星雲(下)
著名的星雲
<8>船底座η星雲：船底座星雲（也稱為船底座大星雲、船底座η星雲、或NGC 3372）是一個包圍著數個疏散星團恆星的明亮大星雲。海山二（船底座η）和HD 93129A，這兩顆我們銀河系內質量最大和最明亮的恆星，都屬於這個星雲。這個星雲位於船底座，與地球的距離估計在6,500至10,000光年，星雲內包含數顆O-型恆星。
這個星雲是我們的天空中最大的瀰漫星雲之一，它比最著名的獵戶座星雲大四倍且更為明亮，但因為它位於南半球，因此沒有那麼的為人所知。它是Abbé Lacaille於1751-52年間在好望角發現的。
這個明亮的大星雲有一個非常小的特徵，緊密的包圍著海山二本身，這個小星雲稱為侏儒星雲（源自拉丁文的Little Man）。據信這是在1841年的一次爆發中形成來的，並且使這顆星在當時暫時成為全天第二亮星。
海山二是一顆高亮度的超巨星，估計它的質量是太陽質量的100至150倍，而它的亮度高達太陽的400萬倍。
這顆恆星是目前已經被仔細研究過的質量最大的恆星。其他還有幾顆已經知道可能更明亮的恆星，但是它們的資料遠不如海山二完整。質量超過太陽80倍的恆星發出的光度超過太陽的100萬倍，它們是很罕見的—在像我們銀河系這樣大的星系內只有幾打—質量挑釁著愛丁頓極限，也就是說，它們輻射向外的壓力強大到幾乎可以抵消重力。質量超過太陽120倍的恆星已經超過理論上的愛丁頓極限，它們的重力勉強可以承受氣體和輻射壓力，而在不久的將來可能成為超新星或極超新星。
（補充說明：手槍星的資料已經被更新與提升，一度被懷疑並列名"質量最大的恆星"之一。在2006年，基於廣泛波長範圍的資料，海山二依然被"認定"是最明亮的恆星。）
海山二對星雲的影響可以直接看到，在上面圖像中的一些黑暗小球和其他一些不易見到的天體，都有離開大質量恆星直接朝向外的尾巴。整個星雲看起來與1840年大爆炸之前非常的不一樣，海山二被塵埃包圍著，大量減少了紫外線輻射進入星雲的總量。
鑰匙孔星雲
船底座星雲中的一部分被稱為鑰匙孔星雲，這個名字是約翰·赫協爾在19世紀取的。鑰匙孔星雲實際上是一個非常小且暗的星雲，由低溫的分子與塵埃構成，並包含有明亮的和高熱發出螢光的纖維狀氣體，被更明亮的背景襯托出的剪影。鑰匙孔星雲結構的直徑大約是7光年。
<9>螺旋星雲：螺旋星雲（也稱為NGC 7293）是一個位於寶瓶座的行星狀星雲，距地球約700光年。它是最接近地球的行星狀星雲之一，於1824年被卡爾·路德維希·哈丁發現。
螺旋星雲是像太陽這樣的恆星在結束生命後成為行星狀星雲的一個例子。從地球的位置，觀看被拋射出去的氣體在這個星雲的外圍，好似望穿透過一個螺旋結構。在殘骸中心是恆星的核心，註定要成為一顆白矮星，發出的強光將照亮之前噴發出去的氣體並激發出螢光。
螺旋星雲直徑大約是5.1光年。最近的照片來自哈伯太空望遠鏡的先進巡天照相機和WIYN大學聯盟位於基特峰天文台0.9公尺望遠鏡合成的影像。
螺旋星雲曾經被稱為上帝之眼，而在2003年的電影魔戒三部曲風靡全球之後，在網路上就被稱為索倫之眼。
這個星雲有一個內在的圓盤，直徑8′ 19″（0.52秒差距），一個外面的凸起，直徑是12′ 22″（0.77秒差距），和一個最外層的圓環直徑25′（1.76秒差距），最外層的圓環因為與星際物質碰撞而有一邊是平的。估計這個行星狀星雲的內環已經膨脹了6,500年，外環則已經膨脹了12,100年，膨脹速度分別是40公里/秒和32公里/秒。主要的環中含有許多朦朧的節點，在許多近距離的行星狀星雲中都觀察到這樣的現象。
<10>沙漏星雲：沙漏星雲（也稱為MyCn18）是一個年輕的行星狀星雲，位於南天的蒼蠅座，距離地球8,000光年遠，是安妮J.坎農和瑪格麗特W.梅歐在擴編亨利德雷珀目錄時發現的。當時只簡單的標示是一個行星狀星雲，直到望遠鏡和影像處理的技術獲得改進之後，美國宇航局噴射推進實驗室的Raghvendra Sahai和John Trauger才在1995年7月30日發現它的形狀像一個沙漏。猜想MyCn18的會成為沙漏形狀的原因是在低速膨脹的雲氣之內有高速膨脹的恆星風，而雲氣在赤道的密度又比兩極高。
