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''' 电离氢区 ''' （H II区）是发光的 [[ 气体 ]] 和等离子组成的云气，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<ref>[https://www.sohu.com/a/110671407_224832 揭开昴宿星团的神秘面纱 ]，搜狐，2016-08-16 </ref>这样的星团。

H II区是因为有大量被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 [[ 宇宙 ]] 的远处的H II区不会被忽略，也能被看见，对其它星系H II区的观测，在测量距离和 [[ 化学 ]] 组成是很重要的研究项目。

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<ref>[https://www.bilibili.com/read/cv2459727/ 猎户座星云局部欣赏]，bilibili，2019-4-15</ref>，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 ]] ，有着与恒星相似的光谱，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。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，并命名为缺字图片（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 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梅塔稳定能阶，但在密度较高时会因为碰撞而很快的被再激发，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余物来追溯。.