HII領域りょういき

ハッブル宇宙うちゅう望遠鏡ぼうえんきょうが撮影さつえいしたM33銀河ぎんがの巨大きょだいHII領域りょういきNGC604

HII領域りょういき（えいちつーりょういき、HII region）とは、電離でんりされた水素すいそが光ひかりを放はなっている天体てんたいである。直径ちょっけい数すう百ひゃく光年こうねんに達たっする大おおきさを持もち、内部ないぶで星ほし形成けいせいが行おこなわれている。このガス雲くもの中なかで生うまれた若わかい高温こうおんの青あおい星ほしが多量たりょうの紫外線しがいせんを放出ほうしゅつし、星ほしの周囲しゅういにある星雲せいうんを電離でんりすることで光ひかっている。

HII領域りょういきは数すう百ひゃく万まん年ねんにわたって数すう千せん個この新あたらしい恒星こうせいを生うみ出だす。生うみ出だされた星団せいだんの中なかで最もっとも質量しつりょうの大おおきな星ほし々が超新星ちょうしんせい爆発ばくはつを起おこしたり激はげしい恒星こうせい風ふうを放出ほうしゅつしたりすると、HII領域りょういきのガスは吹ふき払はらわれ、星団せいだんの背後はいごにわずかな星雲せいうんを残のこすのみとなる。

HII領域りょういきは電離でんりされた水素すいそ原子げんしを大量たいりょうに含ふくんでいることからその名なが付つけられている（天文学てんもんがくや分光ぶんこう学がくでは、電気でんき的てきに中性ちゅうせいの原子げんしにはその元素げんそ記号きごうにローマ数字すうじの I を、1階かい電離でんりされている場合ばあいには II、2階かい電離でんりでは III…を付つけて表記ひょうきする。そのため、中性ちゅうせいの水素すいそ原子げんしを HI (H one)、電離でんりされた水素すいそ原子げんし（陽子ようし）を HII (H two) と呼よぶ。水素すいその分子ぶんしは H₂ である）。HII領域りょういきは宇宙うちゅうの中なかで比較的ひかくてき遠距離えんきょりにあっても観測かんそくすることができる。系けい外がい銀河ぎんがのHII領域りょういきを研究けんきゅうすることは、その銀河ぎんがまでの距離きょりを測定そくていしたり銀河ぎんがの化学かがく組成そせいを知しる上じょうで重要じゅうようである。

HII領域りょういきの観測かんそく

いくつかの明あかるいHII領域りょういきは肉眼にくがんで見みることができる。しかし記録きろくによると、16世紀せいき初はじめに望遠鏡ぼうえんきょうが発明はつめいされるまではその存在そんざいは知しられていなかったことがうかがえる。ガリレオ・ガリレイがオリオン大だい星雲せいうんの中なかにある星団せいだん（それまではヨハン・バイエルの星ほし表ひょうにもオリオン座ざθしーた星ほしという1個いっこの星ほしとして載のせられていた）を最初さいしょに観測かんそくした時ときも星雲せいうんの存在そんざいには気きづいていなかった。フランスの観測かんそく家かニコラス＝クロード・ファブリ・ド・パイレスクが1610年ねんになって初はじめてオリオン大だい星雲せいうんを発見はっけんしたとされている。これらの初期しょきの観測かんそく以来いらい、多数たすうのHII領域りょういきが我々われわれの銀河系ぎんがけいや他たの銀河ぎんがの中なかに発見はっけんされている。