沙漏星雲的照片是由哈伯太空望遠鏡上的第二代廣域和行星照相機拍攝的。
要注意，在明亮的礁湖星雲中也有一個像沙漏的星雲，不要將兩者混淆了。
沙漏星雲曾經被珍珠果醬樂團在2000年出版的專輯（Binaural）中做為封面。
沙漏星雲曾在劇情片哈洛上尉：無盡的冒險之旅突顯其特色。
<11>馬頭星雲：馬頭星雲位於獵戶座，也稱為巴納德33（Barnard 33），在發射星雲IC 434之內，是一個暗星雲。這個星雲就在獵戶腰帶最東邊的參宿一南方，並且是非常巨大的獵戶座分子雲團的一部分。馬頭星雲距離地球大約1,500光年，是最容易識別的星雲之一，因為從地球看過去，黑暗的塵埃和旋轉的氣體構成的形狀有如馬頭。這個星雲的形狀在1888年第一次被注意到，哈佛大學天文台的威廉敏娜·弗萊明在拍攝的B2312號乾版中發現了這個暗星雲。.
增長的紅光主要來自星雲後面的氫氣，它們是被鄰近的亮星獵戶座σ電離產生的。黑暗的馬頭星雲主要是由濃厚的塵埃造成，而馬頭的頸部下方在左邊造成了陰影。離開星雲的氣體因為強大的磁場而形成漏斗狀，馬頭星雲基部的亮點都是正在形成過程的年輕恆星。
<12>獵戶座星雲：獵戶座大星雲（M42，NGC 1976）是一個位於獵戶座的瀰漫星雲，距地球1344 ± 20光年，為最接近我們的一個恆星形成區。它的亮度相當高，在全天僅次於船底座星雲，在無光害的地區用肉眼就可觀察。
對於天文愛好者而言，M42是一個相當值得一看的深空天體：只要一枝小望遠鏡或雙筒望遠鏡就可以觀賞了。對於天文學家而言，這個星雲是一個熱門的研究對象，由大型的地基望遠鏡，到哈勃太空望遠鏡（HST）都指向它。獵戶座大星雲還是天文攝影愛好者和天文台的大望遠鏡最主要的拍攝對象之一。
近年天文學家已直接觀測到該星雲四合星附近的原行星盤（Protoplanetary disk）、棕矮星、氣體激烈且混亂的運動，和附近大量出現的光子化恆星。M42是研究恆星誕生的觀測、研究目標之一。
獵戶座大星雲本身為獵戶座分子雲複合體（Orion Molecular Cloud Complex）的一部分。該複合體成員還包括巴納德環（Barnard's Loop）、IC 434（馬頭星雲）、M78和附近的一些反射星雲。恆星在整個獵戶座星雲中形成。
獵戶座大星雲十分明亮，即使在受光害影響的地區都可以肉眼看到。我們可以輕易地在獵戶座腰帶的南方找到它。視力很好的人看到的獵戶座大星雲呈模糊狀，通過望遠鏡或雙筒望遠鏡會看得更明顯。
獵戶座大星雲中央有一個被稱為獵戶四邊形星團四合星（Trapezium）的年輕疏散星團。四合星由四顆排列成四邊形的年輕恆星組成，故名。其中兩個可以在良好的夜間視寧度分辨出其組成的雙星系統，總共六星。四合星與許多其他恆星，仍處於幼年期。四合星的是更大的獵戶座大星雲群一個組成部分，其中包括約2800恆星的直徑為20光年範圍內的關聯。在200萬年前，這個星團可能會是速逃星御夫座AE、白羊座53、天鴿座μ的故鄉，它們現在正以超過100 km/s的速度遠離星雲。
觀察者很早就注意到星雲的一個獨特的綠色的色調，除了紅色區域和藍紫色之外。紅色色調是在656.3nm的波長的H-α重組線輻射的結果。藍紫色的顏色是從大量O-型恆星在星雲的核心反射的輻射。
綠色的色調曾是在20世紀的早期部分天文學家一個謎，因為沒有當時已知的光譜線可以解釋它。有一些猜測該行是由新元素引起的，這種神秘物質名字氣雲(Nebulium)被創造出來。然而，隨著更好的原子物理學的理解，它後來被判定為綠色光譜通過在雙電離氧氣，一個所謂的「禁過渡」的低機率電子躍遷而引起的。
歷史
