H II区的化学组成

化学作文的H II区域原子每一个化学元素，相对于氢)可以从星云来估计光谱．每一种元素都在一个以上的电离阶段中被发现，所以第一步是使用发射谱线每个阶段的电离强度，相对于那些氢线，以获得该特定阶段的电离丰度。所有丰富的元素都有一些电离阶段，产生可观测到的发射线。另一方面，一些元素，如氩，硫,碳重要的，重要的离子不容易观察到的线。精心制作的计算机计算预测的电离结构气体被热电离的明星谁的温度是由光谱决定的。然后，计算提供了相对于可观测离子的不可见离子丰度的预测，总元素丰度紧随其后。

这个简单的程序的主要困难是有两种方法来确定观察到的离子丰度;每一种都应该是可靠的，但它们给出的答案却截然不同。到目前为止，测定离子丰度的更简单的方法是观察两种离子之间碰撞产生的亮线离子和充满活力电子．在整个H II区域的光谱中，这个过程中最亮的线来自于O⁺或O^{+ 2}．这些亮线(以及其他如N⁺)是丰富其他方面的决定星系．

或者，离子丰度可以从非常微弱的发射线来确定复合在这个过程中，较高的电离阶段捕获离子电子(通常在低能量)变成高能级的离子。在重组之后，有一个从高的级联能源能级基态，光子在观测到的发射线被发射在每个向下的转变。这些发射线比氢发射线要弱从丰度的比例来看，超过1000，所以只有明亮的星云这种方法可以用吗?然而，现代摄谱仪就大了望远镜为许多物体提供了这些微弱的重组线的力量，与观察者之间的良好一致。通过比较同一电离阶段的几条线来进行检查。观测到的线的相对强度与激发区级联过程的预期很一致离子．

研究结果既有趣又有争议。对于足够明亮的H II区域，可以测量微弱的重元素重组线，碳，氮，霓虹灯，重组谱线的氧丰度是碰撞激发谱线的1.8倍左右。一种常见的解释是，星云内部有强烈的温度波动。在较温暖的区域，碰撞激发线严重过剩重离子，因此需要更少的重离子来解释观测到的线强度。的氢线几乎不受假定温度波动的影响。气温波动一定很大(大约是平均水平的20%)，这是无法解释的。湍流和磁场是主要的怀疑对象。

星云的温度可以通过比较来自高能能级的发射线来直接估计碰撞，线条来自较低的楼层。这一过程可以在每个星云的天空中不同的地方进行，大范围的温度波动会随着不同地方的变化而出现。然而，还没有令人信服地检测到这种变异。一些天文学家提出，在星云内部存在化学不均匀性，这导致了由重组和碰撞激发线产生的丰度之间的差异，但这种变化是如何维持的还无法解释。

然而，丰度的估计是基于对神秘的假定温度漂移的简单解释，但没有提出更好的方法来处理推导出的丰度的惊人差异。另一类电离星云行星状星云，显示同样的效果。当地估计的丰度(比如猎户座大星云)基本上都是太阳能。每一百万个氢原子中重元素的丰度是碳500，氮80，氧600，氖100。这些丰度有一个梯度银河系．在距离中心一半的地方，向内12000光年，它们比本地大50%。除了地球梯度似乎持续存在，但很少有观测到。氦在整个银河系中，按原子数量计算，它的含量大约是氢的0.1倍。

除了少数情况，作文星云的星系银河系外的暗物质是通过碰撞激发线测量的。大麦哲伦星云其氧、氖、氩和硫的成分均匀地只有银河系的一半，碳和氮的成分则是银河系的四分之一。看来，第一组元素必须是在大质量恒星中一起制造出来的，并一起喷射到星际气体中。质量不同(可能更低)的恒星必须产生碳和氮。行星状星云建议同样的场景。

氦在星云中的丰度受到了相当大的关注，因为最古老物体的氦含量为宇宙起源提供了线索宇宙．上面所引用的猎户座星云的数值与天文学的预测是一致的大爆炸模型．