An H II region is a region of interstellar atomic hydrogen that is ionized.^[1] It is typically in a molecular cloud of partially ionized gas in which star formation has recently taken place, with a size ranging from one to hundreds of light years, and density from a few to about a million particles per cubic centimetre. The Orion Nebula, now known to be an H II region, was observed in 1610 by Nicolas-Claude Fabri de Peiresc by telescope, the first such object discovered.

The regions may be of any shape because the distribution of the stars and gas inside them is irregular. The short-lived blue stars created in these regions emit copious amounts of ultraviolet light that ionize the surrounding gas. H II regions—sometimes several hundred light-years across—are often associated with giant molecular clouds. They often appear clumpy and filamentary, sometimes showing intricate shapes such as the Horsehead Nebula. H II regions may give birth to thousands of stars over a period of several million years. Supernova explosions and strong stellar winds from the most massive stars in the resulting star cluster ultimately disperse the remaining gas of the H II region.

H II regions can be observed at considerable distances in the universe, and the study of extragalactic H II regions (Such as NGC 604 and 206) is important in determining the distances and chemical composition of galaxies. Spiral and irregular galaxies contain many H II regions, while elliptical galaxies are almost devoid of them. In spiral galaxies, including our Milky Way, H II regions are concentrated in the spiral arms, while in irregular galaxies they are distributed chaotically. Some galaxies contain huge H II regions, which may contain tens of thousands of stars. Examples include the 30 Doradus region in the Large Magellanic Cloud and NGC 604 in the Triangulum Galaxy.

คำว่า H  II ออกเสียงว่า "เอชทู" "H" เป็นสัญลักษณ์ทางเคมีของไฮโดรเจน และ "II" เป็นเลขโรมันสำหรับ 2 ตามธรรมเนียมในทางดาราศาสตร์ จะใช้เลขโรมัน I สำหรับอะตอมที่เป็นกลาง II สำหรับอะตอมที่มีไอออนเดี่ยว III สำหรับ อะตอมที่มีไอออนคู่ และอื่นๆ^{[ 3 ]} H  II หรือ H ⁺ประกอบด้วยโปรตอน อิสระ บริเวณH  Iประกอบด้วย อะตอมไฮโดรเจน ที่เป็นกลางและกลุ่มเมฆโมเลกุลของ ไฮโดรเจน โมเลกุล H

บริเวณ H II ที่สว่างที่สุดบาง ส่วนสามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าอย่างไรก็ตาม ดูเหมือนว่าจะไม่มีใครสังเกตเห็นมาก่อนการประดิษฐ์กล้องโทรทรรศน์ในช่วงต้นศตวรรษที่ 17 แม้แต่กาลิเลโอ เอง ก็ไม่ได้สังเกตเห็นเนบิวลาโอไรออนเมื่อเขาได้สังเกตกระจุกดาวภายในนั้นเป็นครั้งแรก (ก่อนหน้านี้ถูกจัดอยู่ในแคตตาล็อกว่าเป็นดาวดวงเดียว θ Orionis โดยโยฮันน์ บาเยอร์ ) นิโคลัส-คล็อด ฟาบริ เดอ เปเรสค์ผู้สังเกตการณ์ชาวฝรั่งเศสได้รับเครดิตว่าเป็นผู้ค้นพบเนบิวลาโอไรออนในปี 1610 ^{[ 4 ]}นับตั้งแต่การสังเกตการณ์ครั้งแรกนั้น มีการค้นพบบริเวณ H II จำนวนมาก ในทางช้างเผือกและกาแล็กซีอื่นๆ^{[ 5 ]}

