Газдың иондалған аймақтары: Жұлдыздар туысқан ошақтар
H II region
H II аймақтары – жұлдыздар туған газ бұлттары. Бұл аймақтар иондалған сутегінен тұрады, көлемдері өте үлкен, тығыздығы әртүрлі. Ормон бұлты – H II аймағының мысалы.
Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Ішінара иондалған газдың үлкен, төмен тығыздықтағы жұлдызаралық бұлты
Large, low density interstellar cloud of partially ionized gas
H II аймағы немесе HII аймағы – иондалған жұлдызаралық атомдық сутегінің аймағы. Ол әдетте жарым-иондалған газдың молекулалық бұлтында орналасады, онда жұлдыздардың пайда болуы жақында болған, ал мөлшері бірден жүздеген жарық жылына дейін, ал тығыздығы бірнешеден шамамен миллион бөлшекке дейін куб сантиметрге шаққанда болады. Орион тұмандығы, қазір H II аймағы екені белгілі болған, 1610 жылы Николас Клод Фабри де Пейрес телескоп арқылы байқаған, бұл осындай нысанның табылуының алғашқы жағдайы. Аймақтар кез келген пішінде болуы мүмкін, себебі олардың ішіндегі жұлдыздар мен газдың таралуы ретсіз. Осы аймақтарда пайда болатын қысқа өмір сүретін көк жұлдыздар айналасындағы газды иондау үшін көп мөлшерде ультракүлгін сәуле шығарады. H II аймақтары – кейде бірнеше жүз жарық жылына дейін созылатын – көбінесе алып молекулалық бұлттармен байланысты. Олар көбінесе түйіршікті және жіп тәрізді болып көрінеді, кейде Аттың басы тұмандығы сияқты күрделі пішіндерді көрсетеді. H II аймақтары бірнеше миллион жыл ішінде мыңдаған жұлдыздардың тууына мүмкіндік береді. Соңында, пайда болған жұлдыз шоғырындағы ең массивті жұлдыздардың суперновалық жарылыстары мен күшті жұлдыздық желдері H II аймағының газдарын таратып, пайда болған жұлдыз шоғырын қалдырады. H II аймақтарын ғаламдағы үлкен қашықтықтардан байқауға болады, ал галактикадан тыс H II аймақтарын зерттеу галактикалардың қашықтығы мен химиялық құрамын анықтау үшін маңызды. Спиральды және иррегулярлы галактикаларда көптеген H II аймақтары бар, ал эллипстік галактикаларда олар дерлік жоқ. Спиральды галактикаларда, соның ішінде біздің Галактикамызда, H II аймақтары спиральды қолдарда шоғырланған, ал иррегулярлы галактикаларда олар хаотикалық түрде таратылған. Кейбір галактикаларда ондаған мыңдаған жұлдызды қамтитын үлкен H II аймақтары бар. Мысалдарға Үлкен Магеллан бұлтындағы 30 Doradus аймағы және Үшбұрыш галактикасындағы NGC 604 жатады.
An H II region or HII region is a region of interstellar atomic hydrogen that is ionized. It is typically in a molecular cloud of partially ionized gas in which star formation has recently taken place, with a size ranging from one to hundreds of light years, and density from a few to about a million particles per cubic centimetre. The Orion Nebula, now known to be an H II region, was observed in 1610 by Nicolas Claude Fabri de Peiresc by telescope, the first such object discovered. The regions may be of any shape because the distribution of the stars and gas inside them is irregular. The short lived blue stars created in these regions emit copious amounts of ultraviolet light that ionize the surrounding gas. H II regions—sometimes several hundred light years across—are often associated with giant molecular clouds. They often appear clumpy and filamentary, sometimes showing intricate shapes such as the Horsehead Nebula. H II regions may give birth to thousands of stars over a period of several million years. In the end, supernova explosions and strong stellar winds from the most massive stars in the resulting star cluster disperse the gases of the H II region, leaving a cluster of stars which have formed. H II regions can be observed at considerable distances in the universe, and the study of extragalactic H II regions is important in determining the distances and chemical composition of galaxies. Spiral and irregular galaxies contain many H II regions, while elliptical galaxies are almost devoid of them. In spiral galaxies, including our Milky Way, H II regions are concentrated in the spiral arms, while in irregular galaxies they are distributed chaotically. Some galaxies contain huge H II regions, which may contain tens of thousands of stars. Examples include the 30 Doradus region in the Large Magellanic Cloud and NGC 604 in the Triangulum Galaxy.