雖然它為肉眼所見，可是在望遠鏡出現之前沒有文獻記錄它的存在。儘管如此，該星雲中最明亮的一些恆星還是被早期的天文學家當作一顆5等星而記錄下來，如托勒密、第谷·布拉赫和約翰·巴耶（Johann Bayer）。
獵戶座大星雲首先被法國律師尼古拉斯 - 克洛德·法布里德佩雷斯克（Nicholas-Claude Fabri de Peiresc）在1610年以望遠鏡發現。其後一些天文學家獨立地發現這個星雲，包括基士揚·惠更斯在1656年的那次發現。查爾斯·梅西耶首先在1769年記錄它和四合星中的三星。它被記錄在1774年出版的梅西耶天體列表第一版。由於它是梅西耶發現的第42個深空天體，因此它又稱M42。
在1880年9月30日，美國天文學家亨利·德雷伯拍攝了首張M42的照片。在1993年哈勃望遠鏡首次觀測M42。之後M42成為哈勃望遠鏡的慣常觀測對象，照片更被用作製成3D模型。
我們只要有一副雙筒望遠鏡或小望遠鏡就可以看到M42。若環境理想，以裝上廣角鏡頭的相機進行五分鐘的曝光已能拍攝到整個獵戶座和獵戶座大星雲的粉紅色光芒。而拍攝旁邊星雲的細緻度也是考驗天文攝影、望遠鏡解析度和後期處理功夫的對象。
透過普通雙筒望遠鏡看獵戶座大星雲，已像一頭展翅飛翔的火鳥，故亦有「火鳥星雲」的稱號。
<13>鵜鶘星雲：鵜鶘星雲（也就是所知的IC 5070和IC 5067）是在天鵝座與北美洲星雲結合在一起的一個電離氫區。這個發射星雲的型狀與鵜鶘相似，因此得到這個名稱。鵜鶘星雲是在天鵝座靠近天津四，占有很大面積的一個巨大發射星雲，並且被一個充滿暗塵埃的分子雲，與相鄰的更亮與更大的北美洲星雲分隔開來。
因為具有特別活躍的恆星形成和氣體演化的混合，因此對鵜鶘星雲有很多的研究。來自年輕恆星充滿活力的光，使冷的氣體慢慢轉化變熱，並導致電離的波前逐漸向外推進，但特別濃密的絲狀冷氣體依然存在。從現在起的數百萬年後，這個星雲將不再是現在所認識的鵜鶘星雲，恆星和氣體的平衡將展現出與現在完全不同的外觀。
<14>紅矩形星雲：紅矩形星雲，是鄰近麒麟座的一個原行星雲，因為它是紅色，形狀又是矩形，因此得到這個名字。他也被稱為HD 44179，是在1973年的一次稱為」Hi star」的AFCRL天空紅外線調查的火箭飛行過程中發現的，而在這個星雲中心的聯星系統在1915年就已經被Robert Grant Aitken發現。
它在可見光和紅外線的繞射極限散斑圖像中呈現出高度的對性，有著X形的釘狀，暗示是有著環狀分布星周物質的緻密雙極星雲，中心的聯星系完全被遮蔽，沒有直接提供光線。
在2004年1月的第203次美國天文學會的會議上，由美國俄亥俄州托利多大學的A. Witt領導的一個小組提出令人振奮的資訊，他發現了在星雲發射出的光譜中有多環芳香烴的蒽和芘的紫外線特徵譜線－是形成生命的重要有機分子。直到最近，人們認為紫外線會很快的毀掉這些碳氫化合物；事實上這些碳氫化合物今天依然存在，已經解釋了最近的發現molecular forces。
對稱性的可能解釋是中心的恆星－實際上是靠近的一對恆星－被很厚的塵埃環環繞著，流出的氣流使球形延展變成錐形。因為我們是從側面看見這個環，因此錐狀的邊界呈現出X的形狀，不同的階梯被認為對應著不同氣流的發生和過程。在麒麟座距離約2,300光年遠的紅矩形星雲在未來的數千年，核心低溫的恆星變成高溫的白矮星時，應該會轉變成為行星狀星雲。
哈伯太空望遠鏡透漏了許多地面的望遠鏡因為地球大氣層的湍流而看不見的紅矩形星雲的新特徵。許多垂死恆星原始的特徵依然被隱藏著，甚至還完全是神祕的，但是來自荷蘭萊頓大學的荷蘭科學家Vincent Icke仍然提出了好的理論。
在1981年，Vincent Icke和他的合作者證明來自垂死恆星的球形氣體噴發撞擊到塵埃環會產生激波，可以產生錐狀的流體，類似於我們在星雲中看見的兩個錐形。
在Vincent Icke的計算中使用了許多不同的參數，但只有氣體和塵埃的密度可以在星雲中觀測到。