วิลเลียม เฮอร์เชลสังเกตเห็นเนบิวลาโอไรออนในปี 1774 และบรรยายในภายหลังว่าเป็น "หมอกไฟที่ยังไม่เป็นรูปเป็นร่าง วัสดุที่วุ่นวายของดวงอาทิตย์ในอนาคต" ^{[ 6 ]}ในยุคแรก นักดาราศาสตร์แยกแยะระหว่าง " เนบิวลา แบบกระจาย " (ปัจจุบันรู้จักกันในชื่อ บริเวณ H II) ซึ่งยังคงมีลักษณะพร่ามัวเมื่อขยายผ่านกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ และเนบิวลาที่สามารถแยกออกเป็นดาวฤกษ์ได้ ซึ่งปัจจุบันรู้จักกันในชื่อกาแล็กซีภายนอกกาแล็กซีของเรา^{[ 7 ]}

การยืนยันสมมติฐานการก่อตัวของดาวฤกษ์ของเฮอร์เชลต้องรออีกร้อยปีต่อมา เมื่อวิลเลียม ฮักกินส์และแมรี ฮักกินส์ ภรรยาของเขา ได้ใช้ สเปกโทรสโคปส่องไปยังเนบิวลาต่างๆ บางแห่ง เช่นเนบิวลาแอนโดรเมดามีสเปกตรัมที่ค่อนข้างคล้ายกับดาวฤกษ์แต่กลับกลายเป็นกาแล็กซีที่ประกอบด้วยดาวฤกษ์หลายร้อยล้านดวง บางแห่งมีลักษณะแตกต่างออกไป แทนที่จะเป็นสเปกตรัมต่อเนื่องที่มีเส้นดูดกลืน ซ้อนทับ เนบิวลาโอไรออนและวัตถุที่คล้ายกันอื่นๆ กลับ แสดง เส้นการปล่อยแสงเพียงเล็กน้อย^{[ 8 ]}ในเนบิวลาดาวเคราะห์เส้นสเปกตรัมที่สว่างที่สุดเหล่านี้มีความยาวคลื่น 500.7 นาโนเมตรซึ่งไม่ตรงกับเส้นของธาตุเคมี ใดๆ ที่ รู้จัก ในตอนแรกมีการตั้งสมมติฐานว่าเส้นดังกล่าวอาจเกิดจากธาตุที่ไม่รู้จัก ซึ่งถูกตั้งชื่อว่าเนบิวเลียม —แนวคิดที่คล้ายกันนี้เคยนำไปสู่การค้นพบฮีเลียมผ่านการวิเคราะห์สเปกตรัมของดวงอาทิตย์ในปี 1868 ^{[ 9 ]}อย่างไรก็ตาม ในขณะที่ฮีเลียมถูกแยกออกมาบนโลกได้ไม่นานหลังจากที่ค้นพบในสเปกตรัมของดวงอาทิตย์ แต่เนบิวเลียมกลับไม่ถูกแยกออกมา ในช่วงต้นศตวรรษที่ 20 เฮนรี นอร์ริส รัสเซลล์เสนอว่าแทนที่จะเป็นธาตุใหม่ เส้นที่ 500.7 นาโนเมตรนั้นเกิดจากธาตุที่คุ้นเคยในสภาวะที่ไม่คุ้นเคย^{[ 10 ]}  

สสารระหว่างดาว ซึ่งถือว่ามีความหนาแน่นสูงในบริบททางดาราศาสตร์นั้น อยู่ในระดับสุญญากาศสูงเมื่อเทียบกับมาตรฐานในห้องปฏิบัติการ นักฟิสิกส์แสดงให้เห็นในช่วงทศวรรษที่ 1920 ว่าในก๊าซที่มีความหนาแน่นต่ำมากอิเล็กตรอนสามารถเข้าไปอยู่ในระดับพลังงานกึ่งเสถียรที่ ถูกกระตุ้น ในอะตอมและไอออนซึ่งที่ความหนาแน่นสูงกว่าจะถูกลดระดับพลังงานลงอย่างรวดเร็วจากการชนกัน^{[ 11 ]}การเปลี่ยนผ่านของอิเล็กตรอนจากระดับเหล่านี้ในออกซิเจนที่มีไอออนสองเท่า ทำให้เกิดเส้น 500.7 นาโนเมตร^{[ 12 ]}เส้นสเปกตรัมเหล่านี้ซึ่งสามารถมองเห็นได้เฉพาะในก๊าซที่มีความหนาแน่นต่ำมากเท่านั้น เรียกว่าเส้นต้องห้าม การสังเกตการณ์ทางสเปกโทรสโกปีจึงแสดงให้เห็นว่าเนบิวลาดาวเคราะห์ส่วนใหญ่ประกอบด้วย ก๊าซออกซิเจนที่มีไอออน (OIII) ที่เบาบางมาก 

