Región H II


Región H II

Región H II

Artículo bueno
NGC 604, una región H II gigante en la Galaxia del Triángulo.

Una región H II es una nube de gas y plasma brillante que puede alcanzar un tamaño de varios cientos de años luz y en la cual se forman estrellas masivas. Dichas estrellas emiten copiosas cantidades de luz ultravioleta extrema (con longitudes de onda inferiores a 912 Angstroms) que ionizan la nebulosa a su alrededor.

Estas regiones pueden dar nacimiento a una gran cantidad de estrellas durante un periodo de varios millones de años. Al final, los intensos vientos estelares y explosiones de supernova en el cúmulo estelar resultante dispersan los gases de la región, dejando atrás un cúmulo similar al de las Pléyades.

Las regiones H II son llamadas así por la gran cantidad de hidrógeno atómico ionizado que contienen. En astronomía se denomina H2 al hidrógeno molecular, H I al hidrógeno neutro y H II al hidrógeno ionizado. Pueden ser vistas a gran distancia en el universo y su estudio es importante para determinar la distancia y la composición química de otras galaxias.

Contenido

Observaciones

Formación de estrellas negras la nebulosa del Águila.

Pocas de las regiones H II más brillantes son observables sin instrumentos. Sin embargo, ninguna había sido vista antes de la invención del telescopio, a principios de siglo XVII. Galileo Galilei ni siquiera pudo notar la existencia de la Nebulosa de Orión, cuando observo el cúmulo estelar con ayuda de su telescopio (previamente el cúmulo había sido catalogado, por Johann Bayer, como una sola estrella: θ Orionis). Se le atribuye el descubrimiento de la Nebulosa de Orión, al observador francés Nicolas-Claude Fabri de Peiresc en 1610. Desde esa primera observación, grandes cantidades de regiones H II han sido descubiertas en nuestra galaxia y en otras.

En 1774, William Herschel observó la nebulosa de Orión y la describió como "una ardiente niebla uniforme, el material caótico de futuros soles". Cien años después, se confirmó la hipótesis cuando William Huggins, ayudado por su esposa Margaret Huggins, detalló con su espectroscopio varias nebulosas que tenían espectros bastante similares al de las estrellas. Lo que descubrió fueron las galaxias, las cuales consistían de miles de millones de estrellas individuales. Otros objetos eran muy diferentes. En lugar de una fuerte continuidad con supuestas líneas de absorción, la nebulosa de Orión y otros objetos similares mostraron sólo un pequeño número de líneas de emisión.[1] La más brillante de estas líneas tenía una longitud de onda de 500.7 nanómetros, lo cual no correspondía a ningún elemento químico conocido. Primero se puso en hipótesis que esa línea desconocida correspondía a un elemento químico no descubierto, el cual fue llamado Nebulio. Una idea similar surgió con el descubrimiento del helio a partir del análisis del espectro solar en 1868. Sin embargo, mientras el helio fue prontamente aislado en la tierra después de su descubrimiento, el nebulio no corrió la misma suerte. A principios del siglo XX, Henry Norris Russell propuso que en vez de un nuevo elemento, la línea en 500,7 nm era causada por la presencia de un elemento conocido en condiciones desconocidas.

En los años 20 algunos físicos demostraron que, en un gas que se encuentra bajo condiciones de densidad extremadamente bajas, los electrones pueden poblar niveles excitados de energía metaestables en iones y átomos, quienes a densidades más altas son rápidamente des-excitados por colisiones entre ellos.[2] Las transiciones de electrones desde esos niveles en oxígeno doblemente ionizado rápidamente alcanzan la línea de los 500.7 nm. Estas líneas espectrales que sólo pueden ser vistas en gases de muy baja densidad, son llamadas líneas prohibidas. Esta teoría fue posteriormente confirmada por las observaciones espectroscópicas que mostraban que las nebulosas están formadas de gas extremadamente enrarecido, a baja densidad.

