HII領域の観測

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HII領域の観測

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/13 10:36 UTC 版)

「HII領域」の記事における「HII領域の観測」の解説

いくつかの明るいHII領域は肉眼で見ることができる。しかし記録によると、16世紀初めに望遠鏡が発明されるまではその存在は知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星雲の中にある星団（それまではヨハン・バイエルの星表にもオリオン座θ星という1個の星として載せられていた）を最初に観測した時も星雲の存在には気づいていなかった。フランスの観測家ニコラス＝クロード・ファブリ・ド・パイレスクが1610年になって初めてオリオン大星雲を発見したとされている。これらの初期の観測以来、多数のHII領域が我々の銀河系や他の銀河の中に発見されている。 1774年にウィリアム・ハーシェルはオリオン大星雲を観測し、「形のない火のような霞で、いずれ太陽となるような混沌とした物質からなる」と記述している。この仮説が確かなものとなるには、約100年後にウィリアム・ハギンスが（妻のマリー・ハギンスとともに）様々な星雲を分光器で観測するのを待たねばならなかった。彼が観測した星雲のうちのいくつか（例えばアンドロメダ星雲）は、恒星と非常に似たスペクトルを持っていた。後にこれらは何千億個もの恒星が集まった銀河であることが明らかになった。これに対し、別のいくつかの星雲は全く違う様相を示していた。銀河のスペクトルは強い連続スペクトルの中に吸収線が含まれるというものだったが、オリオン大星雲やこれに似た他の星雲には数本の輝線しか見られなかった。これらの輝線のうち最も明るいものは 500.7nm の波長にあり、当時知られていたどんな元素のスペクトル線とも一致しなかった。初めのうち、これらのスペクトル線は未知の元素によるものではないかという仮説が出され、この元素にはネビュリウム nebulium という名前が付けられた。同様の考え方によって、1868年に太陽のスペクトルの分析からヘリウムが発見された。 しかし、ヘリウムが太陽スペクトルから発見後すぐに地上でも単離されたのに対して、ネビュリウムは発見されなかった。20世紀初めになるとヘンリー・ノリス・ラッセルが、500.7nmのスペクトル線は新元素によるものではなく、通常とは異なる状態にある既知の元素から放出されたものではないかと提案した。 1920年代に物理学者たちは、極端に密度の低い気体の中では、電子が原子やイオンの中で励起された準安定状態のエネルギー準位に分布できることを明らかにした。より密度が高い環境では、これらのエネルギー準位にある電子はすぐに衝突によって低い準位に落ちてしまう。酸素原子の中でこのようなエネルギー準位から他の準位に電子が移ると、ちょうど500.7nmの輝線を生じるのである。これらのスペクトル線は非常に密度の低い気体の中でのみ見られるため、禁制線と呼ばれる。このような分光観測によって星雲は非常に薄いガスでできていることが明らかになった。 20世紀に行われた観測によって、HII領域にはしばしば高温の明るい星が存在することが分かってきた。これらの星は太陽よりも何倍も重く、寿命が数百万年に過ぎない短命の星である。（太陽程度の質量の星の寿命は数十億年である。）それゆえ、HII領域は新しい星が作られつつある領域に違いないと考えられた。数百万年にわたってHII領域からは星団が生まれ、やがて高温の若い星からの輻射圧によって星雲は吹き払われる。プレアデス星団は星団が自分たちの生まれたHII領域を「蒸発」させた一例である。