电离氢区

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历史版本

电离氢区（H II区）是指宇宙中包含大量电离氢的气体云区域^[1]，其直径可达数百光年，温度约为103-104K，包含的物质质量相当于102-105倍太阳质量。这些区域因富含游离的氢原子而得名，同时也是恒星诞生的重要场所。^[2]

形成原因

电离氢区的形成通常是由于邻近的O型或B型高温、年轻的恒星释放出大量紫外辐射，导致气体云中的中性氢原子电离。此外，若气体云密度极低，宇宙射线也可能引起氢原子电离，从而形成电离氢区。在电离氢区中，常常伴随着大量的恒星形成活动。最终，超新星爆发或大质量恒星的星风会驱散电离氢区。

观测历史

尽管少数最明亮的H II区可用肉眼直接观察，但在17世纪望远镜发明之前，这些区域并未受到关注。即使是伽利略在观测到猎户座大星云（在约翰·拜耳的目录中曾作为独立的恒星记录为猎户座θ）时，也未能注意到这一现象。猎户座大星云最早可能是在1610年由法国观测者Nicolas-Claude Fabri de Peiresc发现的。随后，早期的观测在银河系及其他星系内发现了多个H II区。威廉·赫歇尔在1774年观测到了猎户座大星云，并将其描述为"未成形的火热薄雾，未来能成为太阳的混沌材料"。威廉·哈金斯及其夫人玛丽·哈金斯使用光谱仪对不同星云进行了观测，提出了有关星云性质的理论。他们发现，有些星云具有与恒星类似的光谱，表明可能存在数亿颗单独的恒星。然而，另一些星云显示出截然不同的光谱特性，如猎户座大星云，仅有一些发射谱线，其中最显著的是波长为500.7纳米的谱线。最初，这条谱线被认为是一种未知元素的谱线，并被命名为"Nebulium"。直到20世纪初，亨利·诺里斯·拉塞尔提出，这条谱线可能是某种熟悉元素在特殊条件下产生的。1920年代，物理学家证实，在低密度情况下，原子和离子的激发电子会进入亚稳态能级，但在高密度时会迅速重新激发，特别是在二价氧的电子转化过程中会产生500.7纳米谱线。这种仅能在低密度气体中出现的谱线被称为禁线。通过光谱观测，人们发现星云主要由极其稀薄的气体组成。20世纪的观测还显示，H II区常包含热且亮的恒星，其质量是太阳的几倍，寿命相对较短，仅为数百万年。相比之下，类似太阳的恒星寿命可达数十亿年。因此，天文学家推测H II区是新恒星形成的场所。一个在H II区形成的恒星群必须在数百万年内形成，以便在年轻炽热恒星的辐射压力破坏星云之前成型。昴宿星团就是一个在沸腾的H II区中形成的星团的例子，但从残留的反射星云中可以看出这一点。