Durante el siglo XX, las observaciones demostraron que las regiones H II a menudo contienen estrellas tipo OB (azules). Estas estrellas son muchas veces más masivas que el sol, y son las que tienen menor período de vida, con un total de unos pocos millones de años (comparadas con estrellas como el Sol, las cuales viven por varios miles de millones de años). Por tanto, se infirió que las regiones H II, deben ser el lugar donde se forman las nuevas estrellas. Por un período de varios millones de años, un cúmulo de estrellas puede formar una región H II, antes que la presión de radiación de las estrellas jóvenes resulte en el dispersamiento de la nebulosa. Un ejemplo de estos dispersamientos son las pléyades en la cual sólo permanece una traza de reflexión nebular.

Origen y tiempo de vida

Una pequeña porción de la Nebulosa de la Tarántula, una región gigante H II en la Gran Nube de Magallanes.
Véase también: Evolución estelar

El precursor de una región H II es una nube molecular gigante (GMC). Las GMC son nubes muy frías (10–20 K) y densas, compuestas primordialmente de hidrógeno molecular. Estas nubes pueden permanecer estables por largos periodos de tiempo, pero por las ondas de choque de una supernova, colisiones entre nubes, e interacciones magnéticas, se puede desencadenar el colapso de una parte de esta. Cuando esto pasa, la nube se fragmenta, y se crean nuevas estrellas.

Debido a que las estrellas nacen desde un GMC, las estrellas de mayor contextura (más masivas), alcanzan temperaturas lo suficientemente altas como para ionizar el gas a su alrededor. Poco después de la formación de un campo de radiación fotoionizante, los fotones energéticos, crean un frente de ionización que gira a través del gas que lo rodea a velocidades supersónicas. Mientras más amplia sea la distancia con la estrella ionizante, el frente de ionización se va ralentizando y la presión del gas ionizado causa que se expanda su volumen. Eventualmente, el frente de ionización desciende a velocidades subsónicas, y es superado por el choque frontal provocado por la expansión de la nebulosa. Así concluye la creación de una región H II.[3]

El tiempo de vida de una región H II está en un rango de aproximadamente unos pocos millones de años.[4] La presión de radiación proveniente de las estrellas jóvenes, eventualmente se llevará todo el gas de la zona. Es por eso, que el proceso tiende a ser muy ineficiente, ya que menos del 10% del gas de la región H II se convierte en nuevas estrellas. El resto del gas es expulsado de la región, lo que acelera su fallecimiento, ya que para el momento en el que ya no contenga más gas, dejará de existir. También contribuye a la pérdida de gas, las explosiones de supernova de las estrellas de gran masa, las cuales suelen ocurrir cada 1–2 millones de años.

Guarderías estelares

Glóbulos de Bok (glóbulos de Thackeray) en la región H II IC 2944.

El lugar de nacimiento las estrellas en las regiones H II, se encuentra oculta por una nube densa de gas y polvo, que rodea las estrellas nacientes. La estrella se hace visible, sólo cuando la presión de radiación de otra estrella ahuyenta su 'capullo' de gas. Antes de que eso suceda, las densas regiones que contienen las nuevas estrellas, son vistas a menudo como una silueta contra el resto de la nebulosa ionizada. Cabe señalar que, estos parches negros son conocidos como glóbulos de Bok, descubiertas en 1940, por el astrónomo Bart Bok, quien propuso que podrían ser lugares de nacimiento estelares.

La hipótesis de Bok fue confirmada en 1990, cuando las observaciones infrarrojas revelaron estrellas jóvenes en el interior del denso polvo de los glóbulos de Bok. Ahora, se cree que un típico glóbulo de Bok contiene materia equivalente a cerca de 10 masas solares en una región de un tamaño de cerca de un año luz o superior, y que inducen la formación de de sistemas de estrellas dobles o múltiples.[5] [6] [7]

Así como un lugar de nacimiento de estrellas, las regiones H II también presentan evidencia de contener sistemas planetarios. El telescopio espacial Hubble, ha revelado cientos de discos protoplanetarios en la Nebulosa de Orión. Al menos, la mitad de las estrellas jóvenes en esta nebulosa parecen estar rodeadas por discos de gas y polvo, los cuales contienen la suficiente materia como para crear un sistema planetario como el nuestro.

