전리수소영역

3. H II 영역의 형성과 진화

거대분자운은 주로 수소 분자로 구성된, 매우 차갑고(10–20 K) 밀도가 높은 구름이다.^[46] 초신성의 충격파, 구름 사이의 충돌, 자기적 상호작용은 거대분자운의 일부에서 붕괴를 유도하며, 이는 구름의 붕괴와 분할 과정을 통해 별 탄생으로 이어진다.^[47]

거대분자운에서 별이 태어나면, 그 주변의 가스는 이온화 될 정도로 뜨거워진다.^[46] 이온화된 복사장이 형성됨과 동시에, 고에너지 광자들이 이온화전선(전리전선)을 구성하며, 이는 주변의 가스를 초음속으로 훑고 지나간다. 근원지로부터 거리가 멀어질수록 이온화전선의 속도는 느려지고, 새로이 이온화된 가스는 압력에 의해 팽창한다. 마침내 이온화전선은 아음속 속도에 이르며, 성운이 팽창함에 따라 유발되는 충격전선에 따라잡히면서 전리수소영역이 형성된다.^[48]

전리수소영역의 수명은 수백만 년 수준이다.^[49] 뜨겁고 젊은 별로부터의 복사압은 결국 대부분의 가스를 멀리 흩뜨려버린다. 전리수소영역의 10%의 가스만이 별 형성에 기여하고 나머지는 흩어진다.^[47] 초대형 별의 초신성 폭발과 같은 사건은 1-2백만 년에 한 번 꼴로 일어나며, 가스를 흩뜨리는 데 기여한다.

4. 항성 형성

H II 영역은 새로운 별이 탄생하는 장소로, "별의 요람"이라고도 불린다. 별은 주로 보크 구상체라고 불리는 밀도가 높고 어두운 가스와 먼지 구름 속에서 만들어진다. 바트 보크는 1940년대에 이러한 구상체에서 별이 생겨난다고 처음 주장하였고, 1990년대에 적외선 관측을 통해 그의 가설이 옳다는 것이 증명되었다.^[51]

5. 물리적 특징

전리수소영역은 물리적 특징이 매우 다양하다. 크기는 지름 1 광년 이하인 "초소형"(UCHII) 영역부터 수백 광년에 이르는 거대한 영역까지 존재한다.^[11] 전리수소영역의 크기는 스트룀그렌 반경으로도 기술되며, 이온화 광원의 밝기와 전리수소영역의 밀도에 따라 결정된다. 밀도는 초소형 전리수소영역에서 cm³당 수백만 개의 입자 수준에서부터, 가장 크고 확장된 영역에서는 cm³당 몇 개의 입자 정도까지 매우 다양하다. 이러한 밀도 차이로 인해 전리수소영역의 질량은 100 ~ 10⁵ 태양질량 사이로 추정된다.^[28] "초고밀도 H II" 영역 (UDHII)도 존재한다.^[21]

전리수소영역은 그 크기에 따라 수천 개의 별을 포함할 수 있다. 이 때문에 중심 이온화 광원이 하나뿐인 행성상성운보다 이해하기 어렵다. 온도는 일반적으로 10,000,000 정도이다.^[11] 대부분 이온화된 가스(플라스마)로, 수십 마이크로가우스 정도의 약한 자기장을 가질 수 있다.^[55] 전리수소영역 내부에는 전기장도 존재할 수 있는데, 이는 이온화된 가스 내에서 전하가 약하게 움직이면서 발생한다.^[56] 전리수소영역은 동일한 거대 분자 구름에서 형성된 차가운 분자운과 함께 있는 경우가 많다.^[46]

많은 전리수소영역에서는 10,000,000,000를 초과하는 온도를 가진 플라스마가 스며들고 있다는 징후가 보이는데, 이는 X-선을 방출할 만큼 충분히 뜨겁다. 아인슈타인 및 찬드라와 같은 X-선 관측소는 오리온 성운, 메시에 17, 용골자리 성운을 포함한 많은 별 형성 영역에서 확산 X-선 방출을 관찰했다.^[25] 뜨거운 가스는 O형 별의 강한 항성풍에 의해 공급될 가능성이 높으며, 항성풍은 초음속 충격파, 서로 다른 별의 바람 간의 충돌, 또는 자기장에 의해 유도된 바람의 충돌을 통해 가열될 수 있다. 이 플라스마는 높은 온도에서 가스 내 음속이 빠르기 때문에 분자 구름 내에서 사용 가능한 공동을 채우기 위해 빠르게 팽창하며, 메시에 17에서처럼 전리수소영역 주변부의 구멍을 통해 새어 나올 수도 있다.^[26]

