duimnael|260px|NGC 604, ’n groot H II-gebied in die Driehoeksterrestelsel.
’n H II-gebied of HII-gebied is 'n streek van interstellêre atomiese waterstof (simbool: H) wat geïoniseer is. Dit lê gewoonlik in 'n molekulêre wolk van gedeeltelik geïoniseerde gas waarin stervorming onlangs plaasgevind het. Die wolke is 1-100 ligjare breed en het 'n digtheid van 'n paar tot 'n miljoen deeltjies per kubieke sentimeter. Die Orionnewel, wat nou bekend is as 'n H II-gebied, is in 1610 ontdek – die eerste sodanige voorwerp.
Die gebiede kan enige vorm hê, want die verspreiding van die sterre en gas in hulle is onreëlmatig. Die blou sterre met ’n kort lewensduur in hierdie gebiede straal groot hoeveelhede ultravioletlig uit en so word die omringende gas geïoniseer.
H II-gebiede lyk dikwels klonterig en filamentagtig, en het soms ingewikkelde vorms, soos die Perdekopnewel. H II-gebiede kan oor 'n paar miljoen jaar duisende nuwe sterre laat ontstaan. Op die ou end verstrooi supernovaontploffings en die sterk sterwinde van die grootste sterre in die sterreswerm wat ontstaan, die gas van die gebied en laat 'n swerm sterre agter wat gevorm het.
Hulle kan op groot afstande in die heelal waargeneem word, en die bestudering van ekstragalaktiese H II-gebiede is belangrik in die bepaling van die afstande en chemiese samestelling van sterrestelsels. Spiraal- en onreëlmatige sterrestelsels bevat baie H II-gebiede, en elliptiese sterrestelsels omtrent geen. In spiraalstelsels, soos die Melkweg, is H II-gebiede gekonsentreer in die spiraalarms, terwyl hulle in onreëlmatige stelsels chaoties versprei kan wees. Sommige sterrestelsels bevat groot H II-gebiede wat tienduisende sterre kan insluit. Voorbeelde is die 30 Doradus-streek in die Groot Magellaanse Wolk (GMW) en NGC 604 in die Driehoeksterrestelsel.
Terminologie thumb|240px|Borrels splinternuwe sterre in die GMW.
Die term H II word deur sterrekundiges "H twee" uitgespreek. "H" is die chemiese simbool van waterstof en "II" is die Romeinse syfer vir 2. Dit is gebruiklik om in sterrekunde die Romeinse syfer I vir neutrale atome te gebruik, II vir enkelgeïoniseer (H II is H+ in ander wetenskappe), III vir dubbelgeïoniseer (O III is byvoorbeeld O2+), ensovoorts. H II, of H+, bestaan uit vrye protone. 'n H I-gebied bestaan uit elektries neutrale atomiese waterstof, en 'n molekulêre wolk uit molekulêre waterstof, H2. In gesproke kommunikasie met niesterrekundiges is daar soms verwarring tussen die identies uitgesproke "H II" en "H2".
Waarnemings duimnael|links|240px|Donker stervormingstreke in die Arend-newel wat algemeen bekend is as die Pilare van die Skepping.
’n Paar van die helderste H II-gebiede is met die blote oog sigbaar. Dit lyk egter nie of enigeen van hulle gesien is voor die ontdekking van die teleskoop in die vroeë 17de eeu nie. Selfs Galileo het nie die Orion-newel gesien toe hy die eerste keer die sterreswerm daarin waargeneem het nie. (Johann Bayer het dit voorheen as ’n enkele ster, θ Orionis, geklassifiseer.) Die Franse sterrekundige Nicolas-Claude Fabri de Peiresc kry die eer dat hy die Orion-newel in 1610 ontdek het. Sedertdien is talle H II-gebiede in die Melkweg en ander sterrestelsels waargeneem.
