thumb|250px|NGC 604, uma região HII gigante na galáxia do Triângulo
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.
Observações thumb|left|250px|Regiões negras formadoras de estrelas na Nebulosa da Águia.
Algumas das regiões HII mais brilhantes são visíveis a olho nu. No entanto, nenhuma parece ter sido notada antes do advento do telescópio, no início do século XVII. Até mesmo Galileu não notou a Nebulosa de Órion quando ele primeiro observou o aglomerado estelar dentro dela (previamente catalogada como uma estrela única, θ Orionis, por Johann Bayer). O observador francês Nicolas-Claude Fabri de Peiresc é creditado com a descoberta da Nebulosa de Órion em 1610.Harrison, T.G. (1984). "The Orion Nebula—where in History is it". Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 25: 65–79. Após essa observação, grande número de regiões HII têm sido descobertas na nossa galáxia e em outras.Anderson, L.D.; Bania, T.M.; Jackson, J.M. et al. (2009). "The molecular properties of galactic HII regions. The Astrophysical Journal Supplement Series 181: 255–271. doi:10.1088/0067-0049/181/1/255.
William Herschel observou a Nebulosa de Órion em 1774 e descreveu-a como "uma neblina ardente não formada, o material caótico de futuros sóis".Jones, Kenneth Glyn (1991). Messier's nebulae and star clusters. Cambridge University Press. p. 157. ISBN 978-0-521-37079-0. A confirmação desta hipótese teve que esperar outra centena de anos, quando William Huggins (ajudado pela mulher Mary Huggins) voltou o seu espectroscópio para várias nebulosas. Algumas, como a Nebulosa de Andrómeda, tinham espectros muito similares aos de estrelas, mas viu-se que eram galáxias que consistiam em centenas de milhões de estrelas individuais. Outras tinham aparência muito diferente. Em vez de de um forte continuo com linhas de absorção sobrepostas, a Nebulosa de Órion e outros objetos similares mostraram apenas um pequeno número de linhas de emissão.Huggins W., Miller W.A. (1864). On the Spectra of some of the Nebulae, Philosophical Transactions of the Royal Society of London, v.154, p.437 A mais brilhante destas estava a um comprimento de onda de 500,7 nanómetros, que não correspondia com a linha de nenhum elemento químico conhecido. Primeiramente foi colocada a hipótese de a linha ser devida a um elemento desconhecido, que foi chamado de Nebulium; uma ideia similar levou à descoberta de hélio através da análise do espectro do Sol, em 1868.Tennyson, Jonathan (2005). Astronomical spectroscopy: an introduction to the atomic and molecular physics of astronomical spectra. Imperial College Press. pp. 99–102. ISBN 978-1-86094-513-7.
No entanto, enquanto que o hélio foi isolado na Terra logo após a sua descoberta o espectro do Sol, o Nebulium não foi. No início do século XX, Henry Norris Russell propôs que em vez de ser um novo elemento, a linha dos 500,7 nm era devida a um elemento familiar em condições não familiares.Russell, H.N.; Dugan, R.S.; Stewart, J.Q (1927). Astronomy II Astrophysics and Stellar Astronomy. Boston: Ginn & Co.. p. 837.
Físicos mostraram na década de 1920 que em gás a extremamente baixa densidade, os eletrões podem popular níveis de energia metastáveis excitados, em átomos e íons que, a maiores densidades, são rapidamente desexcitados por colisões.Bowen, I.S. (1927). The Origin of the Chief Nebular Lines, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v.39, p.295 Transições de eletrões desde estes níveis em oxigénio duplamente ionizado resultam no aparecimento da linha dos 500,7 nm.O’Dell, C.R. (2001). The Orion Nebula and its associated population (pdf). Annual Review Astronomy and Astrophysics 39: 99–136. doi:10.1146/annurev.astro.39.1.99. Estas linhas espectrais, que apenas podem ser vistas a muito baixas densidades de gases, são chamadas linhas proibidas. Observações espectroscópicas mostraram assim que as nebulosas eram compostas de gases extremamente rarefeitos.
Durante o século XX, observações mostraram que as regiões HII possuem muitas vezes estrelas quentes e brilhantes. Estas estrelas possuem muito mais vezes a massa do Sol, e são as estrelas de menor duração de vida, com apenas alguns milhões de anos (comparado com estrelas como o Sol, que têm durações de vida de alguns biliões de anos).
Conjeturou-se então que as regiões HII deveriam ser regiões nas quais novas estrelas estavam a ser formadas. Num período de vários milhões de anos, um conjunto de estrelas irá formar-se de uma região HII, antes que a pressão de radiação das jovens estrelas quentes resultantes cause que a nebulosa se disperse.Pudritz, Ralph E. (2002). "Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses". Science 295: 68–75. doi: 10.1126/science.1068298.
