Caratteristiche principali dell'emissione di regioni HII

Le regioni HII, così denominate in quanto costituite quasi completamente da H+, sono regioni di gas ionizzato generate dalla fotoionizzazione del mezzo neutro circumstellare ad opera della radiazione UV di stelle giovani di grande massa, tipicamente di classe spettrale O o B. In aggiunta principalmente alle nebulose planetarie, queste regioni costituiscono la fase di WIM (Warm Ionized Medium) del mezzo interstellare e si trovano associate ai siti di formazione stellare. Tale formazione avviene nella fase di CNM (Cold Neutral Medium) nelle nubi molecolari giganti, disposte nei bracci delle spirali. In prima approssimazione le regioni HII sono rappresentate dal modello di Sfera di Stromgren: una sfera omogenea di H ionizzato, in equilibrio di ionizzazione, separata tramite una regione di transizione piuttosto netta da una regione esterna di gas completamente neutro. Verranno quindi trattate le principali caratteristiche di emissione, suddivise in questo elaborato in processi di emissione in riga e nel continuo. Gli spettri di queste regioni sono caratterizzati principalmente da intense righe in emissione, che possono essere di ricombinazione RLs, alcune delle quali tipiche in banda Radio e conosciute come RRLs, o di eccitazione collisionale CELs, righe proibite favorite dalle condizioni di bassa densità delle regioni in esame. Tipicamente nel Radio e nell’infrarosso diventano distintivi i processi di emissione nel continuo rispettivamente di Bremsstrahlung ed emissione termica delle polveri. Verrà in seguito analizzato il ruolo delle regioni HII come traccianti di regioni di formazione stellare e bracci a spirale e come la luminosità della riga Hα possa essere sfruttata come indicatore del rate di formazione stellare (SFR). Infine, saranno approfondite le caratteristiche di emissione delle classi di regioni HII HC (Hypercompact) e UC (Ultracompact).