Nebulosa región H-II

Nebulosas región H-II.

Las nebulosas región H-II, también se conocen como nebulosas difusas, nebulosas de emisión o esferas de Stromgren. Este tipo de nebulosa varía mucho en su extensión. Puede ir desde menos de un año luz hasta cientos de años luz. La más larga es la nebulosa de Orión con 500 años luz de extensión. Estos cuerpos del universo dependen esencialmente de la intensidad de la fuente de fotones ionizantes (estrellas OB) y la densidad de la región. Su densidad varía de 10 hasta 100,000 partículas por cm³.

La temperatura del gas en las nebulosas depende de su composición química: más rico en elementos pesados, más frío. Así como también influye la temperatura de las estrellas que le ionizan. La mayoría de las regiones H-II, tienen una temperatura aproximada de 8,000 Kelvins.

Químicamente las regiones H-II, están compuestas de hidrógeno en un 90% y 10%  de helio y elementos más pesados. La línea de emisión más fuerte del hidrógeno alcanza los 656.3 nm, dotando de un color rojizo a estas regiones. Entre más al centro de una galaxia se encuentra la nebulosa, se puede encontrar una mayor cantidad de elementos pesados en su estructura.  Entre más a la periferia esté la región H-II, el Hidrógeno y el Helio dominan totalmente la estructura química de la misma. Esto se debe a que la formación de estrellas ha sido mayor en sus regiones centrales de las galaxias, produciendo que el medio interestelar en estas zonas sea más rico en elementos producto de la nucleosíntesis (creación de nuevos núcleos atómicos a partir de núcleos que ya existían).

La emisión de las líneas de combinación (producto de la fotoinización), como las líneas de emisión [NII] u [OIII], crecen cuando la temperatura del gas crece. Al contrario, la emisión de las líneas de recombinación (producto de este fenómeno), como las líneas Halpha o Hbeta, decrecen cuando la temperatura del gas decrece. Por lo tanto existe una relación entre la razón de líneas como NII/Halfa, OII/Hbeta  y OIII/Hbeta , y la naturaleza de la fuente ionizante: Entre mayor sea el cociente de estas razones, más caliente es la fuente de fotones (la estrella). Por lo tanto si la estrella es muy caliente de tal forma que corresponda al tipo OB, entonces significa que se trata de una nebulosa región H-II.

En la siguiente gráfica se muestra la razón de los logaritmos (para tener datos más manejables) de OIII/Hbeta  y NII/Halfa con relación a la temperatura en una escala de 0 a 1. Siendo 1 lo más frío y representado de color naranja, mientras que 0 es lo más caliente y de color morado. Los puntos de color naranja corresponden a datos que pertenecen a las estrellas OB y por lo tanto a las nebulosas región H-II. Los demás puntos corresponden a estrellas muy calientes como las enanas blancas en su etapa inicial.

                                                                  Fig. [1] Diagrama BPT.

              Estos diagramas son conocidos por el sigle BPT, por los autores del artículo donde se usaron por primera vez: Fig. 5 in http://adsabs.harvard.edu/abs/1981PASP...93....5B

            

   Para las redes neuronales clasificadores de nebulosas región H-II, se utilizan las relaciones anteriores.

Referencias:

-Fig. [1] C. Morisset, G. Delgado-Inglada.  (2016). Photoionization models of the CALIFA H II regions. I. Hybrid models. Ciudad de México, México. UNAM: Instituto de Astronomía.

- "Nebulosas región H-II" (2017). Antares: Nebulosas de emisión brillantes o Regiones HII. Recuperado el 5 de diciembre del 2017, de:  http://atenea.pntic.mec.es/Antares/modulo6/m6_u106.html

- "Nebulosas region H-II"  (1975).Peimbert, M., Rayo, J. F., & Torres-Peimbert, S. Observations of faint H II regions in our Galaxy.. Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica, Vol. 1, 289 - 297.