region[1])は、中性水素原子で構成される星間雲である。部分的には、ヘリウムやその他の元素も存在する。これらの領域は、21cm線のスペクトル線を除いて明るくない。この線は、非常に低い遷移確率を持つため、見るために多量の水素ガスを必要とする。HI領域がHII領域等の拡大するイオン化ガスと衝突してイオン化された面では、後者はその他の場合と比べて非常に明るく輝くようになる。HI領域のイオン化度は非常に低く、10-4程度である。HI領域の温度は約100Kで[2]、拡大するHII領域の付近を除いて等温であると考えられている[3]。HII領域の付近ではHI領域の密度が濃く、HI領域のその他の部分とは衝撃波面で、HII領域とはイオン化面で分離される[3]。電波望遠鏡によるHI放出のマッピングは、渦巻銀河の構造を決定するために行われる。HI領域は、水素をイオン化するのに十分なエネルギー(13.6eV)を持った光子を効率よく吸収する。これらは銀河系内の至る所に存在するが、「ロックマンの穴」は、極紫外線や軟X線で遠くの天体を観測するための数少ない「窓」の1つとなっている。朝倉書店、初版第1刷、53頁。4-254-15017-2。関連項目[編集]HII領域この項目は、天文学(天文学者を含む)や地球以外の天体に関連した書きかけの項目です。この項目を加筆・訂正などしてくださる協力者を求めています(プロジェクト:天体/Portal:天文学)。この項目は、物理学に関連した書きかけの項目です。この項目を加筆・訂正などしてくださる協力者を求めています(プロジェクト:物理学/Portal:物理学)。(日時は個人設定で未設定ならばUTC)。表示-継承ライセンスの下で利用可能です。追加の条件が適用される場合があります。詳細は利用規約を参照してください。開発者Cookieに関する声明モバイルビュ。