ในช่วงศตวรรษที่ 20 การสังเกตการณ์แสดงให้เห็นว่า บริเวณ H II มักมีดาวฤกษ์ที่ร้อนและสว่าง [ ^{12 ] ดาวฤกษ์}เหล่านี้มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์หลายเท่า และเป็นดาวฤกษ์ที่มีอายุสั้นที่สุด โดยมีอายุขัยรวมเพียงไม่กี่ล้านปี (เมื่อเทียบกับดาวฤกษ์อย่างดวงอาทิตย์ซึ่งมีอายุยืนยาวหลายพันล้านปี) ดังนั้นจึงสันนิษฐานได้ว่า บริเวณ H II ต้องเป็นบริเวณที่มีการก่อตัวของดาวฤกษ์ดวงใหม่^{[ 12 ]}ในช่วงเวลาหลายล้านปี กระจุกดาวจะก่อตัวขึ้นใน บริเวณ H II ก่อนที่แรงดันรังสีจากดาวฤกษ์อายุน้อยที่ร้อนจะทำให้เนบิวลาสลายไป^{[ 13 ]}

สิ่งตั้งต้นของบริเวณ H  II คือเมฆโมเลกุลยักษ์ (GMC) GMC เป็นเมฆที่เย็น (10–20 K ) และหนาแน่นซึ่งส่วนใหญ่ประกอบด้วยไฮโดรเจนโมเลกุล^{[ 5 ]} GMC สามารถคงอยู่ในสถานะที่เสถียรได้เป็นเวลานาน แต่คลื่นกระแทกเนื่องจากซูเปอร์โนวาการชนกันระหว่างเมฆ และปฏิสัมพันธ์ทางแม่เหล็กสามารถกระตุ้นให้มันยุบตัวลงได้ เมื่อสิ่งนี้เกิดขึ้น ผ่านกระบวนการยุบตัวและการแตกตัวของเมฆ ดาวฤกษ์จึงถือกำเนิดขึ้น (ดูวิวัฒนาการของดาวฤกษ์สำหรับคำอธิบายที่ยาวขึ้น) ^{[ 13 ]} 

เมื่อดาวฤกษ์ถือกำเนิดขึ้นภายใน GMC ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดจะมีอุณหภูมิสูงพอที่จะทำให้ก๊าซโดยรอบแตกตัวเป็นไอออนได้^{[ 5 ]}หลังจากการก่อตัวของสนามรังสีไอออนไนซ์ไม่นานโฟตอน พลังงานสูง จะสร้างแนวหน้าไอออนไนซ์ ซึ่งกวาดผ่านก๊าซโดยรอบด้วย ความเร็ว เหนือเสียง เมื่ออยู่ห่างจากดาวฤกษ์ที่แตกตัวเป็นไอออนมากขึ้น แนวหน้าไอออนไนซ์จะช้าลง ในขณะที่ความดันของก๊าซที่แตกตัวเป็นไอออนใหม่ทำให้ปริมาตรไอออนไนซ์ขยายตัว ในที่สุด แนวหน้าไอออนไนซ์จะช้าลงจนถึง ความเร็ว ต่ำกว่าเสียงและถูกแซงหน้าโดยแนวหน้าคลื่นกระแทกที่เกิดจากการขยายตัวของวัสดุที่ถูกขับออกมาจากเนบิวลา บริเวณ H II จึงถือกำเนิดขึ้น^{[ 14 ]}

