thumb|NGC 604, una rexón H II xigante na galaxa del Triángulu. Una rexón H II ye una nube de gas y plasma brillosa que puede algamar un tamañu de dellos cientos d'años lluz y na cual fórmense estrelles masives. Diches estrelles emiten bayuroses cantidaes de lluz ultravioleta estrema (con llonxitúes d'onda inferiores a 912 Ångströms) que iónizan la nebulosa al so alredor.
Estes rexones pueden dar nacencia a una gran cantidá d'estrelles mientres un periodu de dellos millones d'años. A la fin, los intensos vientos estelares y esplosiones de supernova nel cúmulu estelar resultante esvalixen los gases de la rexón, dexando tras un cúmulu similar al de les Pléyades.
Les rexones H II son llamaes asina pola gran cantidá d'hidróxenu atómicu iónizado que contienen. N'astronomía denominar H2 al hidróxenu molecular, H I al hidróxenu neutro y H II al hidróxenu ionizado. Pueden ser vistes a gran distancia nel universu y el so estudiu ye importante pa determinar la distancia y la composición química d'otres galaxes.
Observaciones thumb|left|Zones escures de formación d'estrelles na nebulosa de l'Águila, popularmente conocíes como los Pilastres de la Creación. Dalgunes de les rexones H II más brillosos son observables a simple vista. A pesar d'ello, nun quedó constancia d'observaciones d'elles anteriores a la invención del telescopiu, a principios de sieglu XVII. Nin siquier Galileo Galilei apreció la esistencia de la nebulosa d'Orión cuando reparó per primer vegada col so telescopiu'l cúmulu estelar dientro d'ella (primeramente'l cúmulu fuera catalogáu, por Johann Bayer, como una sola estrella: θ Orionis). Atribúyese'l descubrimientu de la nebulosa d'Orión al observador francés Nicolas-Claude Fabri de Peiresc en 1610. Dende esta primer observación fueron afayaes grandes cantidaes de rexones H II na nuesa galaxa y n'otres.
thumb|Nebulosa d'Orión. En 1774, William Herschel reparó la nebulosa d'Orión y describir darréu como "una encesa borrina informe, el material caótico de futuros soles". Cien años dempués confirmóse la hipótesis cuando William Huggins, ayudáu pola so esposa Margaret Huggins, estudió cola so espectroscopiu delles nebuloses. Dalgunes presentaben espectros bien similares al de les estrelles, resultando ser galaxes, que consisten en miles de millones d'estrelles individuales. Sicasí otres nebuloses yeren bien distintes. En llugar d'un fuerte espectru continuu con llinia d'absorción superpuestes, la nebulosa d'Orión y otros oxetos similares solo amosaben un pequeñu númberu de llinies d'emisión. La más brillosa d'estes llinies tenía una llonxitú d'onda de 500,7 nanómetros, lo cual nun correspondía a nengún elementu químicu conocíu. La primer hipótesis foi qu'esa llinia desconocida correspondía a un elementu químicu entá non descubiertu, que foi llamáu Nebulio. Una idea similar llevó al descubrimientu del heliu a partir del analís del espectru solar en 1868. Sicasí, mientres l'heliu foi aislláu na Tierra pocu dempués del so descubrimientu nel espectru solar, el nebulio nun corrió la mesma suerte. A principios del sieglu XX, Henry Norris Russell propunxo qu'en cuenta de un nuevu elementu, la llinia en 500,7 nm yera causada pola presencia d'un elementu conocíu en condiciones desconocíes.
Nos años 20 dalgunos físicos demostraron que, nun gas que s'atopa so condiciones de densidá desaxeradamente baxes, los electrones escitaos pueden ocupar niveles d'enerxía metaestables en iones y átomos qu'a densidaes más altes seríen rápido des-escitaos por choques ente ellos. Les transiciones d'electrones dende esos niveles en oxíxenu doblemente ionizado dan llugar a la llinia de los 500.7 nm. Estes llinies espectrales que namái pueden ser vistes en gases de bien baxa densidá denominar llinies prohibíes. Esta teoría foi darréu confirmada poles observaciones espectroscópicas qu'amosaben que les nebuloses tán formaes por gas desaxeradamente enrarecido.