Терминология
H II термині астрономдар тарапынан "H екі" деп айтылады. "H" - сутегінің химиялық символы, ал "II" - римдік санмен 2-ні білдіреді. Астрономияда бейтарап атомдарды белгілеу үшін I римдік саны, бір рет иондалғандар үшін II (H II басқа ғылымдарда H+ ретінде белгіленеді), екі рет иондалғандар үшін III (мысалы, O III - O2+ және т.б.) қолданылады. H II, немесе H+, бос протоннан тұрады. H I аймағы бейтарап атомдық сутектен және молекулалық сутегінің молекулалық бұлтынан (H2) құралады. Астроном емес адамдармен әңгімелескенде "H II" және "H2" айтылуының бірдей болуы салдарынан шатасу туындауы мүмкін.
The term H II is pronounced "H two" by astronomers. "H" is the chemical symbol for hydrogen, and "II" is the Roman numeral for 2. It is customary in astronomy to use the Roman numeral I for neutral atoms, II for singly ionised—H II is H+ in other sciences—III for doubly ionised, e. g. O III is O2+, etc. H II, or H+, consists of free protons. An H I region consists of neutral atomic hydrogen, and a molecular cloud of molecular hydrogen, H2. In spoken discussion with non astronomers there is sometimes confusion between the identical spoken forms of "H II" and "H2".
Байқаулар
Ең жарық H II аймақтарының кейбіреулерін қалыс көзбен көруге болады. Дегенмен, 17 ғасырдың басында телескоп ойда келгенге дейін мұндай құбылыстар байқалмаған секілді. Тіпті Галилей Орион тұмандығын алғаш рет оның ішіндегі жұлдыз шоғын (Йоханн Байер бұрын жалғыз жұлдыз ретінде тіркеген) байқамаған. Француз бақылаушысы Николас Клод Фабри де Пейрес 1610 жылы Орион тұмандығын ашқан. Сол кезден бері Сүт Жолы мен басқа галактикаларда көптеген H II аймақтары табылды. Ертеде астрономдар "диффузды тұмандықтарды" (қазір H II аймақтары деп белгілі) және үлкен телескоп арқылы қарағанда тұманды көрінісін сақтайтын, ал енді жұлдыздарға бөлінетін тұмандықтарды ажырататын. Гершельдің жұлдыздардың қалыптасу гипотезасын растау үшін тағы бір жүз жыл күтуге тура келді, сонда Уильям Хаггинс әйелі Мэри Хаггинспен бірге спектроскопын әртүрлі тұмандықтарға бағыттады. Андромеда тұмандығы сияқты кейбіреулері жұлдыздарға ұқсас спектрлерге ие болды, бірақ олар жүздеген миллион жеке жұлдыздардан тұратын галактикалар екені анықталды. Басқалары мүлдем өзгеше көрінді. Орион тұмандығы және оған ұқсас нысандар сіңіру сызықтары бар күшті континумның орнына, тек аз ғана шығарылым сызықтарын көрсетті. Планеталық тұмандықтардағы бұл спектрлік сызықтардың ең жарықтысы 500,7 нанометр толқын ұзындығында болды, ол ешбір белгілі химиялық элементтің сызығына сәйкес келмеді. Бастапқыда бұл сызық белгісіз элементке, "небулиумға" байланысты болуы мүмкін деген гипотеза болды – осыған ұқсас идея 1868 жылы Күн спектрін талдау арқылы гелийдің ашылуына әкелді. Алайда гелий Күн спектрінде табылып, одан кейін көп ұзамай жерде оқшауланған, ал небулиум оқшауланбады. 20 ғасырдың басында Генри Норрис Рассел бұл 500,7 нм сызығы жаңа элемент емес, керісінше, белгісіз жағдайдағы таныс элементке байланысты болуы мүмкін деп ұсынды. Астрономиялық тұрғыдан тығыз саналатын жұлдызаралық материя зертханалық стандарттар бойынша жоғары вакуум болып табылады. Физиктер 1920 жылдары газдың өте төмен тығыздығында электрондар атомдар мен иондардағы қозулы, метатұрақты энергетикалық деңгейлерді толтыра алатынын көрсетті, олар жоғары тығыздықта соқтығысулар арқылы жылдам де-қозуға ұшырайды. Екі рет иондалған оттегідегі осы деңгейлерден электрондық өтулер 500,7 нм сызығын тудырады. ГМК (үлкен молекулалық бұлттар) ұзақ уақыт бойы тұрақты күйде қалуы мүмкін, бірақ жоғары жылдамдықты соққы толқындары, бұлттардың соқтығысуы және магниттік өзара әрекеттесу оның құлдырауына себеп болуы мүмкін. Бұл орын алғанда, бұлттың ыдырауы мен фрагментация процесі арқылы жұлдыздар туады (толық сипаттама үшін жұлдыз эволюциясын қараңыз). Жұлдыздар ГМК-да туғанда, ең массивтілері айналадағы газды иондауға жеткілікті температураға жетеді. H II аймағының өмір сүру мерзімі шамамен бірнеше миллион жылды құрайды. Жас, ыстық жұлдыздардың сәулелену қысымы газдың көп бөлігін сыртқа шығарады. Шындығында, бүкіл процесс өте тиімсіз, H II аймағындағы газдың 10 пайызынан азы жұлдызға айналады, ал қалғаны тарап кетеді. Бок 1946 жылдың желтоқсанында Гарвард обсерваториясының жүз жылдық симпозиумында осы глобулалар жұлдыздардың қалыптасу орындары болуы мүмкін деген пікірді айтты. 