b'\n_START_ARTICLE_\nRegi\xc3\xa3o H II\n_START_PARAGRAPH_\nUma Regi\xc3\xa3o HII \xc3\xa9 uma nuvem de g\xc3\xa1s incandescente de baixa densidade e de plasma. Geralmente possuem v\xc3\xa1rias centenas de anos-luz de di\xc3\xa2metro, no qual a forma\xc3\xa7\xc3\xa3o estelar est\xc3\xa1 ocorrendo. Estrelas jovens, quentes e azuis que se formaram a partir do g\xc3\xa1s emitem grandes quantidades de luz ultravioleta, radia\xc3\xa7\xc3\xa3o ionizante e aquecem o g\xc3\xa1s em torno deles. Regi\xc3\xb5es H II s\xc3\xa3o frequentemente associados com nuvens moleculares gigantes. A primeira regi\xc3\xa3o H II \xc3\xa9 conhecida como Nebulosa de Orion descoberta em 1610 por Nicolas-Claude Fabri de Peiresc._NEWLINE_Regi\xc3\xb5es H II s\xc3\xa3o nomeados pela grande quantidade de hidrog\xc3\xaanio at\xc3\xb4mico e ionizado, denominado pelos astr\xc3\xb4nomos H II (regi\xc3\xa3o HI sendo hidrog\xc3\xaanio at\xc3\xb4mico neutro, e H2 sendo hidrog\xc3\xaanio molecular). Elas t\xc3\xaam morfologias extremamente diversificadas, porque a distribui\xc3\xa7\xc3\xa3o das estrelas e g\xc3\xa1s dentro deles \xc3\xa9 heterog\xc3\xaanea. Elas, geralmente, tem filamentos e, \xc3\xa0s vezes mostrando formas bizarras, como a Nebulosa Cabe\xc3\xa7a de Cavalo. Das regi\xc3\xb5es HII podem nascer milhares de estrelas, durante um per\xc3\xadodo de v\xc3\xa1rios milh\xc3\xb5es de anos. No fim, explos\xc3\xb5es de supernovas e fortes ventos estelares das estrelas mais massivas do aglomerado estelar resultante ir\xc3\xa1 dispersar os gases da regi\xc3\xa3o H II, deixando para tr\xc3\xa1s um aglomerado aberto como as Pl\xc3\xaaiades._NEWLINE_Regi\xc3\xb5es H II podem ser vistas a dist\xc3\xa2ncias consider\xc3\xa1veis no universo e o estudo de regi\xc3\xb5es H II extragal\xc3\xa1ticas \xc3\xa9 importante na determina\xc3\xa7\xc3\xa3o da dist\xc3\xa2ncia e da composi\xc3\xa7\xc3\xa3o qu\xc3\xadmica de outras gal\xc3\xa1xias. Gal\xc3\xa1xias espirais e irregulares cont\xc3\xaam uma grande quantidade de regi\xc3\xb5es H II, enquanto as gal\xc3\xa1xias el\xc3\xadpticas s\xc3\xa3o quase desprovidos deles. Nas gal\xc3\xa1xias espirais, incluindo a Via L\xc3\xa1ctea, as regi\xc3\xb5es H II s\xc3\xa3o concentrados nos bra\xc3\xa7os espirais, enquanto nas gal\xc3\xa1xias irregulares s\xc3\xa3o distribu\xc3\xaddos de maneira ca\xc3\xb3tica. Algumas gal\xc3\xa1xias cont\xc3\xaam grandes regi\xc3\xb5es H II, que podem conter dezenas de milhares de estrelas. Exemplos incluem a regi\xc3\xa3o da Nebulosa da tar\xc3\xa2ntula na Grande Nuvem de Magalh\xc3\xa3es e NGC 604 na gal\xc3\xa1xia do Tri\xc3\xa2ngulo.