Een H II gebied is een wolk van gloeiend gas en plasma van soms wel meer dan 100 lichtjaar breed, waarin sterren geboren worden. Jonge, hete, blauwe sterren die zich vormden uit het gas zenden overvloedige hoeveelheden ultraviolet licht uit die de omliggende nevel ioniseert. H II gebieden produceren duizenden sterren in een periode van verschillende miljoenen jaren.
Aan het einde zullen supernova explosies en sterke stellaire winden, van de meest massieve sterren uit de sterrencluster, de gassen van het H II gebied verspreiden. Het uiteindelijke resultaat kan een sterrenhoop zijn zoals de plejaden.
De Adelaarsnevel - Foto: NASA
H II gebieden hebben hun naam te danken aan de grote hoeveelheden geïoniseerde waterstofatomen die door de astronomen H II genoemd. H I (H1) gebieden hebben veel neutrale waterstofatomen en H II gebieden (H2) bezitten moleculaire waterstof. H II gebieden kunnen tot ver in het heelal gezien worden. De studies van deze gebieden zijn belangrijk voor het bepalen van de afstand en chemische samenstelling van andere sterrenstelsels.
Waarnemingen
Enkele van de helderste H II gebieden zijn zichtbaar met het blote oog, al werd er geen enkele opgemerkt vooraleer er telescopen bestonden in het begin van de 17de eeuw. Zelfs Galileo merkte de Orionnevel niet op wanneer hij de sterrencluster erin aan het waarnemen was (deze werd hiervoor gecatalogeerd als een enkele ster θ Orionis door Johann Bayer). De Franse waarnemer Nicolas-Claude Fabri de Peiresc wordt vandaag de dag aangeduid als de ontdekker van de Orionnevel in 1610. Sinds de vroege waarnemingen zijn grote aantallen H II gebieden ontdekt in ons melkwegstelsel en ook in andere sterrenstelsels.
William Herschel nam de Orionnevel waar in 1774 en omschreef deze als "een ongevormde vurige mist, het chaotische materiaal van toekomstige zonnen". De bevestiging van deze veronderstelling liet nog een honderdtal jaar op zich wachten wanneer William Huggins, bijgestaan door zijn vrouw Mary Huggins, zijn spectroscoop richtte op diverse nevels. Sommige nevels, zoals de Andromedanevel (nu gekend als het Andromeda sterrenstelsel) had een spectrum dat gelijkaardig was aan dat van sterren. Men zag dan dat sterrenstelsels honderden tot miljoenen individuele sterren omvatten. Anderen zagen er verschillend uit. In plaats van een sterk continuüm met absorptielijnen toegevoegd, toonden de Orionnevel en andere gelijkaardige objecten slechts een klein aantal emissielijnen. De helderste van deze was op een golflengte van 500,7 nanometer, welke niet overeenkomt met een lijn van elk gekend chemisch element. Aanvankelijk werd gedacht dat deze een onbekend element waren dat de naam Nebulium meekreeg. Een gelijkaardig idee bracht de ontdekking van helium aan het licht door de analyse van het spectrum van de zon in 1868.
NGC 604 - Foto: NASA
Tijdens de 20ste eeuw toonden waarnemingen aan dat H II gebieden vaak hete, heldere sterren bevatten. Deze sterren zijn enkele malen massiever dan de zon en zijn de kortst levende sterren met een totale leeftijd van enkele miljoenen jaren (sterren zoals onze zon hebben een levensduur van verschillende miljarden jaren). Daarvoor vermoedde men dat H II gebieden regio's moesten zijn waarin nieuwe sterren werden geboren. In een tijdspanne van verschillende miljoenen jaren zal een sterrenhoop zich vormen uit een H II gebied voordat stralingsdruk van de hete jonge sterren de nevel wegkookt. De Plejaden is een goed voorbeeld van een cluster die weggekookt werd door het H II gebied waarin het zich heeft gevormd. Slechts een klein spoor van een reflectienevel blijft over.
Oorsprong en levensduur
De voorloper van een H II gebied is een grote moleculaire wolk. Dit is een erg koele (10 tot 20 graden Kelvin) en dichte wolk die voornamelijk bestaat uit moleculaire waterstof. Ze bestaan in een stabiele staat voor een lange periode maar schokgolven door supernovae, botsingen tussen wolken en magnetische interacties kunnen een deel van de wolk doen inklappen. Wanneer dit gebeurt, langsheen een proces van inklappen en fragmentatie van de wolk, worden sterren geboren.
