H II region (original) (raw)

About DBpedia

Oblast HII je nejběžnější typ emisní mlhoviny. Vzniká ionizací vodíku, nejčetnějšího prvku mezihvězdné hmoty. Takto ionizovaný vodík označujeme HII. Většinou mladé, žhavé hvězdy produkují ultrafialové záření, to pak ionizuje plynné oblasti, které tyto hvězdy obklopují. V oblastech HII vzniká většina hvězd. Mezi nejznámější mlhoviny typu oblast HII patří Orlí mlhovina, mlhovina Rozeta, Carina a Mlhovina Tarantule.

thumbnail

Property Value
dbo:abstract Una regió H II és un núvol de gas ionitzat, fonamentalment hidrogen i heli, amb traces de nitrogen, oxigen, neó, i sofre, localitzat a prop d'estels massius de classe espectral O. En aquests núvols brillants de gas i plasma, que poden mesurar centenars d'anys llum de diàmetre, existeix un procés de formació estel·lar. Les estrelles joves calentes i blaves que s'han format a partir d'aquest gas emeten grans quantitats de llum ultraviolada, ionitzant la nebulosa que les envolta. Les regions H II poden veure néixer milers d'estrelles en un període d'alguns milions d'anys. Finalment, les explosions de supernova i els vents estel·lars que produeixen les estrelles més massives del cúmul estel·lar resultant dispersaran els gasos de la regió H II i quedarà un cúmul com el de les Plèiades. Les regions H II s'anomenen així per la gran quantitat d'àtoms d'hidrogen ionitzats que contenen, anomenades H II pels astrònoms (regió H I amb àtoms d'hidrogen neutre, i H₂ amb hidrogen molecular). Les regions H II es poden veure a considerables distàncies en l'univers, i l'estudi de les regions H II extragalàctiques és important en la determinació de la distància i els components químics d'altres galàxies. (ca) مناطق الهيدروجين II أو مناطق الهيدروجين الثنائي (بالإنجليزية: H II region)‏ هي سحب فضائية عملاقة مكونة من غاز ساخن قليل الكثافة وبلازما يبلغ حجمها أحياناً عدة مئات من السنين الضوئية، وفيها تنشأ النجوم. تصدر النجوم الناشئة في هذه المناطق (وهي في العادة نجوم زرقاء ساخنة طبقاً لتصنيف هرتزشبرونج-راسل) كميَّاتٍ كبيرة من الأشعة فوق البنفسجية، وتعمل تلك الأشعة على تأيين الغاز حولها وتسخينه. عادةً ما تتواجد مناطق الهيدروجين الثنائي ضمن سحب جزيئيَّة عظيمة يكثر فيها تكون النجوم. كانت أول منطقة هيدروجين ثنائي اكتشفت في التاريخ هي سديم الجبار، الذي اكتشفه الفلكي الفرنسي عام 1610. حازت «مناطق الهيدروجين الثنائي» تسميتها هذه لاحتوائها كميَّات كبيرة من ذرات الهيدروجين المتأيِّنة، والتي تسمى «الهيدروجين الثنائي» (من جهةٍ أخرى، تسمى السحب الكونية التي تحتوي ذرات هيدروجين متعادلة الشحنة مناطق الهيدروجين الأحادي). تتنوَّع أشكال المناطق الهيدروجينيَّة كثيراً، حيث أنَّ توزيع النجوم داخلها - والذي يلعب دوراً كبيراً بصنع مظهرها الخارجي - عشوائي تماماً. ولكون هذه السحب غير منتظمة الشكل فإنَّ الصورة التي يمكننا رؤيتها بها تختلف كثيراً حسب زاوية النظر، لكن بعضها تبدو متركّزة على شكل كتل ضخمة، أو منفصلة إلى شعيرات صغيرة كثيرة، وأحياناً تكون أشكالها غريبة جداً مثل حال سديم رأس الحصان. يمكن لسحابة هيدروجين ثنائي وحيدة أن تحتضن آلاف النجوم الناشئة، إلا أنَّ نشأة ونمو هذه النجوم قد يأخذ ملايين السنين. بعد أن يتحول معظم السحابة إلى نجوم جديدة، سيظهر مكانها عنقود نجمي يمثّل تجمُّعاً لكافة النجوم التي نشأت منها، وستعمل القوى الطاردة للرياح النجمية والمستعرات العظيمة على إزالة معظم الغبار المتبقي من السحابة، فلا يبقى مكانها سوى النجوم، وعندها ستتحول إلى شيء شبيه بعنقود الثريا أو الشقيقات السَّبع. يمكن رؤية مناطق الهيدروجين الثنائي من على مسافاتٍ شاسعة في الفضاء، بحيث أنَّ دراسة سحب الهيدروجين في المجرات الأخرى أمرٌ ممكن، ويساعد هذا الأمر كثيراً بتحديد خصائص تلك المجرات، مثل بعدها عن الأرض وتركيبها الكيميائي. تحتوي المجرات الحلزونية وغير المنتظمة على أعدادٍ كبيرة من سحب الهيدروجين الثنائي، إلا أنَّ المجرات الإهليجيَّة - من جهة أخرى - تخلو من هذه السحب تقريباً. في حالة المجرات الحلزونية (ومنها درب التبانة)، يتركَّز وجود سحب الهيدروجين في الأذرع الحلزونية، أما بالمجرات غير المنتظمة فإنها تتوزَّع عشوائياً. تحتوي بعض المجرات سحب هيدروجين ضخمة، يمكن أن تضم الواحدة منها عشرات آلاف النجوم الناشئة، ومن أمثلة ذلك منطقة سديم العنكبوت في سحابة ماجلان الكبرى وإن جي سي 604 في مجرة المثلَّث. (ar) Oblast HII je nejběžnější typ emisní mlhoviny. Vzniká ionizací vodíku, nejčetnějšího prvku mezihvězdné hmoty. Takto ionizovaný vodík označujeme HII. Většinou mladé, žhavé hvězdy produkují ultrafialové záření, to pak ionizuje plynné oblasti, které tyto hvězdy obklopují. V oblastech HII vzniká většina hvězd. Mezi nejznámější mlhoviny typu oblast HII patří Orlí mlhovina, mlhovina Rozeta, Carina a Mlhovina Tarantule. (cs) Μια περιοχή H II ή περιοχή ιονισμένου υδρογόνου (H II region ή HII region) είναι ένα νεφέλωμα στον , το οποίο αποτελείται κυρίως από ιονισμένο ατομικό υδρογόνο, δηλαδή σε μεγάλο ποσοστό από ελεύθερα πρωτόνια και ηλεκτρόνια. Συνήθως έχει διαστάσεις από 1 έως εκατοντάδες έτη φωτός και πυκνότητα από λίγα μέχρι περίπου ένα εκατομμύριο σωματίδια ανά κυβικό εκατοστό. Η πρώτη περιοχή H II που ανακαλύφθηκε είναι το περίφημο Νεφέλωμα του Ωρίωνα (Μ42), που πρωτοπαρατηρήθηκε με τηλεσκόπιο το 1610 από τον , αν και είναι ορατό με γυμνό μάτι σε σκοτεινό ουρανό. Στο εσωτερικό αυτών των περιοχών, που μπορεί να έχουν οποιοδήποτε σχήμα, βρίσκονται συνήθως νεαροί αστέρες. Οι υψηλότερης επιφανειακής θερμοκρασίας από αυτούς εκπέμπουν μεγάλες ποσότητες υπεριώδους φωτός, το οποίο ιονίζει και διατηρεί ιονισμένο το αέριο στη γειτονιά τους. Συχνά οι περιοχές H II συνδέονται με γιγάντια μοριακά νέφη. Πολλές φορές εμφανίζονται με συσσωματώματα ή ινώδεις συγκεντρώσεις αερίου. Σε μία περίοδο μερικών εκατομμυρίων ετών μία περιοχή H II μπορεί να παραγάγει χιλιάδες νέους αστέρες. Στο τέλος, οι ισχυρότατοι αστρικοί άνεμοι από τους αστέρες με τη μεγαλύτερη μάζα στο νεογέννητο αστρικό σμήνος, αλλά και οι που σημαδεύουν τον θάνατο αυτών των μεγάλης μάζας και πολύ βραχύβιων αστέρων, θα προκαλέσουν τη διάχυση του αερίου της περιοχής H II στον χώρο του γαλαξία της, αφήνοντας έτσι πίσω ένα ανοικτό αστρικό σμήνος, όπως είναι η Πούλια. Οι περιοχές H II μπορούν να παρατηρηθούν σε μεγάλες αποστάσεις, π.