1990 жылы олардың шындығында жұлдыздық туу орындары екені расталды. Ыстық жас жұлдыздар осы глобулаларды таратып жібереді, өйткені H II аймағын қуаттандыратын жұлдыздардың сәулесі материяны сыртқа шығарады. Осы мағынада H II аймақтарын құрайтын жұлдыздар жұлдыздық балабақшаларды жоюға тырысады. Алайда, осы процесте жұлдыздардың қалыптасуының соңғы күркіреуі басталуы мүмкін, өйткені сәулелену қысымы мен жоғары жылдамдықты соққы толқындары глобулаларды сығып, олардың тығыздығын арттыруы мүмкін. H II аймақтарындағы жас жұлдыздар планеталық жүйелердің бар екенін көрсетеді. Хаббл ғарыш телескопы Орион тұмандығында жүздеген протопланеталық дискілерді (проплидтерді) анықтады. Орион тұмандығының жас жұлдыздарының кем дегенде жартысы газ бен шаңнан тұратын дискілермен қоршалған сияқты, оларда Күн жүйесі сияқты планеталық жүйе құру үшін қажетті материядан бірнеше есе көп зат бар.
A few of the brightest H II regions are visible to the naked eye. However, none seem to have been noticed before the advent of the telescope in the early 17th century. Even Galileo did not notice the Orion Nebula when he first observed the star cluster within it (previously cataloged as a single star, θ Orionis, by Johann Bayer). The French observer Nicolas Claude Fabri de Peiresc is credited with the discovery of the Orion Nebula in 1610. Since that early observation large numbers of H II regions have been discovered in the Milky Way and other galaxies. In early days astronomers distinguished between "diffuse nebulae" (now known to be H II regions), which retained their fuzzy appearance under magnification through a large telescope, and nebulae that could be resolved into stars, now known to be galaxies external to our own. Confirmation of Herschel's hypothesis of star formation had to wait another hundred years, when William Huggins together with his wife Mary Huggins turned his spectroscope on various nebulae. Some, such as the Andromeda Nebula, had spectra quite similar to those of stars, but turned out to be galaxies consisting of hundreds of millions of individual stars. Others looked very different. Rather than a strong continuum with absorption lines superimposed, the Orion Nebula and other similar objects showed only a small number of emission lines. In planetary nebulae, the brightest of these spectral lines was at a wavelength of 500.7 nanometres, which did not correspond with a line of any known chemical element. At first it was hypothesized that the line might be due to an unknown element, which was named nebulium—a similar idea had led to the discovery of helium through analysis of the Sun's spectrum in 1868. However, while helium was isolated on earth soon after its discovery in the spectrum of the sun, nebulium was not. In the early 20th century, Henry Norris Russell proposed that rather than being a new element, the line at 500.7 nm was due to a familiar element in unfamiliar conditions. Interstellar matter, considered dense in an astronomical context, is at high vacuum by laboratory standards. Physicists showed in the 1920s that in gas at extremely low density, electrons can populate excited metastable energy levels in atoms and ions, which at higher densities are rapidly de excited by collisions. Electron transitions from these levels in doubly ionized oxygen give rise to the 500.7 nm line. GMCs can exist in a stable state for long periods of time, but shock waves due to supernovae, collisions between clouds, and magnetic