HII領域
HII領域で実際に星が誕生する場面は、生まれたばかりの星を取り巻くガスと塵の濃い雲に隠されて見ることができない。星からの輻射圧によって星の「繭」が取り払われて初めて我々が目にすることができるようになる。それより前は、新しい星を含んだ密度の濃い領域が電離した星雲の前にシルエットとして見えている場合が多い。これらの暗い染みは、1940年にこの暗い領域が星の誕生する場所である可能性を示した天文学者、バート・ボックにちなんで、ボック・グロビュールとして知られている。
ボックの仮説が確かめられたのは1990年になってからであった。赤外線観測によってついにボックのグロビュールの厚い塵の層を見通すことができ、若い恒星状の天体が内部に存在することが明かされた。現在では、典型的なボックグロビュールは1光年程度の大きさで約10太陽質量の質量を持ち、連星や複数の星からなる恒星系を作る元となっていると考えられている。
HII領域は星が誕生する場所であるだけでなく、その中には惑星系も存在するという証拠が見つかっている。ハッブル宇宙望遠鏡はオリオン大星雲の中に数百個の原始惑星系円盤を発見している。オリオン大星雲にある若い星のうち少なくとも半数にはガスと塵の円盤が取り巻いており、我々の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見られている。
HII領域は物によって物理的特性が大きく異なっている。その大きさは、超コンパクトHII領域と呼ばれる直径1光年未満のものもあれば直径数百光年の巨大HII領域もある。密度は、超コンパクトHII領域の場合は水素原子100万個/cm 以上に達するが、大きなHII領域では数個/cm 程度に過ぎない。
HII領域の大きさによって若干変わるが、HII領域の中には数千個の恒星が存在する。このため、中心に電離源となる星が一つだけある惑星状星雲と比べるとHII領域の構造は非常に複雑である。典型的なHII領域は約10000Kの温度を持つ。
化学的にはHII領域は約90%を水素が占める。波長656.3nmの水素の輝線(Hα線)が最も強いため、HII領域は特徴的な赤色をしている。水素以外の残りはヘリウムや他の重元素である。銀河系全体を見渡してみると、HII領域に含まれる重元素の量は銀河中心からの距離が大きくなるにつれて減少する傾向にあることが知られている。これは、密度の高い銀河中心領域の方が星形成率が高く、結果として銀河中心部では元素合成の生成物である重元素が星間物質に豊富に含まれるようになるためである。
HII領域(えいちつーりょういき、HII region)とは、電離された水素が光を放っている天体である。直径数百光年に達する大きさを持ち、内部で星形成が行われている。このガス雲の中で生まれた若い高温の青い星が多量の紫外線を放出し、星の周囲にある星雲を電離することで光っている。
HII領域は数百万年にわたって数千個の新しい恒星を生み出す。生み出された星団の中で最も質量の大きな星々が超新星爆発を起こしたり激しい恒星風を放出したりすると、HII領域のガスは吹き払われ、星団の背後にわずかな星雲を残すのみとなる。
HII領域は電離された水素原子を大量に含んでいることからその名が付けられている(天文学や分光学では、電気的に中性の原子にはその元素記号にローマ数字の I を、1階電離されている場合には II、2階電離では III...を付けて表記する。そのため、中性の水素原子を HI (H one)、電離された水素原子(陽子)を HII (H two) と呼ぶ。水素の分子は H2 である)。HII領域は宇宙の中で比較的遠距離にあっても観測することができる。系外銀河のHII領域を研究することは、その銀河までの距離を測定したり銀河の化学組成を知る上で重要である。