\n_START_SECTION_\nObserva\xc3\xa7\xc3\xb5es\n_START_PARAGRAPH_\nAlgumas das regi\xc3\xb5es HII mais brilhantes s\xc3\xa3o vis\xc3\xadveis a olho nu. No entanto, nenhuma parece ter sido notada antes do advento do telesc\xc3\xb3pio, no in\xc3\xadcio do s\xc3\xa9culo XVII. At\xc3\xa9 mesmo Galileu n\xc3\xa3o notou a Nebulosa de \xc3\x93rion quando ele primeiro observou o aglomerado estelar dentro dela (previamente catalogada como uma estrela \xc3\xbanica, \xce\xb8 Orionis, por Johann Bayer). O observador franc\xc3\xaas Nicolas-Claude Fabri de Peiresc \xc3\xa9 creditado com a descoberta da Nebulosa de \xc3\x93rion em 1610. Ap\xc3\xb3s essa observa\xc3\xa7\xc3\xa3o, grande n\xc3\xbamero de regi\xc3\xb5es HII t\xc3\xaam sido descobertas na nossa gal\xc3\xa1xia e em outras._NEWLINE_William Herschel observou a Nebulosa de \xc3\x93rion em 1774 e descreveu-a como "uma neblina ardente n\xc3\xa3o formada, o material ca\xc3\xb3tico de futuros s\xc3\xb3is". A confirma\xc3\xa7\xc3\xa3o desta hip\xc3\xb3tese teve que esperar outra centena de anos, quando William Huggins (ajudado pela mulher Mary Huggins) voltou o seu espectrosc\xc3\xb3pio para v\xc3\xa1rias nebulosas. Algumas, como a Nebulosa de Andr\xc3\xb3meda, tinham espectros muito similares aos de estrelas, mas viu-se que eram gal\xc3\xa1xias que consistiam em centenas de milh\xc3\xb5es de estrelas individuais. Outras tinham apar\xc3\xaancia muito diferente. Em vez de de um forte continuo com linhas de absor\xc3\xa7\xc3\xa3o sobrepostas, a Nebulosa de \xc3\x93rion e outros objetos similares mostraram apenas um pequeno n\xc3\xbamero de linhas de emiss\xc3\xa3o. A mais brilhante destas estava a um comprimento de onda de 500,7\xc2\xa0nan\xc3\xb3metros, que n\xc3\xa3o correspondia com a linha de nenhum elemento qu\xc3\xadmico conhecido. Primeiramente foi colocada a hip\xc3\xb3tese de a linha ser devida a um elemento desconhecido, que foi chamado de Nebulium; uma ideia similar levou \xc3\xa0 descoberta de h\xc3\xa9lio atrav\xc3\xa9s da an\xc3\xa1lise do espectro do Sol, em 1868._NEWLINE_No entanto, enquanto que o h\xc3\xa9lio foi isolado na Terra logo ap\xc3\xb3s a sua descoberta o espectro do Sol, o Nebulium n\xc3\xa3o foi. No in\xc3\xadcio do s\xc3\xa9culo XX, Henry Norris Russell prop\xc3\xb4s que em vez de ser um novo elemento, a linha dos 500,7\xc2\xa0nm era devida a um elemento familiar em condi\xc3\xa7\xc3\xb5es n\xc3\xa3o familiares._NEWLINE_F\xc3\xadsicos mostraram na d\xc3\xa9cada de 1920 que em g\xc3\xa1s a extremamente baixa densidade, os eletr\xc3\xb5es podem popular n\xc3\xadveis de energia metast\xc3\xa1veis excitados, em \xc3\xa1tomos e \xc3\xadons que, a maiores densidades, s\xc3\xa3o rapidamente desexcitados por colis\xc3\xb5es. Transi\xc3\xa7\xc3\xb5es de eletr\xc3\xb5es desde estes n\xc3\xadveis em oxig\xc3\xa9nio duplamente ionizado resultam no aparecimento da linha dos 500,7\xc2\xa0nm. Estas linhas espectrais, que apenas podem ser vistas a muito baixas densidades de gases, s\xc3\xa3o chamadas linhas proibidas. Observa\xc3\xa7\xc3\xb5es espectrosc\xc3\xb3picas mostraram assim que as nebulosas eram compostas de gases extremamente rarefeitos._NEWLINE_Durante o s\xc3\xa9culo