interactions can trigger its collapse. When this happens, via a process of collapse and fragmentation of the cloud, stars are born (see stellar evolution for a lengthier description). As stars are born within a GMC, the most massive will reach temperatures hot enough to ionise the surrounding gas. The lifetime of an H II region is of the order of a few million years. Radiation pressure from the hot young stars will eventually drive most of the gas away. In fact, the whole process tends to be very inefficient, with less than 10 percent of the gas in the H II region forming into stars before the rest is blown off. Bok proposed at the December 1946 Harvard Observatory Centennial Symposia that these globules were likely sites of star formation. It was confirmed in 1990 that they were indeed stellar birthplaces. The hot young stars dissipate these globules, as the radiation from the stars powering the H II region drives the material away. In this sense, the stars which generate H II regions act to destroy stellar nurseries. In doing so, however, one last burst of star formation may be triggered, as radiation pressure and mechanical pressure from supernova may act to squeeze globules, thereby enhancing the density within them. The young stars in H II regions show evidence for containing planetary systems. The Hubble Space Telescope has revealed hundreds of protoplanetary disks (proplyds) in the Orion Nebula. At least half the young stars in the Orion Nebula appear to be surrounded by disks of gas and dust, thought to contain many times as much matter as would be needed to create a planetary system like the Solar System.
Физикалық қасиеттері
H II аймақтары физикалық қасиеттері жағынан бір-бірінен күрт өзгешеленеді. Олардың мөлшері өте тығыз (UCHII) деп аталатын, шамамен бір жарық жылы немесе одан да аз ғана кеңдікке ие аймақтардан, бірнеше жүз жарық жылына дейін жетеді. H II аймағының мөлшеріне қарай, оның ішінде мыңдаған жұлдыздар болуы мүмкін. Бұл H II аймақтарын, тек бір орталық иондау көзі бар планеталық тұмандықтарға қарағанда күрделі етеді. Әдетте H II аймақтары 10 000 К температураға жетеді. Дегенмен, H II аймақтары көбінесе бірдей ата-аналық Галактикалық Молекулалық Бұлттан (ГМБ) пайда болған суық молекулалық газбен байланысты болады. Көптеген H II аймақтары 10 000 000 К-ден аспайтын температураға ие плазмамен қапталып, рентген сәулелерін шығару белгілерін көрсетеді. Эйнштейн және Чандра сияқты рентгендік обсерваториялар жұлдыздардың пайда болу аймақтарында, әсіресе Орион тұмандығында, Мессье 17 және Карина тұмандығында, тараған рентген сәулелерін анықтады. Ыстық газды O типіндегі жұлдыздардың күшті жұлдыздық желдері жеткізеді, олар желдегі соққы толқындарымен, әртүрлі жұлдыздардың желдерінің соқтығысуы арқылы немесе магниттік өрістер арқылы бағытталған желдердің соқтығысуынан қыздырылуы мүмкін. Бұл плазма, осы температурадағы газдың дыбыс жылдамдығының жоғары болуына байланысты, молекулалық бұлттардағы бос кеңістіктерді тез толтырады. Сондай-ақ, ол H II аймағының шетіндегі тесіктер арқылы сыртқа шығып, Мессье 17 аймағында байқалатын құбылысқа ұқсас жағдай тудырады. Химиялық құрамы бойынша H II аймақтарының шамамен 90% сутектен тұрады. Ең күшті сутегінің эмиссиялық сызығы – 656,3 нм толқын ұзындығындағы H-альфа сызығы, H II аймақтарына тән қызыл түстің пайда болуына себеп болады. (Бұл эмиссиялық сызық оқусыз сутектен шығады.) H-бета да эмиссияланады, бірақ H-альфа интенсивтілігінің шамамен 1/3 мөлшерінде. H II аймағының қалған бөлігінің көп бөлігі гелийден тұрады, сондай-ақ ауыр элементтердің аздаған мөлшері де бар. Галактика бойынша зерттеулер көрсеткендей, H II аймақтарындағы ауыр элементтердің мөлшері галактикалық орталықтан алшақтаған сайын азаяды. Бұл галактиканың өмір сүру кезеңінде жұлдыздардың пайда болу қарқыны тығыз орталық аймақтарда жоғары болғандықтан, олардың жұлдызаралық ортасы нуклеосинтез өнімдерімен байытылды.
