H II 領域

H II領域またはHII領域は、電離した星間原子水素の領域です。^[1]これは通常、最近星形成が起こった部分的に電離したガスの分子雲にあり、大きさは1光年から数百光年、密度は1立方センチメートルあたり数個から約100万個の粒子です。現在HII領域として知られているオリオン星雲は、1610年にニコラ・クロード・ファブリ・ド・ペイレスクが望遠鏡で観測し、このような天体として初めて発見されました。

これらの領域は、その内部の星とガスの分布が不規則であるため、あらゆる形状になる可能性があります。これらの領域で生成された短命の青い星は、周囲のガスをイオン化する大量の紫外線を放射します。 H II 領域は、時には数百光年の幅があり、巨大分子雲と関連していることがよくあります。それらは塊状で糸状に見えることが多く、馬頭星雲のような複雑な形を示すこともあります。 H II 領域は、数百万年をかけて何千もの星を生み出す可能性があります。最終的には、結果として生じた星団の中で最も重い星からの超新星爆発と強力な恒星風がH II 領域のガスを分散させ、形成された星団を残します。

H II 領域は宇宙のかなり離れた場所でも観測でき、銀河系外 H II 領域の研究は銀河の距離と化学組成を決定する上で重要です。渦巻銀河と不規則銀河には多くの H II 領域が含まれますが、楕円銀河にはほとんどありません。私たちの天の川銀河を含む渦巻銀河では、H II 領域は渦巻き腕に集中していますが、不規則銀河では無秩序に分布しています。銀河によっては、数万個の恒星を含む巨大な H II 領域が含まれることもあります。例としては、大マゼラン雲の30 ドラダス領域やさんかく座銀河のNGC 604などがあります。

H II という用語は、天文学者によって「H two」と発音されます。「H」は水素の化学記号で、「II」はローマ数字で 2 を表します。天文学では、中性原子にはローマ数字の I、一価イオン化原子には II (他の科学では H II は H ^{+ )}、二価イオン化原子には III (例: O III は O ²⁺ ) などを使用するのが通例です。 ^[3] H II または H ⁺は、自由陽子で構成されています。H I 領域は、中性原子水素と、分子状水素の分子雲H ₂で構成されています。天文学者以外の人との口頭での議論では、「H II」と「H ₂ 」の同じ発音が混同されることがあります。

最も明るい H II 領域のいくつかは肉眼で見ることができます。しかし、17 世紀初頭に望遠鏡が登場するまでは、どれも注目されていなかったようです。ガリレオでさえ、オリオン星雲内の星団を初めて観測したときは、その星雲に気付いていませんでした(以前はヨハン・バイエルによって単一の星、オリオン座θ としてカタログ化されていました)。フランスの観測者ニコラ・クロード・ファブリ・ド・ペイレスクが 1610 年にオリオン星雲を発見したとされています。 ^[4]この初期の観測以来、天の川銀河やその他の銀河で多数の H II 領域が発見されています。^[5]

ウィリアム・ハーシェルは1774年にオリオン大星雲を観測し、後に「未形成の火のような霧、未来の太陽の混沌とし​​た物質」と表現した。^[6]初期の天文学者は、大型望遠鏡で拡大してもぼんやりとした外観を保つ「拡散星雲」（現在ではHII領域として知られている）と、星に分解できる星雲（現在では私たちの銀河系外の銀河として知られている）を区別していた。^[7]

ハーシェルの星形成仮説の確認にはさらに100年を要し、ウィリアム・ハギンズが妻のメアリー・ハギンズとともに分光器をさまざまな星雲に向けました。アンドロメダ星雲など、いくつかの星雲は恒星のスペクトルに非常によく似ていましたが、数億の個々の恒星からなる銀河であることが判明しました。他の星雲は非常に異なっていました。吸収線が重なった強い連続体ではなく、オリオン星雲やその他の同様の天体は、わずかな数の輝線しか示しませんでした。 [ ^8]惑星状星雲では、これらのスペクトル線の中で最も明るいのは500.7 ナノメートルの波長であり、これは既知のどの化学元素の線とも一致しませんでした。当初、この線は未知の元素によるものではないかと仮説が立てられ、その元素はネブリウムと名付けられました。同様の考えから、1868年に太陽のスペクトルの分析によってヘリウムが発見されました。 ^[9]しかし、ヘリウムは太陽のスペクトルで発見されてからすぐに地球上で分離されましたが、ネブリウムは分離されていませんでした。20世紀初頭、ヘンリー・ノリス・ラッセルは、500.7 nmの線は新しい元素ではなく、未知の条件にある既知の元素によるものであると提唱しました。^[10]