XX, observa\xc3\xa7\xc3\xb5es mostraram que as regi\xc3\xb5es HII possuem muitas vezes estrelas quentes e brilhantes. Estas estrelas possuem muito mais vezes a massa do Sol, e s\xc3\xa3o as estrelas de menor dura\xc3\xa7\xc3\xa3o de vida, com apenas alguns milh\xc3\xb5es de anos (comparado com estrelas como o Sol, que t\xc3\xaam dura\xc3\xa7\xc3\xb5es de vida de alguns bili\xc3\xb5es de anos)._NEWLINE_Conjeturou-se ent\xc3\xa3o que as regi\xc3\xb5es HII deveriam ser regi\xc3\xb5es nas quais novas estrelas estavam a ser formadas. Num per\xc3\xadodo de v\xc3\xa1rios milh\xc3\xb5es de anos, um conjunto de estrelas ir\xc3\xa1 formar-se de uma regi\xc3\xa3o HII, antes que a press\xc3\xa3o de radia\xc3\xa7\xc3\xa3o das jovens estrelas quentes resultantes cause que a nebulosa se disperse._NEWLINE_As Pl\xc3\xaaiades s\xc3\xa3o um exemplo de um conjunto de estrela que dispersou a regi\xc3\xa3o HII da qual teve origem. Apenas alguns tra\xc3\xa7os de nebulosidade de reflex\xc3\xa3o permaneceu.\n_START_SECTION_\nOrigem e dura\xc3\xa7\xc3\xa3o de vida\n_START_PARAGRAPH_\nO precursor de uma regi\xc3\xa3o HII \xc3\xa9 uma nuvem molecular gigante. Uma nuvem molecular gigante \xc3\xa9 uma nuvem muito fria (10\xe2\x80\x9320\xc2\xa0K) e densa, consistindo maioritariamente de hidrog\xc3\xa9nio molecular. As nuvens moleculares gigantes podem existir num estado est\xc3\xa1vel por longos per\xc3\xadodos de tempo, mas ondas de choque devido a supernovas, colis\xc3\xb5es entre nuvens, e intera\xc3\xa7\xc3\xb5es magn\xc3\xa9ticas podem iniciar o colapso de parte da nuvem. Quando isto ocorre, atrav\xc3\xa9s de processo de colapso e fragmenta\xc3\xa7\xc3\xa3o da nuvem, as estrelas nascem (ver evolu\xc3\xa7\xc3\xa3o estelar para uma descri\xc3\xa7\xc3\xa3o mais alargada)._NEWLINE_\xc3\x80 medida que as estrelas nascem dentro de uma nuvem molecular gigante, as mais maci\xc3\xa7as atingem temperaturas quente o suficiente para ionizar o g\xc3\xa1s circundante. Logo ap\xc3\xb3s a forma\xc3\xa7\xc3\xa3o de um campo de radia\xc3\xa7\xc3\xa3o ionizante, fot\xc3\xb5es energ\xc3\xa9ticos criam uma frente ionizante que se movimenta atrav\xc3\xa9s do g\xc3\xa1s circundante a velocidades supers\xc3\xb3nicas. A dist\xc3\xa2ncias cada vez maiores da estrela ionizante, a frente de ioniza\xc3\xa7\xc3\xa3o abranda, enquanto a press\xc3\xa3o do rec\xc3\xa9m formado g\xc3\xa1s ionizado causa a expans\xc3\xa3o do volume ionizado. Eventualmente, a frente ionizante abranda para velocidades subs\xc3\xb3nicas e \xc3\xa9 ultrapassada pela frente de choque causada pela expans\xc3\xa3o da nebulosa. A regi\xc3\xa3o HII nasceu._NEWLINE_O tempo de vida de uma regi\xc3\xa3o HII \xc3\xa9 da ordem de alguns milh\xc3\xb5es de anos. A press\xc3\xa3o da radia\xc3\xa7\xc3\xa3o das jovens estrelas quentes ir\xc3\xa1 eventualmente afastar a maioria do g\xc3\xa1s. De fa(c)to, todo o processo tende a ser muito ineficiente, com menos de 10 por cento do g\xc3\xa1s na regi\xc3\xa3o HII formando em estrelas antes do resto ser afastado. Tamb\xc3\xa9m contribuindo para a perda de g\xc3\xa1s est\xc3\xa3o as explos\xc3\xb5es de supernovas das estrelas mais maci\xc3\xa7as, que ocorrer\xc3\xa3o apenas depois de 1-2 milh\xc3\xb5es de anos.