1774年ねんにウィリアム・ハーシェルはオリオン大だい星雲せいうんを観測かんそくし、「形かたちのない火ひのような霞かすみで、いずれ太陽たいようとなるような混沌こんとんとした物質ぶっしつからなる」と記述きじゅつしている。この仮説かせつが確たしかなものとなるには、約やく100年ねん後ごにウィリアム・ハギンスが（妻つまのマリー・ハギンスとともに）様々さまざまな星雲せいうんを分光ぶんこう器きで観測かんそくするのを待またねばならなかった。彼かれが観測かんそくした星雲せいうんのうちのいくつか（例たとえばアンドロメダ星雲せいうん）は、恒星こうせいと非常ひじょうに似にたスペクトルを持もっていた。後のちにこれらは何なん千せん億おく個こもの恒星こうせいが集あつまった銀河ぎんがであることが明あきらかになった。これに対たいし、別べつのいくつかの星雲せいうんは全まったく違ちがう様相ようそうを示しめしていた。銀河ぎんがのスペクトルは強つよい連続れんぞくスペクトルの中なかに吸収きゅうしゅう線せんが含ふくまれるというものだったが、オリオン大だい星雲せいうんやこれに似にた他ほかの星雲せいうんには数すう本ほんの輝線きせんしか見みられなかった。これらの輝線きせんのうち最もっとも明あかるいものは 500.7nm の波長はちょうにあり、当時とうじ知しられていたどんな元素げんそのスペクトル線せんとも一致いっちしなかった。初はじめのうち、これらのスペクトル線せんは未知みちの元素げんそによるものではないかという仮説かせつが出だされ、この元素げんそにはネビュリウム nebulium という名前なまえが付つけられた。同様どうようの考かんがえ方かたによって、1868年ねんに太陽たいようのスペクトルの分析ぶんせきからヘリウムが発見はっけんされた。

しかし、ヘリウムが太陽たいようスペクトルから発見はっけん後ごすぐに地上ちじょうでも単たん離はなされたのに対たいして、ネビュリウムは発見はっけんされなかった。20世紀せいき初はじめになるとヘンリー・ノリス・ラッセルが、500.7nmのスペクトル線せんは新しん元素げんそによるものではなく、通常つうじょうとは異ことなる状態じょうたいにある既知きちの元素げんそから放出ほうしゅつされたものではないかと提案ていあんした。

1920年代ねんだいに物理ぶつり学者がくしゃたちは、極端きょくたんに密度みつどの低ひくい気体きたいの中なかでは、電子でんしが原子げんしやイオンの中なかで励起れいきされた準じゅん安定あんてい状態じょうたいのエネルギー準じゅん位いに分布ぶんぷできることを明あきらかにした。より密度みつどが高たかい環境かんきょうでは、これらのエネルギー準じゅん位いにある電子でんしはすぐに衝突しょうとつによって低ひくい準じゅん位いに落おちてしまう。酸素さんそ原子げんしの中なかでこのようなエネルギー準じゅん位いから他たの準じゅん位いに電子でんしが移うつると、ちょうど500.7nmの輝線きせんを生しょうじるのである。これらのスペクトル線せんは非常ひじょうに密度みつどの低ひくい気体きたいの中なかでのみ見みられるため、禁制きんせい線せんと呼よばれる。このような分光ぶんこう観測かんそくによって星雲せいうんは非常ひじょうに薄うすいガスでできていることが明あきらかになった。

20世紀せいきに行おこなわれた観測かんそくによって、HII領域りょういきにはしばしば高温こうおんの明あかるい星ほしが存在そんざいすることが分わかってきた。これらの星ほしは太陽たいようよりも何なん倍ばいも重おもく、寿命じゅみょうが数すう百ひゃく万まん年ねんに過すぎない短命たんめいの星ほしである。（太陽たいよう程度ていどの質量しつりょうの星ほしの寿命じゅみょうは数すう十じゅう億おく年ねんである。）それゆえ、HII領域りょういきは新あたらしい星ほしが作つくられつつある領域りょういきに違ちがいないと考かんがえられた。数かず百ひゃく万まん年ねんにわたってHII領域りょういきからは星団せいだんが生うまれ、やがて高温こうおんの若わかい星ほしからの輻射ふくしゃ圧あつによって星雲せいうんは吹ふき払はらわれる。プレアデス星団せいだんは星団せいだんが自分じぶんたちの生うまれたHII領域りょういきを「蒸発じょうはつ」させた一いち例れいである。

HII領域りょういきの起源きげんと寿命じゅみょう

HII領域りょういきの前身ぜんしんは巨きょ大分おおいた子こ雲くもである。巨きょ大分おおいた子こ雲くもは主おもに水素すいそ分子ぶんしからなる非常ひじょうに低温ていおん（10-20K）で密度みつどの高たかい雲くもである。巨きょ大分おおいた子こ雲くもは長期間ちょうきかんにわたって安定あんていした状態じょうたいで存在そんざいできるが、超新星ちょうしんせいの衝撃波しょうげきはや分子ぶんし雲くも同士どうしの衝突しょうとつや磁場じばの相互そうご作用さようが引ひき金がねとなって分子ぶんし雲くもの一部いちぶが収縮しゅうしゅくを始はじめる。このような収縮しゅうしゅくが起おこると、雲くもの衝突しょうとつや分裂ぶんれつの過程かていで恒星こうせいが誕生たんじょうする。