Características

Características físicas

Las regiones H II varían enormemente en sus características físicas. Van desde el rango de ultra-compactas, con un tamaño de sólo un año luz o menos, hasta regiones H II gigantes, que pueden alcanzar tamaños de cientos de años luz. Su tamaño es también conocido con el nombre de radio de Strömgren y depende esencialmente de la intensidad de la fuente de fotones ionizantes y la densidad de la región. Su rango de densidad va desde millones de partículas por cm³ en las regiones H II ultra-compactas, hasta otras que solamente tienen unas pocas partículas por cm³. Esto implica que las masas totales van desde 10² hasta 105 masas solares.

Dependiendo del tamaño, las regiones H II pueden contener cientos de estrellas en su interior. Esto hace a las regiones H II más complejas que las nebulosas planetarias, las cuales tienen un sólo punto central de ionización. Típicamente estas regiones pueden alcanzar temperaturas de hasta 10.000 K. Normalmente están ionizadas (la mayoría), por lo que el plasma (gas ionizado) puede contener campos magnéticos con la fuerza de varias nanoteslas.[8] Los campos magnéticos son producidos por el movimiento de cargas eléctricas en el interior del plasma, lo que sugiere que éstas regiones también contienen campos eléctricos.[9]

Químicamente, las H II están compuestas en un 90% de hidrógeno. La línea de emisión más fuerte del hidrógeno, alcanza los 656,3 nm, dándole a estas regiones un característico color rojizo. El resto de la región H II consiste de helio, con pequeñas trazas de elementos más pesados. El porcentaje de elementos pesados en las regiones, disminuye a medida que se aleja del centro de la galaxia. Esto se debe a que, en el ciclo de vida de las galaxias, la formación de estrellas tiende a concentrarse en la zona central de la galaxia. La razón es que este medio interestelar contiene más elementos, resultado de la nucleosíntesis.

Número y distribución

Los espirales de una región H II roja delinean los brazos de la galaxia Remolino (NGC 5194 o Messier 51).

Las H II pueden encontrarse no sólo en galaxias espirales como la nuestra, sino también en galaxias irregulares. Nunca se han encontrado en galaxias elípticas. Cuando se encuentran en galaxias irregulares, pueden estar en cualquier posición dentro de ella. Sin embargo, en las espirales las H II siempre están dispuestas en los brazos de espiral. Una galaxia espiral grande puede contener cientos de regiones H II.

Las regiones H II no son vistas en galaxias elípticas por su proceso de creación. Las elípticas se crean a partir de fusiones entre galaxias, por ejemplo, entre los cúmulos estelares tales fusiones son frecuentes. Cuando las galaxias colisionan, las estrellas individuales casi nunca chocan, no obstante, las nubes moleculares gigantes (GMC) y las regiones H II de estas se ven severamente afectadas. Bajo estas condiciones, se desencadena la creación de una enorme cantidad de estrellas jóvenes nuevas tan rápidamente, que la mayor parte del gas se convierte en combustible estelar, un valor mucho más elevado que el normal de 10% o menos.