อายุการใช้งานของบริเวณ H  II อยู่ในระดับไม่กี่ล้านปี^{[ 15 ]}แรงดันรังสีจากดาวฤกษ์อายุน้อยที่ร้อนจัดจะขับไล่ก๊าซส่วนใหญ่ออกไปในที่สุด อันที่จริง กระบวนการทั้งหมดมีแนวโน้มที่จะไม่มีประสิทธิภาพมากนัก โดยมีก๊าซใน บริเวณ H II น้อยกว่า 10 เปอร์เซ็นต์เท่านั้นที่ก่อตัวเป็นดาวฤกษ์ก่อนที่ส่วนที่เหลือจะถูกพัดออกไป^{[ 13 ]}การระเบิดซูเปอร์โนวาของดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุด ซึ่งจะเกิดขึ้นหลังจากเพียง 1-2 ล้านปีเท่านั้น มีส่วนทำให้ก๊าซลดลง

ดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้นในกลุ่มก๊าซโมเลกุลเย็นที่ซ่อนดาวฤกษ์ที่เพิ่งก่อตัวขึ้น เมื่อแรงดันรังสีจากดาวฤกษ์ขับไล่ "รังไหม" ของมันออกไป ดาวฤกษ์จึงจะปรากฏให้เห็น ดาวฤกษ์สีน้ำเงินร้อนที่มีพลังมากพอที่จะทำให้ไฮโดรเจนแตกตัวเป็นไอออนในปริมาณมากและก่อตัวเป็น บริเวณ H II จะทำเช่นนั้นอย่างรวดเร็วและส่องสว่างบริเวณที่พวกมันเพิ่งก่อตัวขึ้น บริเวณหนาแน่นซึ่งประกอบด้วยดาวฤกษ์ที่อายุน้อยกว่าหรือมีมวลน้อยกว่าที่ยังคงก่อตัวอยู่และยังไม่ได้ขับไล่สสารที่พวกมันกำลังก่อตัวออกไป มักจะปรากฏเป็นเงาตัดกับส่วนอื่นๆ ของเนบิวลาที่แตกตัวเป็นไอออนบาร์ต บ็อกและ อีเอฟ ไรลีย์ ค้นหาภาพถ่ายทางดาราศาสตร์ในช่วงทศวรรษ 1940 เพื่อหา "เนบิวลามืดขนาดเล็ก" ตามข้อเสนอแนะที่ว่าดาวฤกษ์อาจก่อตัวขึ้นจากการควบแน่นในตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์ พวกเขาพบ "วัตถุมืดรูปทรงกลมหรือรูปไข่ขนาดเล็ก" หลายแห่ง ซึ่งพวกเขาเรียกว่า "ก้อนกลม" หรือที่รู้จักกันในชื่อก้อนกลมของบ็อก (Bok globules ) ^{[ 16 ]} Bok เสนอในการประชุมสัมมนาครบรอบร้อยปีหอดูดาวฮาร์วาร์ดในเดือนธันวาคม พ.ศ. 2489 ว่ากลุ่มก้อนเหล่านี้มีแนวโน้มที่จะเป็นแหล่งกำเนิดดาวฤกษ์^{[ 17 ]}ได้รับการยืนยันในปี พ.ศ. 2533 ว่าพวกมันเป็นแหล่งกำเนิดดาวฤกษ์จริง ๆ^{[ 18 ]}ดาวฤกษ์อายุน้อยที่ร้อนจะทำให้กลุ่มก้อนเหล่านี้สลายไป เนื่องจากรังสีจากดาวฤกษ์ที่ให้พลังงานแก่ บริเวณ H II จะขับไล่สสารออกไป ในแง่นี้ ดาวฤกษ์ที่สร้าง บริเวณ H II ทำหน้าที่ทำลายแหล่งกำเนิดดาวฤกษ์อย่างไรก็ตาม ในการทำเช่นนั้น อาจกระตุ้นให้เกิดการก่อตัวของดาวฤกษ์ครั้งสุดท้าย เนื่องจากแรงดันรังสีและแรงดันเชิงกลจากซูเปอร์โนวาอาจทำหน้าที่บีบอัดกลุ่มก้อน ทำให้ความหนาแน่นภายในเพิ่มขึ้น^{[ 19 ]}