William Herschel het die Orion-newel in 1774 gesien en dit beskryf as ’n "eenvormige mis, die chaotiese materiaal van toekomstige sonne". In die vroeë dae het sterrekundiges onderskei tussen "verspreide newels" (nou bekend as H II-gebiede), wat dynserig bly al word hulle deur groot teleskope bekyk, en newels waarin sterre onderskei kan word, nou bekend as sterrestelsels buite die Melkweg.
duimnael|240px|Die Orion-newel. Herschel se hipotese van stervorming is eers 100 jaar later bevestig toe William Huggins met sy spektroskoop na verskeie newels gekyk het. Sommige, soos die Andromeda-newel, het spektra soortgelyk aan sterre gehad, maar eindelik is besef hulle is sterrestelsels met honderdmiljoene individuele sterre. Ander het baie anders gelyk. Die Orion-newel en ander soortgelyke voorwerpe het net ’n klein getal emissielyne getoon. In planetêre newels was die helderste van hierdie spektraallyne by ’n golflengte van 500,7 nanometer, en dit het nie met die lyn van enige bekende chemiese element ooreengestem nie. Eers is gemeen die lyn is dié van ’n onbekende element, wat "nebulium" genoem is – dieselfde idee het gelei tot die ontdekking van helium in 1868 deur die ontleding van die Son se spektrum. Terwyl helium egter op Aarde geïsoleer is kort ná die ontdekking daarvan in die Son se spektrum, is nebulium nie. In die vroeë 20ste eeu het Henry Norris Russell voorgestel die lyn by 500,7 nm is nie ’n nuwe element nie, maar ’n bekende een onder onbekende toestande.
Fisici het in die 1920's bewys in ’n gas by ’n uiters lae digtheid, kan elektrone opgewekte metastabiele energievlakke in atome en ione meebring wat by hoër digthede vinnig deur botsings gedeëksiteer word. Elektronoorgange van hierdie vlakke in dubbel geïoniseerde suurstof gee aanleiding tot die 500,7 nm-lyn. Hierdie spektraallyne kan slegs in gasse met ’n uiters lae digtheid gesien word. Spektroskopiese waarnemings het dus gewys planetêre newels bestaan grootliks uit uiters veredelde geïoniseerde suurstofgas (OIII).
In die 20ste eeu het waarnemings getoon H II-gebiede bevat dikwels warm, helder sterre. Hierdie sterre het ’n massa van baie keer die Son s’n. Hulle het ’n kort bestaan van slegs ’n paar miljoen jaar (in vergelyking met die Son se sowat 10 miljard jaar). Daar is dus aangeneem H II-gebiede is gebiede waarin nuwe sterre vorm. Oor ’n tydperk van verskeie miljoene jare sal ’n sterreswerm in ’n H II-gebied vorm voordat stralingsdruk van die jong, warm sterre veroorsaak dat die newel verstrooi word. Die Plejades (Sewe Susters) is ’n voorbeeld van ’n sterreswerm wat die H II-gebied waarin hulle gevorm het, "weggekook" het. Net spore van die newelagtigheid het oorgebly.
Oorsprong en duur
thumb|240px|'n Klein deel van die Tarantula-newel, 'n reusagtige H II-gebied in die GMW.
Die voorloper van 'n H II-gebied is 'n reusagtige molekulêre wolk (RMW). 'n RMW is 'n digte en koue wolk (10-20 K) wat hoofsaaklik uit molekulêre waterstof bestaan. Hulle kan vir 'n lang tyd in 'n stabiele toestand verkeer, maar skokgolwe vanweë supernovas, botsings tussen wolke en magnetiese wisselwerkings kan dit laat ineenstort. Wanneer dit gebeur, ontstaan sterre deur 'n proses van ineenstorting en fragmentasie van die wolk.
Wanneer sterre in 'n RMW gevorm word, sal die swaarstes temperature bereik wat warm genoeg is om die omringende gas te ioniseer. Kort ná die vorming van 'n ioniserende stralingsveld skep energieke fotone 'n ionisasiefront, wat teen supersoniese snelhede deur die wolk trek. By al hoe groter afstande van die ioniserende ster af verlangsaam die ionisasiefront, terwyl die druk van die nuut geïoniseerde gas veroorsaak dat die geïoniseerde volume toeneem. Eindelik verlangsaam die ionisasiefront tot subsoniese snelhede, en word dit verbygesteek deur die skokfront wat veroorsaak word deur die uitsetting van die materiaal wat uit die newel uitgeskiet word. Die H IIgebied het nou ontstaan.
Die leeftyd van 'n H II-gebeid is sowat 'n paar miljoen jaar. Stralingsdruk van die warm jong sterre sal eindelik die meeste van die gas wegdryf. Inderwaarheid sal net sowat 10 persent van die gas in die H II-gebied nuwe sterre vorm voordat die res weggeskiet word. Wat bydra tot die verlies van gas is die supernovaontploffings van die swaarste sterre, wat elke een of twee miljoen jaar voorkom.
