b'\n_START_ARTICLE_\nPodro\xc4\x8dje H II\n_START_PARAGRAPH_\nPodro\xc4\x8dje H II je velik oblak delno ioniziranega plina nizke gostote, v katerem poteka rojevanje zvezd. Kratko\xc5\xbeive modre zvezde, nastale v teh obmo\xc4\x8djih, sevajo velike koli\xc4\x8dine ultravijoli\xc4\x8dne svetlobe, ki ionizira okoli\xc5\xa1ki plin. H II regije, ki v\xc4\x8dasih merijo ve\xc4\x8d sto svetlobnih let po\xc4\x8dez, so pogosto povezani z velikimi molekulskimi oblaki. Prva znana H II regija je bila Orionova meglica, ki jo je odkril Nicolas-Claude Fabri de Peiresc leta 1610._NEWLINE_H II regije svoje ime dolgujejo ioniziranemu vodiku, ki ga v veliki koli\xc4\x8dini vsebujejo (H I je nevtralen atomarni vodik, H\xe2\x82\x82 pa molekularni vodik). Njihove oblike so izjemno raznolike, saj je razporeditev plina in zvezd v njih nepravilna. V njih lahko v obdobju nekaj milijonov let nastanejo tiso\xc4\x8di zvezd. Na koncu eksplozije supernov in mo\xc4\x8dni zvezdni vetrovi najmasivnej\xc5\xa1ih zvezd razpr\xc5\xa1ijo pline v H II regijah in tako nastane zvezdna kopica, kot so Gostosevci._NEWLINE_H II regije so lahko vidne preko znatnnih razdalj in tako je raziskovanje teh obmo\xc4\x8dij v drugih galaksijah pomembno za dolo\xc4\x8danje oddaljenosti in kemi\xc4\x8dne sestave drugih galaksij. Spiralne in nepravilne galaksije vsebujejo mnogo H II regij, medtem ko so elipti\xc4\x8dne skorajda brez njih. V spiralnih so zgo\xc5\xa1\xc4\x8dene v spiralnih krakih, medtem ko so v nepravilnih razporejene nepravilno. Nekatere galaksije vsebujejo ogromna H II obmo\xc4\x8dja, ki vsebujejo na desettiso\xc4\x8de zvezd, na primer meglica Tarantela v Velikem Magellanovem oblaku in NGC 604 v Galaksiji v Trikotniku.\n_START_SECTION_\nOpazovanja\n_START_PARAGRAPH_\nNekaj najsvetlej\xc5\xa1ih H II obmo\xc4\x8dij je vidnih s prostim o\xc4\x8desom, vendar se za nobeno ne zdi, da bi katerakoli bila zaznana pred iznajdbo daljnogleda v zgodnjem 17. stoletju. Celo Galileo ni opazil Orionove meglice, ko je opazoval zvezdno kopico v njej (predhodno kategorizirano kot ena sama zvezda, \xce\xb8 Oriona). Francoski astronom Nicolas-Claude Fabri de Peiresc jo je odkril leta 1610. Od teh zgodnjih opazovanj so odkrili veliko \xc5\xa1tevilo H II regij v Rimski cesti in drugih galaksijah._NEWLINE_William Herschel je opazoval Orionovo meglico leta 1774 in jo opisal kot " neizoblikovano \xc5\xbeare\xc4\x8do meglico, kaoti\xc4\x8den material bodo\xc4\x8dih Sonc" . Potrditev te hipoteze je morala po\xc4\x8dakati sto let, ko je William Huggins skupaj s svojo \xc5\xbeeno Mary Huggins nameril svoj spektroskop v mnoge meglice. Nekatere, kot je Andromedina galaksija, za katero so takrat menili, da je meglica, so pokazale spekter, podoben zvezdam, a se je izkazalo, da so galaksije, vsebujo\xc4\x8de na stotine milijonov posameznih zvezd. Druge so izgledale predcej druga\xc4\x8de. Za razliko od neprekinjenega spektra z absorbscijskimi \xc4\x8drtami vsepovprek so Orionova meglica in