Wanneer sterren zich vormen binnen een grote moleculaire wolk, zal de meest massieve ster een temperatuur bereiken die voldoende is om het omliggende gas te ioniseren. Kort na de vorming van een ionisatiestralingsveld, zullen energetische fotonen een ionisatiefront maken dat door het omliggende gas vliegt tegen supersonische snelheden. Op grotere en steeds grotere afstand van de ioniserende ster zal het ionisatiefront vertragen, terwijl de druk van het nieuwe geïoniseerde gas het geïoniseerd volume doet uitzetten. Uiteindelijk zal het ionisatiefront vertragen tot subsonische snelheden en overgenomen worden door het schokfront dat veroorzaakt wordt door de uitzetting van de nevel. Het H II gebied is geboren.
De levensduur van een H II gebied kan enkele miljoenen jaren duren. Stralingsdruk van de hete jonge sterren zal uiteindelijk het meeste gas wegdrijven. Het gehele proces is tevens erg onefficiënt, minder dan 10 procent van het gas in het H II gebied vormt zich in een ster voordat de rest weggeblazen wordt. Supernova explosies dragen ook bij tot het verlies van gas bij de meest massieve sterren, deze doen zich pas 1 tot 2 miljoen jaar later voor.
De stellaire kraamkliniek
De werkelijke geboorte van sterren binnen een H II gebied is verborgen van ons door de dichte wolk van gas en stof die de nabije sterren omringt. Het is enkel wanneer de stralingsdruk van een ster zijn 'cocon' wegjaagt dat het zichtbaar wordt. Hiervoor worden de dichte gebieden die de nieuwe sterren bevatten vaak gezien in silhouet tegen de rest van geïoniseerde nevel. Deze donkere vlekken worden bolwolken genoemd of Bok globules naar de astronoom Bart Bok die in 1940 stelde dat deze wel eens stellaire kraamklinieken konden zijn. De bevestiging van de hypothese van Bok diende te wachten tot 1990 wanneer infraroodwaarnemingen door de dikke stoflaag van bolwolken kon kijken om daar verschillende jonge stellaire objecten erin te tonen. Nu wordt aangenomen dat een typische bolwolk zo'n 10 zonnemassa's aan materiaal bevat in een gebied van 1 lichtjaar breed en dat bolwolken het meest aannemelijke resultaat zijn van de vorming van dubbele of meervoudige stersystemen.
H II gebieden blijken niet enkel geboorteplaatsen te zijn van sterren maar ook van planetaire systemen. De Hubble Space Telescope ontdekte honderden protoplanetaire schijven in de Orionnevel. Minstens de helft van de jonge sterren in de Orionnevel bleken omgeven te zijn door schijven van gas en stof en meer materie te bevatten dan nodig zou zijn om een planetair systeem te ontwikkelen zoals ons zonnestelsel.
Karakteristieken
Fysieke karakteristieken
H II gebieden variëren erg veel in hun fysieke eigenschappen. Ze verschillen in grootte van de zogenaamde ultracompacte regio's van slechts 1 lichtjaar in diameter tot grote H II gebieden die honderden lichtjaren in diameter zijn. De dichtheid verschilt van een miljoen deeltjes per cm3 in het ultracompacte H II gebied tot enkele deeltjes per cm3 in de grootste en uitgebreide regio's. Dit impliceert een totale zonnemassa van 102 en 105 zonnemassa's.
Afhankelijk van de grootte van een H II gebied kunnen er zich duizenden sterren in bevinden. Dit zorgt ervoor dat H II gebieden moeilijker zijn om te begrijpen dan planetaire nevels welke enkel een centrale ioniserende bron hebben. Typisch genoeg hebben H II gebieden een temperatuur van 10 000 graden Kelvin. Ze zijn meestal geïoniseerd. Het geïoniseerd gas (plasma) kan magnetische velden bevatten met sterktes van verschillende tienden van microgauss. Magnetische velden worden geproduceerd door bewegende elektrische ladingen in het plasma. Sommige waarnemingen tonen aan dat deze ook elektrische velden bevatten.