As Plêiades são um exemplo de um conjunto de estrela que dispersou a região HII da qual teve origem. Apenas alguns traços de nebulosidade de reflexão permaneceu.
Origem e duração de vida thumb|right|250px|Uma pequena parte da Nebulosa da tarântula, uma região HII gigante na Grande Nuvem de Magalhães.
O precursor de uma região HII é uma nuvem molecular gigante. Uma nuvem molecular gigante é uma nuvem muito fria (10–20 K) e densa, consistindo maioritariamente de hidrogénio molecular. As nuvens moleculares gigantes podem existir num estado estável por longos períodos de tempo, mas ondas de choque devido a supernovas, colisões entre nuvens, e interações magnéticas podem iniciar o colapso de parte da nuvem. Quando isto ocorre, através de processo de colapso e fragmentação da nuvem, as estrelas nascem (ver evolução estelar para uma descrição mais alargada).
À medida que as estrelas nascem dentro de uma nuvem molecular gigante, as mais maciças atingem temperaturas quente o suficiente para ionizar o gás circundante. Logo após a formação de um campo de radiação ionizante, fotões energéticos criam uma frente ionizante que se movimenta através do gás circundante a velocidades supersónicas. A distâncias cada vez maiores da estrela ionizante, a frente de ionização abranda, enquanto a pressão do recém formado gás ionizado causa a expansão do volume ionizado. Eventualmente, a frente ionizante abranda para velocidades subsónicas e é ultrapassada pela frente de choque causada pela expansão da nebulosa. A região HII nasceu.Franco J., Tenorio-Tagle G., Bodenheimer P. (1990). On the formation and expansion of H II regions, Astrophysical Journal, v.349, p.126
O tempo de vida de uma região HII é da ordem de alguns milhões de anos. A pressão da radiação das jovens estrelas quentes irá eventualmente afastar a maioria do gás. De fa(c)to, todo o processo tende a ser muito ineficiente, com menos de 10 por cento do gás na região HII formando em estrelas antes do resto ser afastado. Também contribuindo para a perda de gás estão as explosões de supernovas das estrelas mais maciças, que ocorrerão apenas depois de 1-2 milhões de anos.
Viveiros de estrelas thumb|250px|left|Um glóbulo de Bok na região HII IC 2944.
O nascimento de estrelas dentro de regiões HII permanece escondida de nós devido à existência de densas nuvens de gás e poeira que rodeiam as estrelas que estão a nascer. É apenas quando a pressão da radiação de uma estrela afasta o seu 'casulo' que é se torna visível. Antes disso, as regiões densas que contêm novas estrelas são muitas vezes visualizadas em silhueta contra o resto da nebulosa ionizada; estes fragmentos escuros são conhecidos como glóbulos de Bok, nomeados em honra do astrónomo Bart Bok, que propôs, na década de 1940, que estas regiões seriam locais de nascimento de estrelas.
A confirmação da hipótese de Bok teria que esperar até 1990, quando observações em infravermelhos finalmente penetraram a densa poeira dos glóbulos de Bok para revelar objetos estelares novos dentro da região. Atualmente pensa-se que um glóbulo de Bok típico contém 10 massas solares de material numa região com cerca de um ano-luz de diâmetro, e que os glóbulos Bok resultam de maneira comum na formação de sistemas estelares múltiplos ou duplos.Yun J.L., Clemens D.P. (1990). Star formation in small globules – Bart Bok was correct, Astrophysical Journal, v.365, p.73Clemens D.P., Yun, J.L., Heyer M.H. (1991). Bok globules and small molecular clouds – Deep IRAS photometry and (C-12)O spectroscopy, Astrophysical Journal Supplement, v.75, p.877Launhardt R., Sargent A.I., Henning T et al (2002). Binary and multiple star formation in Bok globules, Proceedings of IAU Symposium No. 200 on The Formation of Binary Stars. Eds Reipurth & Zinnecker, p.103
Para além de serem local de nascimento de estrelas, as regiões HII também mostram evidências de conterem sistemas planetários. O Telescópio Espacial Hubble revelou centenas de discos protoplanetários na nebulosa de Órion. Pelo menos metade das estrelas novas na nebulosa de Órion parecem ser rodeadas de discos de gás e poeiras, que se pensa conterem muitas vezes a matérias que seria necessário para criar sistemas planetários como o nosso.
Características Características físicas As regiões HII variam grandemente nas suas propriedades físicas. Atingem em tamanho desde as chamadas regiões ultra-compactas com talvez apenas um ano-luz ou menos de largura, até regiões HII gigantes com várias centenas de anos-luz de largura. O seu tamanho é também conhecido como raio de Strömgren e depende essencialmente da intensidade da fonte de fotões ionizantes e da densidade da região. As suas densidades variam de mais de um milhão de particulas por cm³ nas regiões HII ultra-compactas até tão pouco como algumas partículas por cm³ nas regiões maiores. Isto implica massas totais entre 10² e 105 massas solares.