\n_START_SECTION_\nViveiros de estrelas\n_START_PARAGRAPH_\nO nascimento de estrelas dentro de regi\xc3\xb5es HII permanece escondida de n\xc3\xb3s devido \xc3\xa0 exist\xc3\xaancia de densas nuvens de g\xc3\xa1s e poeira que rodeiam as estrelas que est\xc3\xa3o a nascer. \xc3\x89 apenas quando a press\xc3\xa3o da radia\xc3\xa7\xc3\xa3o de uma estrela afasta o seu \'casulo\' que \xc3\xa9 se torna vis\xc3\xadvel. Antes disso, as regi\xc3\xb5es densas que cont\xc3\xaam novas estrelas s\xc3\xa3o muitas vezes visualizadas em silhueta contra o resto da nebulosa ionizada; estes fragmentos escuros s\xc3\xa3o conhecidos como gl\xc3\xb3bulos de Bok, nomeados em honra do astr\xc3\xb3nomo Bart Bok, que prop\xc3\xb4s, na d\xc3\xa9cada de 1940, que estas regi\xc3\xb5es seriam locais de nascimento de estrelas._NEWLINE_A confirma\xc3\xa7\xc3\xa3o da hip\xc3\xb3tese de Bok teria que esperar at\xc3\xa9 1990, quando observa\xc3\xa7\xc3\xb5es em infravermelhos finalmente penetraram a densa poeira dos gl\xc3\xb3bulos de Bok para revelar objetos estelares novos dentro da regi\xc3\xa3o. Atualmente pensa-se que um gl\xc3\xb3bulo de Bok t\xc3\xadpico cont\xc3\xa9m 10 massas solares de material numa regi\xc3\xa3o com cerca de um ano-luz de di\xc3\xa2metro, e que os gl\xc3\xb3bulos Bok resultam de maneira comum na forma\xc3\xa7\xc3\xa3o de sistemas estelares m\xc3\xbaltiplos ou duplos._NEWLINE_Para al\xc3\xa9m de serem local de nascimento de estrelas, as regi\xc3\xb5es HII tamb\xc3\xa9m mostram evid\xc3\xaancias de conterem sistemas planet\xc3\xa1rios. O Telesc\xc3\xb3pio Espacial Hubble revelou centenas de discos protoplanet\xc3\xa1rios na nebulosa de \xc3\x93rion. Pelo menos metade das estrelas novas na nebulosa de \xc3\x93rion parecem ser rodeadas de discos de g\xc3\xa1s e poeiras, que se pensa conterem muitas vezes a mat\xc3\xa9rias que seria necess\xc3\xa1rio para criar sistemas planet\xc3\xa1rios como o nosso.\n_START_SECTION_\nCaracter\xc3\xadsticas f\xc3\xadsicas\n_START_PARAGRAPH_\nAs regi\xc3\xb5es HII variam grandemente nas suas propriedades f\xc3\xadsicas. Atingem em tamanho desde as chamadas regi\xc3\xb5es ultra-compactas com talvez apenas um ano-luz ou menos de largura, at\xc3\xa9 regi\xc3\xb5es HII gigantes com v\xc3\xa1rias centenas de anos-luz de largura. O seu tamanho \xc3\xa9 tamb\xc3\xa9m conhecido como raio de Str\xc3\xb6mgren e depende essencialmente da intensidade da fonte de fot\xc3\xb5es ionizantes e da densidade da regi\xc3\xa3o. As suas densidades variam de mais de um milh\xc3\xa3o de particulas por cm\xc2\xb3 nas regi\xc3\xb5es HII