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电离氢区

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NGC 604，在三角座星系内的一个巨大H II区。

电离氢区（H II区）是发光的气体和电浆组成的云气，有时会有数百光年的直径，是恒星诞生的场所。从这些气体中诞生的年轻、炙热的蓝色恒星散发出大量的紫外线，使星云环绕在周围的气体游离。

H II区在数百万年的岁月中也许可以诞生成千上万颗的恒星。最后，超新星爆炸和来自星团中质量最大的那些恒星吹出的强烈恒星风，将会吹散掉H II区的气体，留下来的就是像昴宿星团这样的星团。

H II区是因为有大量游离的氢原子而得名的，天文学家同样的将中性氢的区域称为HI区，而H2称为分子氢。在遥远宇宙的H II区依旧可被测得，其它星系H II区的观测，对决定其距离及化学组成很重要。螺旋星系及不规则星系含有大量的H II区，但椭圆星系几乎没有H II区。在螺旋星系中，包含银河系，H II区集中在螺旋臂上；在不规则星系里，H II区则是混乱散布。某些星系中的H II区可含有上万颗恒星，像是大麦哲伦星系中的蜘蛛星云以及三角座星系中的NGC 604。

观测

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在鹰星云内黑暗的恒星形成区。

少数最明亮的H II区可以用裸眼直接看见。然而，在望远镜于17世纪发明之前似乎从未被注意到。即使伽利略在观测到其中的星团时也没有注意到猎户座大星云（在以前约翰·拜耳的目录中记载为单独的恒星：猎户座θ）。猎户座星云被认为是法国的观测者Nicolas-Claude Fabri de Peiresc在1610年发现的，此后，早期的观测在我们的银河系和其他星系内发现了许多的H II区。

威廉·赫歇尔在1774年观测猎户座星云，将其描述为"未成形的火热薄雾，未来能成为太阳的浑沌材料"。当威廉·哈金斯（他的妻子玛莉·哈金斯是他的助手）将它的光谱仪对准不同的星云观测之后，认为这个假说必须要等待数百年才能确认。有些星云，像是仙女座大星云，有著与恒星相似的光谱，而推导出星系可能是数亿颗单独恒星的集合体。其它看来非常的不一样，不是强烈的连续谱线与被叠加的吸收线，就是像猎户座星云和一些相似的天体，只有少数的发射谱线[1]。最明亮的是波长500.7 奈米的谱线，但当时已知的化学元素没有一种能发射出与之相符的谱线。起初，这条谱线被假设为一种未知元素的谱线，并命名为𰚼（Nebulium）－相同的想法在1868年分析太阳的光谱时，导致氦元素的发现。然而，在太阳光谱中发现之后，氦很快就在地球的元素中被分析出来，但是Nebulium始终未被发现。在20世纪初期，亨利·诺里斯·拉塞尔建议：认定500.7奈米是由新的未知元素发出的，不如归咎于一种熟悉的元素在不熟悉的环境下发射的。

在1920年代，物理学家已经证实在低密度下的原子和离子，被激发的电子会进入亚稳态能阶，但在密度较高时会因为碰撞而很快的被再激发[2]，而在二价氧的电子转换中能够产生500.7奈米谱线。这种只能在密度非常低的气体中出现的谱线被称为禁线。光谱上的观测显示星云是由极度稀薄的气体构成的。

在20世纪，观测显示在H II区经常包含热且亮的恒星，它们的质量数倍于太阳质量，是生命期最短的恒星，它们整个的生命期只有数百万年（相较于类似太阳的恒星，生命期长达数十亿年）。因此，天文学家猜测H II区必定是新恒星诞生的场所。一个诞生于H II区域的恒星集团必需在数百万年的周期内生成，才能在年轻、炙热恒星的辐射压造成星云的溃散前成形。昴宿星团就是在沸腾的H II区域中诞生的星团例子，但只能从反射星云的残馀物来追溯。

起源和生命期

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蜘蛛星云的一小部份，是在大麦哲伦星系内的一个巨大的H II区域。

H II区域的前身是巨分子云（GMC），这是非常低温（10–20 K）和低密度，几乎全由氢分子组成的云气。巨分子云可以稳定的存在很长的一段时间，但是超新星造成的激振波、云气的碰撞或磁场的交互作用，都可以造成云气局部的塌缩。当这种情形发生后，造成云气开始撕裂和塌缩的程序，恒星开始诞生（冗长的叙述参见恒星演化）。

