Las cuatro estrellas que se ven en la nebulosa de Orión, llamadas con el sobrenombre deTrapecio se habrían condensado precisamente a partir del hidrógeno que se encuentra en esa región. También en la nebulosa Laguna se ha indicado la presencia de protoestrellas .
Una región H I es una nube formada por hidrógeno atómico frío, poco denso y no ionizado con temperaturas de alrededor de 100 K. En jerga astronómica HI es hidrógeno atómico neutro, mientras que HII es hidrógeno ionizado y H2 hidrógeno molecular. Las regiones HI no emiten radiación en el rango visual, sino solo en la región de radio.
La emisión está concentrada en una línea espectral procedente de la transición superfina de hidrógeno (entre estados en que el espín del electrón y el protón es paralelo y antiparalelo) centrada en 1.42 GHz. Esta línea del hidrógeno también es conocida como la línea de 21 cm y es muy útil para estudiar la dinámica de galaxias. El método de Tully-Fischer usa el ancho de esa línea para estimar la luminosidad de una galaxia (lo que junto con una medición de su brillo permite estimar su distancia).
Una región H II es una nube de gas y plasma brillante que puede alcanzar un tamaño de varios cientos de años luz y en la cual se forman estrellas masivas. Dichas estrellas emiten copiosas cantidades de luz ultravioleta extrema (con longitudes de onda inferiores a 912 Ångströms) que ionizan la nebulosa a su alrededor.
Estas regiones pueden dar nacimiento a una gran cantidad de estrellas durante un periodo de varios millones de años. Al final, los intensos vientos estelares y explosiones de supernova en el cúmulo estelar resultante dispersan los gases de la región, dejando atrás un cúmulo similar al de las Pléyades.
Las regiones H II son llamadas así por la gran cantidad de hidrógeno atómico ionizado que contienen. En astronomía se denomina H2 al hidrógeno molecular, H I al hidrógeno neutro y H II al hidrógeno ionizado. Pueden ser vistas a gran distancia en el universo y su estudio es importante para determinar la distancia y la composición química de otras galaxias.