χ. σε άλλους γαλαξίες, των οποίων η απόσταση και σύσταση προσδιορίζονται συχνά από τη μελέτη αυτών των περιοχών. Οι σπειροειδείς και οι ανώμαλοι γαλαξίες περιέχουν πολλές περιοχές H II ο καθένας, ενώ οι ελλειπτικοί δεν έχουν σχεδόν καθόλου. Στους σπειροειδείς, όπως στον δικό μας Γαλαξία, οι περιοχές H II είναι συγκεντρωμένες στους σπειροειδείς βραχίονες, ενώ στους ανώμαλους γαλαξίες είναι κατανεμημένοι με χαοτικό τρόπο. Μερικοί γαλαξίες περιέχουν τεράστιες περιοχές H II, που μπορεί να περιέχουν δεκάδες χιλιάδες αστέρες. Γνωστά τέτοια παραδείγματα είναι το νεφέλωμα 30 Δοράδος στο Μέγα Νέφος του Μαγγελάνου και το στον Γαλαξία του Τριγώνου. (el) En astronomio, H II regionoj (H-du regionoj) estasemisiaj nebulozoj konsitigantaj ĉefe el nubo da hidrogenokies plejparto el la atomoj estas , kaj kiuj etendiĝassur pluraj parsekoj. La jonigado estas ŝuldata al la ultraviola radiado deunu aŭ pluraj varmaj steloj de spektra tipo O aŭ B, kiujformiĝis ene de tia nubo. La nomo "regiono H II" venas de la ĉeesto de jonigata hidrogeno, notata H II, porne konfuzi kun la molekula hidrogeno notata H2. (eo) Ein H-II-Gebiet (gesprochen Ha zwei, H für Wasserstoff) ist eine interstellare Wolke aus leuchtendem Gas mit einem Durchmesser von manchmal mehreren hundert Lichtjahren, in der die Sternentstehung stattfindet. Junge, heiße, blaue Sterne, die durch lokale Verdichtungen in dieser Gaswolke entstanden sind, strahlen große Mengen ultraviolettes Licht aus, das den Nebel um sie ionisiert. In H-II-Gebieten entstehen meist tausende neuer Sterne in einer Zeitperiode von einigen Millionen Jahren. Am Ende führen jedoch Sternwinde der massereichsten Sterne oder vereinzelte Supernova-Explosionen dazu, dass das Gas des H-II-Gebietes zerstreut wird. Zurück bleibt ein Offener Sternhaufen wie die am Winterhimmel sichtbaren Plejaden. H-II-Gebiete haben ihren Namen von der großen Menge an ionisiertem atomarem Wasserstoff (ein Plasmazustand aus einzelnen Protonen), den sie enthalten, wohingegen H-I-Gebiete atomaren, nicht ionisierten Wasserstoff und molekularen Wasserstoff (H2) beinhalten. H-II-Gebiete können im Universum noch aus sehr großen Entfernungen wahrgenommen werden. Deshalb ist die Untersuchung von extragalaktischen H-II-Gebieten hilfreich, um die Entfernung und chemische Zusammensetzung der anderen Galaxien zu ermitteln. (de) Una región H II es una nube de gas y plasma brillante que puede alcanzar un tamaño de varios cientos de años luz y en la cual se forman estrellas masivas. Dichas estrellas emiten copiosas cantidades de luz ultravioleta extrema (con longitudes de onda inferiores a 912 ángstroms) que ionizan la nebulosa a su alrededor. Estas regiones pueden dar nacimiento a una gran cantidad de estrellas durante un periodo de varios millones de años. Al final, los intensos vientos estelares y explosiones de supernova en el cúmulo estelar resultante dispersan los gases de la región, dejando atrás un cúmulo similar al de las Pléyades. Las regiones H II son llamadas así por la gran cantidad de hidrógeno atómico ionizado que contienen. En astronomía se denomina H2 al hidrógeno molecular, H I al hidrógeno neutro y H II al hidrógeno ionizado. Pueden ser vistas a gran distancia en el universo y su estudio es importante para determinar la distancia y la composición química de otras galaxias. (es) An H II region or HII region is a region of interstellar atomic hydrogen that is ionized. Typically the region is in a molecular cloud of partially ionized gas in which star formation has recently taken place, with a size ranging from one to hundreds of light years, and density from a few to about a million particles per cubic cm. The Orion Nebula, now known to be an H II region, was observed in 1610 by Nicolas-Claude Fabri de Peiresc by telescope, the first such object discovered. The regions may be of any shape because the distribution of the stars and gas inside them is irregular. The short-lived blue stars created in these regions emit copious amounts of ultraviolet light that ionize the surrounding gas. H II regions—sometimes several hundred light-years across—are often associated with giant molecular clouds. They often appear clumpy and filamentary, sometimes showing intricate shapes such as the Horsehead Nebula. H II regions may give birth to thousands of stars over a period of several million years. In the end, supernova explosions and strong stellar winds from the most massive stars in the resulting star cluster will disperse the gases of the H II region, leaving behind a cluster of stars which have formed. H II regions can be observed at considerable distances in the universe, and the study of extragalactic H II regions is important in determining the distance and chemical composition of galaxies. Spiral and irregular galaxies contain many H II regions, while elliptical galaxies are almost devoid of them. In spiral galaxies, including our Milky Way, H II regions are concentrated in the spiral arms, while in irregular galaxies they are distributed chaotically. Some galaxies contain huge H II regions, which may contain tens of thousands of stars. Examples include the 30 Doradus region in the Large Magellanic Cloud and NGC 604 in the Triangulum Galaxy. (en) H II eskualdea edo HII eskualdea izarren arteko hidrogeno atomikoko eskualde ionizatua da.Eskualdea partzialki ionizatutako gas-hodei molekular batean egon ohi da. Hodei horretan, izarrak berriki eratu dira. Argi-urte batetik ehunka urtera bitarteko tamaina eta zentimetro kubikoko partikula gutxi batzuetatik milioi batera izan ditzakete. Orion nebulosa, H II eskualdea dena, 1610ean ikusi zen teleskopioz, mota honetako aurkitutako lehen objektua. Eskualdeek edozein forma izan dezakete izarren eta gasaren banaketa irregularra delako. Eskualde horietan sortutako bizi laburreko izar urdinek argi ultramore kantitate