<15>環狀星雲：環狀星雲（M 57，NGC 6720）是位於北半球天琴座的一個行星狀星雲。這種天體是紅巨星在成為白矮星之前的演化過程中的最後階段，將氣體殼驅逐到周圍並電離所形成的天體。
這個星雲是法國天文學家Antoine Darquier de Pellepoix在1779年1月發現的，當時報告稱它是......大小如同木星，像是顆黯淡無光的行星......。同一個月稍晚些，法國天文學家梅西爾尋找彗星時，也獨立發現這一個星雲。然後他被編入梅西爾的目錄中，成為第57個天體。梅西爾和出生於德國的天文學家威廉·赫歇爾推測，這個星雲是用他們的望遠鏡無法解析的微弱星光。
在1800年，德國天文學家弗里德里希·馮·哈恩宣布，他幾年前發現了環狀星雲的核心有顆微弱的中央恆星。他還注意到環的內部發生了變化，他再也找不到中央的恆星。在1864年，英國業餘天文學家威廉·哈金斯檢查了多個星雲的光譜，發現了一些這類的天體，包括M57，有一些明亮的發射線，是發出螢光的發光氣體。哈京斯得出結論，大部分的行星狀星雲不是由不能解析的恆星組成，而之前都懷疑它們不是雲氣。在1886年，匈牙利天文學家Eugene von Gothard首度拍攝到這個星雲的第一張照片。
M57位於構成夏季大三角星群西北頂角明亮的織女星南方。星雲位於天琴座β和天琴座γ之間，距離β40%處，使它成為業餘天文學家極易找到的目標。
星雲盤面只有1.5 × 1 角分s的大小，因此無法用10 × 50 的雙筒望遠鏡解析。最適合觀測的望遠鏡口徑至少要有20 cm（8英寸），但即使是口徑只有7.5 cm（3英寸）的望遠鏡也可以看出他的橢圓環形狀。內部的孔洞可以用口徑10 cm（4英寸），100 X的放大解析出來。更大的儀器將能顯示在東部和西部邊緣的幾個暗區，和盤面內部的一些暗弱的雲氣。中心恆星只有14.8等，因此難以看見。
M57距離地球0.7 kpc（2,300光年），它的視星等8.8，攝影星等9.7。由過去50年拍攝的照片顯示星雲的膨脹速率大約是每世紀1角秒，相當於每秒20-30公里。M57是由視星等15.75的中心白矮星或行星狀星雲核照亮，它的質量大約是1.2 太陽質量。
這個星雲的內部全體泛著藍綠色調，這是雙電離氧的495.7和500.7奈米 發射譜線造成的。這些觀察到所謂的禁線只發生在每立方釐米只有幾個原子的極低密度條件。在環的外面區域，紅色部分是屬於氫的來曼系 656.3奈米的發射譜線。電離氮或[N II]在654.8和658.3奈米的禁線也有助於紅色的呈現。
<16>玫瑰星雲：玫瑰星雲（科德維爾49）是一個的巨大電離氫區，位於麒麟座一個龐大分子雲的末端。這個分子雲集團包括NGC 2237、NGC 2238、NGC 2239、NGC 2244、NGC 2246五個NGC天體。疏散星團NGC 2244與玫瑰星雲關係相當密切，NGC 2244內的恆星是由玫瑰星雲的物質所形成的。該星團與星雲距離地球大約5200光年，直徑大約為130光年。星雲的質量估計約有10,000倍太陽質量。
一般認為在恆星形成之後，O型與B型恆星的恆星風造成的壓力壓縮了星際雲團。錢德拉X射線天文台在2001年的觀測證實玫瑰星雲的中心擁有非常炙熱且年輕的恆星。
<17>蜘蛛星雲：NGC 2070 是位於劍魚座大麥哲倫星系中的一個瀰漫星雲，亦稱蜘蛛星雲（Tarantula Nebula）或劍魚座30（30 Doradus）。蜘蛛星雲一開始被人們認為是一顆恆星，直到1751年法國天文學家尼可拉·路易·拉卡伊才發現它其實是一個星雲。
雖然蜘蛛星雲的視星等只有8等，但它是位於160,000光年遠的大麥哲倫星系內，所以實際上是相當明亮的，如果將它移到獵戶座大星雲的位置，它在夜晚發出的光芒將可以在地面照出影子。實際上，它是本星系團中已知最活躍也是最大的一處恆星形成區，其直徑大約為200秒差距，將近1000光年。
