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 hidrogenterionisasi. 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.[1][2]
Karakteristik
Wilayah H II adalah wilayah emisi yang tercipta ketika bintang muda masif mengionisasi awan gas di dekatnya dengan radiasi UV berenergi tinggi. Wilayah H II ditemukan di medium antarbintang dan terdiri dari awan plasma panas hidrogen terionisasi dan elektron pada sdkitar 10.000 K. Mereka dapat memanjang hingga beberapa ratus tahun cahaya atau menjadi sangat kompak sehingga mereka bahkan tidak dapat mencapai 1 tahun cahaya. Sejalan dengan itu, mereka memiliki rentang massa jenis yang besar, dari beberapa atom/cm3, hingga jutaan atom/cm3 untuk wilayah yang paling padat. Di galaksi kita, wilayah H II mengikuti distrubusi yaang mirip dengan awan molekul tempat bintang-bintang terbentuk, dan juga terkonsentrasi di lengan spiral galaksi lain. Mereka juga ditemukan dalam hubungan dengan bintang-bintang yang baru terbentuk di seluruh galaksi tak beraturan yang membuat mereka sangat terlihat sebagai pelacak pembentukan bintang aktif.[2][3]
Umur rata-rata H II hanya beberapa juta tahun, selama waktu itu mereka memainkankan peran kunci dalam menyebarkan pembentukan bintang melalui awan molekul. Plasma disebabkan oleh fotosionisasi oleh radiasi bintang masif panas tipe spektrum O atau B mengionisasi hidrogen netral (H I). Wilayah H II berpusat pada bintang dengan suhu permukaan yang sangat tinggi dan luminositas yang cemerlang, yang energi pancarannya cukup untuk memanaskan medium antarbintang ke titik di mana hidrogen terionisasi. Angin dan radiasi UV yang dipancarkan oleh bintang masif tidak hanya menyinari gas dan daya pada wilayah H II, tetapi juga bekerja untuk mengukir rongga di awan molekul sekitarnya. Gas panas hidrogen terionisasi dari wilayah H II mengembang ke dalam rongga ini yang bergerak lebih cepat dari kecepatan suara. Atom hidrogen ini cenderung menarik elektron dan berkumpul kembali, dengan eletron yang tertangkap mengalir turun melalui status kuantum atom hidrogen, memancarkan foton karakteristik cahaya pada setiap lompatan ke bawah. Tergantung pada kecepatan resesi nebula, cahayanya akan berubah menjadi merah, tetapi banyak wilayah seperti M16 yang menunjukkan karakteristik pancaran merah dari emisi hidrogen. Ketika gas supersonik dari wilayah H II bertemu dengan gas susonik di awan molekul, gelombang kejut akan terbentuk. Gelombang kejut memampatkan gas di awan molekul, memicu periode intens pembentuk bintang yang menghasilkan pembentukan gugus bintang yang terikat secara longgar. Beberapa bintang ini akan tumbuh menjadi besar dan, dalam efek seperti domino, akan memperluas H II sekali lagi.[2][4][5][6]
Rekombinasi sesekali proton dan elektron menghasilkan aliran energi dengan emisi foton yang menjelaskan mengapa wilayah H II muncul sebagai nebula kemerahan bercahaya. Spektrumnya terutama mengandung garis rekombinasi H I yang kiat serta garis terlarang seperti yang berasal dari Oksigen terionisasi dan Nitrogen. Wilayah H II dapat menghasilkan ribuan bintang dengan cara ini, proses pembentukan bintang itu sendiri sangat tidak efisien. Umumnya, kurang dari 10% gas yang tersedia diubah menjadi bintang, dengan sisa gas yang disebarkan oleh angin bintang, tekanan radiasi dan kemungkinan supernova.[2][3]
Nebula Orion salah satu contoh terkenal dari Wilayah H II.
Mungkin contoh yang paling terkenal dan mencolok dari dari Wilayah H II adalah Nebula Orion, di mana bintang-bintang yang sangat bercahaya dari gugus Trapesium sedang mengionisasi awan gas di sekitarnya.[2]
