전리수소영역 - 위키백과, 우리 모두의 백과사전 전리수소영역 위키백과, 우리 모두의 백과사전. 둘러보기로 가기 검색하러 가기 삼각형자리 은하에 있는 커다란 H II 영역인 NGC 604 전리수소영역 ( [UNK] [UNK] 水 [UNK] [UNK] [UNK] ), 또는 H II 영역 ( H II region 에이치 투 리전 [ * ], 문화어 : 에이치이영역 ) 은 발광성운의 일종으로, 부분적으로 이온화된 기체로 이루어진, 거대하고 밀도가 낮은 구름이다. 전리수소영역의 내부에서는 항성 형성이 진행되고 있다. 이 영역 안에서 만들어진 수명이 짧은 청색 별들이 어마어마한 양의 자외선을 방출해 주위의 기체를 이온화시킨다. 전리수소영역의 크기는 수백 광년에 달하며, 거대 분자운과 함께 있는 경우가 흔하다. 최초
, 이는 영역 속에 들어있는 항성 및 기체의 분포가 불규칙하기 때문이다. 투박한 덩어리 모양이나 섬유 모양을 한 것도 있고, 말머리 성운처럼 기이한 모양을 나타내는 것도 있다. 전리수소영역에서는 수백만 년에 걸쳐 수천 개의 별들이 태어난다. 최종적으로는 그 별들 중 가장 무거운 것들이 초신성 폭발을 일으키거나 항성풍을 통해 전리수소영역을 구성하는 기체들을 날려보내서 전리수소영역은 없어지고 그 자리에 성단 ( 플레이아데스성단 같은 것 ) 만 남는다. 전리수소영역은 상당히 멀리 떨어져 있어도 관측이 가능하고, 외부은하의 전리수소영역을 연구하는 것은 그 은하까지의 거리 및 은하의 화학적 조성을 결정하는 데 있어 중요한 역할을 한다.
은 청색 별들이 어마어마한 양의 자외선을 방출해 주위의 기체를 이온화시킨다. 전리수소영역의 크기는 수백 광년에 달하며, 거대 분자운과 함께 있는 경우가 흔하다. 최초로 발견된 전리수소영역은 오리온성운으로, 1610년 프랑스의 니콜라클로드 파브리 드 페이레스크가 발견했다. 전리수소영역을 일컫는 다른 이름인 " H II 영역 " 에서 H II란 이온화된 수소 원자 ( H ) 를 말한다 ( H I 영역은 중성 수소 원자로 이루어져 있고, H2는 수소 분자이다 ). 전리수소영역의 모양은 매우 다양한데, 이는 영역 속에 들어있는 항성 및 기체의 분포가 불규칙하기 때문이다. 투박한 덩어리 모양이나 섬유 모양을 한 것도 있고, 말머리 성운처럼 기이한 모양을 나타내는 것도
의 속도는 느려지며, 반면 새로이 이온화 된 가스는 압력에 의해 팽창한다. 마침내 이온화전선은 아음속의 속도에 이르며, 성운이 팽창함에 따라 유발되는 충격전선에 따라잡힌다. 즉, 전리수소영역이 형성되는 것이다. [ 10 ] 전리수소영역의 수명은 수백만 년 수준이다. [ 11 ] 뜨겁고 젊은 별로부터의 복사압은 결국에는 대부분의 가스를 멀리 흩뜨려버린다. 사실, 이러한 전 과정은 매우 비효율적으로 일어나는데, 즉 전리수소영역의 10 % 의 가스만이 나머지의 가스가 흩어지기 전에 별 형성에 기여한다. [ 9 ] 또한 대부분의 가스를 날려버리는 데 기여하는 초대형 별의 초신성 폭발과 같은 사건은 1 - 2백만 년에 한 번 꼴로 일어난다. 전리수소영