druga podobna telesa kazala le majhno \xc5\xa1tevilo emisijskih \xc4\x8drt. V planetarnih meglicah so bile najsvetlej\xc5\xa1e spektralne \xc4\x8drte z valovno dol\xc5\xbeino 500,7 nanometrov, kar ni ustrezalo nobenemu znanemu elementu. Na za\xc4\x8detku so predvidevali, da pripadajo \xc5\xa1e neznanemu elementu, ki so ga poimenivali nebulium oziroma poslovenjeno nebulij, podobno kakor pri odkritju helija z analizami Son\xc4\x8devega spektra. Kakorkoli, helij je bil izoliran kmalu po odkritju njegove spektralne \xc4\x8drte, nebulij pa ne. V zgodnjem 20. stoletju je Henry Norris Russell predlagal, da spektralne \xc4\x8drte ne pripadajo novemu elementu, temve\xc4\x8d znanemu v neobi\xc4\x8dajnih pogojih._NEWLINE_Medzvezdna snov, gosta v astronomskem merilu, vendar vakuum po laboratorijskih standardih. Fiziki so v 20. letih 20.stoletja pokazali, da v plinu z ekstremno nizko gostoto elektroni lahko zasedejo metastabilne energijske nivoje v atomih in ionih, kar bi pri vi\xc5\xa1jih gostotah skokovito pre\xc5\xa1lo zaradi trkov. Prehodi med temi nivoji v dvakrat ioniziranem kisiku da svetlobo z valovno dol\xc5\xbeino 500,7 nm. Te spektralne \xc4\x8drte so imenovane prepovedane \xc4\x8drte._NEWLINE_V H II obmo\xc4\x8djih pa ima dominantna \xc4\x8drta valovno dol\xc5\xbeino 656,3 nm. Ta svetloba je dobro znana kot H-alfa svetloba, ki jo seva atomarni vodik. Natan\xc4\x8dneje, foton te valovne dol\xc5\xbeine je izsevan, ko elektron zamenja svoje vzburjeno stanje z n=3 na n=2. To se zgodi zelo pogosto takrat, ko vodikov ion (proton) zajame elektron in ta zamenja svoje stanje z vi\xc5\xa1jih stanj na n=1. Torej lahko re\xc4\x8demo, da H II regije sestavlja me\xc5\xa1anica elektronov in ioniziranega vodika, ki neprestano tvorijo vodikove atome._NEWLINE_V 20. stoletju so opazovanja pokazala da H II obmo\xc4\x8dja pogosto vsebujejo vro\xc4\x8de modre zvezde. Te zvezde so veliko masivnej\xc5\xa1e od Sonca in imajo najkraj\xc5\xa1e \xc5\xbeivljenjske dobe med zvezdami, samo nekaj milijonov let. Torej morajo biti H II regije obmo\xc4\x8dja, v katerih se rojevajo zvezde. Preko milijonov let se zvezdna kopica tvori v H II obmo\xc4\x8dju, preden jo sevalni tlak vro\xc4\x8dih mladih zvezd razpr\xc5\xa1i. Primer tak\xc5\xa1ne kopice so Gostosevci. Po tak\xc5\xa1nem dogodku ostane samo sled refleksijske meglice.\n_START_SECTION_\nIzvor in \xc5\xbeivljenje\n_START_PARAGRAPH_\nPredhodniki H II regij so orja\xc5\xa1ki molekularni oblaki. Le-ti so hladni (njihova temperatura je med 10 in 20 Kelvini) in gosti oblaki, ki sestojijo ve\xc4\x8dinoma iz molekularnega vodika. Povsem stabilno lahko obstajajo dolgo \xc4\x8dasa, vendar jih udarni valovi lastni supernovam, trki med raznimi oblaki in magnetne interakcije lahko spro\xc5\xbeijo njegovo sesedanje. Tako nastane zvezda._NEWLINE_Med zvezdami, rojenimi v orja\xc5\xa1kem molekularnem oblaku, so tudi dovolj masivne, da dose\xc5\xbeejo temperature, ki ionizirajo okoli\xc5\xa1ki plin. Kmalu po nastanku