ดาวฤกษ์อายุน้อยใน บริเวณ H II แสดงหลักฐานว่ามีระบบดาวเคราะห์อยู่ภายในกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลได้เปิดเผยจานโปรโตแพลนเน็ต ( proplyds ) หลายร้อยจานในเนบิวลาโอไรออน^{[ 20 ]}อย่างน้อยครึ่งหนึ่งของดาวฤกษ์อายุน้อยในเนบิวลาโอไรออนดูเหมือนจะถูกล้อมรอบด้วยจานก๊าซและฝุ่น^{[ 21 ]}ซึ่งเชื่อกันว่ามีสสารมากกว่าที่จำเป็นในการสร้างระบบดาวเคราะห์เช่นระบบสุริยะหลาย เท่า

บริเวณ H  II ที่โดดเด่นในกาแล็กซี ได้แก่ เนบิวลาโอไรออนเนบิวลาอีตาคาริเนและกลุ่มดาวเบิร์กลีย์ 59/เซเฟอุส OB4 [ ^{34 ] เนบิวลา}โอไรออน ซึ่งอยู่ห่างจากโลกประมาณ 500 พาร์เซก (1,500 ปีแสง) เป็นส่วนหนึ่งของOMC-1ซึ่งเป็นเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ หากมองเห็นได้ จะเห็นว่ามันครอบคลุมกลุ่มดาวโอไรออนเกือบ ทั้งหมด ^{[ 12 ]}เนบิวลาหัวม้าและวงแหวนบาร์นาร์ดเป็นอีกสองส่วนที่ส่องสว่างของเมฆก๊าซนี้^{[ 35 ]}เนบิวลาโอไรออนแท้จริงแล้วเป็นชั้นบางๆ ของก๊าซไอออนไนซ์ที่ขอบด้านนอกของเมฆ OMC-1 ดาวฤกษ์ในกระจุกดาวเทรพีเซียมและโดยเฉพาะอย่างยิ่งθ ¹โอไรโอนิสเป็นสาเหตุของการแตกตัวเป็นไอออนนี้^{[ 12 ]}  

เมฆแมเจลแลนขนาดใหญ่ซึ่งเป็นกาแล็กซีบริวารของทางช้างเผือกที่อยู่ห่างออกไปประมาณ 50  กิโลพาร์เซก ( 160,000 ปีแสง ) ประกอบด้วยบริเวณ H  II ขนาดยักษ์ที่เรียกว่าเนบิวลาแมงมุมทารันทูลา เนบิวลานี้มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ200 พาร์เซก ( 650 ปีแสง ) เป็นบริเวณ H II ที่มีมวลมากที่สุดและใหญ่เป็นอันดับสอง ใน กลุ่ม กาแล็กซีท้องถิ่น^{[ 36 ]}มันใหญ่กว่าเนบิวลาโอไรออนมาก และกำลังสร้างดาวฤกษ์หลายพันดวง บางดวงมีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ถึง 100 เท่า ได้แก่ ดาวOBและดาว Wolf-Rayetหากเนบิวลาแมงมุมทารันทูลาอยู่ใกล้โลกเท่ากับเนบิวลาโอไรออน มันจะส่องแสงสว่างพอๆ กับดวงจันทร์เต็มดวงในท้องฟ้ายามค่ำคืน ซูเปอร์โนวาSN 1987Aเกิดขึ้นที่บริเวณรอบนอกของเนบิวลาแมงมุมทา รันทูลา ^{[ 32 ]}

