導入
天文学において、 HII 領域( /aʃ.dø/ ) は、主に水素で構成され、原子のほとんどが電離した雲からなる発光星雲であり、時には数光年にわたって広がることもあります。イオン化は、スペクトル型O または B の 1 つまたは複数の非常に熱い星が接近することによって発生します。これらの星は極紫外線で強く放射し、これらの星がもともと発生した周囲のガスをイオン化します。
その後、星団内の最も重い星によって引き起こされる超新星爆発と強い恒星風により、最終的に残りのガス粒子が分散し、プレアデス星団のような星団が残ります。
HII 領域の名前は、分子状水素 (H 2 ) および原子状中性水素 (HI) と混同しないように、HII と示される大量のイオン化水素の存在に由来しています。
これらの電離ガスの雲は、非常に遠く離れたところからも見ることができ、銀河系外 HII 領域の研究は、他の銀河の距離と化学組成を決定するための基礎となります。
歴史
最も明るい HII 領域の一部は肉眼で見ることができますが、これらはいずれも17世紀初頭の望遠鏡の発明以前には発見されていなかったようです。ガリレオでさえ、オリオン大星雲に含まれる星団を観察している間は、その星雲に気付かなかったようです。 1610 年にこの星雲を発見したのはフランスの天文学者ニコラ・クロード・ファブリ・ド・ペイレスクであり、それ以来、銀河系の内外でこれらの HII 領域が多数発見されています。
ウィリアム・ハーシェルは1774年にオリオン大星雲を観察し、それを「形のない燃えるような霧、将来の太陽の混沌とした物質」と表現しました。しかし、英国の天文学者ウィリアム・ハギンズが分光計をいくつかの星雲の方向に向けたとき、この理論が確認されるまでにはさらに1 世紀待つ必要がありました。観測されたものの中には、アンドロメダ大星雲のように恒星のスペクトルに似たスペクトルを持つものもあり、実際には数億個の星から構成される銀河であると推定されました。他のものは非常に異なっていました。吸収線が点在する連続スペクトルの代わりに、オリオン大星雲と他の同様の天体のスペクトルは、数が少ない数本の輝線だけで構成されていました。
そのうちの 1 つは 500.7ナノメートルの波長に位置していましたが、これは当時知られているどの化学元素にも対応していませんでした。その後、科学者たちはそれが新しい化学元素であると仮説を立て、ネブリウムと名付けられました（同様の考えが、1868 年に太陽のスペクトルを分析することによってヘリウムの発見につながりました）。
しかし、ヘリウムは太陽のスペクトルで発見された直後に地球上で分離されましたが、ネブリウムには当てはまりませんでした。 20世紀初頭、ヘンリー ノリス ラッセルは、500.7 nm の輝線は、新しい元素に関連付けられるのではなく、既に知られているが異常な条件に置かれた元素に関連付けられる可能性があると提案しました。
物理学者は 1920 年代に、極度に低密度のガス中では、励起された電子が準安定のエネルギー準位を占める可能性があり、高密度のガス中での衝突によって非常に急速に脱励起される可能性があることを示しました。しかし、酸素原子のこれらのエネルギー準位間の電子の遷移は、正確に 500.7 nm の波長の輝線をもたらします。これらのスペクトル線は、非常に低密度のガスでのみ観察でき、禁制遷移線と呼ばれます。したがって、星雲の分光観測により、星雲が非常に希薄なガスで構成されていることがわかりました。
20世紀の観測により、HII 領域には熱くて非常に明るい星が含まれることが多いことが明らかになりました。これらの星は太陽よりもはるかに重く、寿命が最も短く、わずか数百万年と推定されています（太陽のような星は数十億年生きますが）。そこで、HII 領域は星が誕生する場所の 1 つであるに違いないと推測されました。したがって、数百万年の期間をかけて、ガス雲から星団が形成され、その後、すでに生成された星によって生成された放射圧によって星雲の残りが分散されます。プレアデス星団は、その形成元となったHII 領域からガスを完全に「吹き飛ばした」星団の一例です (反射星雲の痕跡がまだわずかに残っているだけです)。