handiak igortzen dituzte, inguruko gasa ionizatuz. H II eskualdeak, batzuetan ehunka argi-urte dituztenak, sarritan hodei molekular erraldoiekin lotzen dira. Normalki, multzokatuak edo harilkatuak agertzen dira, eta, batzuetan, Zaldi Buru nebulosa bezalako forma konplexuak dituzte. H II eskualdeek milaka izar erditu ditzakete zenbait milioi urtean. Azkenean, supernoba-leherketek eta izar-kumuluko izarrik masiboenen izar-haize indartsuek H II eskualdeko gasak sakabanatuko dituzte, eta sortu diren izar-multzo bat atzean utziko dute. H II eskualdeak distantzia handietara ikus daitezke unibertsoan, eta H II eskualde estragalaktikoak aztertzea garrantzitsua da galaxien distantzia eta konposizio kimikoa zehazteko. Galaxia espiralek eta irregularrek H II eskualde asko dituzte, eta galaxia eliptikoek ia ez dute horrelakorik. Galaxia espiraletan, gure Esne Bidea barne, H II eskualdeak besoetan aurki daitezke; galaxia irregularretan, berriz, kaotikoki banatzen dira. Galaxia batzuek H II eskualde izugarriak dituzte, dozenaka mila izar izan ditzaketenak. Hona hemen adibide batzuk: Tarantularen Nebulosa Doradusen 30. eskualdean, Magallaesen Hodei Handian, eta , Triangeluko galaxian. (eu) En astronomie, une région d'hydrogène ionisé ou région H II (lire « H 2 ») est une nébuleuse en émission constituée de nuages principalement composés d'hydrogène et dont la plupart des atomes sont ionisés, et s'étendant parfois sur plusieurs années-lumière. L'ionisation est produite par la proximité d'une ou de plusieurs étoiles très chaudes, de type spectral O ou B, qui rayonnent fortement dans l'ultraviolet extrême, elles-mêmes formées à partir du nuage. Plus tard, les explosions en supernovæ et les forts vents stellaires provoqués par les étoiles les plus massives de l'amas stellaire finiront par disperser les particules de gaz restant, laissant derrière elles un amas d'étoiles tel que celui des Pléiades. Les régions HII tirent leur nom de la présence en grande quantité d'hydrogène ionisé, noté « HII », distincts de l'hydrogène moléculaire (H2) et de l'hydrogène neutre atomique (HI). Il s'agit donc de l'ion H+, c'est-à-dire un simple proton. Ces nuages de gaz ionisé sont visibles à de très grandes distances, et l'étude des régions HII extragalactiques est fondamentale pour déterminer les distances et la composition chimique des autres galaxies. (fr) Wilayah H II (Inggris: H II Regions), juga dikenal sebagai Daerah H II atau Kawasan H II, adalah wilayah atau daerah di luar angkasa yang bersinar dengan emisi hidrogen terionisasi. Mereka dikaitkan dengan keberadaan Bintang Tipe O dan Tipe B masif yang mengionisasi. Mereka terutama terdiri dari hidrogen, oleh karena itu dinamai (astronom menggunakan nama H+ atau H II untuk merujuk pada hidrogen terionisasi, H I untuk hidrogen netral), dan memiliki suhu sekitar 10.000 Kelvin. Wilayah H II dikaitkan dengan gugus bintang muda, dan berguna sebagai pengukuran jarak astronomis. (in) Una regione H II (pronunciato regione acca secondo) è una nebulosa a emissione associata a stelle giovani, blu e calde (dei tipi OB, nell'angolo superiore del diagramma H-R). H II è il termine che indica l'idrogeno ionizzato, e le regioni H II sono nubi di gas ionizzato dalla radiazione ultravioletta emessa dalle stelle giovani. Le zone di formazione stellare si trovano infatti sempre in corrispondenza di questo tipo di oggetti nebulosi. La grandezza di una regione H II è determinata sia dall'ammontare di gas presente, sia dalla luminosità delle stelle O e B: più luminose esse sono, più grande è la regione H II. Il suo diametro è generalmente dell'ordine di alcuni anni luce. Si trovano nei bracci di spirale delle galassie, perché è in essi che la maggior parte delle stelle si formano. Sono tra le caratteristiche più grandi e visibili dei bracci, e sono state rivelate anche in galassie di alto spostamento verso il rosso. Nella Via Lattea, ne sono esempi la Nebulosa di Orione e la Nebulosa Aquila. In luce visibile, sono caratterizzate dal loro colore rosso, causato dalla forte linea di emissione dell'idrogeno a 656,3 nanometri. Oltre all'idrogeno si trovano, in misura minore, anche altre specie atomiche. In particolare si osservano comunemente le linee proibite dell'ossigeno, dell'azoto e dello zolfo. Le regioni H II hanno vita piuttosto breve, in termini astronomici: dipendenti come sono dalle giovani e grandi stelle che forniscono l'energia necessaria, diventano invisibili dopo che queste stelle muoiono, e le stelle di grande massa hanno una vita di pochi milioni di anni, o al massimo di poche decine di milioni. (it) Een H-II-gebied is een wolk van gloeiend gas, van enkele tot soms honderden lichtjaren in diameter. Jonge, hete, blauwe sterren die zich in het gas bevinden, stralen veel ultraviolet licht uit waarmee ze de nevel rondom ioniseren. Soms bevatten H-II-gebieden enkele sterren, maar in andere H-II-gebieden kunnen duizenden sterren ontstaan uit de geassocieerde moleculaire wolken. De gassen van het H-II-gebied worden door supernovaexplosies en sterrenwinden van de meest massieve sterren verspreid, waarbij een open sterrenhoop zoals Plejaden overblijft. H-II-gebieden zijn genoemd naar de geïoniseerde atomaire waterstof die ze bevatten, die door astronomen aangeduid wordt als H-II (uitgesproken als "Ha Twee") (H-I is neutrale atomaire waterstof, en H2 is moleculaire waterstof). Voor de ionisatie van een H-II gebied moet het een of meer sterren met spectraalklasse vroeger dan ongeveer B3 bevatten. Latere typen sterren zenden niet voldoende ultraviolet licht uit om voldoende waterstof te ioniseren. H-II -gebieden kunnen worden onderscheiden van reflectienevels door de emissielijnen in hun spectrum en de radiostraling (remstraling) die zij uitzenden. H-II-gebieden kunnen tot op grote afstand worden waargenomen en de bestudering van H-II-gebieden in andere sterrenstelsels is belangrijk bij het bepalen van de afstand en chemische samenstelling ervan. (nl) 전리수소영역(電離水素領域), 또는 H II 영역(H II region 에이치 투 리전[*], 문화어: 에이치이영역)은 발광성운의 일종으로, 부분적으로 이온화된 기체로 이루어진, 거대하고 밀도가 낮은 구름이다. 