ionizirajo\xc4\x8dega radiacijskega polja energeti\xc4\x8dni fotoni ustvarijo ionizacijsko fronto, ki se skozi plin \xc5\xa1iri z nadzvo\xc4\x8dno hitrostjo. Na ve\xc4\x8dji in ve\xc4\x8dji razdalji od zvezde se ionizacijska fronta upo\xc4\x8dasnjuje, medtem ko pritisk na novo ioniziranega plina povzro\xc4\x8di, da se njegova prostornina za\xc4\x8dne \xc5\xa1iriti. Na koncu ionizacijska fronta upo\xc4\x8dasni na hitrost, manj\xc5\xa1o od zvo\xc4\x8dne in jo prehiti udarni val, ki je nastal zaradi \xc5\xa1irjenja ioniziranega plina. H II obmo\xc4\x8dje je rojeno._NEWLINE_\xc5\xbdivljenjska doba H II regije meri nekaj milijonov let. Sevalni tlak mladih vro\xc4\x8dih zvezd bo odpihnil ve\xc4\x8dino plina stran. V resnici je celotni proces zelo neu\xc4\x8dinkovit; v zvezde se pretvori manj kot 10% plina v H II obmo\xc4\x8dju, preden zvezde odpihnejo preostanek. K izgubi plina prispevajo tudi eksplozije supernov najmasivnej\xc5\xa1ih zvezd, ki \xc5\xbeivijo 1-2 milijona let.\n_START_SECTION_\nKonec zvezdnih porodni\xc5\xa1nic\n_START_PARAGRAPH_\nZvezde nastajajo v zgo\xc5\xa1\xc4\x8deninah hladnega plina, ki skrijejo nastajajo\xc4\x8de zvezde. Vidne postanejo, ko njihov sevalni tlak odpihne okoli\xc5\xa1ki plin. Vro\xc4\x8de modre zvezde, ki so zadosti masivne in vro\xc4\x8de, da ionizirajo znatno koli\xc4\x8dino vodika in formirajo H II regijo, bodo to naredile hitro in razsvetlile obmo\xc4\x8dje, ki so ga ravnokar ustvarile. Goste regije, ki vsebujejo mlade ali manj masivne zvezde oziroma zvezde, ki se \xc5\xa1e formirajo ter \xc5\xa1e niso odpihnile okoli\xc5\xa1kega plina stran, imenujemo Bokove krogle. Poimenovane so po astronomu Bartu Boku, ki je pravilno predvidel, da v teh kroglah mogo\xc4\x8de poteka nastajanje zvezd. Hipotezo so potrdili \xc5\xa1ele leta 1990. Mlade vro\xc4\x8de zvezde te krogle razblinijo. Tako zvezde, ki ustvarijo H II regijo, uni\xc4\x8dijo zvezdne porodni\xc5\xa1nice_NEWLINE_Mlade zvezde v H II regijah ka\xc5\xbeejo dokaze, da imajo svoje planetarne sisteme. Hubblov vesoljski teleskop je razkril na stotine protoplanetnih diskov okrog zvezd v Orionovi meglici. Vsaj polovica mladih zvezd v tej meglici ka\xc5\xbeejo, da so obkro\xc5\xbeene z diski prahu in plina, ki vsebujejo veliko ve\xc4\x8d snovi, kot bi bila potrebna za nastanek planetnega sistema podobnega na\xc5\xa1emu.\n_START_SECTION_\nFizikalne zna\xc4\x8dilnosti\n_START_PARAGRAPH_\nH II obmo\xc4\x8dja mo\xc4\x8dno variirajo v svojih fizikalnih zna\xc4\x8dilnostih. Lahko imajo le svetlobno leto po\xc4\x8dez in so klicane ultra-kompaktne (UCHII) regije, lahko pa imajo ve\xc4\x8d sto svetlobnih let v premeru. Njihova velikost je znana tudi kot Stromgrenov polmer in je odvisna od intenzivnosti vira ionizirajo\xc4\x8dih fotonov in gostote regije. Njihove gostote nihajo od preko milijona delcev na cm\xc2\xb3 v ultra-kompaktnih H II regijah pa do samo nekaj delcev na cm\xc2\xb3 v najve\xc4\x8djih in najbolj raz\xc5\xa1irjenih regijah. To