Las galaxias afectadas por esta rápida creación de estrellas nuevas se les conoce como galaxias con brote estelar. Como resultado de la fusión y la rápida creación de estrellas, quedan galaxias elípticas con un contenido muy bajo de gas, que deja sin posibilidades la creación de regiones H II. Observaciones recientes han mostrado que existe un pequeño número de regiones H II totalmente fuera de las galaxias. Estas regiones H II intergalácticas son resultado directo de las perturbaciones que se registran en las galaxias pequeñas.[10]

Morfología

Véase también: Esfera de Strömgren

Las regiones H II tienen una enorme cantidad de variaciones de tamaño. Cada estrella de una H II, ioniza una región esférica de gas - conocida como esfera de Strömgren - alrededor de ella. La combinación de esferas de ionización de múltiples estrellas dentro de la región H II y la expansión de la nebulosa (la cual está a alta temperatura), causan que los gases formen gradientes de densidad, resultando en formas complejas. Las explosiones de supernova también pueden esculpir las regiones H II. En algunos casos, la formación de grandes cúmulos de estrellas dentro de la región H II resulta en la formación de "huecos" en su interior. Este es el caso de NGC 604, región H II gigante en la galaxia del Triángulo.

Zona de ionización estelar

Dentro de una región H II, no solo se encuentran zonas fotoionizadas rodeando a las estrellas jóvenes; sino que también contiene otro tipo de zonas conocidas como regiones fotodisociadas (PDR). Estos 2 tipos de regiones tienen diferentes estructuras y tamaños los cuales dependen de la temperatura y luminosidad de la estrella a la cual rodean y de la densidad del medio en el que se encuentran. Las estrellas de mayor magnitud producen gran cantidad de radiación ultravioleta (UV) causando grandes zonas fotoionizadas y fotodisociadas, en contraste con las estrellas de menor magnitud las cuales al no producir una cantidad considerable de UV crean zonas fotoionizadas muy pequeñas; sin embargo, estas tienen flujos de fotones disociantes que crean una zona fotodisociada de tamaño considerable.[11]

Cálculo de la esfera de Strömgren en las regiones H II

Para calcular el radio de Strömgren en las regiones H II se utilizan dos métodos:

  • El límite de radiación: El gas alrededor de las regiones H II es denso y de extenso tamaño, lo que causa que el número de recombinaciones eventualmente se equilibre con el número de ionizaciones. Esto define la diferencia entre las regiones H II y H I y el estado de una región H I cuando empieza un proceso de ionización que la convertirá en una región H II es conocido como zona de transición. El radio de la esfera de Strömgren (zona ionizada) depende de dos factores: la temperatura estelar y la densidad del hidrógeno del área, tanto ionizado como neutro. El radio de la esfera y la temperatura estelar son directamente proporcionales, pero su densidad (del hidrógeno) es inversamente proporcional.
  • El límite de la materia: El gas contenido dentro de la toda la extensión de la nebulosa limita la forma y tamaño de las regiones H II, causando que estas adquieran formas extremadamente complejas y asimétricas. Es aplicable este concepto a nebulosas como Nebulosa de la Laguna (M8 - NGC 6523).[11]

Regiones H II notables

Las imágenes ópticas revelan nubes de gas y polvo en la nebulosa de Orión; una imagen infrarroja (derecha) revela a las nuevas estrellas.

Entre las regiones H II más notables, están la Nebulosa de Orión, la Nebulosa de Carina (NGC 3372) y el complejo Berkley 59 / Cepheus OB4.[12] La nebulosa de Orión se encuentra a una distancia aproximada de 1500 años luz y forma parte de una nube molecular (GMC), por lo que si fuera visible, llenaría la mayor parte de la constelación Orión. La Nebulosa Cabeza de Caballo y el Anillo de Barnard son otras de las dos partes iluminadas de esta nube de gas.

La Gran Nube de Magallanes, satélite de la Vía Láctea, contiene una región H II gigante llamada Nebulosa de la Tarántula. Ésta nebulosa es mucho más grande que la Nebulosa de Orión, y está formada por miles de estrellas, algunas con una masa 100 veces superior al sol. Si la Nebulosa de la Tarántula estuviese cerca de la Tierra, así como la Nebulosa de Orión, sería tan brillante como la luna llena en el cielo de la noche. La supernova SN 1987A nació en las afueras de la Nebulosa de la Tarántula.

