电离氢区

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，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，同时也是恒星形成的重要场所。

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·伽利莱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。

特征

物理特征

H II区的物理特征变化极大，从小到仅有约一光年宽的极端压缩区域，到跨度数百光年的巨大区域。其大小也称为本特·斯特龙根半径，基本取决于电离光子的来源强度和该区域的密度。密度范围从每立方厘米数百万个粒子的超高密度H II区到每立方厘米只有几个粒子的广阔区域。这表明质量范围在10²至10⁵太阳质量之间。根据不同的尺寸，一个H II区可以没有任何恒星，也可以包含数千颗恒星。这使得H II区比只有一个电离源的行星状星云更加复杂且难以理解。尽管传统上，H II区的温度范围在10,000 K左右，主要由电离和非电离气体（等离子体）组成，包含强度在数十微高斯（数纳特斯拉）的磁场。磁场会导致带电粒子在等离子体内运动，因此一些观测表明H II区也可能存在电场。在化学方面，H II区的成分大约90%是氢。最强烈的氢线是656.3纳米，因此H II区的一个特征是呈现出红色。H II区其余的主要成分是氦，还有一些可以检测到的重元素。在一个星系中，H II区中的重元素含量随与星系核心距离的增加而减少。这反映了星系演化的规律，因为在密度较高的中心区域，恒星的形成速率更高，因此核合成导致星际物质中重元素的含量相对增加。

数量和分布

H II区仅在类似于银河系的旋涡星系和不规则星系中被发现，而在椭圆星系中尚未发现。在不规则星系中，它们可以在任何地方被发现，但在旋涡星系中几乎全部位于旋臂上。一个巨大的旋涡星系可以包含上千个H II区。在椭圆星系中未发现H II区的原因在于，椭圆星系被认为是由星系吞噬形成的，在星系团中这种吞噬非常普遍。当星系相撞时，单个恒星几乎不会相撞，但巨分子云和H II区在相互碰撞的星系中会变得不稳定。在这种情况下，会触发大规模恒星形成的机制，因此大部分气体都会转化为恒星，而不是通常的10%左右。以如此高的速度形成恒星的星系被称为星暴星系。在已经合并的椭圆星系中只有少量的气体，因此也不能形成H II区。21世纪的观测显示，仍然有少量的H II区存在于星系的外部，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。

形态

H II区的大小有很大差异，每个恒星在H II区域内造成的电离区域大致上都是球形的——所谓的本特·斯特龙根球——气体围绕着它，但许多这样的电离球体组合在H II区域内会因为明显的密度梯度而形成复杂的形状；超新星爆炸也会塑造H II区。在某些情况下，在H II区域内形成的大型恒星群体会在H II区域内形成空洞。例如，三角座星系内的NGC 604就是一个例子。

生命期

H II区的前身是巨分子云（GMC），这是一种非常低温（10–20 K）和低密度，几乎完全由氢分子组成的云气。巨分子云可以稳定地存在很长时间，但超新星冲击波、云气碰撞或磁场相互作用可能会导致云气局部坍缩。当这种情况发生时，会造成云气开始撕裂和坍缩的过程，恒星开始形成（详细的叙述请参见恒星演化）。当恒星在巨分子云内形成时，质量最大的那些恒星所产生的高温足以使其周围气体电离，很快，在电离辐射场形成后，高能光子创建的电离前沿将以超音速横扫附近的气体。随着与引发电离的恒星距离越来越远，电离前沿的速度也越来越慢，而新电离气体的压力会使电离体积继续膨胀。最后，电离前沿的速度降至次声速，并追上了星云膨胀中的激波前沿，氢离子区就此诞生。一个H II区的生命周期只有数百万年，来自年轻炽热恒星的辐射压力最终会将大部分气体吹散。实际上，整个过程的效率倾向于很低，在剩余气体被吹散之前，只有不到10%的H II区成分能够形成恒星。造成气体损失最严重的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

真正诞生于H II区的恒星，最初会被高密度的气体和尘埃包裹并隐藏在其内部，只有当来自恒星的辐射压力驱散了外部的‘茧’后才会被看到。在此之前，包含恒星且密度较高的区域相对于被电离的气体只能看出剪影般的轮廓——这些黑暗的斑块被称为包克球，因为天文学家巴特·博克在1940年代首次提出这可能是恒星形成场所的学说而得名。直到1990年，包克的假说才得到证实，当红外线穿过包克球外浓密的尘埃后，证明了有年轻的恒星被包裹在里面。现在认为一个典型的包克球在一光年大小的区域内拥有10个太阳的质量，并且通常可以形成两个或更多恒星的系统。除了是恒星诞生的地方，也有证据表明H II区也拥有行星系。哈勃空间望远镜已经在猎户座大星云内揭示出了数百个原行星盘（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着，其中包含的质量多于创造像我们的行星系所需的。

著名的H II区

银河系内著名的H II区包括猎户座大星云、船底座星云、和柏克莱59/仙王OB4复合体。猎户座大星云距离地球1500光年远，是巨分子云的一部分。如果能看到这个巨分子云，它几乎将填满整个猎户座，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。这个星云比猎户座大星云还要巨大，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，但它只有少量的恒星。

研究现状

就像行星状星云一样，H II区化学元素丰度的测量上仍存在不确定性问题。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存在着很大的矛盾。有些天文学家将之归咎于H II区内存在着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，并且假设存在着由少量的氢组成的低温节点来解释观测的现象。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着这个领域内研究的进展。首先，要面对的是大的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。

参考资料

电离氢区(HII区)是什么?.北京天文馆.2024-08-31

电离氢区.知乎.2024-08-31

电离氢区.族谱网.2024-08-31