전리수소영역의 내부에서는 항성 형성이 진행되고 있다. 이 영역 안에서 만들어진 수명이 짧은 청색 별들이 어마어마한 양의 자외선을 방출해 주위의 기체를 이온화시킨다. 전리수소영역의 크기는 수백 광년에 달하며, 거대 분자운과 함께 있는 경우가 흔하다. 최초로 발견된 전리수소영역은 오리온성운으로, 1610년 프랑스의 니콜라클로드 파브리 드 페이레스크가 발견했다. 전리수소영역을 일컫는 다른 이름인 "H II 영역"에서 H II란 이온화된 수소 원자(H)를 말한다(H I 영역은 중성 수소 원자로 이루어져 있고, H2는 수소 분자이다). 전리수소영역의 모양은 매우 다양한데, 이는 영역 속에 들어있는 항성 및 기체의 분포가 불규칙하기 때문이다. 투박한 덩어리 모양이나 섬유 모양을 한 것도 있고, 말머리 성운처럼 기이한 모양을 나타내는 것도 있다. 전리수소영역에서는 수백만 년에 걸쳐 수천 개의 별들이 태어난다. 최종적으로는 그 별들 중 가장 무거운 것들이 초신성 폭발을 일으키거나 항성풍을 통해 전리수소영역을 구성하는 기체들을 날려보내서 전리수소영역은 없어지고 그 자리에 성단(플레이아데스성단 같은 것)만 남는다. 전리수소영역은 상당히 멀리 떨어져 있어도 관측이 가능하고, 외부은하의 전리수소영역을 연구하는 것은 그 은하까지의 거리 및 은하의 화학적 조성을 결정하는 데 있어 중요한 역할을 한다. 나선은하 및 불규칙은하들은 많은 전리수소영역을 가지고 있으나, 타원은하들은 대부분 전리수소영역이 전혀 없다. 우리은하를 비롯한 나선은하들은 전리수소영역이 나선팔에 집중적으로 분포하는 한편, 불규칙은하에서는 무질서하게 분포한다. 일부 은하는 수만 개 이상의 별을 품고 있는 거대한 전리수소영역을 가지고 있는데, 대표적인 예로는 대마젤란 은하의 타란툴라성운과 삼각형자리 은하의 NGC 604가 있다. (ko) HII領域（えいちつーりょういき、HII region）とは、電離された水素が光を放っている天体である。直径数百光年に達する大きさを持ち、内部で星形成が行われている。このガス雲の中で生まれた若い高温の青い星が多量の紫外線を放出し、星の周囲にある星雲を電離することで光っている。 HII領域は数百万年にわたって数千個の新しい恒星を生み出す。生み出された星団の中で最も質量の大きな星々が超新星爆発を起こしたり激しい恒星風を放出したりすると、HII領域のガスは吹き払われ、星団の背後にわずかな星雲を残すのみとなる。 HII領域は電離された水素原子を大量に含んでいることからその名が付けられている（天文学や分光学では、電気的に中性の原子にはその元素記号にローマ数字の I を、1階電離されている場合には II、2階電離では III…を付けて表記する。そのため、中性の水素原子を HI (H one)、電離された水素原子（陽子）を HII (H two) と呼ぶ。水素の分子は H2 である）。HII領域は宇宙の中で比較的遠距離にあっても観測することができる。系外銀河のHII領域を研究することは、その銀河までの距離を測定したり銀河の化学組成を知る上で重要である。 (ja) Obszary H II – obłoki świecącego gazu i plazmy o rozmiarach nawet kilkuset lat świetlnych, w których powstają gwiazdy. Młode, gorące, niebieskie gwiazdy, które powstały z gazu emitują pokaźną ilość promieniowania ultrafioletowego, jonizując otaczającą mgławicę. Mają bardzo różne kształty, ponieważ rozkład gwiazd i gazu w nich jest niejednorodny. Często pojawiają się kłaczkowate i włókniste struktury, czasami przyjmują dziwaczne kształty, takie jak Mgławica Koński Łeb. W ciągu kilku milionów lat w obszarze H II może narodzić się kilka tysięcy gwiazd. Ostatecznie, eksplozje supernowych i silny wiatr gwiazdowy od najbardziej masywnych gwiazd należących do gromady gwiazdowej (wywodzącej się z obłoku H II) spowodują rozproszenie gazu należącego do tego regionu. Przykładem takiej gromady są Plejady. Obszary H II swoją nazwę zawdzięczają dużym ilościom zjonizowanego atomowego wodoru, jaki zawierają, oznaczanego przez astronomów jako H II (w odróżnieniu obszar H I, to obłok neutralnego wodoru atomowego, a H2 – wodoru cząsteczkowego (molekularnego)). Obszary H II są obserwowane we Wszechświecie w niewielkiej jak i znacznej odległości od nas, co ma duże znaczenie, ponieważ dzięki temu jesteśmy w stanie ustalić odległość od innych galaktyk, oraz ich skład chemiczny. (pl) Область (зона) H II, или область ионизированного водорода (разновидность эмиссионной туманности) — это облако горячей плазмы, достигающее нескольких сотен световых лет в поперечнике, являющееся областью активного звездообразования. В этой области рождаются молодые горячие голубовато-белые звёзды, которые обильно излучают ультрафиолетовый свет, тем самым ионизируя окружающую туманность. Области H II могут рождать тысячи звёзд за период всего в несколько миллионов лет. В конце концов, взрывы сверхновых и мощный звёздный ветер, исходящий от наиболее массивных звёзд в образовавшемся звёздном скоплении, рассеивают газы этой области, и она превращается в группу наподобие Плеяд. Эти области получили своё название из-за большого количества ионизированного атомарного водорода (т.е. просто смесь протонов и электронов), обозначаемого астрономами как H II (область H I — зона нейтрального водорода, а H2 обозначает молекулярный водород). Их можно заметить на значительных расстояниях по всей Вселенной, и изучение таких областей, находящихся в других галактиках, важно для определения расстояния до последних, а также их химического состава. (ru) Uma Região HII é uma nuvem de gás incandescente de baixa densidade e de plasma. Geralmente possuem várias centenas de anos-luz de diâmetro, no qual a formação estelar está ocorrendo. Estrelas jovens, quentes e azuis que se formaram a partir do gás emitem grandes quantidades de luz ultravioleta, radiação ionizante e aquecem o gás em torno deles. Regiões H II são frequentemente associados com nuvens moleculares gigantes. A primeira região H II é conhecida como Nebulosa de Orion descoberta em 1610 por Nicolas-Claude Fabri de Peiresc. Regiões H II são nomeados pela grande quantidade de hidrogênio atômico e ionizado, denominado pelos astrônomos H II (região HI sendo hidrogênio atômico neutro, e H2 sendo hidrogênio molecular). Elas têm morfologias extremamente diversificadas, porque a distribuição das estrelas e gás dentro deles é heterogênea. Elas, geralmente, tem filamentos e, às vezes mostrando formas bizarras, como a Nebulosa Cabeça de Cavalo. Das regiões HII podem nascer milhares de estrelas, durante um período de vários milhões de anos. No fim, explosões de supernovas e fortes ventos estelares das estrelas mais massivas do aglomerado estelar resultante irá dispersar os gases da região H II, deixando para trás um aglomerado aberto como as Plêiades. Regiões H II podem ser vistas a distâncias consideráveis no universo e o estudo de regiões H II extragaláticas é importante na determinação da distância e da composição química de outras galáxias. Galáxias espirais e irregulares contêm uma grande quantidade de regiões H II, enquanto as galáxias elípticas são quase desprovidos deles. Nas galáxias espirais, incluindo a Via Láctea, as regiões H II são concentrados nos braços espirais, enquanto nas galáxias irregulares são distribuídos de maneira caótica. Algumas galáxias contêm grandes