NEBULOSAS DE REGIÕES H II

No centro do Trapézio da Nebulosa de Orionte estão a formar-se novos sistemas estelares, em glóbulos gigantescos de gás e poeira. Um olhar mais aguçado à imagem acima revela também que o gás e a poeira dos em torno de algumas das estrelas mais ténues parecem formar estruturas que apontam na direcção oposta às estrelas mais brilhantes.
Crédito: J. Bally, D. Devine, & R. Sutherland, D. Johnson (CITA), HST, NASA
As regiões H II são nuvens de gás brilhante, por vezes com algumas centenas de anos-luz de comprimento, onde está decorrendo formação estelar. Jovens e quentes estrelas azuis que se formaram a partir do gás emitem abundantes quantidades de luz ultravioleta, ionizando a nebulosa em redor.
As regiões H II são o berçário de milhares de estrelas ao longo de um período que poderá durar até alguns milhões de anos. No fim, explosões de supernova e fortes ventos estelares das estrelas mais massivas no subsequente enxame estelar irão dispersar os gases da região H II, deixando para trás um enxame, como por exemplo as Plêiades.

As estrelas de M45 ainda retêm vestígios de uma região H II.
Crédito: Robert Gendler
As regiões H II têm o nome das grandes quantidades de hidrogénio atómico ionizado que contêm, referidas como H II pelos astrónomos (sendo H I o hidrogénio atómico neutro, e H2 o hidrogénio molecular). As regiões H II podem ser observadas a distâncias consideráveis no Universo, e o estudo das regiões H II extragalácticas é importante na determinação da distância e composição química de outras galáxias.
Apenas um pequeno número das mais brilhantes regiões H II são observáveis à vista desarmada. No entanto, nenhuma parece ter sido descoberta antes do advento do telescópio no começo do século XVII. Até o próprio Galileu não reparou na Nebulosa de Orionte quando observou pela primeira vez o enxame estelar aí presente (anteriormente catalogado como uma estrela única, Omega Orionis, por Johnn Bayer). O astrónomo francês Nicholas-Claude Fabri de Peiresc é tido como o descobridor de M42 em 1610. Desde essa observação que grandes números de regiões H II têm sido descobertas, não apenas na nossa Galáxia como também em muitas outras.
William Herschel observou a Nebulosa de Orionte em 1774, e descreveu-a como "uma neblina irregular em fogo, o material caótico de futuros sóis". A confirmação desta teoria só apareceu cem anos mais tarde, quando William Huggins (assistido pela sua mulher Mary Huggins) utilizou o espectroscópio em várias nebulosas. Algumas, como a "Nebulosa" de Andrómeda, tinham um espectro muito parecido ao das estrelas, agora sabendo-se que são galáxias com centenas de milhões de estrelas individuais. Outras eram muito diferentes. Em vez de um espectro contínuo com linhas de absorção sobrepostas, a Nebulosa de Orionte e outros objectos parecidos mostravam apenas um pequeno número de linhas de emissão. A mais brilhante destas linhas situava-se no comprimento de onda de 500.7 nanómetros, que não correspondia com nenhuma linha presente em qualquer elemento químico conhecido. Foi então proposto que esta linha pertenceria a um elemento desconhecido, que foi chamado de "nebulium" - uma ideia semelhante que levou à descoberta do hélio através da análise do espectro do Sol em 1868.
No entanto, enquanto que o hélio tinha sido isolado na Terra pouco tempo depois da sua descoberta no espectro do Sol, o mesmo não aconteceu com o "nebulium". No princípio do século XX, Henry Norris Russell propôs que, ao invés de pertencer a um novo elemento, a linha dos 500.7 nm pertenceria a um elemento conhecido mas em condições desconhecidas.
Os físicos mostraram nos anos 20 que no gás a densidades extremamente baixas, os electrões podem popular níveis de energia metastáveis e excitados em átomos e iões que a densidades mais altas são rapidamente acalmados por colisões. As transições dos electrões destes níveis no oxigénio provocam o aparecimento da linha dos 500.7 nm. Estas linhas espectrais, que podem apenas ser vistas nos gases a densidades muito baixas, são chamadas "linhas proibidas". As observações espectroscópicas a partir daí mostraram que as nebulosas são feitas de gás extremamente rarefeito.