星間物質は、天文学の文脈では高密度であると考えられているが、実験室基準では高真空である。物理学者は1920年代に、極低密度のガスでは、電子が原子やイオンの励起準安定 エネルギー準位を占めることがあり、高密度では衝突によって急速に脱励起されることを示した。^[11]二重イオン化酸素のこれらの準位からの電子遷移は、 500.7 nmの線を生じさせる。^[12]極低密度のガスでのみ見ることができるこれらのスペクトル線は、禁制線と呼ばれている。したがって、分光観測により、惑星状星雲は主に極低密度のイオン化酸素ガス（OIII）で構成されていることが示された。

20世紀には、観測により、HII領域には高温で明るい恒星が多数含まれていることがわかった。^[12]これらの恒星は太陽の何倍も質量が大きく、寿命が最も短い恒星で、総寿命はわずか数百万年である（数十億年生きる太陽のような恒星と比較して）。そのため、HII領域は新しい恒星が形成される領域であると推測された。^[12]数百万年かけて、HII領域に星団が形成され、その後、高温の若い恒星からの放射圧によって星雲が分散する。^[13]

H II 領域の前駆物質は巨大分子雲(GMC) です。巨大分子雲は低温 (10～20  K ) で高密度の雲で、ほとんどが分子状水素で構成されています。^[5]巨大分子雲は長期間にわたって安定した状態で存在できますが、超新星による衝撃波、雲同士の衝突、磁気相互作用によって崩壊が引き起こされることがあります。これが起こると、雲の崩壊と断片化のプロセスを経て、星が生まれます (より詳しい説明については恒星の進化を参照してください)。 ^[13]

大質量星が大質量星団内で誕生すると、最も質量の大きい星は周囲のガスを電離させるほどの高温になります。^[5]電離放射線場の形成後すぐに、エネルギーの高い光子が電離前面を作り出し、それが超音速で周囲のガスを通り抜けます。電離星から遠ざかるにつれて電離前面は減速し、一方で新しく電離したガスの圧力によって電離体積が膨張します。最終的に電離前面は亜音速まで減速し、星雲から放出された物質の膨張によって引き起こされる衝撃前面に追い抜かれます。HII領域が誕生しました。^[14]

H II領域の寿命は数百万年程度です。^[15]若い高温の星からの放射圧により、最終的にはほとんどのガスが吹き飛ばされます。実際、プロセス全体は非常に非効率で、H II領域のガスの10％未満が星になり、残りは吹き飛ばされます。^[13]ガスの損失に寄与するのは、最も質量の大きい星の超新星爆発で、これはわずか100万～200万年後に発生します。

星は、生まれたばかりの星を隠す冷たい分子ガスの塊の中で形成される。星からの放射圧がその「繭」を吹き飛ばして初めて、見えるようになる。大量の水素をイオン化して H II 領域を形成するほど強力な高温の青い星は、これを素早く行い、形成されたばかりの領域を明るく照らす。より若い、または質量の小さい形成中の星を含み、形成源となる物質をまだ吹き飛ばしていない高密度領域は、イオン化した星雲の残りの部分に対してシルエットで見られることが多い。バート・ボックと E. F. ライリーは、星は星間物質の凝縮から形成されるという示唆に従い、1940 年代に天体写真で「比較的小さな暗黒星雲」を探した。彼らはそのような「ほぼ円形または楕円形の小さな暗い物体」をいくつか発見し、それを「球状体」と呼び、それ以来ボック球状体と呼ばれるようになった。^[16]ボックは1946年12月のハーバード天文台100周年記念シンポジウムで、これらの球状星団は星形成の場所である可能性が高いと提唱した。^[17] 1990年に、これらが実際に星の誕生の場であることが確認された。^[18]若い高温の星は、HII領域にエネルギーを与えている星からの放射線が物質を追い払うため、これらの球状星団を消散させる。この意味で、HII領域を生成する星は、星の育成場を破壊するように作用する。しかし、その際に、超新星からの放射線圧と機械的圧力が球状星団を圧迫し、その内部の密度を高めるため、最後の星形成バーストが引き起こされる可能性がある。^[19]