ultra-compactas at\xc3\xa9 t\xc3\xa3o pouco como algumas part\xc3\xadculas por cm\xc2\xb3 nas regi\xc3\xb5es maiores. Isto implica massas totais entre 10\xc2\xb2 e 10\xe2\x81\xb5 massas solares._NEWLINE_Dependendo do tamanho da regi\xc3\xa3o HII, poder\xc3\xa3o haver milhares de estrelas dentro dela. Isto faz as regi\xc3\xb5es HII mais complicadas que as nebulosas planet\xc3\xa1rias, que possuem apenas uma fonte ionizante central. Tipicamente, as regi\xc3\xb5es HII alcan\xc3\xa7am temperaturas de 10.000\xc2\xa0K. S\xc3\xa3o na sua grande maioria ionizadas, e o g\xc3\xa1s ionizado (plasma) pode conter campos magn\xc3\xa9ticos com for\xc3\xa7as de v\xc3\xa1rios nanoteslas. Os campos magn\xc3\xa9ticos s\xc3\xa3o produzidos por cargas el\xc3\xa9tricas a moverem-se no plasma, sugerindo que as regi\xc3\xb5es HII tamb\xc3\xa9m cont\xc3\xaam campos el\xc3\xa9tricos._NEWLINE_Quimicamente, as regi\xc3\xb5es HII s\xc3\xa3o compostas por 90% de hidrog\xc3\xa9nio. A forte linha de emiss\xc3\xa3o de hidrog\xc3\xa9nio a 656.3\xc2\xa0nm d\xc3\xa1 \xc3\xa0s regi\xc3\xb5es HII a sua caracter\xc3\xadstica cor vermelha. A maioria do resto de uma regi\xc3\xa3o HII consiste em h\xc3\xa9lio, com tra\xc3\xa7os de elementos mais pesados. Ao longo da gal\xc3\xa1xia, sabe-se que a quantidade de elementos nas regi\xc3\xb5es HII decresce com o aumento da dist\xc3\xa2ncia desde o centro da gal\xc3\xa1xia. Isto acontece porque ao longo do tempo de vida da gal\xc3\xa1xia, a taxa forma\xc3\xa7\xc3\xa3o de estrelas foi maior nas regi\xc3\xb5es centrais mais densas, resultando num maior enriquecimento no meio interestelar com os produtos da nucleoss\xc3\xadntese.\n_START_SECTION_\nN\xc3\xbamero e distribui\xc3\xa7\xc3\xa3o\n_START_PARAGRAPH_\nAs regi\xc3\xb5es HII s\xc3\xa3o apenas encontradas em gal\xc3\xa1xias espirais como a nossa e em gal\xc3\xa1xias irregulares. Nunca s\xc3\xa3o encontradas em gal\xc3\xa1xias el\xc3\xadpticas. Em gal\xc3\xa1xias irregulares, podem ser encontradas por toda a gal\xc3\xa1xia, mas nas espirais elas s\xc3\xa3o quase invariavelmente encontradas nos bra\xc3\xa7os desta. Grandes gal\xc3\xa1xias espirais podem conter milhares de regi\xc3\xb5es HII._NEWLINE_A raz\xc3\xa3o porque as regi\xc3\xb5es HII n\xc3\xa3o s\xc3\xa3o encontradas em gal\xc3\xa1xias el\xc3\xadpticas \xc3\xa9 que pensa-se que as el\xc3\xadpticas se formam atrav\xc3\xa9s de jun\xc3\xa7\xc3\xa3o de gal\xc3\xa1xias. Em aglomerados de gal\xc3\xa1xias, tais jun\xc3\xa7\xc3\xb5es s\xc3\xa3o frequentes. Quando as gal\xc3\xa1xias colidem, as estrelas individuais quase nunca colidem, mas as nuvens moleculares e as regi\xc3\xb5es HII em gal\xc3\xa1xias que est\xc3\xa3o a colidir s\xc3\xa3o severamente agitadas. Sob tais circunst\xc3\xa2ncias, enormes erup\xc3\xa7\xc3\xb5es de forma\xc3\xa7\xc3\xa3o de estrelas s\xc3\xa3o iniciadas, t\xc3\xa3o r\xc3\xa1pido que a maioria do g\xc3\xa1s \xc3\xa9 convertido