H II領域

H II 領域は、電離した星間原子水素の領域です。^{[ 1 ]}これは通常、星形成が最近行われた部分的に電離したガスの分子雲の中にあり、 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 H II 領域であることがわかっ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・ペイレスクによって望遠鏡で観測され、そのような天体として最初に発見されました。 

これらの領域は、内部の星とガスの分布が不規則であるため、どのような形状にもなり得ます。これらの領域で生成される短命な青色星は、周囲のガスを電離させる大量の紫外線 を放出します。H II 領域は、時には数百光年にも及ぶことがあり、巨大分子雲と関連していることがよくあります。それらは塊状や糸状に見え、時には馬頭星雲のような複雑な形状を示すこともあります。H  II 領域は、数百万年の期間にわたって数千個の星を生み出す可能性があります。結果として生じる星団の中で最も質量の大きい星からの超新星爆発と強い恒星風によって、最終的にH II 領域の残りのガスは散逸します。 

H  II領域は宇宙のかなり遠くまで観測可能であり、銀河系外のH II領域（ NGC 604やNGC 206 など）の研究は、銀河までの距離や化学組成を決定する上で重要である。渦巻銀河や不規則銀河には多くのH II領域が存在するが、楕円銀河にはほとんど存在しない。私たちの天の川銀河を含む渦巻銀河では、H II領域は渦状腕に集中しているが、不規則銀河では無秩序に分布している。銀河によっては、数万個の星を含む巨大なH II領域が存在するものもある。例としては、大マゼラン雲の30 Doradus領域やさんかく座銀河のNGC 604などが挙げられる。   

H II という用語は 「H ツー」と発音されます。「H」は水素の化学記号で、「II」はローマ数字の 2 です。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、二価イオン化原子には III などを使用するのが慣例です。^{[ 3 ]} H  II、または H ⁺は自由陽子から構成されています。H I 領域は、中性原子水素と分子水素 H ₂の分子雲から構成されています 。

 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る。しかし、17世紀初頭に望遠鏡が登場する以前には、そのような領域は発見されていなかったようだ。ガリレオでさえ、オリオン星雲の中の星団（以前はヨハン・バイエルによって単一の星θオリオン星としてカタログ化されていた）を初めて観測したとき、オリオン星雲に気づかなかった。フランスの観測者ニコラ＝クロード・ファブリ・ド・ペイレスクは、1610年にオリオン星雲を発見したとされている。^{[ 4 ]} この初期の観測以来、天の川銀河や他の銀河で多数のH II領域が発見されている。 ^{[ 5 ]}

ウィリアム・ハーシェルは1774年にオリオン星雲を観測し、後にそれを「未形成の燃えるような霧、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やけた外観を保つ「拡散星雲」（現在ではH  II領域として知られている）と、星に分解できる星雲（現在では我々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年待たなければならず、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て観測した。アンドロメダ星雲のように、星のスペクトルと非常によく似たスペクトルを持つものもあったが、それらは数億個の個々の星からなる銀河であることが判明した。他のものは全く異なって見えた。吸収線が重なった強い連続スペクトルではなく、オリオン星雲や他の同様の天体は少数の輝線しか示さなかった。^{[ 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ものは波長500.7ナノメートルにあり、これは既知の化学元素の線とは一致しなかった。当初、この線は未知の元素によるものと考えられ、ネブリウムと名付けられました。同様の考えは、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たことにもつながっていました。^{[ 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単離されましたが、ネブリウムはそうではありませんでした。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、馴染みのある元素が馴染みのない条件下にあることによるものだと提唱しました。^{[ 10 ]}  

天文学的な観点から高密度とみなされる星間物質は、実験室の基準では高真空状態にある。物理学者たちは1920年代に、極めて低密度のガス中では、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でき、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 ]}二重に電離した酸素のこれらの準位からの電子遷移により、 500.7 nmの線が生じる。^{[ 12 ]}極めて低密度のガスでのみ観測できるこれらのスペクトル線は、禁制線と呼ばれる。したがって、分光観測により、惑星状星雲は主に極めて希薄な電離酸素ガス（OIII）で構成されていることが示された。 

20世紀の観測では、H  II領域には高温で明るい星がしばしば存在することが明らかになった。^{[ 12 ]}これらの星は太陽の何倍もの質量を持ち、寿命が最も短く、全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星と比べると）。そのため、H  II領域は新しい星が形成されている領域であると推測された。^{[ 12 ]} 数百万年の期間を経て、H II領域では星団が形成され、その後、高温の若い星からの放射圧によって星雲が散逸する。^{[ 13 ]}

H  II 領域の前駆物質は巨大分子雲(GMC) です。GMC は、主に分子水素からなる低温 (10～20 K ) で高密度の雲です。^{[ 5 ]} GMC は長期間安定した状態で存在できますが、超新星爆発による衝撃波、雲同士の衝突、磁気相互作用によって崩壊を引き起こすことがあります。この崩壊が起こると、雲の崩壊と断片化の過程を経て星が誕生します (より詳しい説明については恒星進化を参照)。^{[ 13 ]} 