Vernietiging van sterkwekerye thumb|240px|links|Bolwolke in die H II-gebied IC 2944 (Baie Groot Teleskoop).
Sterre vorm in klonte koel molekulêre gas wat die nuwe sterre verberg. Dit is eers wanneer die stralingsdruk van 'n ster sy "koekon" verdryf dat die ster sigbaar word. Die warm blou sterre wat kragtig genoeg is om aansienlike hoeveelhede waterstof te ioniseer en H II-gebiede vorm, sal dit vinnig doen en die streek waarin hulle gevorm het, verlig.
Die digte streke wat jonger of ligter sterre bevat wat nog nie die materiaal waaruit hulle gevorm het, weggeblaas het nie, word dikwels in sihoeët teen die res van die geïoniseerde newel gesien. Bart Bok en E.F. Reilly het sterrekundige foto's in die 1940's deursoek vir "relatief klein, donker newels" ná voorstelle dat sterre gevorm kan word uit kondensasies in die interstellêre medium; hulle het verskeie sulke "amper ronde of ovaal klein voorwerpe" gevind wat bolwolke genoem word. Bok het op die Harvardsterrewag se 100-jarige Simposium van Desember 1946 gesê dié bolwolke is waarskynlik terreine van stervorming. In 1990 is bevestig dat dit inderdaad so is.
Die warm jong sterre los dié bolwolke op terwyl die straling van die sterre wat die H II-gebied vorm die materiaal wegdryf. Op dié manier vernietig die sterre wat die H II-gebied opwek, die sterkwekerye. Daardeur kan een laaste uitbarsting van stervorming veroorsaak word terwyl stralingsdruk en meganiese druk van supernovas die bolwolke druk en die digtheid in hulle vergroot.
Daar is bewyse dat die jong sterre in H II-gebiede planeetstelsels kan bevat. Die Hubble-ruimteteleskoop het honderde protoplanetêre skywe in die Orionnewel onthul. Dit lyk of minstens die helfte van die jong sterre in die Orionnewel omring is deur skywe gas en stof, wat vermoedelik baie keer die hoeveelheid materie kan bevat as wat nodig is om 'n planeetstelsel soos die Sonnestelsel te skep.
Eienskappe Fisiese eienskappe thumb|240px|Messier 17 is 'n H II-gebied in die sterrebeeld Boogskutter.
H II-gebiede se fisiese eienskappe varieer grootliks. Hulle verskil in grootte, van sogenaamde "ultrakompakte" (UCHII)-gebiede van net sowat 'n ligjaar breed tot reusegebiede van 'n paar honderd ligjare breed. Hulle digtheid wissel van meer as 'n miljoen deeltjies per cm3 in ultrakompakte gebiede tot net 'n paar deeltjies per cm3 in die grootste gebiede. Dit dui op totale massas van tussen sowat 100 en 105 sonmassas.
Daar is ook "ultradigte H II" (UDHII)-gebiede.
Na gelang van die grootte van die H II-gebied, kan daar verskeie duisende sterre in wees. Dit maak dié gebiede ingewikkelder as plantêre newels, wat net een sentrale ionisasiebron het. H II-gebiede bereik gewoonlik temperature van 10 000 K. Hulle het egter feitlik altyd 'n koue molekulêre gas, wat uit dieselfde moeder-RMW ontstaan het. Magneetvelde word geskep deur die swak bewegende elektriese ladings in die geïoniseerde gas, wat daarop dui dat die gebiede elektriese velde kan bevat.
thumb|300px|links|Die sterkwekery N159 is 'n H II-gebied van meer as 150 ligjare breed. 'n Paar H II-gebiede toon ook tekens dat hulle deurtrek is van 'n plasma met temperature van meer as 10 000 000 K, warm genoeg om X-strale uit te straal. X-straal-sterrewagte soos Einstein en Chandra het verspreide X-straal-uitstralings bemerk in 'n paar stervormende streke, insluitende die Orionnewel, Messier 17 en die Carinanewel. Die warm gas word waarskynlik voorsien deur die sterk sterwinde van O-tipe sterre, wat verhit word deur supersoniese skokgolwe in die winde – óf deur botsings tussen winde van verskillende sterre óf vanweë botsende winde wat deur magneetvelde gekanaliseer word.
Dié plasma sal vinnig uitsit om die beskikbare holtes in die molekulêre wolk te vul vanweë die hoë spoed van die gas. Dit sal uitlek uit gate aan die rand van die H II-gebied, soos dit blykbaar in Messier 17 gebeur.