当恒星在巨分子云内诞生时，质量最大的那些恒星所达到高温足以使环绕在周围的气体游离，很快的，在电离的辐射场形成之后，高能量光子创造的电离前缘，以超音速扫掠过附近的气体。当与造成电离的恒星距离越来越远，电离前缘的速度也越来越慢，而新电离的气体压力使电离的体积持续的扩张。最后，电离前缘的速度降低至次音速，并且追上了星云扩张中的激振波前缘，氢离子区就诞生了[3]。

一个H II区的生命周期只有数百万年，来自年轻高热恒星的辐射压最终会将大多数的气体驱散。事实上，整体过程的效率倾向是非常低的，在剩馀的气体被吹散之前，只有不到10%的H II区的成分可以形成恒星。而造成气体损失最严重的就是大质量恒星的超新星爆炸，它们在诞生后1–2百万年就会发生。

恒星苗圃

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在H II区IC 2944内的包克球。

真正在H II区内诞生的恒星，初期会被高密度的云气和尘埃包围而隐藏在其内部，只有当来自恒星的辐射压力驱散了外围的’茧’之后才能被看见。在这之前，包藏有恒星而密度较高的区域相对于被游离的云气只能看出如剪影般的轮廓—这些黑暗的斑块就是所谓的包克球，因为天文学家巴特·包克在1940年代率先提出这可能是恒星诞生场所的学说而得名。

一直到1990年，包克的假说才获得证实，当红外线穿透包克球外浓厚的尘埃后，证明了有年轻的恒星被包覆在内部。现在认为一个典型的包克球在一光年大小的区域内有著10个太阳的质量，并且通常可以形成两颗或是更多恒星的系统.[4][5][6]。

除了是恒星诞生的场所，也有证据指出H II区也拥有行星系统。哈伯太空望远镜已经在猎户座大星云内揭发出数百个原行星盘（proplyds），这些在猎户座大星云中的，至少有一半是由气体和尘埃环绕著，其中包含的质量数倍于创造像我们的行星系所需要的。

特征

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物理特征

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H II区的物理特征变化非常巨大，它们在大小的尺度上被”极度压缩”的区域，跨越的范围只有一光年甚至更小，但是巨大的H II区可以广达数百光年。它们的大小也称为斯特龙根半径，基本上取决于电离光子的来源强度和该区域的密度。密度的范围从每cm³数百万个质点的超高密度H II区到在极度广大的区域内每cm³只有几个质点的都有。这暗示质量的范围在10²至105太阳质量之间。

依据不同的大小，一个H II区可以从一无所有到包含数千颗恒星在其中。这使得H II区比只有一个电离来源的行星状星云更为复杂而难于理解。虽然，在传统上，H II区都是温度范围在10,000 K的区域，它们主要是电离和被电离的气体（电浆），包含有强度在数十微高斯（数奈特斯拉）的磁场[7]。磁场能导致电荷在电浆内移动，因此有些观测曾经提出H II区也拥有电场[8]。

在化学上，H II区的成分大约90%是氢。最强烈的氢线是656.3 奈米，因此H II区的一个特征是都呈现红色。H II区其馀的主要成分是氦，和一些可以侦测到的重元素。在一个星系中，H II区中的重元素含量被发现会随著与星系核心距离的增加而减少。这与星系的生命发展造成的，因为恒星的生成率在密度较高的中心区域也较高，结果是核合成使得星际物质的重元素的含量相对的增高。

数量和分布

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红色的H II区链勾勒出涡状星系（M51）的旋臂。

H II区只在像我们银河系的螺旋星系和不规则星系中被发现，而未曾在椭圆星系内被看见。在不规则星系，它们可以在各处被发现，但在螺旋星系内几乎全都出现在螺旋臂上。一个巨大的螺旋星系可以有上千个H II区。

在椭圆星系内未曾发现H II区的原因是因为椭圆星系被相信是由星系吞噬形成的，而在星系团内这种吞噬是很频繁的。当星系相互碰撞时，个别的恒星几乎不可能撞击，但巨分子云和H II区在互撞的星系中会很不安定。在这样的状况下，会触发恒星大量形成的机制，因此大多数的气体都会被转换生成恒星，而不是一般的10%上下。以如此高速诞生恒星的星系就是所谓的星爆星系。在已经合并成的椭圆星系中只有少量的气体，因此也就不能形成H II区了。21世纪的观测显示依然有少量的H II区存在于星系的外围，但这些星际间的H II区似乎是小星系在潮汐作用下留下的残骸[9]。