H II領域の若い星は、惑星系を含む証拠を示しています。ハッブル宇宙望遠鏡は、オリオン星雲に何百もの原始惑星系円盤（プロプライド）を発見しました。^[20]オリオン星雲の若い星の少なくとも半分は、ガスと塵の円盤に囲まれているように見え、^[21]太陽系のような惑星系を作るのに必要な量の何倍もの物質を含んでいると考えられています。

H II 領域の物理的特性は多種多様です。大きさは、直径が1 光年かそれ以下の超コンパクト(UCHII) 領域から、直径が数百光年もある巨大な H II 領域までさまざまです。^{[5]サイズは}ストロムグレン半径とも呼ばれ、基本的には電離光子源の強度と領域の密度によって決まります。密度は、超コンパクト H II 領域では 1 cm ^{3あたり 100 万個を超える粒子が存在しますが、最も大きく広がった領域では 1 cm 3}あたり数個しかありません。これは、総質量がおそらく太陽質量の100 倍から 10 ^{5 倍}の間であることを意味します。^[22]

「超高密度HII」領域（UDHII）も存在する。^[23]

H II 領域の大きさにもよりますが、その中には数千の恒星が存在する可能性があります。このため、HII 領域は、中心の電離源が 1 つしかない惑星状星雲よりも複雑です。通常、HII 領域の温度は 10,000 K に達します。 ^[5]これらは主に電離ガスであり、磁場は数ナノテスラの強度で弱いです。^[24]ただし、HII 領域はほとんどの場合、同じ親 GMC から発生した冷たい分子ガスと関連しています。^{[5]磁場は、電離ガス内のこれらの弱い移動電荷によって生成されるため、HII 領域には}電場が含まれている可能性があります。^[25]

また、多くの H II 領域には、X 線を放射するのに十分な高温である 10,000,000 K を超える温度のプラズマが浸透している兆候が見られます。アインシュタインやチャンドラなどの X 線観測所は、オリオン星雲、メシエ 17、カリーナ星雲など、多くの星形成領域で拡散した X 線放射を観測しています。^[27] 高温ガスは、O 型星からの強い恒星風によって供給されている可能性があり、この恒星風は、風の超音速衝撃波、異なる恒星からの風の衝突、または磁場によって導かれた衝突風によって加熱される可能性があります。この温度ではガス中の音速が高いため、このプラズマは急速に膨張して分子雲の空洞を埋めます。また、H II 領域の周囲の穴から漏れ出す可能性があり、これはメシエ 17 で起こっているようです。^[28]

化学的には、HII領域の約90%は水素で構成されています。最も強い水素の輝線である656.3 nmのHアルファ線が、HII領域に特徴的な赤色を与えています。（この輝線は励起された非イオン化水素から生じます。）Hベータ線も放射されていますが、強度はHアルファの約1/3です。HII領域の残りの大部分はヘリウムで構成されており、微量のより重い元素が含まれています。銀河全体で、HII領域の重元素の量は銀河中心から離れるにつれて減少することがわかっています。^{[29]これは、銀河の生涯を通じて、星形成率がより密度の高い中心領域でより高く、その結果、}星間物質のそれらの領域に元素合成の生成物がより多く含まれているためです。

H II領域は、天の川銀河や不規則銀河のような渦巻銀河にのみ見られます。楕円銀河には見られません。不規則銀河では銀河全体に分散している可能性がありますが、渦巻銀河では渦巻き腕内に最も多く存在します。大きな渦巻銀河には何千ものH II領域が含まれている可能性があります。^[22]

H II領域が楕円銀河にめったに現れない理由は、楕円銀河は銀河の合体によって形成されると考えられているためである。^[30]銀河団では、そのような合体が頻繁に起こる。銀河が衝突するとき、個々の星が衝突することはほとんどありませんが、衝突銀河のGMCとH II領域は激しく攪拌されます。^[30]このような状況下では、非常に急速な星形成が引き起こされ、通常の割合である10%以下ではなく、ほとんどのガスが星に変換されるほど急速です。

このような急速な星形成が起こっている銀河はスターバースト銀河として知られています。合体後の楕円銀河はガス含有量が非常に少ないため、H II領域はもはや形成されません。^[30] 21世紀の観測では、非常に少数のH II領域が銀河の外部に存在することが示されています。これらの銀河間H II領域は、小さな銀河の潮汐破壊の名残である可能性があり、場合によっては、銀河に最も最近集積したガス内の新しい世代の星を表している可能性があります。^[31]