em estrelas ao inv\xc3\xa9s dos normais 10% ou menos._NEWLINE_As gal\xc3\xa1xias que sofrem tal r\xc3\xa1pida forma\xc3\xa7\xc3\xa3o de estrelas s\xc3\xa3o conhecidas como gal\xc3\xa1xias starbust. A gal\xc3\xa1xias el\xc3\xadpticas p\xc3\xb3s-jun\xc3\xa7\xc3\xa3o t\xc3\xaam um conte\xc3\xbado muito baixo em g\xc3\xa1s, e como tal as regi\xc3\xb5es HII n\xc3\xa3o podem mais ser formadas. Observa\xc3\xa7\xc3\xb5es efetuadas no s\xc3\xa9culo XXI mostraram que um n\xc3\xbamero muito pequeno de regi\xc3\xb5es HII existem fora de gal\xc3\xa1xias. Estas regi\xc3\xb5es HII intergal\xc3\xa1cticas s\xc3\xa3o provavelmente os remanescentes de disrup\xc3\xa7\xc3\xa3o de gal\xc3\xa1xias pequenas.\n_START_SECTION_\nMorfologia\n_START_PARAGRAPH_\nAs regi\xc3\xb5es HII apresentam uma enorme variedade de tamanhos. Cada estrela dentro de uma regi\xc3\xa3o HII ioniza uma regi\xc3\xa3o quase esf\xc3\xa9rica, conhecida como esfera de Str\xc3\xb6mgren, de g\xc3\xa1s que a circunda, mas a combina\xc3\xa7\xc3\xa3o das esferas de ioniza\xc3\xa7\xc3\xa3o de m\xc3\xbaltiplas estrelas dentro de uma regi\xc3\xa3o HII e a expans\xc3\xa3o da nebulosa aquecida em dire\xc3\xa7\xc3\xa3o aos gases circundantes com pronunciados gradientes de densidade, resulta em formas complexas. Explos\xc3\xb5es de supernovas podem tamb\xc3\xa9m esculpir regi\xc3\xb5es HII. Em certos casos, a forma\xc3\xa7\xc3\xa3o de um grande aglomerado estelar dentro de uma regi\xc3\xa3o HII resulta na regi\xc3\xa3o se tornar oca a partir de dentro. Este \xc3\xa9 caso da NGC 604, uma regi\xc3\xa3o HII gigante na gal\xc3\xa1xia do Tri\xc3\xa2ngulo.\n_START_SECTION_\nZona de ioniza\xc3\xa7\xc3\xa3o estelar\n_START_PARAGRAPH_\nDentro de uma regi\xc3\xa3o HII, n\xc3\xa3o s\xc3\xb3 se encontram zonas fotoionizadas rodeando as estrelas jovens, mas tamb\xc3\xa9m cont\xc3\xaam outro tipo de zonas conhecidas como regi\xc3\xb5es fotodissociadas. Estes 2 tipos de regi\xc3\xb5es t\xc3\xaam diferentes estruturas e tamanhos, os quais dependem da temperatura e luminosidade da estrela \xc3\xa0 qual rodeiam e da densidade do meio em que se encontram. As estrelas de maior magnitude produzem grande quantidade de radia\xc3\xa7\xc3\xa3o ultravioleta (UV) causando grandes zonas fotoionizadas e fotodissociadas, em contraste com as estrelas de menor magnitude, as quais ao n\xc3\xa3o produzirem uma quantidade consider\xc3\xa1vel de UV criam zonas fotoionizadas muito pequenas; no entanto, estas t\xc3\xaam fluxos de fot\xc3\xb5es dissociantes que criam uma zona fotodissociada de tamanho consider\xc3\xa1vel.