에 의해 결정된다. 전리수소영역의 밀도는 cm3당 수백만 개의 입자 수준에서부터 cm3당 몇 입자 정도까지 많은 차이를 보인다. 전리수소영역에는 크기의 차이에 따라 수천개의 별도 있을 수 있다. 여기서 전리수소영역의 질량이 100 ~ 1005 태양질량 사이일 것이라는 것이 시사된다. [ 17 ] 전리수소영역은 그 크기에 따라 수천 개의 별들을 품고 있다. 그렇기에 전리수소영역은 이온화 광자의 광원이 하나 뿐 ( 중심의 백색왜성 ) 인 행성상성운보다 이해하기가 어렵다. 전리수소영역의 온도는 일반적으로 10, 000 K 정도이다. [ 2 ] 영역을 이루는 입자들은 대부분 이온화 되었으며, 이온화 된 가스 플라스마는 수십 마이크로가우스정
세기 초, 망원경이 도입되기 이전에 발견된 것은 없는 것으로 판단된다. 심지어 갈릴레이는 오리온 성운 내부의 성단은 발견하였으면서도, 오리온 성운 자체는 발견하지 못하였다. 프랑스 천문학자인 니콜라클로드 파브리 드 페이레스크가 1610년 처음으로 오리온 성운을 발견하였다. [ 1 ] 그 후로 우리 은하와 다른 은하에 있는 많은 수의 전리수소영역이 발견되었다. [ 2 ] 윌리엄 허셜은 1774년 오리온 성운을 관측하고는, " 형태를 지니지 않은 타는 듯한 안개, 미래 태양의 무질서한 물질 " 이라고 묘사하였다. [ 3 ] 백년이 더 지나고 윌리엄 허긴스가 분광기로 여러 성운을 관측하고 나서야 이 가정이 옳다는 것이 증명되었다. 안드로메다 성운과 같
성운의 나머지 부분에 비해 종종 실루엣으로 밖에 보이지 않는데, 그러한 어두운 부분을 보크 구상체라고 한다. 이는 1940년대 그러한 어두운 부분에서 별이 생겨난다고 주장한 천문학자 바트 보크의 이름을 딴 것이다. [ 12 ] 보크의 가설은 1990년에 옳다는 것이 증명되었다. [ 13 ] 뜨겁고 젊은 별은 복사를 통해 보크 구상체를 소멸시킨다. 그리고 구상체를 소멸시키는 빛은 전리수소영역을 발광시키는 빛과 같은 것이다. 즉 전리수소영역을 형성하는 별들은 별들의 요람을 깨뜨리는 역할을 한다. 한편 근처에서 초신성이 폭발하거나 하면 초신성의 복사압 및 충격파가 구상체를 짜부라뜨려 밀도를 증가시키고 대규모의 항성생성을 촉발시킬 수도 있다. [
행성상성운 초신성잔해 펄서 성운 수퍼버블 구름 성간운 적외선 권운 고속구름 중성수소영역 형태학 쌍극성 성운 바람개비 성운 목록 분류 공용 전거 통제 GND : 4158620 - 7 원본 주소 " " 분류 : 전리수소영역전리발광성운숨은 분류 : CS1 관리 - et al. 의 직접적인 사용CS1 관리 - 여러 이름인용 오류 - 오래된 변수를 사용함알찬 글영어 표기를 포함한 문서문화어 표기를 포함한 문서GND 식별자를 포함한 위키백과 문서 둘러보기 메뉴 개인 도구 로그인하지 않음토론기여계정 만들기로그인 이름공간 문서토론 변수 보기 읽기편집역사 보기 더 보기 검색 둘러보기 대문사용자 모임요즘 화제최근 [UNK] 문서 보기임의 문서로도움말기부
수소영역 NGC 604가 있다. 지구에서 약 817 킬로파섹 ( 2. 66 광년 ) 떨어져 있으며, 크기는 대략 240 x 250 파섹 ( 800 x 830 광년 ) 이다. NGC 604는 국부은하군에서 독거미 성운 다음으로 질량이 큰 전리수소영역인데, 크기는 이쪽이 조금 더 커서 국부은하군 제일이다. 약 200개 내외의 뜨거운 OB성과 볼프 - 레이에별들을 품고 있으며, 그 결과 뜨거워진 가스가 엑스선을 방출한다. NGC 604의 질량은 태양의 6천 배 정도이다. [ 24 ] 전리수소영역에 관한 현재의 연구 동향 [ 편집 ] 다양한 파장에서 관측한 삼렬 성운. 전리수소영역의 원소 존재비를 측정하는 것은 행성상성운과 마찬가지로 다소 불확실하다.