ka\xc5\xbee na maso med 100 in 10\xe2\x81\xb5 son\xc4\x8devih mas._NEWLINE_Odvisno od njihove velikosti imajo v sebi tudi ve\xc4\x8d tiso\xc4\x8d zvezd, kar jih dela zapletenej\xc5\xa1e od planetarnih meglic, ki imajo samo en vir ionizirajo\xc4\x8dega sevanja. Tipi\xc4\x8dna H II regija dose\xc5\xbee temperature okoli 10 000 kelvinov. Ve\xc4\x8dinoma jih sestavlja ioniziran plin s \xc5\xa1ibkim magnetnim poljem z mo\xc4\x8djo nekaj nanoteslov. Kljub temu so H II regije skoraj zmeraj povezane s hladnim molekularnim plinom, ki izvira iz istega star\xc5\xa1evskega orja\xc5\xa1kega molekularnega oblaka. Magnetno polje nastane zaradi \xc5\xa1ibkega premikanja elektri\xc4\x8dnega naboja skozi ioniziran plin, kar ka\xc5\xbee na to, da H II regije mogo\xc4\x8de vsebujejo elektri\xc4\x8dna polja._NEWLINE_Kemi\xc4\x8dno H II obmo\xc4\x8dja sestojijo iz 90% vodika. Najmo\xc4\x8dnej\xc5\xa1a vodikova emisijska \xc4\x8drta pri valovni dol\xc5\xbeini 656,3 nanometra jim da njihovo zna\xc4\x8dilno rde\xc4\x8do barvo. Ve\xc4\x8dino preostanka H II regije sestavlja helij in sledi te\xc5\xbejih elementov. Preko galaksije se najdena koli\xc4\x8dina te\xc5\xbejih elementov zmanj\xc5\xa1uje od sredi\xc5\xa1\xc4\x8da galaksije proti zunanjim delom. Tako je zato, ker je med \xc5\xbeivljenjsko dobo galaksije nastajanje zvezd intenzivnej\xc5\xa1e v gostej\xc5\xa1ih sredi\xc5\xa1\xc4\x8dnih predelih, kar vklju\xc4\x8duje tudi ve\xc4\x8djo obogatitev medzvezdne snovi s te\xc5\xbejimi elementi.\n_START_SECTION_\n\xc5\xa0tevilnost in razporeditev\n_START_PARAGRAPH_\nH II regije najdemo samo v spiralnih in nepravilnih galaksijah, zelo redko pa v elipti\xc4\x8dnih galaksijah. V nepravilnih so razpr\xc5\xa1ene po celi galaksiji, v spiralnih pa so najpogostej\xc5\xa1e v spiralnih krakih. Velika spiralna galaksija lahko vsebuje na tiso\xc4\x8de H II obmo\xc4\x8dij._NEWLINE_Razlog za redko pojavljanje H II regij v elipti\xc4\x8dnih galaksijah je, da teverjetno nastajajo z zdru\xc5\xbeitvijo galaksij. V jatah galaksij so taki dogodki pogosti. Med trki galaksij posamezne zvezde skoraj nikoli ne tr\xc4\x8dijo, vendar pa se orja\xc5\xa1ki molekularni oblaki in H II regije ve\xc4\x8dinoma preme\xc5\xa1ajo. Pod takimi pogoji se spro\xc5\xbei gigantski izbruh tvorjenja zvezd, tako da je hitro ve\xc4\x8dina plina pretvorjena v zvezde, za razliko od obi\xc4\x8dajnih 10% ali manj._NEWLINE_Galaksije, v katerih poteka tak\xc5\xa1no nastajanje zvezd, so znane kot zvezdotvorne galaksije (angle\xc5\xa1ko starburst galaxies). Elipti\xc4\x8dne galaksije po nastanku, ki so \xc5\xbee pre\xc5\xa1le obdobje intenzivnega rojevanja zvezd, so revne s plinom in se H II regije ve\xc4\x8d ne morejo tvoriti. Opazovanja v dvajsetem stoletju pokazala, da se zelo majhna koli\xc4\x8dina teh obmo\xc4\x8dij obstaja zunaj galaksij. Te medgalakti\xc4\x8dne H II regije so mogo\xc4\x8de posledica plimskih motenj med manj\xc5\xa1imi galaksijami in v nekaterih primerih predstavljajo novo generacijo zvezd.