巨きょ大分おおいた子こ雲くもの中なかで星ほし々が生うまれると、それらのうち最もっとも質量しつりょうが大おおきいものは周囲しゅういのガスを電離でんりさせるほど高温こうおんになる。このようなガスを電離でんりする輻射ふくしゃ場じょうができるとすぐに、エネルギーの高たかい光子こうしが電離でんりガスの境界きょうかい面めんを作つくり出だす。この境界きょうかい面めんは星ほしを取とり巻まくガスを超ちょう音速おんそくで吹ふき払はらう。新あらたに電離でんりされたガスによって電離でんり領域りょういきの体積たいせきは膨張ぼうちょうするが、星ほしからの距離きょりが遠とおくなるにつれて電離でんり境界きょうかい面めんの速度そくどは次第しだいに遅おそくなる。そしてついには電離でんり面めんの速度そくどは亜あ音速おんそくにまで遅おそくなり、星雲せいうんの膨張ぼうちょうによる衝撃波しょうげきはに追おい越こされる。こうしてHII領域りょういきが誕生たんじょうする。

HII領域りょういきの寿命じゅみょうは数すう百ひゃく万まん年ねんのオーダーである。高温こうおんの若わかい星ほしからの輻射ふくしゃ圧あつはやがてガスのほとんどを吹ふき払はらってしまう。実際じっさい、HII領域りょういきの星ほし形成けいせい過程かていは非常ひじょうに効率こうりつが低ひくく、星ほしを形作かたちづくるのに使つかわれるガスはHII領域りょういき全体ぜんたいの10%以下いかであり、残のこりは星ほしができる前まえに吹ふき飛とばされてしまう。HII領域りょういきからガスが失うしなわれる要因よういんとしては、内部ないぶで生うまれた大だい質量しつりょう星ぼしの超新星ちょうしんせい爆発ばくはつも寄与きよしている。これらの重おもい星ほしは生うまれてから100～200万まん年ねん後ごには爆発ばくはつしてしまう。

星ほしの揺ゆりかご

HII領域りょういきで実際じっさいに星ほしが誕生たんじょうする場面ばめんは、生うまれたばかりの星ほしを取とり巻まくガスと塵ちりの濃こい雲くもに隠かくされて見みることができない。星ほしからの輻射ふくしゃ圧あつによって星ほしの「繭まゆ」が取とり払はらわれて初はじめて我々われわれが目めにすることができるようになる。それより前まえは、新あたらしい星ほしを含ふくんだ密度みつどの濃こい領域りょういきが電離でんりした星雲せいうんの前まえにシルエットとして見みえている場合ばあいが多おおい。これらの暗くらい染しみは、1940年ねんにこの暗くらい領域りょういきが星ほしの誕生たんじょうする場所ばしょである可能かのう性せいを示しめした天文学てんもんがく者しゃ、バート・ボックにちなんで、ボック・グロビュールとして知しられている。

ボックの仮説かせつが確たしかめられたのは1990年ねんになってからであった。赤外線せきがいせん観測かんそくによってついにボックのグロビュールの厚あつい塵ちりの層そうを見通みとおすことができ、若わかい恒星こうせい状じょうの天体てんたいが内部ないぶに存在そんざいすることが明あかされた。現在げんざいでは、典型てんけい的てきなボックグロビュールは1光年こうねん程度ていどの大おおきさで約やく10太陽たいよう質量しつりょうの質量しつりょうを持もち、連れん星ぼしや複数ふくすうの星ほしからなる恒星こうせい系けいを作つくる元もととなっていると考かんがえられている。

HII領域りょういきは星ほしが誕生たんじょうする場所ばしょであるだけでなく、その中なかには惑星わくせい系けいも存在そんざいするという証拠しょうこが見みつかっている。ハッブル宇宙うちゅう望遠鏡ぼうえんきょうはオリオン大だい星雲せいうんの中なかに数すう百ひゃく個この原始げんし惑星わくせい系けい円盤えんばんを発見はっけんしている。オリオン大だい星雲せいうんにある若わかい星ほしのうち少すくなくとも半数はんすうにはガスと塵ちりの円盤えんばんが取とり巻まいており、我々われわれの太陽系たいようけいのような惑星わくせい系けいを作つくるのに必要ひつような量りょうの何なん倍ばいもの物質ぶっしつを含ふくんでいると見みられている。

