電離氫區（H II區）是指宇宙中包含大量電離氫的氣體云區域，其直徑可達數百光年，溫度約為103-104K，包含的物質質量相當于102-105倍太陽質量。這些區域因富含游離的氫原子而得名，同時也是恒星形成的重要場所。
形成原因
電離氫區的形成通常是由于鄰近的O型或B型高溫、年輕的恒星釋放出大量紫外輻射，導致氣體云中的中性氫原子電離。此外，若氣體云密度極低，宇宙射線也可能引起氫原子電離，從而形成電離氫區。在電離氫區中，常常伴隨著大量的恒星形成活動。最終，超新星爆發或大質量恒星的星風會驅散電離氫區。
觀測歷史
盡管少數最明亮的H II區可用肉眼直接觀察，但在17世紀望遠鏡發明之前，這些區域并未受到關注。即使是伽利略·伽利萊在觀測到獵戶座大星云（在約翰·拜耳的目錄中曾作為獨立的恒星記錄為獵戶座θ）時，也未能注意到這一現象。獵戶座大星云最早可能是在1610年由法國觀測者Nicolas-Claude Fabri de Peiresc發現的。隨后，早期的觀測在銀河系及其他星系內發現了多個H II區。威廉·赫歇爾在1774年觀測到了獵戶座大星云，并將其描述為"未成形的火熱薄霧，未來能成為太陽的混沌材料"。威廉·哈金斯及其夫人瑪麗·哈金斯使用光譜儀對不同星云進行了觀測，提出了有關星云性質的理論。他們發現，有些星云具有與恒星類似的光譜，表明可能存在數億顆單獨的恒星。然而，另一些星云顯示出截然不同的光譜特性，如獵戶座大星云，僅有一些發射譜線，其中最顯著的是波長為500.7納米的譜線。最初，這條譜線被認為是一種未知元素的譜線，并被命名為"Nebulium"。直到20世紀初，亨利·諾里斯·拉塞爾提出，這條譜線可能是某種熟悉元素在特殊條件下產生的。1920年代，物理學家證實，在低密度情況下，原子和離子的激發電子會進入亞穩態能級，但在高密度時會迅速重新激發，特別是在二價氧的電子轉化過程中會產生500.7納米譜線。這種僅能在低密度氣體中出現的譜線被稱為禁線。通過光譜觀測，人們發現星云主要由極其稀薄的氣體組成。20世紀的觀測還顯示，H II區常包含熱且亮的恒星，其質量是太陽的幾倍，壽命相對較短，僅為數百萬年。相比之下，類似太陽的恒星壽命可達數十億年。因此，天文學家推測H II區是新恒星形成的場所。一個在H II區形成的恒星群必須在數百萬年內形成，以便在年輕熾熱恒星的輻射壓力破壞星云之前成型。昴宿星團就是一個在沸騰的H II區中形成的星團的例子，但從殘留的反射星云中可以看出這一點。
特征
物理特征
H II區的物理特征變化極大，從小到僅有約一光年寬的極端壓縮區域，到跨度數百光年的巨大區域。其大小也稱為本特·斯特龍根半徑，基本取決于電離光子的來源強度和該區域的密度。密度范圍從每立方厘米數百萬個粒子的超高密度H II區到每立方厘米只有幾個粒子的廣闊區域。這表明質量范圍在102至10?太陽質量之間。根據不同的尺寸，一個H II區可以沒有任何恒星，也可以包含數千顆恒星。這使得H II區比只有一個電離源的行星狀星云更加復雜且難以理解。盡管傳統上，H II區的溫度范圍在10,000 K左右，主要由電離和非電離氣體（等離子體）組成，包含強度在數十微高斯（數納特斯拉）的磁場。磁場會導致帶電粒子在等離子體內運動，因此一些觀測表明H II區也可能存在電場。在化學方面，H II區的成分大約90%是氫。最強烈的氫線是656.3納米，因此H II區的一個特征是呈現出紅色。H II區其余的主要成分是氦，還有一些可以檢測到的重元素。在一個星系中，H II區中的重元素含量隨與星系核心距離的增加而減少。這反映了星系演化的規律，因為在密度較高的中心區域，恒星的形成速率更高，因此核合成導致星際物質中重元素的含量相對增加。
數量和分布
H II區僅在類似于銀河系的旋渦星系和不規則星系中被發現，而在橢圓星系中尚未發現。在不規則星系中，它們可以在任何地方被發現，但在旋渦星系中幾乎全部位于旋臂上。一個巨大的旋渦星系可以包含上千個H II區。在橢圓星系中未發現H II區的原因在于，橢圓星系被認為是由星系吞噬形成的，在星系團中這種吞噬非常普遍。當星系相撞時，單個恒星幾乎不會相撞，但巨分子云和H II區在相互碰撞的星系中會變得不穩定。在這種情況下，會觸發大規模恒星形成的機制，因此大部分氣體都會轉化為恒星，而不是通常的10%左右。以如此高的速度形成恒星的星系被稱為星暴星系。在已經合并的橢圓星系中只有少量的氣體，因此也不能形成H II區。21世紀的觀測顯示，仍然有少量的H II區存在于星系的外部，但這些星際間的H II區似乎是小星系在潮汐作用下留下的殘骸。