在蜘蛛星雲的中心是一個直徑約35光年的巨大藍巨星簇R136，蜘蛛星雲的大部分光芒就是由R136所激發而發出的。據估計R136大約有450,000個太陽質量，在未來將極有可能變成一個球狀星團。2010年7月21日，英國天文學家宣布在R136中發現迄今為止已知的最大恆星R136a1。 此外，蜘蛛星雲中還擁有一個相對古老的星團—霍奇301（Hodge 301），其年齡大約在兩千萬至兩千五百萬年左右，星團中一些大質量的恆星已經發生超新星爆炸。
1987年2月，位於蜘蛛星雲外圍的藍超巨星Sanduleak -69° 202a死亡發生超新星爆炸，形成SN 1987A。這是自1604年克卜勒超新星（SN 1604）以來觀測到的最明亮的超新星爆炸，也是望遠鏡發明之後離地球距離最近的一次超新星爆炸。
星雲表
<1>古姆星表：古姆星表是南天85個發射星雲天體星表的名稱，它是澳洲天文學家柯林·史丹利·古姆（1924-1960）在斯壯羅山天文台使用廣視場攝影術製成的。古姆在1955年發表他的調查結果，定名為南半球瀰漫星雲Hα的研究，其中包含了85個星雲或星雲的複合物。相似的目錄還有沙普利斯亮星雲表和RCW星表，並且許多的古姆天體也被重複收錄在其它的星表中。
古姆星雲以古姆之名為名，它是被古姆發現的第12個星雲，是一個發射星雲，位置在南天的船帆座和船尾座。
<2>RCW星表：RCW星表 (Rodgers、Campbell、和Whiteoak) 是南天的銀河系內電離氫區的H-α輻射的天文學目錄，是羅傑斯等人在1960年代評述的。它有180個天體，並且包括較早期的古姆星表 (84個)，和晚期包括一些RCW天體的科德韋爾深空天體表。他也與沙普利斯亮星雲表-2 (312個天體) 有部分重疊，雖然後者主要涵蓋北半球，而RCW和古姆星表主要涵蓋南半球。
這份星表由亞歷山大·威廉·羅傑斯、柯林 T·坎貝爾、和約翰·巴特利特·懷特科，他們於1960年代在澳大利亞斯壯羅山天文台工作的巴特·包克 (Bart Bok) 領導下，編製了這本南天星雲的目錄。
<3>沙普利斯亮星雲表：沙普利斯亮星雲表（Sharpless catalog）是一個包括313個電離氫區（發射星雲）的天文星表。星表由美國天文學家斯圖爾特·沙普利斯（Stewart Sharpless）編集，第一版發表於1953年，其中包括142個天體(Sh1)，第二版（最終版）在1959年發表，總共包括313個天體。沙普利斯本來是想把赤緯-27°以北的電離氫區收集在這個星表中，但實際上，星表也包括一些位於這個緯度以南的天體。
1953年，沙普利斯成為美國海軍天文台旗杆站的工作人員，他的工作是負責觀測和編錄由帕洛馬山天文台巡天觀測拍攝到的位於銀河系內的電離氫區。通過這項工作，沙普利斯先後出版了兩版電離氫區星表：發表於1953年包含142個天體的第一版，以及發表於1959年包括313個星雲的最終版。
其他相關星雲
<1>麥哲倫雲（包括大麥哲倫雲與小麥哲倫雲）皆為不規則的矮星系，可能都環繞著我們的銀河系，因此是屬於本星系群的伴星系。
雖然近年發現了有比它們更接近銀河系的星系，但仍然在一般人習慣與科普書上寫成最近的星系。
她們應該早在遠古時代就為古老的南方民族所熟知，大麥哲倫雲最早的記載出現在波斯天文學家阿布德·熱哈曼·阿爾蘇飛（Abd al-Rahman al-Sufi）於西元964年的著作《恆星之書》（Book of Fixed Stars）中被稱為Al Bakr，在阿拉伯語中的意思是「在南方阿拉伯的白牛」，這也表示了在巴格達和阿拉伯北部是看不見麥哲倫雲的，這個天體只能自北緯12°15'起的曼德海峽才可看見。
在歐洲，麥哲倫星雲於15世紀末首次由義大利人Peter Martyr及Andreas Corsali觀察。其後，安東尼奧·皮加費塔（Antonio Pigafetta）就斐迪南·麥哲倫於1515年─1522年環遊世界的遠征中報道了此事。但是，星雲冠以「麥哲倫」之名要到稍晚時間方才及。在拜耳的《Uranometria》稱二星雲為Nubecula Major及Nubecula Minor；即使在法國天文學家佛蘭斯蒂德於1756年所出版的星圖中，二者所取之名為Le Grand Nuage及Le Petit Nuage。在法語中，二詞的意思為「大雲」（Large Cloud）和「小雲」（Small Cloud）。