\n_START_SECTION_\nRegi\xc3\xb5es HII not\xc3\xa1veis\n_START_PARAGRAPH_\nNot\xc3\xa1veis regi\xc3\xb5es HII gal\xc3\xa1cticas incluem a nebulosa de \xc3\x93rion, a nebulosa de Eta Carinae e o Complexo Berkeley 59 / Cepheus OB4. A nebulosa de \xc3\x93rion de uma nuvem molecular gigante que se fosse vis\xc3\xadvel ocuparia a maioria da constela\xc3\xa7\xc3\xa3o de \xc3\x93rion. A nebulosa Cabe\xc3\xa7a de Cavalo e o Loop de Barnard s\xc3\xa3o outras duas partes iluminadas desta nuvem de g\xc3\xa1s._NEWLINE_A Grande Nuvem de Magalh\xc3\xa3es, uma gal\xc3\xa1xia sat\xc3\xa9lite da Via L\xc3\xa1ctea, cont\xc3\xa9m uma regi\xc3\xa3o HII gigante denominada Nebulosa da tar\xc3\xa2ntula. Esta nebulosa \xc3\xa9 muito maior que a nebulosa de \xc3\x93rion, e est\xc3\xa1 a formar milhares de estrelas, algumas das quais com massas 100 vezes superiores \xc3\xa0 do Sol. Se a nebulosa da tar\xc3\xa2ntula estivesse t\xc3\xa3o perto da Terra como est\xc3\xa1 da nebulosa de \xc3\x93rion, brilharia t\xc3\xa3o forte como a lua cheia no c\xc3\xa9u noturno. A supernova SN 1987A ocorreu na vizinhan\xc3\xa7a da nebulosa da tar\xc3\xa2ntula._NEWLINE_A NGC 604 \xc3\xa9 ainda maior que a nebulosa da tar\xc3\xa2ntula, com 1300 anos-luz de di\xc3\xa2metro, apesar de conter ligeiramente menos estrelas. \xc3\x89 uma das maiores regi\xc3\xb5es HII no Grupo Local.\n_START_SECTION_\nAssuntos correntes em estudos sobre regi\xc3\xb5es HII\n_START_PARAGRAPH_\nAssim como em nebulosas planet\xc3\xa1rias, determina\xc3\xa7\xc3\xb5es da abund\xc3\xa2ncia de elementos em regi\xc3\xb5es HII s\xc3\xa3o sujeitas a alguma incerteza. Existem duas maneiras diferentes de determinar a abund\xc3\xa2ncia de metais (isto \xc3\xa9, elementos que n\xc3\xa3o hidrog\xc3\xa9nio e h\xc3\xa9lio) em nebulosas, que se baseiam em diferentes tipos de linhas espectrais. Grandes discrep\xc3\xa2ncias s\xc3\xa3o por vezes vistas entre os resultados derivados destes dois m\xc3\xa9todos. Alguns astr\xc3\xb3nomos pensam ser devido \xc3\xa0 presen\xc3\xa7a de pequenas flutua\xc3\xa7\xc3\xb5es de temperatura dentro das regi\xc3\xb5es HII; outros pensam que as discrep\xc3\xa2ncias s\xc3\xa3o demasiado grandes para serem explicadas por efeitos de temperatura, a colocam a hip\xc3\xb3tese da exist\xc3\xaancia de regi\xc3\xb5es frias contendo muito pouco hidrog\xc3\xa9nio para explicar as observa\xc3\xa7\xc3\xb5es._NEWLINE_Os detalhes completos da maci\xc3\xa7a forma\xc3\xa7\xc3\xa3o de estrelas dentro de regi\xc3\xb5es HII n\xc3\xa3o s\xc3\xa3o ainda bem conhecidos. Dois principais problemas atrasam a pesquisa nesta \xc3\xa1rea. Primeiro, a dist\xc3\xa2ncia da Terra at\xc3\xa9 grandes regi\xc3\xb5es HII \xc3\xa9 consider\xc3\xa1vel, com as regi\xc3\xb5es HII mais pr\xc3\xb3ximas localizadas acima dos 1000 anos-luz de dist\xc3\xa2ncia; outras regi\xc3\xb5es HII est\xc3\xa3o a v\xc3\xa1rias vezes essa dist\xc3\xa2ncia da Terra. Segundo, a forma\xc3\xa7\xc3\xa3o dessas estrelas \xc3\xa9 largamente obscurecida por poeira, tornando as observa\xc3\xa7\xc3\xb5es em luz vis\xc3\xadvel imposs\xc3\xadveis. Ondas de r\xc3\xa1dio e luz infravermelha podem penetrar a poeira, mas as estrelas mais novas podem n\xc3\xa3o emitir muita luz nestas frequ\xc3\xaancias.'