Caratteristiche principali dell'emissione delle regioni H II

Molte delle più spettacolari immagini della nostra Galassia hanno per protagoniste le regioni H II: storicamente, questi plasmi astrofisici sono stati tra i primi ad essere studiati in dettaglio, grazie ai loro luminosi spettri di emissione in banda ottica. Le regioni H II sono regioni di WIM composte perlopiù da idrogeno ionizzato create all'interno del CNM dal flusso di fotoni ultravioletti prodotto da stelle giovani di grande massa, di classe spettrale OB. Si trovano situate principalmente in corrispondenza delle regioni di formazione stellare delle galassie a spirale. Questa discussione tratterà principalmente le caratteristiche osservative delle regioni H II e si occuperà dunque di descriverne i processi di emissione che ne determinano gli spettri osservati. Si partirà dalla descrizione delle regioni H II come zone di equilibrio di fotoionizzazione e se ne definirà il raggio di Stromgren; successivamente verranno discusse le caratteristiche spettrali. La radiazione continua, in particolare la sua componente dovuta all'emissione di Bremsstrahlung e quella dovuta alle polveri, verrà descritta nel capitolo 2. Le linee di emissione molto brillanti dovute a processi di ricombinazione (RLs) e di eccitazione collisionale (CELs), tipiche di queste regioni, sono discusse nel capitolo successivo. Infine, verranno trattate anche le emissioni provenienti dalle particolari zone che delimitano le regioni H II vere e proprie, che prendono il nome di regioni di fotodissociazione: se ne discuterà l'emissione dovuta a particolari molecole come PAHs, H2 e CO, e la loro importanza nella mappatura delle regioni H II nella Galassia. L'argomento trattato nel corso di questa tesi è molto vasto e dotato di un'estesa letteratura: non è possibile in poche pagine descrivere in dettaglio ogni processo fisico all'interno delle regioni H II, ma viene piuttosto fornito un quadro generale dei processi più importanti nel contesto delle emissioni provenienti da queste nebulose.