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. 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,
, 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 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 방출
들이 이온화전선 ( 전리전선 ) 을 구성하며, 이는 주변의 가스를 초음속의 속도로 훑고 지나간다. 근원지로부터 거리가 멀어질수록 이온화전선의 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. 전리수소영역 내부의 항성 형성 [ 편집 ] 전리수소영역 IC 2944에 있는 보크 구상체 전리수소영역에서의 실질적인 별의 생성 과정은 주변의 밀집된 가스 혹은 먼지구름에 가려져 보이지 않는다
" 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 나선은하
은하 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. 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 못하였다.
이란 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 때문에 온도 효과로 설명이 불가능하다고 주장하면서 수소가 거의 없는 차가운 덩어리가 존재하기 때문이라는 가설을 제시한다. [ 28 ] 전리수소영역 내부에서 질량이 큰 별이 형성되는 상세한 기작은 아직 확실하지 않다. 이 분야의 연구를 방해하는 것은 크게 두 가지 큰 문제가 있는데, 우선 큰 전리수소영역까지의 거리가 너무 멀다. 가장 가까운 전리수소영역인 캘리포니아 성운은 지구에서 300 파섹 ( 1, 000 광년 ) 떨어져 있고, [ 29 ] 다른 전리수소영역들은 그것의 몇 배씩 더 멀리 떨어져 있다. 그리고 두 번째로 항성의 형성 과정이 먼지에 의해 가려져 가시광으로는 관측이 불가능하다. 전파와 적외선은 먼지 너머를 볼 수 있지만, 항성 형성 극초기의 별들은 이 파장에서 에너지를 별로 내지 않는다. [ 26 ] 같이
2 ] 전리수소영역의 크기는 소위 [UNK] 반경이라는 것으로 기술되며, 이온화 광자를 방출하는 광원의 밝기와 전리수소영역의 밀도에 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 마이크로가우스정도의 자기장을 지닐 수 있다. [ 18 ] 전리수소영역 내부의 전하가 이온화된 가스 사이를 약하기 움직이면서 발생하기에, 전리수소영역은 전기장도 가지고 있을 수 있다. [ 19
폭발하거나 하면 초신성의 복사압 및 충격파가 구상체를 짜부라뜨려 밀도를 증가시키고 대규모의 항성생성을 촉발시킬 수도 있다. [ 14 ] 전리수소영역은 이렇게 별이 태어나는 장소일 뿐만 아니라 또한 행성계를 가지고 있다는 증거도 있다. 허블 망원경은 오리온 성운 내부에서 수백 개의 원시행성계원반을 발견했다. [ 15 ] 오리온 성운 내의 젊은 항성 중 적어도 반은 가스나 먼지로 된 원반에 둘러싸여 있으며, [ 16 ] 우리 태양계와 같은 행성계를 만들 수 있는 양보다 몇 배나 많은 물질을 가지고 있는 것으로 생각된다. 특징 [ 편집 ] 물리적 특징 [ 편집 ] 메시에 17은 궁수자리에 있는 전리수소영역이다. 전리수소영역의 물리적 특징은 각각의 전리수소영역들마다 다양하다. 크기에 있어서는 지름 1 광년 혹은 그 이하의 이른바 매우 작은 영역으로부터 수백 광년 이상의 거대한 영역까지도 있다. [ 2 ] 전리수소영역의 크기는 소위 [UNK] 반경이라는 것으로 기술되며, 이온화 광자를 방출하는 광원의 밝기와 전리수소영역의 밀도에 의해 결정된다. 전
은하와 같은 나선은하나 불규칙은하에서만 발견되며, 타원은하에서 발견된 적은 없다. 불규칙 은하에서는, 전 은하에 걸쳐서 발견되기도 하지만, 나선 은하에서는 나선팔에서만 발견된다. 거대한 나선 은하는 수천 개의 전리수소영역을 가지기도 한다. [ 17 ] 타원은하에서 전리수소영역이 발견되지 않는 이유는 타원 은하는 은하합병을 통해 구성된다고 생각되기 때문이다. [ 21 ] 은하단에서 그러한 은하합병은 빈번히 일어난다. 은하가 충돌할 때, 각각의 별은 거의 충돌하지 않지만, 합병하는 은하 내부의 거대분자운이나 전리수소영역은 요동친다. [ 21 ] 이러한 상태에서는, 아주 많은 별이 폭발적으로 형성되기 시작하며, 너무나도 빠르게 일어나서, 일반적으로 10 % 이하의 가스가 별로 변하는 것에 비해서 훨씬 많은 변환이 일어난다. 폭발적이고 빠른 별 형성이 일어나는 은하는 폭발적 항성생성은하라고 한다. 합병 후의 타원은하는 매우 낮은 가스를 가지며, 즉 전리수소영역은 더 이상 존재하지 않는다. [ 21 ] 21세기에 이루어진 관측에서는 은하 외부에서도 소수의 전리수소영역이 발견되
형성 [ 편집 ] 전리수소영역 IC 2944에 있는 보크 구상체 전리수소영역에서의 실질적인 별의 생성 과정은 주변의 밀집된 가스 혹은 먼지구름에 가려져 보이지 않는다. 복사압이 이른바 이러한 고치를 날려버린 다음에야 우리는 별을 관측할 수 있다. 그 이전에는, 생성되고 있는 별을 잉태하고 있는 밀집된 영역은 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. [ 14 ] 전리수소
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.