Loading article…
HI領域またはHI領域（ H ワンと読む）は、星間物質中の雲で、局所的なヘリウムやその他の元素の存在量に加えて、中性原子水素（HI）で構成されています。（Hは水素の化学記号で、「I」はローマ数字です。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（他の科学ではHIIはH +）、二価イオン化原子にはIII（例えばOIIIはO ++など）を使用するのが慣例です。 [ 1 ] ）これらの領域は、検出可能な可視光を放出しません（水素以外の元素のスペクトル線を除く）が、 21cm（1,420MHz）領域のスペクトル線によって観測されます。この線は遷移確率が非常に低いため、観測するには大量の水素ガスが必要です。HI領域が膨張するイオン化ガス（ H II領域など）と衝突するイオン化前線では、後者が通常よりも明るく輝きます。 HI 領域の電離度は 10 −4程度と非常に小さい(つまり 10,000 個に 1 個の粒子)。天の川銀河のような銀河の典型的な星間圧力では、HI 領域は100 K 未満または数千 K を超える温度で最も安定しており、これらの温度の間のガスは、安定した温度領域のいずれかに到達するために非常に速く加熱または冷却されます。 [ 2 ]これらのフェーズのいずれか内では、膨張するH II 領域の近くを除いて、ガスは通常等温であると考えられます。[ 3 ]膨張する H II 領域の近くには高密度の HI 領域があり、衝撃波面によって擾乱されていない HI 領域から、電離波面によって H II 領域から分離されています。[ 3 ]
電波望遠鏡を用いたHI放射のマッピングは、渦巻銀河の構造を解明するために用いられる手法である。また、銀河間の重力による破壊をマッピングするためにも用いられる。2つの銀河が衝突すると、物質が糸状に引き裂かれるため、天文学者は銀河の移動方向を特定することができる。
HI領域は、水素を電離させるのに十分なエネルギーを持つ光子を効果的に吸収します。水素の電離には13.6電子ボルトのエネルギーが必要です。HI領域は天の川銀河に広く存在し、ロックマンホールは、極端紫外線や軟X線波長で遠方の天体を鮮明に観測できる数少ない「窓」の一つです。