\n_START_SECTION_\nOmembe vredna H II obmo\xc4\x8dja\n_START_PARAGRAPH_\nOmembe vredne H II regije v na\xc5\xa1i galaksiji so Orionova meglica, Meglica Eta Carina in NGC 7822. Orionova meglica, ki je oddaljena 1500 ly pro\xc4\x8d, je del orja\xc5\xa1kega molekularnega oblaka, imenovanega Orionov kompleks (OMC-1). \xc4\x8ce bi bil ta viden, bi zapolnil ve\xc4\x8dino ozvezdja Orion. Meglica Konjska glava in Barnardov lok sta dva druga osvetljena dela oblaka OMC-1. Orionova meglica je pravzaprav majhen ioniziran del zunanjega predela oblaka OMC-1. Zvezde v kopici Trapez ter \xc5\xa1e posebej \xce\xb8\xc2\xb9 Oriona so odgovorne za to._NEWLINE_Veliki Magellanov oblak, satelitska galaksija na\xc5\xa1e Rimske ceste vsebuje orja\xc5\xa1ko H II podro\xc4\x8dje, imenovano Meglica Tarantela. Meri 650 svetlobnih let v premeru in je najmasivnej\xc5\xa1a in druga najve\xc4\x8dja H II regija v na\xc5\xa1i Krajevni skupini galaksij. Je veliko ve\xc4\x8dja od Orionove meglice in tvori na tiso\xc4\x8de zvezd, nekatere z maso ve\xc4\x8d kot 100-krat ve\xc4\x8djo od Son\xc4\x8deve-zvezde tipa OB in Wolf-Rayet. \xc4\x8ce bi bila tako blizu kot je Orionova, bi svetila kot polna Luna.Supernova SN 1987A se je pojavila na obrobju Meglice Tarantele._NEWLINE_Druga gigantska H II regija je NGC 604, ki se nahaja v Galaksiji v Trikotniku in le\xc5\xbei 2,66 milijonov svetlobnih let stran. Meri pribli\xc5\xbeno 800 do 830 svetlobnih let po\xc4\x8dez in je najve\xc4\x8dja H II regija in druga najmasivnej\xc5\xa1a (takoj za meglico Tarantelo) v na\xc5\xa1i Krajevni skupini. Vsebuje okoli 200 vro\xc4\x8dih zvezd tipa OB in Wolf-Rayet, ki plin v njej segrejejo na milijon stopinj, da seva rentgenske \xc5\xbearke. Masa NGC 604 je okoli 6000 Son\xc4\x8devih mas.\n_START_SECTION_\nOdprta vpra\xc5\xa1anja\n_START_PARAGRAPH_\nKakor pri planetarnih meglicah so ocene vsebnosti razli\xc4\x8dnih elementov v H II regijah nekoliko negotove. Obstajata dva na\xc4\x8dina dolo\xc4\x8danja vsebnosti te\xc5\xbejih elementov v meglicah, ki se zana\xc5\xa1ata na razli\xc4\x8dna tipa spektralnih \xc4\x8drt in v\xc4\x8dasih prihaja do velikih neskladij med rezultati teh dveh metod. Nekateri astronomi za to dol\xc5\xbeijo temperaturna nihanja v H II regijah, drugi pa trdijo, da so razlike prevelike za pojasnjevanje s temperaturnimi efekti in predpostavljajo obstoj hladnih grud, ki vsebujejo zelo malo vodika, da bi pojasnili opazovanja._NEWLINE_Vse podrobnosti masivne tvorbe zvezd v H II regijah \xc5\xa1e vedno niso dobro znane. Prvi\xc4\x8d, najbli\xc5\xbeja H II regija (Meglica Kalifornija) je 1000 svetlobnih let pro\xc4\x8d, druge pa \xc5\xa1e dlje. Drugi\xc4\x8d, tamkaj\xc5\xa1nje nastajanje zvezd je zastrto s prahom, torej so opazovanja v vidni svetlobi nemogo\xc4\x8da. Infrarde\xc4\x8da svetloba in radijski valovi sicer lahko prodrejo skozi ta zastor, vendar lahko da najmlaj\xc5\xa1e zvezde ne oddajajo veliko svetlobe pri teh valovnih dol\xc5\xbeinah.'