La NGC 604 es mucho más grande que la Nebulosa de la Tarántula, a largo de una distancia de 1300 años luz, aunque contiene ligeramente menos estrellas. Es una de las más grandes regiones H II del Grupo Local.

Nebulosas de la región

Comparación de la Nebulosa Trífida vista bajo diferentes longitudes de onda.
Regiones H II
Nombre común Número de NGC Número de Messier Constelación Distancia (AL.)
Nebulosa de Orión NGC 1976, 1982 M 42, 43 Orión 1.500
Nebulosa del Cono NGC 2264 - Monoceros 2.600
Nebulosa del Águila NGC 6611 M 16 Serpens 7.000
Nebulosa de California NGC 1499 - Perseus 1.000
Nebulosa de Carina NGC 3372 - Carina 6.500-10.000
Nebulosa de Norteamérica NGC 7000 - Cygnus 2.000-3.000 (?)
Nebulosa de la Laguna NGC 6523 M 8 Sagittarius 5.200
Nebulosa Trífida NGC 6514 M 20 Sagittarius 5.200
Nebulosa de la Roseta NGC 2237-2239 + 2246 - Monoceros 5.000
Nebulosa Omega NGC 6618 M 17 Sagittarius 5.000-6.000
Nebulosa NGC 3603 - Carina 20.000
Nebulosa de la Tarántula NGC 2070 - Dorado 160.000
Nebulosa Cabeza de Fantasma NGC 2080 - Dorado 168.000
Nebulosa NGC 604 - Triangulum 2.400.000


Temas estudiados actualmente respecto a las regiones H II

Igual que con una nebulosa planetaria, determinar la abundancia de elementos químicos en las regiones H II, está sujeta a cierta incertidumbre. Hay dos maneras diferentes con la que se puede determinar la abundancia de metales en las nebulosas, con ellas se pueden obtener casi todos los elementos presentes, a excepción del hidrógeno y helio. Éstos dos métodos presentan diferentes tipos de líneas espectrales, por lo que los resultados algunas veces presentan grandes diferencias. Algunos astrónomos creen que pequeñas fluctuaciones de temperatura causan estas discrepancias en las regiones H II; otros afirman que las discrepancias son demasiadas para ser causadas por efectos de la temperatura, y suponen la existencia de "nudos" fríos que contienen pequeñas cantidades de hidrógeno los cuales explican las fluctuaciones.[13]

Muchos de los detalles acerca de la formación de estrellas masivas en regiones H II son aún desconocidos. Existen dos problemas mayores que obstaculizan la investigación en esa área. Primero, las distancias desde la tierra a las grandes regiones H II son considerables, ya que la región H II más cercana se encuentra a aproximadamente 1.000 años luz de distancia; las demás regiones H II están a una distancia mucho mayor. Segundo, la formación de estas estrellas esta en gran parte oculta por el polvo estelar, por tanto las observaciones utilizando luz visible son imposibles. Para atravesar el polvo interestelar se utilizan otras secciones del espectro: radio e infrarroja, pero con el inconveniente es, que las estrellas más jóvenes no emiten la suficiente luz a estas longitudes de onda.