Chemisch gezien bevatten H II gebieden ongeveer 90% waterstof. De sterkste waterstof emissielijn op 656,3 nanometer geeft H II gebieden hun rode kleur. De overige H II gebieden bestaan uit helium met een spoor van zwaardere elementen. In ons melkwegstelsel zien we dat de hoeveelheid zware elementen in H II gebieden afneemt wanneer de afstand toeneemt van het galactisch centrum. Dit komt omdat tijdens de levensduur van een sterrenstelsel de stervorming groter was in de dichtere centrale gebieden wat resulteerde in een grote rijkheid van het interstellair medium met de producten van nucleosynthese.
Aantallen en verspreiding
H II gebieden worden enkel gevonden in spiraalstelsels zoals onze eigen Melkweg en in ongewone sterrenstelsels. Ze worden nooit gezien in elliptische sterrenstelsels. In ongewone sterrenstelsels kunnen ze doorheen het gehele sterrenstelsel gevonden worden maar in spiraalstelsels worden deze meestal gevonden in de spiraalarmen. Een groot spiraalstelsel kan duizenden H II gebieden bevatten.
De reden waarom H II gebieden niet worden gezien in elliptische sterrenstelsels is omdat elliptische gevormd worden door sterrenstelselfusies. In sterrenstelselclusters zijn deze fusies vrij frequent. Wanneer sterrenstelsels botsen, zullen individuele sterren bijna nooit botsen, maar de grote moleculaire wolk en de H II gebieden in de botsende sterrenstelsels zijn streng geageerd. Onder deze omstandigheden worden enorme uitbarstingen van stervorming teweeggebracht, zo snel dat het meeste gas omgezet wordt naar sterren in plaats van de normale 10 procent of minder. Sterrenstelsels ondergaan zulke snelle stervorming zodat ze gekend zijn als starburst sterrenstelsels. De voormalige fusie elliptisch sterrenstelsel heeft een erg lage gasinhoud waardoor H II gebieden zich niet kunnen vormen. Waarnemingen tonen zelfs aan dat een klein aantal van H II gebieden zich ook buiten sterrenstelsels bevinden. Deze intergalactische H II gebieden zijn waarschijnlijk de restanten van verstoringen van kleine sterrenstelsels.
NGC 7635 - Foto: NASA
Morfologie
H II gebieden zijn er in een grote variëteit aan grootte. Elke ster binnen een H II gebied ioniseert een zo goed als sferisch gebied, dat we kennen als de Strömgren sfeer, van het omliggende gas. De combinatie van ionisatiesfeer van meerdere sterren binnen een H II gebied en de uitzetting van de verhitte nevel naar het omliggende gas met scherpe dichtheidsovergangen resulteren in complexe vormen. Supernova explosies kunnen ook H II gebieden boetseren. In sommige gevallen resulteert de vorming van een grote sterrencluster in een H II gebied in de regio dat uitgehold wordt vanaf de binnenzijde. Dit is het geval bij NGC 604, een groot H II gebied in het Triangulum sterrenstelsel.
Enkele bekende H II gebieden
Binnen ons sterrenstelsel is het meest bekende H II gebied de Orionnevel die zich op een afstand van ongeveer 1500 lichtjaar bevindt. De Orionnevel is een deel van de grote moleculaire wolk, indien deze zichtbaar zou zijn zou het merendeel van de Orionnevel omvatten. De Paardekopnevel en de lus van Barnard zijn twee andere verlichte delen van deze wolk van gas.
De grote Magellaanse wolk, een satelliet van de Melkweg, bevat een groot H II gebied die we de Tarantulanevel noemen. Deze nevel is veel groter dan de Orionnevel en maakt duizenden sterren aan waarvan sommige 100 maal groter zijn dan onze zon. Mocht deze nevel op dezelfde afstand staan als de Orionnevel tot de Aarde, zou deze even helder zijn als de volle maan aan de nachthemel. Supernova SN 1987A deed zich voor in de buitenste rand van de Tarantulanevel. NGC 604 is een groter gebied dan de Tarantulanevel met een breedte van 1300 lichtjaar maar omvat minder sterren. His één van de grootste H II gebieden in de lokale groep.