大麥哲倫雲和他的鄰居與親戚小麥哲倫雲，在南半球是很顯眼的一對天體，肉眼看似銀河被分離的兩個片段，在天空中大約相隔了21度，實際的距離則大約是75,000光年。直到1994年發現人馬座矮橢球星系之前，她們是最靠近我們的星系。
觀測及理論的證據指出，大小麥哲倫都在環繞銀河的軌道上，因為潮汐力的交互作用有很大的變形。中性氫的噴流連接著銀河與彼此之間，而且兩者都像遭到破壞的棒旋星系 (Zeilik)。不管怎樣，她們的重力也影響到我們銀河的部份盤面。(Chaisson和麥克米倫)
麥哲倫雲的徑向速度和自行已經由哈佛大學的史密松寧天文物理部門製造的立體速度測量儀，從哈伯太空望遠鏡的數據測出她們穿越銀河的速度分別是每秒378公里和302公里，這個數值比之前所知的運動速度大了將近2倍。對該現象有三種解釋：
a.銀河系的質量比目前所知大一倍。
b.麥哲倫雲並不環繞銀河系公轉，而只是碰巧路過。
c.銀河系中暗物質並不如某些理論預測的呈盤狀分布或呈橢圓分布。
撇開她們不同的結構和低質量，她們與我們的銀河有兩項很大的不同。首先，她們有豐富的氣體，她們的氫和氦的比例相對於銀河是偏高的。 她們的金屬含量也比銀河少，在大小麥哲倫雲中最年輕恆星的金屬量相對於太陽只有0.25到0.5。兩者的星雲和星族也都被注意到，但是在我們銀河中的恆星從最年輕到年老的都有，表明恆星形成的歷史是漫長的。(Chaisson和麥克米倫)
1987年在大麥哲倫雲中發現的超新星（SN 1987A），是過去3個世紀中最明亮的超新星。
<2>獵戶座分子雲團（Orion Molecular Cloud Complex，亦有譯作獵戶座分子雲複合體）是一個位於獵戶座的巨大星雲。該星雲距地球1500至1600光年，延伸數以百光年計。通過小型望遠鏡或雙筒望遠鏡可以觀測到該星雲的某些部分，其中的獵戶座大星雲更是肉眼可見。
它是天上其中一個可以肉眼看到的恆星形成區，而且恆星正在活躍地形成。該星雲中有很多原行星盤和年輕恆星。正因為恆星活躍地形成，以紅外線波長觀測到的獵戶座分子雲顯得很明亮。
<3>電離氫區（HII區）是發光的氣體和電漿組成的雲氣，有時會有數百光年的直徑，是恆星誕生的場所。從這些氣體中誕生的年輕、炙熱的藍色恆星散發出大量的紫外線，使星雲環繞在周圍的氣體游離。
HII區在數百萬年的歲月中也許可以誕生成千上萬顆的恆星。最後，超新星爆炸和來自星團中質量最大的那些恆星吹出的強烈恆星風，將會吹散掉HII區的氣體，留下來的就是像昴宿星團這樣的星團。
HII區是因為有大量被游離的氫原子而得名的，天文學家同樣的將中性氫的區域稱為HI區，而H2稱為分子氫。在宇宙的遠處的H II區不會被忽略，也能被看見，對其它星系HII區的觀測，在測量距離和化學組成是很重要的研究項目。
少數最明亮的HII區可以用裸眼直接看見。然而，在望遠鏡於17世紀發明之前似乎從未被注意到。即使伽利略在觀測到其中的星團時也沒有注意到獵戶座大星雲（在以前約翰·拜耳的目錄中記載為單獨的恆星：獵戶座θ）。獵戶座星雲被認為是法國的觀測者Nicolas-Claude Fabri de Peiresc在1610年發現的，此後，早期的觀測在我們的銀河系和其他星系內發現了許多的HII區。