regiões H II, que podem conter dezenas de milhares de estrelas. Exemplos incluem a região da Nebulosa da tarântula na Grande Nuvem de Magalhães e NGC 604 na galáxia do Triângulo. (pt) En H II-region är ett interstellärt moln av glödande gas och plasma, ibland flera hundra ljusår tvärs över, i vilket stjärnbildning äger rum. Unga, heta, blåa stjärnor som har bildats ur gasen avger kopiösa mängder ultraviolett ljus, vilket joniserar nebulosan som omger dem. H II-regioner kan ge upphov till tusentals stjärnor över en tidrymd på flera miljoner år. Efter hand kommer supernovaexplosioner och kraftiga stjärnvindar från de massivaste stjärnorna i den ursprungliga stjärnhopen att sprida ut gaserna i H II-regionen och efterlämna en hop som Plejaderna. På så vis återgår också material till det interstellära mediet, som därmed anrikas på tyngre atomkärnor. H II-regioner är uppkallade efter de stora mängder av joniserade väteatomer som de innehåller. För astronomer är det H II till skillnad från H I-regioner, som står för neutralt atomiskt väte och H2 som är molekylärt väte. H II-regioner kan iakttas ut till avsevärda avstånd i universum och studiet av H II-regioner är av vikt för att bestämma avstånd till och kemisk sammansättning hos andra galaxer. Hur stjärnbildning går till i mer detaljerad skala kastar nya observationer (2007), gjorda av M. Gålfalk och G. Olofsson vid Stockholms observatorium, nytt ljus över. De har tagit den mest detaljerade bilden hittills av Barnard 335 (B335) och jämfört med bilder tagna för 9 och 15 år sedan. B335 är ett välkänt men litet mörkt interstellärt moln, en så kallad globul, som ligger i stjärnbilden Örnen och bildar bara en eller några få stjärnor i sitt centrum. Olika typer av chockvåger har identifierats, däribland sex stycken så kallade Herbig-Haro-objekt. (sv) Зони H II — це великі хмари частково іонізованого газу низької щільності, у яких нещодавно відбулося зореутворення. Короткоживучі яскраві блакитні зорі, що утворилися у таких зонах, випромінюють багато ультрафіолету, що іонізує навколишній газ. Зони H II — деколи діаметром у декілька сотень світлових років — часто асоціюються з гігантськими молекулярними хмарами. Першою відомою зоною H II стала туманність Оріона, яка була відкрита 1610 року Ніколя-Клод Фабрі де Пейреском. Зони H II отримали назву за наявну в них велику кількість іонізованого атомарного водню, який позначається H II (вимовляється «аш-два») (порівняйте H I — нейтральний атомарний водень, та H2 — молекулярний водень). Такі зони мають дуже різноманітні форми, оскільки розподіл зір та газу в них нерівномірний. Часто вони здаються складеними зі шматків та ниток, а деколи утворюють чудернацькі форми, як туманність Кінська Голова. У зонах H II протягом кількох мільйонів років народжується тисячі зір, а потім вибухи наднових та потужний Зоряний вітер наймасивніших зір утвореного скупчення розвіюють газ із зони H II і залишається лише молоде скупчення зір, таке як Стожари. Зони H II можна спостерігати на значних відстанях. Дослідження зон, розташованих поза межами Чумацького Шляху, є важливим для вивчення відстані та хімічного складу інших галактик. Спіральні та неправильні галактики мають багато зон H II, а в еліптичних їх майже нема. У спіральних галактиках, включно з нашою, зони H II сконцентровані у спіральних рукавах, а в неправильних — розподілені хаотично. Деякі галактики мають величезні зони H II, що можуть містити десятки тисяч зір. Прикладами таких велетнів є NGC 2070 у Великій Магеллановій Хмарі та NGC 604 у галактиці Трикутника. (uk) 电离氢区（H II區）是發光的氣體和電漿組成的雲氣，有時會有數百光年的直徑，是恆星誕生的場所。從這些氣體中誕生的年輕、炙熱的藍色恆星散發出大量的紫外線，使星雲環繞在周圍的氣體游離。 H II區在數百萬年的歲月中也許可以誕生成千上萬顆的恆星。最後，超新星爆炸和來自星團中質量最大的那些恆星吹出的強烈恆星風，將會吹散掉H II區的氣體，留下來的就是像昴宿星團這樣的星團。 H II區是因為有大量被游離的氫原子而得名的，天文學家同樣的將中性氫的區域稱為HI區，而H2稱為分子氫。在遙遠宇宙的H II區依舊可被測得，其它星系H II區的觀測，對決定其距離及化學組成很重要。螺旋星系及不規則星系含有大量的H II區，但橢圓星系幾乎沒有H II區。在螺旋星系中，包含銀河系，H II區集中在螺旋臂上；在不規則星系裡，H II區則是混亂散佈。某些星系中的H II區可含有上萬顆恆星，像是大麥哲倫星系中的蜘蛛星雲以及三角座星系中的NGC 604。 (zh)
dbo:thumbnail wiki-commons:Special:FilePath/Nursery_of_New_Stars_-_GPN-2000-000972.jpg?width=300
dbo:wikiPageExternalLink http://cfa-www.harvard.edu/~agoodman/hii.html https://web.archive.org/web/20060206074620/http:/hubblesite.org/gallery/showcase-original/ http://messier.seds.org/diffuse.html
dbo:wikiPageID 206947 (xsd:integer)
dbo:wikiPageLength 35605 (xsd:nonNegativeInteger)
dbo:wikiPageRevisionID 1124246351 (xsd:integer)
dbo:wikiPageWikiLink dbr:California_Nebula dbr:Carina_Nebula dbr:Protons dbr:Electric_charge dbr:Electron_density dbr:Energy_level dbr:Molecule dbr:Nanotesla dbr:Hertzsprung-Russell_diagram dbr:Molecular_hydrogen dbr:Barnard's_Loop dbr:Bart_Bok dbr:Horsehead_Nebula dbr:Hubble_Space_Telescope dbr:Doubly_ionized_oxygen dbr:Infrared dbr:Interstellar_medium dbr:Inverse_Laplace_transform dbr:Nicolas-Claude_Fabri_de_Peiresc dbr:SN_1987A dbr:Chemical_element dbr:Elliptical_galaxy dbr:Gas dbr:Naked_eye dbr:Nebula dbr:OB_star dbr:Einstein_Observatory dbr:Electric_field dbr:Electron dbr:Emission_nebula dbr:Galaxy dbr:Galileo_Galilei dbr:NGC_604 dbr:NGC_7822 dbr:Theta1_Orionis_C dbr:File:Orion_Nebula_-_Hubble_2006_mosaic_18000.jpg dbr:Proplyd dbr:Trapezium_cluster dbr:Andromeda_Galaxy dbr:Light-year dbr:Local_Group dbr:Magnetic_field dbr:Star dbr:Stellar_evolution dbr:Density dbr:Density_gradient dbr:File:Eagle_nebula_pillars.jpg dbr:Nucleosynthesis dbr:Speed_of_sound dbr:Spiral_galaxy dbr:Starburst_galaxy dbr:Stellar_wind dbr:Triangulum_Galaxy dbr:William_Herschel dbr:William_Huggins dbr:Galaxy_cluster dbr:H-alpha dbr:H_I_region dbr:Helium dbr:Ion dbr:Irregular_galaxy dbr:30_Doradus dbr:Angular_resolution dbc:H_II_regions dbc:Nebulae dbr:Parsec dbr:File:Bok_globules_in_IC2944.jpg dbr:File:Messier51_sRGB.jpg dbr:Telescope dbr:Star_cluster dbr:Emission_line dbr:Giant_molecular_cloud dbr:Radio dbr:Henry_Norris_Russell dbr:Astronomical_spectroscopy dbr:Atom