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##e / advanced Camera for Surveys Atlas of Protoplanetary Disks in the Great Orion Nebula ". Astronomical Journal 136 ( 5 ) : 2136 - 2151. Bibcode : 2008AJ.... 136. 2136R. doi : 10. 1088 / 0004 - 6256 / 136 / 5 / 2136. 더 이상 지원되지 않는 변수를 사용함 ( 도움말 ) ↑ O'dell, C. R. ; Wen, Zheng ( 1994 ). " Post refurbishment mission Hubble Space Telescope images of the core of the Orion Nebula : Proplyds, Herbig - Haro objects, and measurements of a circumstellar disk ". Astrophysical Journal 436 ( 1 ) : 194 - 202. Bibcode : 1994ApJ... 436.. 194O. doi : 10. 1086 / 174892. ↑ 가 나 Flynn, Chris ( 2005 ). " Lecture 4B : Radiation case studies ( HII regions ) ". 2009년 5월 14일에 확인
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거대 전리수소영역 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. [ 28 ] 성운의 금속 ( 여기서 금속이란 수소와 헬륨보다 무거운 모든 원소 ) 의 존재비를 알아내는 방법은 두 가지가 있는데, 두 방법으로 각각 얻어낸 결과 사이에 큰 차이가 존재하는 경우가 잦다. [ 27 ] 어떤 천문학자들은 이것이 전리수소영역 내부에 작은 온도 요동이 존재하기 때문이라고 설명하고, 다른 천문학자들은 차이가 너무 크기 때문
##이 만들어진다. [ 23 ] 근처의 초신성이 폭발해도 전리수소영역의 모양이 변할 수 있다. 어떤 경우 전리수소영역 속에서 거대한 성단이 형성되면 그 주위는 텅 빈 공간이 생기기도 하는데, 삼각형자리 은하의 거대 전리수소영역 NGC 604가 이런 경우에 속한다. [ 24 ] 분해가 되지 않는 전리수소영역의 경우, 스펙트럼을 라플라스 역변환해서 공간구조에 대한 정보 ( 중심에서의 거리에 따른 전자밀도, 덩어리진 정도 등 ) 를 얻어낼 수 있다. 유명한 전리수소영역 [ 편집 ] 오리온 성운을 가시광선 ( 왼쪽 ), 적외선 ( 오른쪽 ) 으로 찍은 사진. 적외선으로 찍으면 먼지와 가스에 가려진 별이 드러난다. 주목할 만한 전리수소영역으로는 오리온 성운, 용골자리 성운, NGC 7822 등이 있다. [ 25 ] 지구에서 약 500 파섹 ( 1, 500 광년 ) 떨어진 오리온 성운은 오리온자리 분자운 복합체 ( OMC ) 의 일부이다. 만일 OMC가 가시광선 대역에서 보인다면 오리온자리를 거의 다 덮을 것이다. [ 8 ] 말머리 성운과 바너드 루프도 OMC의 일부이다. [ 26 ] 오리온 성운은 사실 OMC의 일부인
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##브리 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 같은 일부의 성운은 항성과 매우 유사한 스펙트럼을 보이는데, 이는 이것이 성운이 아니라 수없이 많은 개개의 항성으로 구성된 은하이기 때문이라는 것이 드러났다. 하지만 흡수선이 있는 강한 연속 스펙트럼을 보이는 이러한 종류의 성운과는 달리, 오리온 성운을 포함한 많은 다른 성운의 스펙트럼은 몇 개의 방출선을 내보일 뿐이다. [ 4 ] 행성상성운의 방출선 가운데 가장 밝은 것의 파장은 500. 7 nm로, 이제까지 알려진 어떠한 원소의 방출선과도 일치하지 않는다. 초기에 이 선은 미지의 원소, 즉 네불륨이라고 이름 붙여진 원소에 의한 것
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.