Véase también

Commons

Referencias

  1. ↑ Huggins, William; Miller, William Allen (1864). «On the Spectra of some of the Nebulae», Philosophical Transactions of the Royal Society of London (vol. 154) (en inglés), pp. 437-444. DOI 10.1098/rstl.1864.0013 Bibcode: 1864RSPT..154..437H.
  2. ↑ Bowen, Ira Sprague (1927). «The Origin of the Chief Nebular Lines», Publications of the Astronomical Society of the Pacific (vol. 39) (en inglés), pp. 295-297. Bibcode: 1927PASP...39..295B DOI 10.1086/123745.
  3. ↑ Franco, José; Tenorio-Tagle, Guillermo; Bodenheimer, Peter. (20-01-1990). Â«On the formation and expansion of H II regions» (en inglés). Astrophysical Journal, Part 1. Vol. 349. pp. 126-140. DOI 10.1086/168300.
  4. ↑ Alvarez, Marcelo A.; Bromm, Volker; Shapiro, Paul R. (10-03-2006). Â«The H II Region of the First Star» (en inglés). Astrophysical Journal. Vol. 639. pp. 621-632. Bibcode 2006ApJ...639..621A.
  5. ↑ Yun, Joao Lin; Clemens, Dan P. (20-12-1990). Â«Star formation in small globules - Bart BOK was correct» (en inglés). Astrophysical Journal, Part 2. Vol. 365. pp. L73-L76. Bibcode 1990ApJ...365L..73YDOI 10.1086/185891.
  6. ↑ Yun, Joao Lin; Clemens, Dan P; Heyer, Mark H. (01-03-1991). Â«BOK globules and small molecular clouds- Deep IRAS photometry and(C-12) O spectroscopy» (en inglés). Astrophysical Journal, Supplement Series. Vol. 75. pp. 877-904. Bibcode 1991ApJS...75..877CDOI 10.1086/191552.
  7. ↑ Launhardt, R.; Sargent, A. I.; Henning, Th.; Zylka, R.; Zinnecker, H. (04-2000). Â«Binary and multiple star formation in Bok globules» (en inglés). Poster Proceedings of IAU Symposium. Vol. 200. pp. 103. Bibcode 2000IAUS..200P.103L.
  8. ↑ Heiles, C.; Chu, Y.-H.; Troland, T. H. (07-1981). Â«Magnetic field strengths in the H II regions S117, S119, and S264» (en inglés). Astrophysical Journal, Part 2 - Letters to the Editor. Vol. 247. pp. L77-L80. Bibcode 1981ApJ...247L..77HDOI 10.1086/183593.
  9. ↑ Carlqvist, Per; Kristen, Helmuth; Gahm, Gosta F. (04/1998). Â«Helical structures in a Rosette elephant trunk» (en inglés). Astronomy and Astrophysics. Vol. 332. pp. L5-L8. Bibcode 1998A&A...332L...5C.
  10. ↑ Oosterloo, Tom; Morganti, Raffaella; Sadler, Elaine M.; Ferguson, Annette; van der Hulst, Thijs; Jerjen, Helmut et al (06-2004). Â«Tidal Remnants and Intergalactic H II Regions» (en inglés). IAU Symposium. Vol. 217. pp. 486. Bibcode 2004IAUS..217..486O.
  11. ↑ a b Díaz Pazos, Patricio T. (2008). «Las regiones H II» (en español). Buscando el principio del tiempo. Consultado el 19 de enero de 2009.
  12. ↑ Majaess, Daniel J.; Turner, David G.; Lane, David J.; Moncrieff, Kathleen E. (25-01-08). Â«The Exciting Star of the Berkeley 59/Cepheus OB4 Complex and Other Chance Variable Star Discoveries» (en inglés). The Journal of the American Association of Variable Star Observers. Vol. 74. Bibcode 2008JAVSO.tmp...74M.
  13. ↑ Tsamis, Yiannis G; Barlow M.J., Liu, Xue-Wei (01-01-2003). «Heavy elements in Galactic and Magellanic Cloud H II regions: recombination-line versus forbidden-line abundances», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, et al (vol. 338) (en inglés), Royal Astronomical Society, pp. 687-710. DOI 10.1046/j.1365-8711.2003.06081.x. ISBN 0035-8711.
Notas
  • Tirion, Rappaport, Lovi (1987). Willmann-Bell, inc. (ed.). Uranometria 2000.0 - Volume I & II. ISBN 0-943396-14-X.
  • Tirion, Sinnott (1998). Sky Atlas 2000.0 - Second Edition. ISBN 0-933346-90-5.
  • Tirion (2001). Cambridge University Press (ed.). The Cambridge Star Atlas 2000.0. ISBN 0-521-80084-6.

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