dbr:Ionisation dbr:Tarantula_Nebula dbr:Astronomical_object dbr:Astronomy dbr:Chandra_X-ray_Observatory dbr:Johann_Bayer dbr:Kelvin dbr:Laplace_transform dbr:Large_Magellanic_Cloud dbr:Sun dbr:Supernova dbr:Bok_globule dbr:Photon dbr:Planetary_nebula dbr:Planetary_nebulae dbr:Solar_System dbr:Solar_masses dbr:Spectral_lines dbr:Spiral_arm dbr:Metastable dbr:Milky_Way dbr:Milky_Way_(galaxy) dbr:Nanometre dbr:Orion_(constellation) dbr:Orion_Nebula dbr:Radiation_pressure dbr:Reflection_nebula dbr:Wolf-Rayet_star dbr:X-ray dbr:Margaret_Lindsay_Huggins dbr:Supersonic dbr:Ultraviolet dbr:Wavelength dbr:Nebulium dbr:Protoplanetary_nebula dbr:Molecular_cloud dbr:Star_formation dbr:Ionized dbr:Giant_molecular_clouds dbr:Visible_light dbr:Atomic_hydrogen dbr:Forbidden_line dbr:OMC-1 dbr:Spectroscope dbr:Stromgren_radius dbr:File:Trapezium_cluster_optical_and_infrared_comparison.jpg dbr:File:Bubbles_of_Brand_New_Stars_LHA_120-N_180B.tif dbr:File:LHA_120-N_159.jpg dbr:File:Messier_17_ESO.jpg dbr:File:Nursery_of_New_Stars_-_GPN-2000-000972.jpg dbr:File:Ssc2005-02a.jpg dbr:File:Tarantula_nebula_detail.jpg
dbp:wikiPageUsesTemplate dbt:Authority_control dbt:Commons_category dbt:Div_col dbt:Div_col_end dbt:Featured_article dbt:Portal_bar dbt:Reflist dbt:See_also dbt:Short_description dbt:Nebula
dcterms:subject dbc:H_II_regions dbc:Nebulae
gold:hypernym dbr:Region
rdf:type owl:Thing yago:WikicatNebulae yago:Abstraction100002137 yago:Chemical114806838 yago:Compound114818238 yago:Formulation114873641 yago:Material114580897 yago:Matter100020827 yago:Nebula114960606 yago:Part113809207 yago:PhysicalEntity100001930 yago:Relation100031921 dbo:Settlement yago:Substance100019613 yago:WikicatEmissionNebulae
rdfs:comment Oblast HII je nejběžnější typ emisní mlhoviny. Vzniká ionizací vodíku, nejčetnějšího prvku mezihvězdné hmoty. Takto ionizovaný vodík označujeme HII. Většinou mladé, žhavé hvězdy produkují ultrafialové záření, to pak ionizuje plynné oblasti, které tyto hvězdy obklopují. V oblastech HII vzniká většina hvězd. Mezi nejznámější mlhoviny typu oblast HII patří Orlí mlhovina, mlhovina Rozeta, Carina a Mlhovina Tarantule. (cs) En astronomio, H II regionoj (H-du regionoj) estasemisiaj nebulozoj konsitigantaj ĉefe el nubo da hidrogenokies plejparto el la atomoj estas , kaj kiuj etendiĝassur pluraj parsekoj. La jonigado estas ŝuldata al la ultraviola radiado deunu aŭ pluraj varmaj steloj de spektra tipo O aŭ B, kiujformiĝis ene de tia nubo. La nomo "regiono H II" venas de la ĉeesto de jonigata hidrogeno, notata H II, porne konfuzi kun la molekula hidrogeno notata H2. (eo) Wilayah H II (Inggris: H II Regions), juga dikenal sebagai Daerah H II atau Kawasan H II, adalah wilayah atau daerah di luar angkasa yang bersinar dengan emisi hidrogen terionisasi. Mereka dikaitkan dengan keberadaan Bintang Tipe O dan Tipe B masif yang mengionisasi. Mereka terutama terdiri dari hidrogen, oleh karena itu dinamai (astronom menggunakan nama H+ atau H II untuk merujuk pada hidrogen terionisasi, H I untuk hidrogen netral), dan memiliki suhu sekitar 10.000 Kelvin. Wilayah H II dikaitkan dengan gugus bintang muda, dan berguna sebagai pengukuran jarak astronomis. (in) HII領域（えいちつーりょういき、HII region）とは、電離された水素が光を放っている天体である。直径数百光年に達する大きさを持ち、内部で星形成が行われている。このガス雲の中で生まれた若い高温の青い星が多量の紫外線を放出し、星の周囲にある星雲を電離することで光っている。 HII領域は数百万年にわたって数千個の新しい恒星を生み出す。生み出された星団の中で最も質量の大きな星々が超新星爆発を起こしたり激しい恒星風を放出したりすると、HII領域のガスは吹き払われ、星団の背後にわずかな星雲を残すのみとなる。 HII領域は電離された水素原子を大量に含んでいることからその名が付けられている（天文学や分光学では、電気的に中性の原子にはその元素記号にローマ数字の I を、1階電離されている場合には II、2階電離では III…を付けて表記する。そのため、中性の水素原子を HI (H one)、電離された水素原子（陽子）を HII (H two) と呼ぶ。水素の分子は H2 である）。HII領域は宇宙の中で比較的遠距離にあっても観測することができる。系外銀河のHII領域を研究することは、その銀河までの距離を測定したり銀河の化学組成を知る上で重要である。 (ja) 电离氢区（H II區）是發光的氣體和電漿組成的雲氣，有時會有數百光年的直徑，是恆星誕生的場所。從這些氣體中誕生的年輕、炙熱的藍色恆星散發出大量的紫外線，使星雲環繞在周圍的氣體游離。 H II區在數百萬年的歲月中也許可以誕生成千上萬顆的恆星。最後，超新星爆炸和來自星團中質量最大的那些恆星吹出的強烈恆星風，將會吹散掉H II區的氣體，留下來的就是像昴宿星團這樣的星團。 H II區是因為有大量被游離的氫原子而得名的，天文學家同樣的將中性氫的區域稱為HI區，而H2稱為分子氫。在遙遠宇宙的H II區依舊可被測得，其它星系H II區的觀測，對決定其距離及化學組成很重要。螺旋星系及不規則星系含有大量的H II區，但橢圓星系幾乎沒有H II區。在螺旋星系中，包含銀河系，H II區集中在螺旋臂上；在不規則星系裡，H II區則是混亂散佈。某些星系中的H II區可含有上萬顆恆星，像是大麥哲倫星系中的蜘蛛星雲以及三角座星系中的NGC 604。 (zh) مناطق الهيدروجين II أو مناطق الهيدروجين الثنائي (بالإنجليزية: H II region)‏ هي سحب فضائية عملاقة مكونة من غاز ساخن قليل الكثافة وبلازما يبلغ حجمها أحياناً عدة مئات من السنين الضوئية، وفيها تنشأ النجوم. تصدر النجوم الناشئة في هذه المناطق (وهي في العادة نجوم زرقاء ساخنة طبقاً لتصنيف هرتزشبرونج-راسل) كميَّاتٍ كبيرة من الأشعة فوق البنفسجية، وتعمل تلك الأشعة على تأيين الغاز حولها وتسخينه. عادةً ما تتواجد مناطق الهيدروجين الثنائي ضمن سحب جزيئيَّة عظيمة يكثر فيها تكون النجوم. كانت أول منطقة هيدروجين ثنائي اكتشفت في التاريخ هي سديم الجبار، الذي اكتشفه الفلكي الفرنسي عام 1610. (ar) Una regió H II és un núvol de gas ionitzat, fonamentalment hidrogen i heli, amb traces de nitrogen, oxigen, neó, i sofre, localitzat a prop d'estels massius de classe espectral O. En aquests núvols brillants de gas i plasma, que poden mesurar centenars d'anys llum de diàmetre, existeix un procés de formació estel·lar. Les estrelles joves calentes i blaves que s'han format a partir d'aquest gas emeten grans quantitats de llum ultraviolada, ionitzant la nebulosa que les envolta. (ca) Ein H-II-Gebiet (gesprochen Ha zwei, H für Wasserstoff) ist eine interstellare Wolke aus leuchtendem Gas mit einem Durchmesser von manchmal mehreren hundert Lichtjahren, in der die Sternentstehung stattfindet. Junge, heiße, blaue Sterne, die durch lokale Verdichtungen in dieser Gaswolke entstanden sind, strahlen große Mengen ultraviolettes Licht aus, das den Nebel um sie ionisiert. (de) Μια περιοχή H II ή περιοχή ιονισμένου υδρογόνου (H II region ή HII region) είναι ένα νεφέλωμα στον , το οποίο αποτελείται κυρίως από ιονισμένο ατομικό υδρογόνο, δηλαδή σε μεγάλο ποσοστό από ελεύθερα πρωτόνια και ηλεκτρόνια. Συνήθως έχει διαστάσεις από 1 έως εκατοντάδες έτη φωτός