Die Wikipedia-Seite zu H II-Regionen besagt, dass sie "indirekt" durch den Nachweis von doppelt ionisierten Sauerstoffatomen nachweisbar sind, die darin eingemischt sind ... (ich nehme Atome an, keine zweiatomigen Moleküle ...)
Aber sind freie Protonen und Elektronen leicht nachweisbar? Bei welchen Wellenlängen oder Frequenzen? Wären sie überall auf der Karte, weil sie keine definierten Energieniveaus haben, wie Atome und Moleküle?
Auch wenn Astronomen freie Elektronen leichter als Protonen nachweisen können (ich gehe hier von einer Vermutung aus), nehmen sie dann an, dass überall dort, wo Elektronen sind, auch Protonen sind? Und umgekehrt?
HII-Regionen oder Emissionsnebel sind mit dem Vorhandensein massereicher Sterne verbunden, die das Gas ionisieren. Die stärkste Emissionslinie einer HII-Region kommt von H-alpha. Was in diesem Fall passiert, ist, dass das Wasserstoffatom ionisiert wird. Als nächstes rekombinieren das Elektron und das Proton, um wieder ein Wasserstoffatom zu bilden; das Elektron kann sich jedoch auf jedem Energieniveau befinden. Etwa die Hälfte der Zeit wird die nachfolgende Abwärtskaskade vom Übergang n = 3 bis n = 2 sein. Diese emittiert H-Alpha-Licht, das im tiefroten sichtbaren Teil des Spektrums liegt. Diese Linie ist einer der häufigsten Tracer für Sternentstehung. Ich bin mir nicht sicher, ob das Ihre Frage vollständig beantwortet, aber die meisten Astronomen verwenden H-Alpha, um HII-Regionen zu erkennen, weshalb ich seine Emission beschrieben habe.
Um hinzuzufügen (in einem Versuch, die verschiedenen Arten der Detektion von Emission zu verdeutlichen), wird Materie, die vollständig ionisiert ist, typischerweise durch Frei-Frei-Emission detektiert. In diesem Fall gibt es keine nach unten gerichtete Kaskade des Elektrons, um Licht auf die "typische" oder vertrauteste Weise zu emittieren. Stattdessen wird die Emission durch Streuung freier Elektronen an Ionen erzeugt. Vielleicht meinst du das hier?
Es gibt auch Synchrotronstrahlung, wenn geladene Teilchen in einem Magnetfeld beschleunigt werden.
In jeder Galaxie kann eine Vielzahl von Emissionstypen zu einem bestimmten Teil einer Galaxie beitragen, aber typischerweise gibt es einen, der dominiert oder für Erkennungszwecke bevorzugt wird. Für HII-Regionen wird H-alpha untersucht, da es die stärkste Wasserstoffemissionslinie ist.
Oh, und H-Alpha hat in Luft eine Wellenlänge von 656,28 nm.
äh
Kunstrasen