 บริเวณH II ขนาดยักษ์อีกแห่งหนึ่ง— NGC 604ตั้งอยู่ใน กาแล็กซีเกลียว M33ซึ่งอยู่ห่างออกไป 817  กิโลพาร์เซก (2.66 ล้านปีแสง) มีขนาดประมาณ240 × 250 พาร์เซก ( 800 × 830 ปีแสง ) NGC  604 เป็นบริเวณ H  II ที่มีมวลมากเป็นอันดับสองในกลุ่มกาแล็กซีท้องถิ่น รองจากเนบิวลาทารันทูลา แม้ว่าจะมีขนาดใหญ่กว่าเล็กน้อยก็ตาม ภายในประกอบด้วยดาว OB และดาว Wolf-Rayet ร้อนประมาณ 200 ดวง ซึ่งทำให้ก๊าซภายในร้อนขึ้นถึงหลายล้านองศา ทำให้เกิด การปล่อยรังสี เอ็กซ์ ที่สว่างจ้า มวล รวมของก๊าซร้อนใน NGC  604 มีประมาณ 6,000 เท่า ของมวลของดวงอาทิตย์^{[ 33 ]}

เช่นเดียวกับเนบิวลาดาวเคราะห์ การประมาณความอุดมสมบูรณ์ของธาตุในบริเวณ H  II นั้นมีความไม่แน่นอนอยู่บ้าง^{[ 37 ]}มีสองวิธีที่แตกต่างกันในการกำหนดความอุดมสมบูรณ์ของโลหะ (ในกรณีนี้ โลหะคือธาตุอื่นที่ไม่ใช่ไฮโดรเจนและฮีเลียม) ในเนบิวลา ซึ่งอาศัยเส้นสเปกตรัมประเภทต่างๆ และบางครั้งก็พบความคลาดเคลื่อนขนาดใหญ่ระหว่างผลลัพธ์ที่ได้จากทั้งสองวิธี^{[ 36 ]}นักดาราศาสตร์บางคนอธิบายว่านี่เป็นผลมาจากความผันผวนของอุณหภูมิเล็กน้อยภายใน บริเวณ H II ในขณะที่คนอื่นๆ อ้างว่าความคลาดเคลื่อนนั้นมากเกินกว่าจะอธิบายได้ด้วยผลกระทบจากอุณหภูมิ และตั้งสมมติฐานว่ามีปมเย็นที่มีไฮโดรเจนน้อยมากเพื่ออธิบายการสังเกตการณ์^{[ 37 ]}

รายละเอียดทั้งหมดของการก่อตัวของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ภายใน บริเวณ H II ยังไม่เป็นที่รู้จักดีนัก ปัญหาสำคัญสองประการขัดขวางการวิจัยในด้านนี้ ประการแรก ระยะทางจากโลกไปยัง บริเวณ H II ขนาดใหญ่นั้นค่อนข้างไกล โดยบริเวณ H  II ที่ใกล้ที่สุด ( เนบิวลาแคลิฟอร์เนีย ) อยู่ห่างออกไป 300  pc (1,000 ปีแสง) ^{[ 38 ]} บริเวณ H II อื่นๆ อยู่ห่างจากโลกมากกว่าระยะทางนั้นหลายเท่า ประการที่สอง การก่อตัวของดาวฤกษ์เหล่านี้ถูกบดบังอย่างมากด้วยฝุ่น และไม่สามารถสังเกตการณ์ด้วยแสงที่มองเห็นได้ แสง วิทยุและอินฟราเรดสามารถทะลุผ่านฝุ่นได้ แต่ดาวฤกษ์ที่อายุน้อยที่สุดอาจไม่ปล่อยแสงออกมามากนักที่ความยาวคลื่นเหล่า นี้ ^{[ 35 ]}

วิกิมีเดียคอมมอนส์มีสื่อที่เกี่ยวข้องกับภูมิภาค H II

• ภาพถ่ายจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลแสดงเนบิวลาหลายแห่ง รวมถึง บริเวณ H II หลายแห่ง
• ข้อมูลจาก SEDS
• บันทึกการเรียนวิชาดาราศาสตร์ของมหาวิทยาลัยฮาร์วาร์ดเกี่ยวกับบริเวณ H  II