威廉·赫歇爾在1774年觀測獵戶座星雲，將其描述為"未成形的火熱薄霧，未來能成為太陽的渾沌材料"。當威廉·哈金斯（他的妻子瑪莉·哈金斯是他的助手）將它的光譜儀對準不同的星雲觀測之後，認為這個假說必須要等待數百年才能確認。有些星雲，像是仙女座大星雲，有著與恆星相似的光譜，而推導出星系可能是數億顆單獨恆星的集合體。其它看來非常的不一樣，不是強烈的連續譜線與被疊加的吸收線，就是像獵戶座星雲和一些相似的天體，只有少數的發射譜線。最明亮的是波長500.7 奈米的譜線，但當時已知的化學元素沒有一種能發射出與之相符的譜線。起初，這條譜線被假設為一種未知元素的譜線，並命名為（Nebulium）－相同的想法在1868年分析太陽的光譜時，導致氦元素的發現。然而，在太陽光譜中發現之後，氦很快就在地球的元素中被分析出來，但是Nebulium始終未被發現。在20世紀初期，亨利·諾里斯·拉塞爾建議：認定500.7奈米是由新的未知元素發出的，不如歸咎於一種熟悉的元素在不熟悉的環境下發射的。
在1920年代，物理學家已經證實在低密度下的原子和離子，被激發的電子會進入梅塔穩定能階，但在密度較高時會因為碰撞而很快的被再激發，而在二價氧的電子轉換中能夠產生500.7奈米譜線。這種只能在密度非常低的氣體中出現的譜線被稱為禁線。光譜上的觀測顯示星雲是由極度稀薄的氣體構成的。
在20世紀，觀測顯示在HII區經常包含熱且亮的恆星，它們的質量數倍於太陽質量，是生命期最短的恆星，它們整個的生命期只有數百萬年（相較於類似太陽的恆星，生命期長達數十億年）。因此，天文學家猜測H II區必定是新恆星誕生的場所。一個誕生於H II區域的恆星集團必需在數百萬年的週期內生成，才能在年輕、炙熱恆星的輻射壓造成星雲的潰散前成形。昴宿星團就是在沸騰的H II區域中誕生的星團例子，但只能從反射星雲的殘餘物來追溯。.
H II區域的前身是巨分子雲（GMC），這是非常低溫（10–20 K）和低密度，幾乎全由氫分子組成的雲氣。巨分子雲可以穩定的存在很長的一段時間，但是超新星造成的激振波、雲氣的碰撞或磁場的交互作用，都可以造成雲氣局部的塌縮。當這種情形發生後，造成雲氣開始撕裂和塌縮的程序，恆星開始誕生（冗長的敘述參見恆星演化）。
當恆星在巨分子雲內誕生時，質量最大的那些恆星所達到高溫足以使環繞在周圍的氣體游離，很快的，在電離的輻射場形成之後，高能量光子創造的電離前緣，以超音速掃掠過附近的氣體。當與造成電離的恆星距離越來越遠，電離前緣的速度也越來越慢，而新電離的氣體壓力使電離的體積持續的擴張。最後，電離前緣的速度降低至次音速，並且追上了星雲擴張中的激振波前緣，電離氫區就誕生了。
一個HII區的生命週期只有數百萬年，來自年輕高熱恆星的輻射壓最終會將大多數的氣體驅散。事實上，整體過程的效率傾向是非常低的，在剩餘的氣體被吹散之前，只有不到10%的HII區的成分可以形成恆星。而造成氣體損失最嚴重的就是大質量恆星的超新星爆炸，它們在誕生後1–2百萬年就會發生。
真正在HII區內誕生的恆星，初期會被高密度的雲氣和塵埃包圍而隱藏在其內部，只有當來自恆星的輻射壓力驅散了外圍的『繭』之後才能被看見。在這之前，包藏有恆星而密度較高的區域相對於被游離的雲氣只能看出如剪影般的輪廓—這些黑暗的斑塊就是所謂的包克球，因為天文學家巴特·包克在1940年代率先提出這可能是恆星誕生場所的學說而得名。
一直到1990年，包克的假說才獲得證實，當紅外線穿透包克球外濃厚的塵埃後，證明了有年輕的恆星被包覆在內部。現在認為一個典型的包克球在一光年大小的區域內有著10個太陽的質量，並且通常可以形成兩顆或是更多恆星的系統。
除了是恆星誕生的場所，也有證據指出HII區也擁有行星系統。哈伯太空望遠鏡已經在獵戶座大星雲內揭發出數百個原行星盤（proplyds），這些在獵戶座大星雲中的，至少有一半是由氣體和塵埃環繞著，其中包含的質量數倍於創造像我們的行星系所需要的。
HII區的物理特徵變化非常巨大，它們在大小的尺度上被「極度壓縮」的區域，跨越的範圍只有一光年甚至更小，但是巨大的HII區可以廣達數百光年。它們的大小也稱為斯特龍根半徑，基本上取決於電離光子的來源強度和該區域的密度。密度的範圍從每cm³數百萬個質點的超高密度HII區到在極度廣大的區域內每cm³只有幾個質點的都有。這暗示質量的範圍在10²至105太陽質量之間。