και πυκνότητα από λίγα μέχρι περίπου ένα εκατομμύριο σωματίδια ανά κυβικό εκατοστό. Η πρώτη περιοχή H II που ανακαλύφθηκε είναι το περίφημο Νεφέλωμα του Ωρίωνα (Μ42), που πρωτοπαρατηρήθηκε με τηλεσκόπιο το 1610 από τον , αν και είναι ορατό με γυμνό μάτι σε σκοτεινό ουρανό. (el) An H II region or HII region is a region of interstellar atomic hydrogen that is ionized. Typically the region is in a molecular cloud of partially ionized gas in which star formation has recently taken place, with a size ranging from one to hundreds of light years, and density from a few to about a million particles per cubic cm. The Orion Nebula, now known to be an H II region, was observed in 1610 by Nicolas-Claude Fabri de Peiresc by telescope, the first such object discovered. (en) H II eskualdea edo HII eskualdea izarren arteko hidrogeno atomikoko eskualde ionizatua da.Eskualdea partzialki ionizatutako gas-hodei molekular batean egon ohi da. Hodei horretan, izarrak berriki eratu dira. Argi-urte batetik ehunka urtera bitarteko tamaina eta zentimetro kubikoko partikula gutxi batzuetatik milioi batera izan ditzakete. Orion nebulosa, H II eskualdea dena, 1610ean ikusi zen teleskopioz, mota honetako aurkitutako lehen objektua. (eu) Una región H II es una nube de gas y plasma brillante que puede alcanzar un tamaño de varios cientos de años luz y en la cual se forman estrellas masivas. Dichas estrellas emiten copiosas cantidades de luz ultravioleta extrema (con longitudes de onda inferiores a 912 ángstroms) que ionizan la nebulosa a su alrededor. (es) En astronomie, une région d'hydrogène ionisé ou région H II (lire « H 2 ») est une nébuleuse en émission constituée de nuages principalement composés d'hydrogène et dont la plupart des atomes sont ionisés, et s'étendant parfois sur plusieurs années-lumière. L'ionisation est produite par la proximité d'une ou de plusieurs étoiles très chaudes, de type spectral O ou B, qui rayonnent fortement dans l'ultraviolet extrême, elles-mêmes formées à partir du nuage. (fr) Una regione H II (pronunciato regione acca secondo) è una nebulosa a emissione associata a stelle giovani, blu e calde (dei tipi OB, nell'angolo superiore del diagramma H-R). H II è il termine che indica l'idrogeno ionizzato, e le regioni H II sono nubi di gas ionizzato dalla radiazione ultravioletta emessa dalle stelle giovani. Le zone di formazione stellare si trovano infatti sempre in corrispondenza di questo tipo di oggetti nebulosi. (it) 전리수소영역(電離水素領域), 또는 H II 영역(H II region 에이치 투 리전[*], 문화어: 에이치이영역)은 발광성운의 일종으로, 부분적으로 이온화된 기체로 이루어진, 거대하고 밀도가 낮은 구름이다. 전리수소영역의 내부에서는 항성 형성이 진행되고 있다. 이 영역 안에서 만들어진 수명이 짧은 청색 별들이 어마어마한 양의 자외선을 방출해 주위의 기체를 이온화시킨다. 전리수소영역의 크기는 수백 광년에 달하며, 거대 분자운과 함께 있는 경우가 흔하다. 최초로 발견된 전리수소영역은 오리온성운으로, 1610년 프랑스의 니콜라클로드 파브리 드 페이레스크가 발견했다. (ko) Een H-II-gebied is een wolk van gloeiend gas, van enkele tot soms honderden lichtjaren in diameter. Jonge, hete, blauwe sterren die zich in het gas bevinden, stralen veel ultraviolet licht uit waarmee ze de nevel rondom ioniseren. Soms bevatten H-II-gebieden enkele sterren, maar in andere H-II-gebieden kunnen duizenden sterren ontstaan uit de geassocieerde moleculaire wolken. De gassen van het H-II-gebied worden door supernovaexplosies en sterrenwinden van de meest massieve sterren verspreid, waarbij een open sterrenhoop zoals Plejaden overblijft. (nl) Uma Região HII é uma nuvem de gás incandescente de baixa densidade e de plasma. Geralmente possuem várias centenas de anos-luz de diâmetro, no qual a formação estelar está ocorrendo. Estrelas jovens, quentes e azuis que se formaram a partir do gás emitem grandes quantidades de luz ultravioleta, radiação ionizante e aquecem o gás em torno deles. Regiões H II são frequentemente associados com nuvens moleculares gigantes. A primeira região H II é conhecida como Nebulosa de Orion descoberta em 1610 por Nicolas-Claude Fabri de Peiresc. (pt) Область (зона) H II, или область ионизированного водорода (разновидность эмиссионной туманности) — это облако горячей плазмы, достигающее нескольких сотен световых лет в поперечнике, являющееся областью активного звездообразования. В этой области рождаются молодые горячие голубовато-белые звёзды, которые обильно излучают ультрафиолетовый свет, тем самым ионизируя окружающую туманность. (ru) Obszary H II – obłoki świecącego gazu i plazmy o rozmiarach nawet kilkuset lat świetlnych, w których powstają gwiazdy. Młode, gorące, niebieskie gwiazdy, które powstały z gazu emitują pokaźną ilość promieniowania ultrafioletowego, jonizując otaczającą mgławicę. (pl) En H II-region är ett interstellärt moln av glödande gas och plasma, ibland flera hundra ljusår tvärs över, i vilket stjärnbildning äger rum. Unga, heta, blåa stjärnor som har bildats ur gasen avger kopiösa mängder ultraviolett ljus, vilket joniserar nebulosan som omger dem. (sv) Зони H II — це великі хмари частково іонізованого газу низької щільності, у яких нещодавно відбулося зореутворення. Короткоживучі яскраві блакитні зорі, що утворилися у таких зонах, випромінюють багато ультрафіолету, що іонізує навколишній газ. Зони H II — деколи діаметром у декілька сотень світлових років — часто асоціюються з гігантськими молекулярними хмарами. Першою відомою зоною H II стала туманність Оріона, яка була відкрита 1610 року Ніколя-Клод Фабрі де Пейреском. (uk)
rdfs:label H II region (en) منطقة هيدروجين II (ar) Regió H II (ca) Oblast HII (cs) H-II-Gebiet (de) Περιοχή H II (el) H II regiono (eo) Región H II (es) H II eskualde (eu) Région HII (fr) Wilayah H II (in) Regione H II (it) 전리수소영역 (ko) HII領域 (ja) H-II-gebied (nl) Obszar H II (pl) Região H II (pt) Область H II (ru) H II-region (sv) 电离氢区 (zh) Зони H II (uk)
rdfs:seeAlso dbr:Strömgren_sphere dbr:Stellar_evolution
