電離氫區和中性氫區
正文
以氫為主要成分的星際氣體雲。若星雲附近有早型的熾熱恆星，則中性氫會被恆星的紫外輻射電離，形成電離氫區。中性氫原子從最低能態變為電離狀態須經波長短於912埃的紫外線照射。因此,電離氫區附近的恆星必須是能發出大量紫外輻射的O型或B型星。這些星的表面溫度高達幾萬度，被稱為激發星。電離氫區的溫度也可以達到104K。此外,當星際雲之間的密度非常低時,中性氫原子在宇宙線的作用下也會電離。電子和質子一旦分開，就不容易再複合，從而也會形成電離氫區。在距激發星 10～100秒差距（視星雲中氫原子的密度而定）以外，使氫電離的高能光子會迅速減少，電離氫區就過渡到中性氫區。事實上，大部分氣體雲都處於中性氫狀態，中性氫區的溫度一般在100K以下。觀測表明,銀河系旋臂的中性氫原子數密度約為每立方厘米1～10個,旋臂之間約為每立方厘米0.1個。估計中性氫的質量占銀河系總質量的1.4～7％。由電離氫區過渡到中性氫區，氫的電離度下降得很快，過渡區的厚度取決於星雲氣體的密度，而同激發星的性質和電離氫區的半徑無關。至於電離氫區的大小則取決於激發星的溫度和星雲氣體的密度。
觀測中性氫區和觀測電離氫區所用的方法不同。對中性氫區，目前只能用射電方法觀測氫原子發出的中性氫21厘米譜線，而對電離氫區，除觀測射電輻射外，還可以用光學手段觀測其各種發射線和禁線。
以下是兩個典型的HⅡ區和HⅠ區的各種基本物理參數：