依據不同的大小，一個HII區可以從一無所有到包含數千顆恆星在其中。這使得HII區比只有一個電離來源的行星狀星雲更為複雜而難於理解。雖然，在傳統上，H II區都是溫度範圍在10,000 K的區域，它們主要是電離和被電離的氣體（電漿），包含有強度在數十微高斯（數奈特斯拉）的磁場。磁場能導致電荷在電漿內移動，因此有些觀測曾經提出H II區也擁有電場。
在化學上，HII區的成分大約90%是氫。最強烈的氫線是656.3 奈米，因此HII區的一個特徵是都呈現紅色。HII區其餘的主要成分是氦，和一些可以偵測到的重元素。在一個星系中，HII區中的重元素含量被發現會隨著與星系核心距離的增加而減少。這與星系的生命發展造成的，因為恆星的生成率在密度較高的中心區域也較高，結果是核合成使得星際物質的重元素的含量相對的增高。
HII區只在像我們銀河系的螺旋星系和不規則星系中被發現，而未曾在橢圓星系內被看見。在不規則星系，它們可以在各處被發現，但在螺旋星系內幾乎全都出現在螺旋臂上。一個巨大的螺旋星系可以有上千個HII區。
在橢圓星系內未曾發現HII區的原因是因為橢圓星系被相信是由星系吞噬形成的，而在星系團內這種吞噬是很頻繁的。當星系相互碰撞時，個別的恆星幾乎不可能撞擊，但巨分子雲和HII區在互撞的星系中會很不安定。在這樣的狀況下，會觸發恆星大量形成的機制，因此大多數的氣體都會被轉換生成恆星，而不是一般的10%上下。以如此高速誕生恆星的星系就是所謂的星爆星系。在已經合併成的橢圓星系中只有少量的氣體，因此也就不能形成HII區了。21世紀的觀測顯示依然有少量的HII區存在於星系的外圍，但這些星際間的HII區似乎是小星系在潮汐作用下留下的殘骸。
HII區的大小有很大的差異，每一顆恆星在HII區域內造成的電離區域大致上都是呈球形的－所謂的斯特龍根球－氣體圍繞著它，但是許多這樣的電離的球體組合在HII區域內就會因為明顯的密度梯度造成很複雜的形狀；超新星爆炸也會雕塑HII區。在某些場合，在HII區域內生成的大恆星集團，會在HII區域內形成空洞。像是在三角座星系內的NGC 604，就是一個例子。
銀河系內著名的HII區包括獵戶座大星雲、卡利納星雲、和柏克萊59/仙王OB4複合體。獵戶座大星雲距離地球1500光年遠，是巨分子雲的一部份。如果能看見這個巨分子雲，它幾乎將塞滿整個獵戶座，馬頭星雲和巴納德環是這個分子雲中兩個氣體較明亮的區域。
大麥哲倫星系是銀河系的衛星星系，擁有一個巨大的HII區，稱為毒蜘蛛星雲。這個星雲比獵戶座星雲還要巨大，內部有數千顆恆星在形成中，有些恆星的質量超過太陽的100倍。如果這個星雲到地球的距離像獵戶座星雲一樣，它在天空中的亮度將如同滿月一樣。超新星SN 1987A就在這個星雲的外側。
NGC 604比毒蜘蛛星雲更大，直徑大約是1,300光年，是本星系團內最大的HII區之一，但他祇有少量的恆星。
如同行星狀星雲，HII區化學元素豐度的測量上仍有些不確定的問題。有兩種不同的方法被用來測量星雲內物質（指的是氫和氦以外的其他元素）的豐度，依賴的是不同類型的譜線，但有時這兩種方法的結果之間有著很大的矛盾。有些天文學家將之歸咎於HII區內存在著微小的溫度差異造成的影響，其他的則認為如此大的差異不是溫度差所能造成的，並且假設存在著由少量的氫組成的低溫節點來解釋觀測的現象。
在HII區內形成大質量恆星的細節與全貌仍不清楚，有兩個主要的問題阻礙著這個領域內研究的進展。首先，要正視的是大的HII區到地球的距離，最接近的也仍在1,000光年之外，而更多的HII區距離都在更遠數倍的距離外。其次，誕生中的恆星都深藏在HII區的內部，在可見光的波段尚不可能看得見。無線電和紅外線雖然能穿透塵埃，但是最年輕的恆星在這些波段上沒有足夠的輻射。
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