H II regions vary greatly in their physical properties. They range in size from so called ultra compact (UCHII) regions perhaps only a light year or less across, to giant H II regions several hundred light years across. Depending on the size of an H II region there may be several thousand stars within it. This makes H II regions more complicated than planetary nebulae, which have only one central ionising source. Typically H II regions reach temperatures of 10,000 K. Nevertheless, H II regions are almost always associated with a cold molecular gas, which originated from the same parent GMC. A number of H II regions also show signs of being permeated by a plasma with temperatures exceeding 10,000,000 K, sufficiently hot to emit X rays. X ray observatories such as Einstein and Chandra have noted diffuse X ray emissions in a number of star forming regions, notably the Orion Nebula, Messier 17, and the Carina Nebula. The hot gas is likely supplied by the strong stellar winds from O type stars, which may be heated by supersonic shock waves in the winds, through collisions between winds from different stars, or through colliding winds channeled by magnetic fields. This plasma will rapidly expand to fill available cavities in the molecular clouds due to the high speed of sound in the gas at this temperature. It will also leak out through holes in the periphery of the H II region, which appears to be happening in Messier 17. Chemically, H II regions consist of about 90% hydrogen. The strongest hydrogen emission line, the H alpha line at 656.3 nm, gives H II regions their characteristic red colour. (This emission line comes from excited un ionized hydrogen.) H beta is also emitted, but at approximately 1/3 of the intensity of H alpha. Most of the rest of an H II region consists of helium, with trace amounts of heavier elements. Across the galaxy, it is found that the amount of heavy elements in H II regions decreases with increasing distance from the galactic centre. This is because over the lifetime of the galaxy, star formation rates have been greater in the denser central regions, resulting in greater enrichment of those regions of the interstellar medium with the products of nucleosynthesis.
Сандар мен таралу
H II аймақтары тек спиральді галактикаларда, мысалы, Күн Жолы мен иррегулярлы галактикаларда ғана кездеседі. Олар эллипстік галактикаларда көрінбейді. Иррегулярлы галактикаларда олар галактика бойынша шашырап таралуы мүмкін, бірақ спиральді галактикаларда спиральді қолдарда ең көп кездеседі. Үлкен спиральді галактикада мыңдаған H II аймақтары болуы мүмкін. Эллипстік галактикаларда H II аймақтарының сирек кездесуіне себебі, эллипстік галактикалардың галактикалардың бірігуі нәтижесінде пайда болады деген болжам бар. Галактикалар шоғырында мұндай бірігулер жиі болады. Галактикалар соқтығысқанда, жеке жұлдыздар дерлік соқтығыспайды, бірақ соқтығысқан галактикалардағы ірі молекулалық бұлттар (ГМБ) мен H II аймақтары күшті қозғалысқа түседі.
H II regions are found only in spiral galaxies like the Milky Way and irregular galaxies. They are not seen in elliptical galaxies. In irregular galaxies, they may be dispersed throughout the galaxy, but in spirals they are most abundant within the spiral arms. A large spiral galaxy may contain thousands of H II regions. The reason H II regions rarely appear in elliptical galaxies is that ellipticals are believed to form through galaxy mergers. In galaxy clusters, such mergers are frequent. When galaxies collide, individual stars almost never collide, but the GMCs and H II regions in the colliding galaxies are severely agitated.