Mientres el sieglu XX les observaciones demostraron que les rexones H II de cutiu contienen estrelles tipu OB (azules). Estes estrelles son munches vegaes más masives que'l Sol, y son les que tienen menor periodu de vida, con un total d'unos pocos millones d'años (comparaes con estrelles como'l sol, que viven per dellos miles de millones d'años). Por tanto, infirióse que les rexones H II tienen de ser los llugares onde se formen les nueves estrelles. Mientres un periodu de dellos millones d'años un cúmulu d'estrelles puede formar una rexón H II primero que la presión de radiación de les estrelles nueves resulte na dispersión de la nebulosa. Un exemplu d'estes dispersiones son les pléyades onde namái permanez una traza de reflexón nebular.
Orixe y tiempu de vida thumb|left|Una pequeña porción de la nebulosa de la Tarántula, una rexón xigante H II na Gran Nube de Magallanes.
El precursor d'una rexón H II ye una nube molecular xigante (GMC). Les GMC son nubes bien fríes (10–20 K) y trupes, compuestes principalmente d'hidróxenu molecular. Estes nubes pueden permanecer estables mientres llargos periodos, pero ondes de choque d'una supernova, choques ente nubes o interacciones magnétiques pueden desencadenar el colapsu d'una parte d'elles. Cuando esto asocede nacen nueves estrelles por aciu un procesu de fragmentación y colapsu de la nube.
Por cuenta de que les estrelles nacen dientro d'una GMC, les estrelles más masives van algamar temperatures abondo altes como para ionizar el gas al so alredor. Poco dempués de la formación d'un campu de radiación ionizante, los fotones enerxéticos crean un frente d'ionización que barre'l gas a velocidaes supersóniques. A midida que aumenta la distancia de la estrella ionizante, el frente d'ionización ralentízase y la presión del nuevu gas ionizado causa que s'espanda'l so volume. Finalmente, el frente d'ionización baxa a velocidaes subsóniques, y ye superáu pol frente de choque provocáu pola espansión de la nebulosa. Asina conclúi la creación d'una rexón H II.
El tiempu de vida d'una rexón H II ye del orde d'unos pocos millones d'años. La presión de radiación proveniente de les estrelles nueves finalmente va llevase tol gas de la zona. De fechu el procesu tiende a ser bien ineficiente, yá que menos del 10 % del gas de la rexón H II convertir en nueves estrelles. El restu del gas ye espulsáu de la rexón, lo qu'acelera'l so fallecimientu, yá que pal momentu nel que yá nun contenga más gas, va dexar d'esistir. Tamién contribúin a la perda de gas les esplosiones de supernova de les estrelles de mayor masa, qu'asoceden apenes 1-2 millones d'años dempués.
Guarderíes estelares thumb|Glóbulos de Bok (glóbulos de Thackeray) na rexón H II IC 2944. El llugar de nacencia de les estrelles nes rexones H II, atópase ocultu per una nube trupa de gas y polvu, qu'arrodia les estrelles nacientes. La estrella faise visible, namái cuando la presión de radiación d'otra estrella estorna la so 'brotu' de gas. Primero que eso asoceda, les trupes rexones que contienen les nueves estrelles, son vistes de cutiu como una figura contra'l restu de la nebulosa ionizada. Cabo señalar que, estos parches negros son conocíos como glóbulos de Bok, afayaes en 1940, pol astrónomu Bart Bok, quien propunxo que podríen ser llugares de nacencia estelares.
La hipótesis de Bok foi confirmada en 1990, cuando les observaciones infrarroxes revelaron estrelles nueves nel interior del trupu polvu de los glóbulos de Bok. Agora, créese qu'un típicu glóbulu de Bok contién materia equivalente a cerca de 10 mases solares nuna rexón d'un tamañu de cerca d'un añu lluz o superior, y qu'inducen la formación de sistemes d'estrelles dobles o múltiples.
