HII領域

HII領域（エイチツーりょういき）

HII領域は、宇宙空間に浮かぶ巨大なガスの塊で、特に電離した水素が特徴的な光を放っている領域を指します。数百光年にも広がるものがあり、その内部では活発な星形成が行われています。

HII領域の正体

この領域が輝くのは、その中で生まれたばかりの若い高温の星からの強い紫外線が、周囲のガス（主に水素）を電離させるためです。電離された水素原子（陽子と電子が分離した状態）が再び電子を捕まえる際に特定の波長の光を放出します。特に赤い光（水素のHα線）が強く、HII領域の多くは赤く見えます。HIIという名称は、天文学や分光学の慣習に基づき、電離した（電子を一つ失った）水素原子を表す記号から来ています。中性の水素はHIと表記されます。

星形成の現場

HII領域は「星の揺りかご」とも呼ばれます。数百万年にわたって、この巨大なガス雲の中で数千もの新しい星が誕生します。生まれた星団の中で特に質量の大きな星は、その強い放射や後に起こす超新星爆発によって、周囲のガスを吹き飛ばしてしまいます。こうしてHII領域は徐々にその姿を変え、やがて星団だけを残す場合もあります。

星が生まれるまさにその瞬間は、ガスと塵の濃い雲に隠されて直接は見えません。生まれたばかりの星はしばしば自身の「繭」ともいうべきガスや塵に包まれていますが、星からの強い光によってこの繭が晴らされると、初めて私たちの観測にかかります。また、電離した領域の前に密度の高い暗い染みとして見える領域があり、これはボック・グロビュールと呼ばれています。1990年代の赤外線観測により、このボック・グロビュール内部に若い星が存在することが明らかになり、数個の星からなる恒星系がここで誕生すると考えられています。

さらに、HII領域は星だけでなく、惑星系が誕生する場でもあると考えられています。ハッブル宇宙望遠鏡による観測では、オリオン大星雲のようなHII領域の中に、原始惑星系円盤が多数発見されています。これらの円盤は、私たちの太陽系のような惑星を作るのに十分な物質を含んでいると見られています。

起源と進化

HII領域は、低温で密度の高い巨大分子雲から進化して生まれます。何らかのきっかけ（例えば超新星の衝撃波や分子雲同士の衝突）で分子雲の一部が収縮し始めると、内部で星が誕生します。特に大質量星が生まれると、その強力な紫外線が周囲の分子ガスを電離し始めます。電離されたガスは膨張し、やがて周囲のガスを圧縮しながら広がる電離領域、すなわちHII領域が形成されます。

HII領域の寿命は比較的短く、おおよそ数百万年程度です。内部の若い大質量星からの強い光や恒星風、そして寿命を迎えた星の超新星爆発といった現象によって、 HII領域を構成していたガスのほとんどが吹き飛ばされてしまうためです。星形成に使われるガスは全体のわずか10%以下に過ぎません。

観測の歴史

HII領域の存在が明確に認識されたのは、望遠鏡が発明されてからのことです。17世紀初めにオリオン大星雲が発見されましたが、当初はその性質は不明でした。18世紀にはウィリアム・ハーシェルがオリオン大星雲を「火のような霞」と表現しています。

19世紀半ばになると、ウィリアム・ハギンス夫妻が星雲の分光観測を行い、多くの星雲が恒星とは異なる独特なスペクトルを持つことを発見しました。特にオリオン大星雲などに見られる特定の波長の強い輝線は、当時知られていない元素「ネビュリウム」に由来すると考えられましたが、20世紀初頭にヘンリー・ノリス・ラッセルらによって、これは極めて密度の低いガス中で現れる「禁制線」と呼ばれるスペクトル線であることが解明されました。この発見により、星雲が非常に希薄なガスでできていることが判明したのです。

その後の観測でHII領域に高温の若い星が必ず存在する事が明らかになり、これらの領域がまさに星が誕生している場所であることが確実となりました。

物理的・化学的特徴

HII領域のサイズや密度は大きく異なります。直径1光年未満の超コンパクトなものから、数百光年に及ぶ巨大なものまで存在します。内部の星の数も数千個に上り、中心に単一の星を持つ惑星状星雲と比べて構造は複雑です。典型的なHII領域の温度は約10,000Kに達します。

主成分は水素（約90%）で、残りはヘリウムやその他の重元素です。先に述べたように、水素のHα線が強いため、特徴的な赤色を示します。銀河全体で見ると、重元素の量は銀河中心から離れるほど少なくなる傾向があります。これは、銀河中心部の方が星形成が活発で、恒星内部で合成された重元素が多く星間物質に供給されるためと考えられています。

銀河におけるHII領域の分布と重要性

HII領域は、私たちの銀河系のような渦巻銀河や不規則銀河に多く見られます。特に渦巻銀河では、美しい渦状腕に沿って多数のHII領域が並んでいる様子が見られます。これは、渦状腕の領域でガスが圧縮されやすく、星形成が起こりやすいためです。一方、楕円銀河にはHII領域はほとんど存在しません。

楕円銀河にHII領域が少ないのは、多くの場合、過去に銀河同士の衝突・合体という激しい出来事を経験しているためと考えられています。銀河の衝突によってガスが激しく擾乱されると、爆発的な星形成（スターバースト）が引き起こされ、利用可能なガス成分のほとんどが一気に星へと変換されてしまいます。その結果、後の時代には星形成に必要なガスがほとんど残らず、HII領域が作られなくなるのです。

HII領域は非常に明るいため、遠方の銀河でも観測しやすい天体です。系外銀河のHII領域を研究することで、その銀河までの距離を測定したり、銀河全体の化学組成を知る上で重要な手がかりを得ることができます。

代表的なHII領域

私たちの銀河系内で最も有名で、肉眼でも見ることができるHII領域は、オリオン大星雲（M42）です。地球から約1500光年の距離にあり、オリオン座の大部分を占める巨大分子雲の一部が光っています。

銀河系の伴銀河である大マゼラン雲には、タランチュラ星雲と呼ばれる巨大HII領域があります。オリオン大星雲よりもはるかに大きく、活動的に星を生み出しています。もしタランチュラ星雲がオリオン大星雲と同じ距離にあったとすれば、満月ほどの明るさで見えると言われています。有名な超新星SN 1987Aもこの領域の近くで観測されました。

さんかく座銀河（M33）にあるNGC604も、局所銀河群の中では最大級の巨大HII領域の一つです。

結論

HII領域は、宇宙における星や惑星系の誕生の現場であり、銀河の構造や進化、さらには宇宙の化学組成を知る上で欠かせない天体です。その特徴的な輝きは、宇宙で今まさに起こっているダイナミックな現象を示しています。

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