型态

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H II区的大小有很大的差异，每一颗恒星在H II区域内造成的电离区域大致上都是呈球形的－ 所谓的斯特龙根球－ 气体围绕著它，但是许多这样的电离的球体组合在H II区域内就会因为明显的密度梯度造成很复杂的形状；超新星爆炸也会雕塑H II区。在某些场合，在H II区域内生成的大恒星集团，会在H II区域内形成空洞。像是在三角座星系内的NGC 604，就是一个例子。

著名的H II区

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银河系内著名的H II区包括猎户座大星云、卡利纳星云、和柏克莱59/仙王OB4复合体[10]。猎户座大星云距离地球1500光年远，是巨分子云的一部份。如果能看见这个巨分子云，它几乎将塞满整个猎户座，马头星云和巴纳德环是这个分子云中两个气体较明亮的区域。

大麦哲伦星系是银河系的卫星星系，拥有一个巨大的H II区，称为毒蜘蛛星云。这个星云比猎户座星云还要巨大，内部有数千颗恒星在形成中，有些恒星的质量超过太阳的100倍。如果这个星云到地球的距离像猎户座星云一样，它在天空中的亮度将如同满月一样。超新星SN 1987A就在这个星云的外侧。

NGC 604比毒蜘蛛星云更大，直径大约是1,300 光年，是本星系团内最大的H II区之一，但他祇有少量的恒星。

目前对H II区研究的成果

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光学的影像显示猎户座星云的气体和尘埃；红外线的影像（右图）显示新诞生的恒星在内部闪耀著。

如同行星状星云，H II区化学元素丰度的测量上仍有些不确定的问题。有两种不同的方法被用来测量星云内物质（指的是氢和氦以外的其他元素）的丰度，依赖的是不同类型的谱线，但有时这两种方法的结果之间有著很大的矛盾。有些天文学家将之归咎于H II区内存在著微小的温度差异造成的影响，其他的则认为如此大的差异不是温度差所能造成的，并且假设存在著由少量的氢组成的低温节点来解释观测的现象[11]。

在H II区内形成大质量恒星的细节与全貌仍不清楚，有两个主要的问题阻碍著这个领域内研究的进展。首先，要正视的是大的H II区到地球的距离，最接近的也仍在1,000光年之外，而更多的H II区距离都在更远数倍的距离外。其次，诞生中的恒星都深藏在H II区的内部，在可见光的波段尚不可能看得见。无线电和红外线虽然能穿透尘埃，但是最年轻的恒星在这些波段上没有足够的辐射。

相关条目

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参考资料

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  1. ^ 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
  2. ^ Bowen, I.S.（1927）. The Origin of the Chief Nebular Lines, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v.39, p.295
  3. ^ Franco J., Tenorio-Tagle G., Bodenheimer P.（1990）. On the formation and expansion of H II regions, Astrophysical Journal, v.349, p.126
  4. ^ Yun J.L., Clemens D.P.（1990）. Star formation in small globules – Bart Bok was correct, Astrophysical Journal, v.365, p.73
  5. ^ Clemens 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.877
  6. ^ Launhardt 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
  7. ^ Heiles C., Chu Y.-H., Troland T.H.（1981）, Magnetic field strengths in the H II regions S117, S119, and S264, Astrophysical Journal Letters, v. 247, p. L77-L80
  8. ^ Carlqvist P, Kristen H, Gahm G.F.（1998）, Helical structures in a Rosette elephant trunk, Astronomy and Astrophysics, v.332, p.L5-L8
  9. ^ Oosterloo T., Morganti R., Sadler E.M. et al（2004）. Tidal Remnants and Intergalactic H II Regions, IAU Symposium no. 217, Sydney, Australia. Eds Duc, Braine and Brinks. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2004., p.486
  10. ^ Majaess D. J., Turner D., Lane D., Moncrieff K.（2008）. The Exciting Star of the Berkeley 59/Cepheus OB4 Complex and Other Chance Variable Star Discoveries （页面存档备份，存于互联网档案馆）, JAAVSO, 74
  11. ^ Tsamis Y.G., Barlow M.J., Liu X-W. et al（2003）. Heavy elements in Galactic and Magellanic Cloud H II regions: recombination-line versus forbidden-line abundances, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, v.338, p.687

外部链接

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