H II 領域のサイズは多種多様です。通常、最小から最大まですべてのスケールで塊状で不均一です。^[5] H II 領域内の各星は、周囲のガスのほぼ球状の領域（ストロームグレン球として知られています）を電離しますが、H II 領域内の複数の星の電離球と加熱された星雲の周囲のガスへの膨張が組み合わさって、急激な密度勾配が生成され、複雑な形状になります。^[32]超新星爆発によって H II 領域が彫刻されることもあります。場合によっては、H II 領域内で大きな星団が形成されると、領域が内側からくり抜かれます。さんかく座銀河の巨大な H II 領域であるNGC 604がその一例です。^[33]分解できないHII領域については、周波数スペクトルに対して逆ラプラス変換を行うことで、空間構造（中心からの距離の関数としての電子密度、および凝集性の推定値）に関する情報を推測することができる。

注目すべき銀河の H II 領域には、オリオン星雲、イータカリーナ星雲、バークレー 59 / ケフェウス OB4 複合体があります。^{[34]地球から約 500} pc (1,500 光年) 離れたオリオン星雲は 、 OMC-1の一部です。OMC-1 は、もし見えるなら、オリオン座のほとんどを占める巨大分子雲です。^[12]馬頭星雲とバーナードループは、このガス雲の他の 2 つの明るく照らされた部分です。^{[35]オリオン星雲は、実際には OMC-1 雲の外縁にある薄い電離ガスの層です。}トラペジウム星団の星、特にオリオン座θ ¹がこの電離の原因です。^[12]

大マゼラン雲は天の川銀河の伴銀河で、地球から約 50 kpc ( 16 万光年) 離れており、タランチュラ星雲と呼ばれる巨大な H II 領域が含まれています。直径約200 pc ( 650 光年) のこの星雲は、局部銀河群の中で最も質量が大きく、2 番目に大きい H II 領域です。^[36]この星雲はオリオン星雲よりもはるかに大きく、数千の星を形成しており、その一部は太陽の 100 倍を超える質量を持つOB星やウォルフ・ライエ星です。タランチュラ星雲がオリオン星雲と同じくらい地球に近かったら、夜空で満月と同じくらいの明るさで輝くでしょう。超新星SN 1987A はタランチュラ星雲の外縁で発生しました。^[32]

もう一つの巨大な H II 領域であるNGC 604は、817 kpc (266 万光年) にあるM33渦巻銀河にあります。大きさは約240 × 250 pc ( 800 × 830 光年) で、NGC 604 はタランチュラ星雲に次いで局部銀河群で 2 番目に質量の大きい H II 領域ですが、タランチュラ星雲よりもわずかに大きいです。NGC 604 には約 200 個の高温の OB 星とウォルフ・ライエ星が含まれており、内部のガスを数百万度に加熱して明るいX 線を放射しています。NGC 604 の高温ガスの総質量は、約 6,000 太陽質量です。^[33]

惑星状星雲と同様に、HII領域における元素の存在量の推定には、ある程度の不確実性が伴う。 ^[37]星雲における金属（この場合の金属とは、水素とヘリウム以外の元素）の存在量を決定するには2つの異なる方法があり、それぞれ異なるタイプのスペクトル線に依存しており、2つの方法から得られた結果に大きな食い違いが見られることがある。^[36]一部の天文学者は、これをHII領域内の小さな温度変動の存在に起因するものとしているが、他の天文学者は、この食い違いは温度の影響では説明できないほど大きく、観測結果を説明するために水素をほとんど含まない冷たい塊の存在を仮定している。^[37]

H II 領域内での大質量星形成の詳細は、まだよくわかっていません。この分野の研究を阻む大きな問題が 2 つあります。まず、地球から大きな H II 領域までの距離はかなり離れており、最も近い H II (カリフォルニア星雲) 領域でも 300 パーセク (1,000 光年)離れています。 ^[38]他の H II 領域は地球からその数倍の距離にあります。次に、これらの星の形成は塵によって深く隠されており、可視光による観測は不可能です。電波や赤外線は塵を透過しますが、最も若い星はこれらの波長ではあまり光を発しない可能性があります。^[35]

ウィキメディア・コモンズには、HII 領域に関連するメディアがあります。

• ハッブル宇宙望遠鏡による、いくつかの H II 領域を含む星雲の画像
• SEDSからの情報
• H II 領域に関するハーバード天文学コースノート