Морфология
H II аймақтары өте әртүрлі өлшемдерде кездеседі. Олар барлық масштабта – ең кішкентайынан ең үлкеніне дейін – әдетте жиынтықталған және біркелкі емес. Жерден шамамен 500 пк (1500 жарық жылы) қашықтықта орналасқан Орион тұмандығы, егер көрінсе, Орион шоқжұлдызының көп бөлігін толтыратын OMC 1-дің бір бөлігі болып табылады. Орион тұмандығы – бұл OMC 1 бұлтының сыртқы жиегіндегі иондалған газдың жұқа қабаты. Трапеция шоғырындағы жұлдыздар, әсіресе θ1 Орионис, осы иондануға жауапты. Шамамен 50 кпк (160 мың жарық жылы) қашықтықта орналасқан, Құс жолының серік галактикасы – Үлкен Магеллан бұлтында, Тарантула тұмандығы деп аталатын алып H II аймағы бар. Шамамен 200 пк (650 жарық жылы) көлемінде өлшенетін бұл тұмандық Жергілікті топтағы ең массивті және екінші ірі H II аймағы болып табылады. Ол Орион тұмандығынан әлдеқайда үлкен және мыңдаған жұлдыздарды қалыптастырады, олардың кейбіреулерінің массасы Күннің массасынан 100 есе артық – OB және Вольф-Райе жұлдыздары. Егер Тарантула тұмандығы Жерге Орион тұмандығы сияқты жақын болса, ол түнгі аспанда толық ай сияқты жарқырап тұрар еді. SN 1987A суперновасы Тарантула тұмандығының шетінде болды. Тағы бір алып H II аймағы – NGC 604, 817 кпк (2,66 миллион жарық жылы) қашықтықта орналасқан M33 спиральды галактикасында орналасқан. Шамамен 240 × 250 пк (800 × 830 жарық жылы) өлшемде өлшенетін NGC 604 – бұл Тарантула тұмандығынан кейін Жергілікті топтағы екінші ең массивті H II аймағы, бірақ ол одан сәл үлкен. Оның ішінде 200-ге жуық қызған OB және Вольф-Райе жұлдыздары бар, олар ішіндегі газды миллиондаған градусқа дейін қыздырып, жарқын рентген сәулеленуін тудырады. NGC 604-тегі қызған газдың жалпы массасы шамамен 6000 Күн массасына тең.
H II regions come in an enormous variety of sizes. They are usually clumpy and inhomogeneous on all scales from the smallest to largest. The Orion Nebula, about 500 pc (1,500 light years) from Earth, is part of OMC 1, a giant molecular cloud that, if visible, would be seen to fill most of the constellation of Orion. The Orion Nebula is actually a thin layer of ionised gas on the outer border of the OMC 1 cloud. The stars in the Trapezium cluster, and especially θ1 Orionis, are responsible for this ionisation. The Large Magellanic Cloud, a satellite galaxy of the Milky Way at about 50 kpc (160 thousand light years), contains a giant H II region called the Tarantula Nebula. Measuring at about 200 pc (650 light years) across, this nebula is the most massive and the second largest H II region in the Local Group. It is much bigger than the Orion Nebula, and is forming thousands of stars, some with masses of over 100 times that of the sun—OB and Wolf Rayet stars. If the Tarantula Nebula were as close to Earth as the Orion Nebula, it would shine about as brightly as the full moon in the night sky. The supernova SN 1987A occurred in the outskirts of the Tarantula Nebula. Another giant H II region—NGC 604 is located in M33 spiral galaxy, which is at 817 kpc (2.66 million light years). Measuring at approximately 240 × 250 pc (800 × 830 light years) across, NGC 604 is the second most massive H II region in the Local Group after the Tarantula Nebula, although it is slightly larger in size than the latter. It contains around 200 hot OB and Wolf Rayet stars, which heat the gas inside it to millions of degrees, producing bright X ray emissions. The total mass of the hot gas in NGC 604 is about 6,000 Solar masses.
Қазіргі кездегі мәселелер
Планеталық тұмандықтардағыдай, H II аймақтарындағы элементтердің мөлшерін бағалау белгілі бір дәрежеде белгісіздікке түседі. H II аймақтарындағы массивті жұлдыздардың қалыптасуының толық мәліметтері әлі жақсы белгілі емес. Осы саладағы зерттеулерге екі маңызды мәселе кедергі келтіреді. Біріншіден, Жерден үлкен H II аймақтарына дейінгі қашықтық өте үлкен, ең жақын H II (Калифорния тұмандығы) аймағы 300 пк (1000 жарық жылы) қашықтықта орналасқан; ал басқа H II аймақтары Жерден бірнеше есе одан да алыс. Екіншіден, осы жұлдыздардың пайда болуы шаңмен жасырылған, сондықтан көрінетін жарықпен бақылау мүмкін емес. Радио және инфрақызыл сәулелер шаңнан өте алады, бірақ ең жас жұлдыздар бұл толқын ұзындықтарында көп жарық шығармайды.
As with planetary nebulae, estimates of the abundance of elements in H II regions are subject to some uncertainty. The full details of massive star formation within H II regions are not yet well known. Two major problems hamper research in this area. First, the distance from Earth to large H II regions is considerable, with the nearest H II (California Nebula) region at 300 pc (1,000 light years); other H II regions are several times that distance from Earth. Secondly, the formation of these stars is deeply obscured by dust, and visible light observations are impossible. Radio and infrared light can penetrate the dust, but the youngest stars may not emit much light at these wavelengths.