owl:sameAs freebase:H II region http://d-nb.info/gnd/4158620-7 yago-res:H II region wikidata:H II region dbpedia-af:H II region dbpedia-ar:H II region http://ast.dbpedia.org/resource/Rexón_H_II dbpedia-be:H II region http://bn.dbpedia.org/resource/H_II_অঞ্চল http://bs.dbpedia.org/resource/H_II_područje dbpedia-ca:H II region dbpedia-cs:H II region dbpedia-de:H II region dbpedia-el:H II region dbpedia-eo:H II region dbpedia-es:H II region dbpedia-et:H II region dbpedia-eu:H II region dbpedia-fa:H II region dbpedia-fr:H II region dbpedia-he:H II region dbpedia-hr:H II region dbpedia-hu:H II region dbpedia-id:H II region dbpedia-it:H II region dbpedia-ja:H II region dbpedia-kk:H II region http://kn.dbpedia.org/resource/ಎಚ್-II_ಪ್ರದೇಶ dbpedia-ko:H II region dbpedia-lb:H II region http://lt.dbpedia.org/resource/H_II_sritis http://lv.dbpedia.org/resource/Jonizētais_ūdeņraža_mākonis dbpedia-mk:H II region dbpedia-nl:H II region dbpedia-nn:H II region dbpedia-no:H II region dbpedia-oc:H II region dbpedia-pl:H II region dbpedia-pt:H II region dbpedia-ro:H II region dbpedia-ru:H II region dbpedia-simple:H II region dbpedia-sk:H II region dbpedia-sl:H II region dbpedia-sr:H II region dbpedia-sv:H II region dbpedia-th:H II region dbpedia-tr:H II region dbpedia-uk:H II region dbpedia-vi:H II region dbpedia-zh:H II region https://global.dbpedia.org/id/B4As
prov:wasDerivedFrom wikipedia-en:H_II_region?oldid=1124246351&ns=0
foaf:depiction wiki-commons:Special:FilePath/Messier51_sRGB.jpg wiki-commons:Special:FilePath/Eagle_nebula_pillars.jpg wiki-commons:Special:FilePath/Orion_Nebula_-_Hubble_2006_mosaic_18000.jpg wiki-commons:Special:FilePath/Tarantula_nebula_detail.jpg wiki-commons:Special:FilePath/Trapezium_cluster_optical_and_infrared_comparison.jpg wiki-commons:Special:FilePath/Nursery_of_New_Stars_-_GPN-2000-000972.jpg wiki-commons:Special:FilePath/Bok_globules_in_IC2944.jpg wiki-commons:Special:FilePath/LHA_120-N_159.jpg wiki-commons:Special:FilePath/Messier_17_ESO.jpg wiki-commons:Special:FilePath/Ssc2005-02a.jpg
foaf:isPrimaryTopicOf wikipedia-en:H_II_region
is dbo:wikiPageRedirects of dbr:H_II_Region dbr:HII_regions dbr:HII_Region dbr:HII_region dbr:H_II dbr:H_II_nucleus
is dbo:wikiPageWikiLink of dbr:Carina_Nebula dbr:Rosette_Nebula dbr:Elephant_trunk_(astronomy) dbr:Metallicity dbr:Murchison_Widefield_Array dbr:H_II_Region dbr:Black_Eye_Galaxy dbr:Boötes dbr:Homunculus_Nebula dbr:Horsehead_Nebula dbr:Hydroxyl_radical dbr:List_of_largest_nebulae dbr:Ring_Nebula_(NGC_6822) dbr:Charles_Alexander_Shain dbr:V3903_Sagittarii dbr:VY_Canis_Majoris dbr:Virgo_Cluster dbr:Doubly_ionized_oxygen dbr:Interstellar_cloud dbr:Interstellar_medium dbr:List_of_most_luminous_stars dbr:List_of_most_massive_stars dbr:15_Sagittarii dbr:16_Sagittarii dbr:1806−20_cluster dbr:Cone_Nebula dbr:Cosmic_Background_Explorer dbr:Cosmic_dust dbr:Meissa dbr:SN_393 dbr:Sagittarius_B2 dbr:Nebula dbr:OB_star dbr:Emission_nebula dbr:Galaxy dbr:Glossary_of_astronomy dbr:N119 dbr:N11_(emission_nebula) dbr:NGC_1022 dbr:NGC_1309 dbr:NGC_1350 dbr:NGC_1491 dbr:NGC_1579 dbr:NGC_1637 dbr:NGC_1714 dbr:NGC_1792 dbr:NGC_1808 dbr:NGC_1955 dbr:NGC_2035 dbr:NGC_206 dbr:NGC_2362 dbr:NGC_2363 dbr:NGC_2363-V1 dbr:NGC_2403 dbr:NGC_2404 dbr:NGC_281 dbr:NGC_2841 dbr:NGC_2976 dbr:NGC_3256 dbr:NGC_3311 dbr:NGC_3393 dbr:NGC_346 dbr:NGC_3521 dbr:NGC_3603 dbr:NGC_3861 dbr:NGC_3938 dbr:NGC_4294 dbr:NGC_4299 dbr:NGC_4314 dbr:NGC_4450 dbr:NGC_4522 dbr:NGC_4535 dbr:NGC_4861 dbr:NGC_514 dbr:NGC_520 dbr:NGC_536 dbr:NGC_5363 dbr:NGC_5364 dbr:NGC_5398 dbr:NGC_5468 dbr:NGC_592 dbr:NGC_595 dbr:NGC_5962 dbr:NGC_6028 dbr:NGC_604 dbr:NGC_6118 dbr:NGC_613 dbr:NGC_6217 dbr:NGC_6334 dbr:NGC_6384 dbr:NGC_6530 dbr:NGC_6604 dbr:NGC_681 dbr:NGC_6822 dbr:NGC_6951 dbr:NGC_7380 dbr:NGC_7424 dbr:NGC_7469 dbr:NGC_7531 dbr:NGC_759 dbr:NGC_7635 dbr:NGC_891 dbr:NGC_986 dbr:Orion's_Sword dbr:Strömgren_sphere dbr:Andromeda_Galaxy dbr:Antlia_Dwarf dbr:Leo_A dbr:Stacy_McGaugh dbr:Star dbr:Stephan's_Quintet dbr:Stock_16 dbr:Collisional_excitation dbr:Cometary_knot dbr:Density_wave_theory dbr:ZW_II_96 dbr:Embedded_cluster dbr:Harriet_Dinerstein dbr:Pelican_Nebula dbr:Pulsar dbr:Starburst_galaxy dbr:Balmer_series dbr:Bubble_Nebula_(NGC_6822) dbr:Triangulum dbr:Triangulum_Galaxy dbr:Trifid_Nebula dbr:Type_II_supernova dbr:W40_IRS_1A_South dbr:WR_42e dbr:Westerhout_31 dbr:HII_galaxy dbr:H_I_region dbr:32_Cygni dbr:AB7 dbr:Allan_Sandage dbr:Ammonia dbr:43_(number) dbr:DH_Cephei dbr:Dwingeloo_1 dbr:EZ_Canis_Majoris dbr:Eagle_Nebula dbr:Expansion_of_the_universe dbr:Anemic_galaxy dbr:Bremsstrahlung dbr:North_America_Nebula dbr:Paris_Pişmiş dbr:Forbidden_mechanism dbr:Open_cluster dbr:Star_cluster dbr:HII dbr:RCW_Catalogue dbr:Gum_Nebula dbr:HD_34989 dbr:HD_97950 dbr:HII_regions dbr:HM_1 dbr:Helium_hydride_ion dbr:Astronomical_filter dbr:Astrophysical_maser dbr:Tarantula_Nebula dbr:Arp_147 dbr:Astronomical_object dbr:Astronomy dbr:Charles_H._Townes dbr:LBV_1806−20 dbr:LH_41-1042 dbr:LH_95 dbr:Lagoon_Nebula dbr:Laurie_Rousseau-Nepton dbr:Herbig–Haro_object dbr:Westerhout_40 dbr:Bok_globule dbr:Pinwheel_Galaxy dbr:Pismis_24-1 dbr:H2 dbr:HII_Region dbr:HII_region dbr:H_II dbr:H_II_nucleus dbr:IC_10 dbr:IC_2177 dbr:IRAS_12063-6259 dbr:Messier_105 dbr:Messier_43 dbr:Messier_90 dbr:Messier_98 dbr:Milky_Way dbr:Omega_Nebula dbr:Orion_Nebula dbr:Orion_molecular_cloud_complex dbr:R136a1 dbr:R136a2 dbr:RCW_120 dbr:RCW_34 dbr:RCW_36 dbr:RCW_49 dbr:RCW_88 dbr:Serpens dbr:Sh2-101 dbr:Sh2-106 dbr:Sh2-2 dbr:Sh2-54 dbr:Sher_25 dbr:Wreath_Nebula dbr:Markarian_galaxies dbr:Messier_object dbr:Super_star_cluster dbr:Sharpless_catalog dbr:Stewart_Sharpless dbr:Sh2-264 dbr:List_of_star-forming_regions_in_the_Local_Group dbr:Molecular_cloud dbr:Sh2-155 dbr:Sh2-308 dbr:Sh2-7 dbr:Sh2-88 dbr:Outline_of_astronomy dbr:SGR_1806−20 dbr:W_31
is dbp:class of dbr:Westerhout_40
is dbp:notes of dbr:ZW_II_96
is dbp:subtype of dbr:NGC_1491
is dbp:type of dbr:NGC_3603 dbr:NGC_592 dbr:RCW_36 dbr:RCW_88
is foaf:primaryTopic of wikipedia-en:H_II_region