電離氫區

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電離氫區（H II區）是發光的氣體和等離子組成的雲氣，有時會有數百光年的直徑，是恆星誕生的場所。從這些氣體中誕生的年輕、炙熱的藍色恆星散發出大量的紫外線，使星雲環繞在周圍的氣體游離。

H II區在數百萬年的歲月中也許可以誕生成千上萬顆的恆星。最後，超新星爆炸和來自星團中質量最大的那些恆星吹出的強烈恆星風，將會吹散掉H II區的氣體，留下來的就是像昴宿星團這樣的星團。

H II區是因為有大量被游離的氫原子而得名的，天文學家同樣的將中性氫的區域稱為HI區，而H2稱為分子氫。在宇宙的遠處的H II區不會被忽略，也能被看見，對其它星系H II區的觀測，在測量距離和化學組成是很重要的研究項目。

目錄

觀測

少數最明亮的H II區可以用裸眼直接看見。然而，在望遠鏡於17世紀發明之前似乎從未被注意到。即使伽利略在觀測到其中的星團時也沒有注意到獵戶座大星雲（在以前約翰·拜耳的目錄中記載為單獨的恆星：獵戶座θ）。獵戶座星雲被認為是法國的觀測者Nicolas-Claude Fabri de Peiresc在1610年發現的，此後，早期的觀測在我們的銀河系和其他星系內發現了許多的H II區。

威廉·赫歇爾在1774年觀測獵戶座星雲，將其描述為「未成形的火熱薄霧，未來能成為太陽的渾沌材料」。當威廉·哈金斯（他的妻子瑪莉·哈金斯是他的助手）將它的光譜儀對準不同的星雲觀測之後，認為這個假說必須要等待數百年才能確認。有些星雲，像是仙女座大星雲，有着與恆星相似的光譜，而推導出星系可能是數億顆單獨恆星的集合體。其它看來非常的不一樣，不是強烈的連續譜線與被疊加的吸收線，就是像獵戶座星雲和一些相似的天體，只有少數的發射譜線。最明亮的是波長500.7 奈米的譜線，但當時已知的化學元素沒有一種能發射出與之相符的譜線。起初，這條譜線被假設為一種未知元素的譜線，並命名為缺字圖片（Nebulium）－相同的想法在1868年分析太陽的光譜時，導致氦元素的發現。然而，在太陽光譜中發現之後，氦很快就在地球的元素中被分析出來，但是Nebulium始終未被發現。在20世紀初期，亨利·諾里斯·拉塞爾建議：認定500.7奈米是由新的未知元素髮出的，不如歸咎於一種熟悉的元素在不熟悉的環境下發射的。

在1920年代，物理學家已經證實在低密度下的原子和離子，被激發的電子會進入梅塔穩定能階，但在密度較高時會因為碰撞而很快的被再激發，而在二價氧的電子轉換中能夠產生500.7奈米譜線。這種只能在密度非常低的氣體中出現的譜線被稱為禁線。光譜上的觀測顯示星雲是由極度稀薄的氣體構成的。

在20世紀，觀測顯示在H II區經常包含熱且亮的恆星，它們的質量數倍於太陽質量，是生命期最短的恆星，它們整個的生命期只有數百萬年（相較於類似太陽的恆星，生命期長達數十億年）。因此，天文學家猜測H II區必定是新恆星誕生的場所。一個誕生於H II區域的恆星集團必需在數百萬年的周期內生成，才能在年輕、炙熱恆星的輻射壓造成星雲的潰散前成形。昴宿星團就是在沸騰的H II區域中誕生的星團例子，但只能從反射星雲的殘餘物來追溯。

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