전리수소영역을 가지고 있는데, 대표적인 예로는 대마젤란 은하의 타란툴라성운과 삼각형자리 은하의 NGC 604가 있다. 목차 1 관측의 역사 2 기원과 수명 3 전리수소영역 내부의 항성 형성 4 특징 4. 1 물리적 특징 4. 2 개수와 분포 4. 3 형태학 5 유명한 전리수소영역 6 전리수소영역에 관한 현재의 연구 동향 7 같이 보기 8 각주 9 외부 링크 관측의 역사 [ 편집 ] 독수리 성운내부의 어두운 별 형성 영역 일부 극히 밝은 전리수소영역은 육안으로도 보인다. 하지만, 17세기 초, 망원경이 도입되기 이전에 발견된 것은 없는 것으로 판단된다. 심지어 갈릴레이는 오리온 성운 내부의 성단은 발견하였으면서도, 오리온 성운 자체는 발견하지 못하였
전리수소영역(電離水素領域), 또는 H II 영역(H II region 에이치 투 리전[*], 문화어: 에이치이영역)은 발광성운의 일종으로, 부분적으로 이온화된 기체로 이루어진, 거대하고 밀도가 낮은 구름이다. 전리수소영역의 내부에서는 항성 형성이 진행되고 있다. 이 영역 안에서 만들어진 수명이 짧은 청색 별들이 어마어마한 양의 자외선을 방출해 주위의 기체를 이온화시킨다. 전리수소영역의 크기는 수백 광년에 달하며, 거대 분자운과 함께 있는 경우가 흔하다. 최초로 발견된 전리수소영역은 오리온성운으로, 1610년 프랑스의 니콜라클로드 파브리 드 페이레스크가 발견했다. 전리수소영역을 일컫는 다른 이름인 "H II 영역"에서 H II란 이온화된 수소 원자(H)를 말한다(H I 영역은 중성 수소 원자로 이루어져 있고, H2는 수소 분자이다). 전리수소영역의 모양은 매우 다양한데, 이는 영역 속에 들어있는 항성 및 기체의 분포가 불규칙하기 때문이다. 투박한 덩어리 모양이나 섬유 모양을 한 것도 있고, 말머리 성운처럼 기이한 모양을 나타내는 것도 있다. 전리수소영역에서는 수백만 년에 걸쳐 수천 개의 별들이 태어난다. 최종적으로는 그 별들 중 가장 무거운 것들이 초신성 폭발을 일으키거나 항성풍을 통해 전리수소영역을 구성하는 기체들을 날려보내서 전리수소영역은 없어지고 그 자리에 성단(플레이아데스성단 같은 것)만 남는다. 전리수소영역은 상당히 멀리 떨어져 있어도 관측이 가능하고, 외부은하의 전리수소영역을 연구하는 것은 그 은하까지의 거리 및 은하의 화학적 조성을 결정하는 데 있어 중요한 역할을 한다. 나선은하 및 불규칙은하들은 많은 전리수소영역을 가지고 있으나, 타원은하들은 대부분 전리수소영역이 전혀 없다. 우리은하를 비롯한 나선은하들은 전리수소영역이 나선팔에 집중적으로 분포하는 한편, 불규칙은하에서는 무질서하게 분포한다. 일부 은하는 수만 개 이상의 별을 품고 있는 거대한 전리수소영역을 가지고 있는데, 대표적인 예로는 대마젤란 은하의 타란툴라성운과 삼각형자리 은하의 NGC 604가 있다.