Caratteristiche principali dell'emissione di regioni HII

Le regioni HII sono, in prima approssimazione, nubi di idrogeno ionizzato dai fotoni di stelle OB. Tali stelle massicce hanno temperature superficiali T∗>10^4 K e una vita media relativamente breve. Se all'interno della regione di formazione si osservano stelle a diversi stage evolutivi, è possibile seguire e studiare in dettaglio l'evoluzione delle regioni HII ad esse associate. Il mezzo interstellare ionizzato (WIM) si trova immerso in un mezzo neutro (WNM e CNM) dal quale la formazione stellare ha avuto origine. Pertanto per avere una panoramica completa delle caratteristiche di emissione non ci si può fermare al solo processo di ionizzazione. In questo testo verranno illustrate le principali caratteristiche di emissione con un approccio pancromatico e verranno accennati alcuni processi di emissione secondari. Inizialmente si assumerà un equilibrio tra la fotoionizzazione e la ricombinazione, definendo teoricamente la Sfera di Strömgren. La si assumerà costituita solamente di idrogeno, in seguito verranno brevemente discussi gli effetti dell'elio, dei `metalli' e di ulteriori processi dinamici. A questo punto si potranno giustificare le prime features osservative: le righe di ricombinazione, o RLs. In seguito si discuterà della formazione delle righe "proibite", o meglio CELs (Collisionally Excited Lines), che sono il principale processo di raffreddamento di tali regioni. Con l'accenno alle righe di ricombinazione radio si chiuderà la panoramica sui processi di emissione in riga. Nel capitolo finale sono trattati i principali processi di emissione nel continuo, ossia quelli dovuti a transizioni libero-libero (Bremsstrahlung) e alle polveri. Spesso ci si soffermerà sull'importanza di uno studio dettagliato delle regioni HII con riferimenti allo stato dell'arte della ricerca astrofisica.