HII領域りょういきの特徴とくちょう

物理ぶつり的てき特徴とくちょう

HII領域りょういきは物ものによって物理ぶつり的てき特性とくせいが大おおきく異ことなっている。その大おおきさは、超ちょうコンパクトHII領域りょういきと呼よばれる直径ちょっけい1光年こうねん未満みまんのものもあれば直径ちょっけい数すう百ひゃく光年こうねんの巨大きょだいHII領域りょういきもある。密度みつどは、超ちょうコンパクトHII領域りょういきの場合ばあいは水素すいそ原子げんし100万まん個こ／cm³ 以上いじょうに達たっするが、大おおきなHII領域りょういきでは数個すうこ／cm³ 程度ていどに過すぎない。

HII領域りょういきの大おおきさによって若干じゃっかん変かわるが、HII領域りょういきの中なかには数すう千せん個この恒星こうせいが存在そんざいする。このため、中心ちゅうしんに電離でんり源げんとなる星ほしが一ひとつだけある惑星わくせい状じょう星雲せいうんと比くらべるとHII領域りょういきの構造こうぞうは非常ひじょうに複雑ふくざつである。典型てんけい的てきなHII領域りょういきは約やく10000Kの温度おんどを持もつ。

化学かがく的てきにはHII領域りょういきは約やく90%を水素すいそが占しめる。波長はちょう656.3nmの水素すいその輝線きせん（Hα線あるふぁせん）が最もっとも強つよいため、HII領域りょういきは特徴とくちょう的てきな赤色あかいろをしている。水素すいそ以外いがいの残のこりはヘリウムや他たの重じゅう元素げんそである。銀河系ぎんがけい全体ぜんたいを見渡みわたしてみると、HII領域りょういきに含ふくまれる重じゅう元素げんその量りょうは銀河ぎんが中心ちゅうしんからの距離きょりが大おおきくなるにつれて減少げんしょうする傾向けいこうにあることが知しられている。これは、密度みつどの高たかい銀河ぎんが中心ちゅうしん領域りょういきの方ほうが星ほし形成けいせい率りつが高たかく、結果けっかとして銀河ぎんが中心ちゅうしん部ぶでは元素げんそ合成ごうせいの生成せいせい物ぶつである重じゅう元素げんそが星ほし間あいだ物質ぶっしつに豊富ほうふに含ふくまれるようになるためである。

HII領域りょういきの数かずと分布ぶんぷ

ハッブル宇宙うちゅう望遠鏡ぼうえんきょうが撮影さつえいした渦巻うずまき銀河ぎんがM51の中心ちゅうしん部ぶ。渦状かじょう腕うでに沿そって多数たすうの赤あかいHII領域りょういきが分布ぶんぷしている。

HII領域りょういきは我々われわれの銀河系ぎんがけいのような渦巻うずまき銀河ぎんがや不規則ふきそく銀河ぎんがの中なかにしか存在そんざいせず、楕円だえん銀河ぎんがでは決けっして見みることがない。不規則ふきそく銀河ぎんがの場合ばあいには銀河ぎんが内ないの至いたる所ところに存在そんざいするが、渦巻うずまき銀河ぎんがの場合ばあいには常つねに渦状かじょう腕うでに沿そった場所ばしょにだけ見みられる。大おおきな渦巻うずまき銀河ぎんがには数すう千せん個このHII領域りょういきが含ふくまれていることもある。

楕円だえん銀河ぎんがにHII領域りょういきがない理由りゆうとしては、楕円だえん銀河ぎんがが銀河ぎんが同士どうしの衝突しょうとつ・合体がったいによって作つくられたためであると考かんがえられる。銀河ぎんが団だんの中なかではこのような衝突しょうとつ・合体がったいはしばしば起おこっている。銀河ぎんが同士どうしが衝突しょうとつすると、個々ここの星ほしはまずほとんど衝突しょうとつしないが、巨きょ大分おおいた子こ雲くもやHII領域りょういきは激はげしい擾乱じょうらんを受うける。このような状況じょうきょうの下したでは膨大ぼうだいな数かずの星ほし形成けいせいが爆発ばくはつ的てきに引ひき起おこされ、ガスのほとんど全すべてが星ほしに変かわる。通常つうじょうの星ほし形成けいせいでガスが星ほしに変かわる割合わりあいがガス全体ぜんたいの質量しつりょうの10%以下いかであるのと比くらべると、非常ひじょうに急速きゅうそくで激はげしい過程かていである。このような急速きゅうそくな星ほし形成けいせいが起おこっている銀河ぎんがはスターバースト銀河ぎんがとして知しられている。衝突しょうとつ・合体がったいによってできた楕円だえん銀河ぎんがは非常ひじょうにガス成分せいぶんが少すくなく、そのためにHII領域りょういきはもはや作つくられないのである。