形態
H II區的大小有很大差異，每個恒星在H II區域內造成的電離區域大致上都是球形的——所謂的本特·斯特龍根球——氣體圍繞著它，但許多這樣的電離球體組合在H II區域內會因為明顯的密度梯度而形成復雜的形狀；超新星爆炸也會塑造H II區。在某些情況下，在H II區域內形成的大型恒星群體會在H II區域內形成空洞。例如，三角座星系內的NGC 604就是一個例子。
生命期
H II區的前身是巨分子云（GMC），這是一種非常低溫（10–20 K）和低密度，幾乎完全由氫分子組成的云氣。巨分子云可以穩定地存在很長時間，但超新星沖擊波、云氣碰撞或磁場相互作用可能會導致云氣局部坍縮。當這種情況發生時，會造成云氣開始撕裂和坍縮的過程，恒星開始形成（詳細的敘述請參見恒星演化）。當恒星在巨分子云內形成時，質量最大的那些恒星所產生的高溫足以使其周圍氣體電離，很快，在電離輻射場形成后，高能光子創建的電離前沿將以超音速橫掃附近的氣體。隨著與引發電離的恒星距離越來越遠，電離前沿的速度也越來越慢，而新電離氣體的壓力會使電離體積繼續膨脹。最后，電離前沿的速度降至次聲速，并追上了星云膨脹中的激波前沿，氫離子區就此誕生。一個H II區的生命周期只有數百萬年，來自年輕熾熱恒星的輻射壓力最終會將大部分氣體吹散。實際上，整個過程的效率傾向于很低，在剩余氣體被吹散之前，只有不到10%的H II區成分能夠形成恒星。造成氣體損失最嚴重的是大質量恒星的超新星爆炸，它們在誕生后1–2百萬年就會發生。
恒星苗圃
真正誕生于H II區的恒星，最初會被高密度的氣體和塵埃包裹并隱藏在其內部，只有當來自恒星的輻射壓力驅散了外部的‘繭’后才會被看到。在此之前，包含恒星且密度較高的區域相對于被電離的氣體只能看出剪影般的輪廓——這些黑暗的斑塊被稱為包克球，因為天文學家巴特·博克在1940年代首次提出這可能是恒星形成場所的學說而得名。直到1990年，包克的假說才得到證實，當紅外線穿過包克球外濃密的塵埃后，證明了有年輕的恒星被包裹在里面?，F在認為一個典型的包克球在一光年大小的區域內擁有10個太陽的質量，并且通?？梢孕纬蓛蓚€或更多恒星的系統。除了是恒星誕生的地方，也有證據表明H II區也擁有行星系。哈勃空間望遠鏡已經在獵戶座大星云內揭示出了數百個原行星盤（proplyds），這些在獵戶座大星云中的，至少有一半是由氣體和塵埃環繞著，其中包含的質量多于創造像我們的行星系所需的。
著名的H II區
銀河系內著名的H II區包括獵戶座大星云、船底座星云、和柏克萊59/仙王OB4復合體。獵戶座大星云距離地球1500光年遠，是巨分子云的一部分。如果能看到這個巨分子云，它幾乎將填滿整個獵戶座，馬頭星云和巴納德環是這個分子云中兩個氣體較明亮的區域。大麥哲倫星系是銀河系的衛星星系，擁有一個巨大的H II區，稱為毒蜘蛛星云。這個星云比獵戶座大星云還要巨大，內部有數千顆恒星在形成中，有些恒星的質量超過太陽的100倍。如果這個星云到地球的距離像獵戶座星云一樣，它在天空中的亮度將如同滿月一樣。超新星SN 1987A就在這個星云的外側。NGC 604比毒蜘蛛星云更大，直徑大約是1,300 光年，是本星系團內最大的H II區之一，但它只有少量的恒星。
研究現狀
就像行星狀星云一樣，H II區化學元素豐度的測量上仍存在不確定性問題。有兩種不同的方法被用來測量星云內物質（指的是氫和氦以外的其他元素）的豐度，依賴的是不同類型的譜線，但有時這兩種方法的結果之間存在著很大的矛盾。有些天文學家將之歸咎于H II區內存在著微小的溫度差異造成的影響，其他的則認為如此大的差異不是溫度差所能造成的，并且假設存在著由少量的氫組成的低溫節點來解釋觀測的現象。在H II區內形成大質量恒星的細節與全貌仍不清楚，有兩個主要的問題阻礙著這個領域內研究的進展。首先，要面對的是大的H II區到地球的距離，最接近的也仍在1,000光年之外，而更多的H II區距離都在更遠數倍的距離外。其次，誕生中的恒星都深藏在H II區的內部，在可見光的波段尚不可能看得見。無線電和紅外線雖然能穿透塵埃，但是最年輕的恒星在這些波段上沒有足夠的輻射。
參考資料 >
電離氫區(HII區)是什么?.北京天文館.2024-08-31
電離氫區.知乎.2024-08-31
電離氫區.族譜網.2024-08-31