GMC内で星が誕生すると、最も質量の大きい星は周囲のガスを電離させるのに十分な高温に達する。^{[ 5 ]}電離放射線場が形成されるとすぐに、高エネルギー光子が電離前線を生成し、それが超音速で周囲のガスを掃引する。電離星からますます遠ざかるにつれて、電離前線は減速し、新たに電離したガスの圧力によって電離した体積が膨張する。最終的に、電離前線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生じた衝撃波面に追い越される。H  II領域が誕生する。^{[ 14 ]}

H II 領域の寿命は 数百万年程度である。^{[ 15 ]}高温の若い星からの放射圧によって、最終的にはガスの大部分が吹き飛ばされる。実際、このプロセス全体は非常に非効率的で、H  II 領域のガスの 10 パーセント未満しか星にならず、残りは吹き飛ばされてしまう。^{[ 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あり、これはわずか 1 ～ 2 百万年後に起こる。

星は、生まれたばかりの星を隠している冷たい分子ガスの塊の中で形成されます。星からの放射圧がその「繭」を押し出すときだけ、星は見えるようになります。大量の水素を電離して H  II 領域を形成するのに十分な力を持つ高温の青い星は、これを急速に行い、形成されたばかりの領域を照らします。まだ形成中の若い星や質量の小さい星を含む高密度の領域は、形成中の物質をまだ吹き飛ばしていないため、電離した星雲の残りの部分を背景にシルエットとして見えることがよくあります。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可能性があるという提案を受けて、1940 年代に天文写真から「比較的小さな暗黒星雲」を探しました。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」をいくつか見つけ、それを「球状体」と呼び、後にボック球状体と呼ばれるようになりました。^{[ 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、これらの球状体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、それらが実際に星の誕生場所であることが確認された。^{[ 18 ]}高温の若い星は、H II領域を駆動する星からの放射によって 物質が吹き飛ばされるため、これらの球状体を散逸させる。この意味で、H II領域を生成する星は星のゆりかごを 破壊するように作用する。しかし、そうすることで、放射圧と超新星からの機械的圧力が球状体を圧縮し、それによって内部の密度を高めるため、最後の星形成の爆発が引き起こされる可能性がある。^{[ 19 ]}

H II 領域の若い星は、 惑星系が存在する証拠を示しています。ハッブル宇宙望遠鏡は、オリオン星雲に数百個の原始惑星系円盤（プロプリッド）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で、^{[ 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が含まれていると考えられています。

銀河の注目すべき 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 複合体などがあります。^{[ 34 ]}地球から約 500 pc (1,500光年) 離れたオリオン星雲は、巨大分子雲OMC-1の一部であり、もし見えるならオリオン座の大部分を占めているように見えるでしょう。^{[ 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 雲の外縁にある電離ガスの薄い層です。トラペジウム星団の星、特にθ ¹ Orionis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、約50 キロパーセク（16万光年）の距離にあり、タランチュラ星雲 と呼ばれる巨大なH II領域を含んでいます。直径約200パーセク（650光年）のこの星雲は、局所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 ]}オリオン星雲よりもはるかに大きく、太陽の100倍以上の質量を持つOB型星やウォルフ・ライエ星など、数千個の星を形成しています。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ければ、夜空で満月と同じくらい明るく輝くでしょう。超新星SN 1987Aは、タランチュラ星雲の外縁部で発生しました。^{[ 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)の距離にあるM33渦巻銀河に位置しています。NGC 604 は、約240 × 250 pc ( 800 × 830 光年)の大きさで、局所銀河群でタランチュラ星雲に次いで2 番目に質量が大きい H II 領域ですが、タランチュラ星雲よりわずかに大きいです。NGC 604 には、約 200 個の高温の OB 型星とウォルフ・ライエ星が含まれており、これらの星が内部のガスを数百万度まで加熱し、明るいX 線放射を生成しています。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、H II 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います。 ^{[ 37 ]}星雲中の金属（この場合、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方法は 2 種類あり、それぞれ異なる種類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の間には大きな不一致が見られることがあります。^{[ 36 ]}一部の天文学者はこれを H II 領域内の小さな温度変動の存在に起因するものと考えていますが、他の天文学者は、不一致は温度効果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説として立てています。^{[ 37 ]}  

H II 領域内での大質量星形成の全容は まだよく分かっていません。この分野の研究を妨げる主な問題が 2 つあります。まず、地球から大きな H  II 領域までの距離がかなり遠く、最も近い H  II (カリフォルニア星雲) 領域でも 300  pc (1,000 光年) です。^{[ 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いるため、可視光での観測は不可能です。電波や赤外線は塵を透過できますが、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 ]}

• ハッブル宇宙望遠鏡が捉えた星雲の画像には、いくつかのH  II領域が含まれている。
• SEDSからの情報
• ハーバード大学の天文学講義ノート（H  II領域について）