近年きんねんの観測かんそくでは、ごく少数しょうすうのHII領域りょういきが銀河ぎんがの外そとに固かたまって存在そんざいしている例れいが見みつかっている。これらの銀河ぎんが間あいだHII領域りょういきは小ちいさな銀河ぎんがが潮汐ちょうせき破壊はかいされた残骸ざんがいではないかとみられている。

形態けいたい

HII領域りょういきのサイズは非常ひじょうにばらつきが大おおきい。HII領域りょういき内ないの個々ここの星ほしはそれぞれ星ほしを取とり囲かこむほぼ球状きゅうじょうの領域りょういきを電離でんりするが、複数ふくすうの星ほし々によってできた電離でんりガス球だまが組くみ合あわさり、また加熱かねつされた星雲せいうんが周囲しゅういのガスの中なかを膨張ぼうちょうすることによって膨張ぼうちょう面めんの内うちと外そとで密度みつどが大おおきく異ことなった構造こうぞうを作つくるため、結果けっかとしてHII領域りょういきは複雑ふくざつな形かたちを持もつようになる。超新星ちょうしんせい爆発ばくはつもまたHII領域りょういきを変形へんけいさせる。場合ばあいによっては、HII領域りょういきの中なかで大だい規模きぼな星団せいだんが生うまれたために内側うちがわからくり抜ぬかれたような構造こうぞうになることもある。さんかく座ざのM33銀河ぎんがにある巨大きょだいHII領域りょういき NGC604 はこのような例れいである。

注目ちゅうもくすべきHII領域りょういき

我々われわれの銀河系ぎんがけいの中なかで最もっともよく知しられているHII領域りょういきはオリオン大だい星雲せいうんである。この星雲せいうんは地球ちきゅうから約やく1500光年こうねんの距離きょりにある。オリオン大だい星雲せいうんはオリオン座ざのほぼ全体ぜんたいを覆おおうように存在そんざいする巨きょ大分おおいた子こ雲くもの一部いちぶである。馬頭ばとう星雲せいうんやバーナードループはこの分子ぶんし雲くもの別べつの一部分いちぶぶんが光ひかっているものである。

銀河系ぎんがけいの伴ばん銀河ぎんがである大だいマゼラン雲くもにはタランチュラ星雲せいうんと呼よばれる巨大きょだいHII領域りょういきがある。この星雲せいうんはオリオン大だい星雲せいうんよりもずっと大おおきく、何なん千せん個こもの星ほしを生うみ出だしている。ここで生うまれている星ほしの中なかには太陽たいようの100倍ばいもの質量しつりょうを持もつものもある。タランチュラ星雲せいうんが地球ちきゅうからオリオン大だい星雲せいうんと同おなじ距離きょりにあったとすると、夜空よぞらで満月まんげつと同おなじくらいの明あかるさで輝かがやいているのが見みえるはずである。超新星ちょうしんせい SN 1987A はタランチュラ星雲せいうんの周辺しゅうへん部ぶで起おこった。

NGC604はタランチュラ星雲せいうんよりもさらに大おおきく約やく1300光年こうねんの広ひろがりを持もつが、中なかに含ふくまれる星ほしはわずかに少すくない。この星雲せいうんは局所きょくしょ銀河ぎんが群ぐんの中なかで最もっとも大おおきなHII領域りょういきの一ひとつである。

関連かんれん項目こうもく

• 星雲せいうん
• 惑星わくせい状じょう星雲せいうん
• 恒星こうせい進化しんか論ろん
• 分光ぶんこう学がく
• 星ほし間あいだ物質ぶっしつ
• HI領域りょういき

外部がいぶリンク

• ハッブル宇宙うちゅう望遠鏡ぼうえんきょうの天体てんたい画像がぞう。いくつかのHII領域りょういきの画像がぞうがある
• SEDS のページ