Según un llugar de nacencia d'estrelles, les rexones H II tamién presenten evidencia de contener sistemes planetarios. El telescopiu espacial Hubble, reveló cientos de discos protoplanetarios na nebulosa d'Orión. Siquier, la metá de les estrelles nueves nesta nebulosa paecen tar arrodiaes por discos de gas y polvu, que contienen l'abonda materia como pa crear un sistema planetariu como'l nuesu.
Carauterístiques
Carauterístiques físiques Les rexones H II varien descomanadamente nes sos carauterístiques físiques. Van dende'l rangu de ultra-compactes, con un tamañu de solo un añu lluz o menos, hasta rexones H II xigantes, que pueden algamar tamaños de cientos d'años lluz. El so tamañu ye tamién conocíu col nome de radio de Strömgren y depende esencialmente de la intensidá de la fonte de fotones iónizantes y la densidá de la rexón. El so rangu de densidá va dende millones de partícules por cm³, nes rexones H II ultra-compactes, hasta otres que solamente tienen unes poques partícules por cm³. Esto implica que les mases totales van dende 10² hasta 10⁵ mases solares.
Dependiendo del tamañu, les rexones H II pueden contener cientos d'estrelles nel so interior. Esto fai a les rexones H II más complexes que les nebuloses planetaries, que tienen un solu puntu central d'ionización. Típicamente estes rexones pueden algamar temperatures d'hasta 10 000 K. De normal tán ionizadas (la mayoría), polo que'l plasma (gas ionizado) puede contener campos magnéticos cola fuercia de dellos nanoteslas. Los campos magnéticos son producíos pol movimientu de cargues llétriques nel interior del plasma, lo que suxer qu'estes rexones tamién contienen campos llétricos.
Químicamente, les H II tán compuestes nun 90 % d'hidróxenu. La llinia d'emisión más fuerte del hidróxenu algama los 656,3 nm, dándo-y a estes rexones un carauterísticu color acoloratáu. El restu de la rexón H II consiste en heliu, con pequeñes traces d'elementos más pesaos. El porcentaxe d'elementos pesaos nes rexones mengua cola distancia al centru de la galaxa. Esto debe a qu'a lo llargo de la vida de la galaxa la formación d'estrelles foi mayor nes sos rexones centrales, más trupes. Esto fixo que'l mediu interestelar nestes zones sía más ricu n'elementos productu de la nucleosíntesis.
Númberu y distribución thumb|Los espirales d'una rexón H II rosa delinean los brazos de la galaxia Remolino (NGC 5194 o Messier 51). Les H II pueden atopase non solo en galaxes espirales como la nuesa, sinón tamién en galaxes irregulares. En rares ocasiones atopáronse en galaxes elíptiques. Cuando s'atopen en galaxes irregulares, pueden tar en cualquier posición dientro d'ella. Sicasí, nes espirales les H II siempres tán dispuestes nos brazos d'espiral. Una galaxa espiral grande puede contener cientos de rexones H II.
Les rexones H II nun s'atopen en galaxes elíptiques por cuenta del so procesu de creación. Les elíptiques creyer a partir de fusiones ente galaxes. Nos cúmulos galácticos tales fusiones son frecuentes. Cuando les galaxes topeten les estrelles individuales casi nunca topeten, pero les nubes moleculares xigantes (GMC) y les rexones H II d'estes vense severamente afeutaes. So estes condiciones desencadénase la creación d'una enorme cantidá d'estrelles nueves nueves tan rápido, que la mayor parte del gas convertir en combustible estelar, nun valor muncho más eleváu que'l de 10 % o menos que ye habitual.
A les galaxes afeutaes por esta rápida creación d'estrelles nueves conocer como galaxes con biltu estelar. Como resultáu de la fusión y la rápida creación d'estrelles, queden galaxes elíptiques con un conteníu bien baxo de gas, lo que torga que la formación de nueves rexones H II.
Observaciones recién amosaron qu'esiste un pequeñu númberu de rexones H II totalmente fuera de les galaxes. Estes rexones H II intergalácticas son resultáu direutu de les perturbaciones que se rexistren nes galaxes pequeñes.
Morfoloxía