5. 1. 화학 조성

6. 분포 및 형태

H II 영역은 나선 은하와 불규칙 은하에서 주로 발견되며, 타원은하에서는 거의 발견되지 않는다.^[28] 나선 은하에서는 주로 나선팔에 분포하며, 불규칙 은하에서는 은하 전체에 흩어져 있다.^[58] 거대한 나선 은하는 수천 개의 H II 영역을 가지기도 한다.^[58]

타원 은하에서 H II 영역이 발견되지 않는 이유는 은하 합병을 통해 타원 은하가 구성된다고 생각되기 때문이다.^[59] 은하단에서 은하 합병은 빈번하게 일어나는데, 은하가 충돌할 때, 각각의 별은 거의 충돌하지 않지만, 합병하는 은하 내부의 거대분자운이나 H II 영역은 요동친다.^[59] 이러한 상태에서는, 아주 많은 별이 폭발적으로 형성되기 시작하며, 너무나도 빠르게 일어나서, 일반적으로 가스의 10% 이하가 별로 변환되는 것에 비해 훨씬 많은 변환이 일어난다. 폭발적이고 빠른 별 형성이 일어나는 은하는 폭발적 항성생성은하라고 한다. 합병 후의 타원은하는 가스 함량이 매우 낮아, H II 영역은 더 이상 존재하지 않는다.^[59]

21세기에 이루어진 관측에서는 은하 외부에서도 소수의 H II 영역이 발견되었다. 이러한 "은하간 전리수소영역"들은 작은 은하들이 조석력에 의해 붕괴된 이후 남아있는 찌꺼기일 수 있다. 또한 경우에 따라서는 가장 최근에 은하에 흡수된 가스에서 새로운 세대의 별들이 탄생하는 것을 나타낼 가능성도 있다.^[60]

H II 영역은 그 크기가 매우 다양하다. 전리수소영역은 대개 덩어리져 있으며 모든 척도에서 균질하다.^[46] 전리수소영역이 품고 있는 각각의 별들은 자기 주위의 대략적으로 구체 모양의 영역을 이온화시키고, 이 구체를 스트룀그렌구라고 한다. 복수의 별들이 만드는 각각의 스트룀그렌구가 하나로 합쳐지거나, 전리수소영역 자체의 팽창으로 인해 급격한 밀도 기울기가 형성되면 복잡한 모양이 만들어진다.^[65] 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.^[66]

7. 주목할 만한 H II 영역

8. 현재 연구 동향 및 과제

전리수소영역의 원소 존재비를 측정하는 것은 다소 불확실하다.^[67] 금속(수소와 헬륨보다 무거운 원소)의 존재비를 알아내는 방법은 두 가지가 있는데, 이 두 방법으로 얻어낸 결과 사이에 큰 차이가 존재하는 경우가 많다.^[64] 어떤 천문학자들은 이것이 전리수소영역 내부에 작은 온도 요동이 존재하기 때문이라고 설명한다. 반면 다른 천문학자들은 그 차이가 너무 커서 온도 효과만으로는 설명할 수 없다고 주장하며, 수소가 거의 없는 차가운 덩어리가 존재하기 때문이라는 가설을 제시한다.^[67]

전리수소영역 내부에서 질량이 큰 별이 어떻게 형성되는지에 대한 자세한 내용은 아직 확실하게 밝혀지지 않았다. 이 연구를 어렵게 만드는 두 가지 큰 문제가 있다. 첫째, 큰 전리수소영역까지의 거리가 너무 멀다. 가장 가까운 전리수소영역인 캘리포니아 성운은 지구에서 300 파섹(1,000 광년) 떨어져 있고,^[68] 다른 전리수소영역들은 그것의 몇 배씩 더 멀리 떨어져 있다. 둘째, 별이 만들어지는 과정이 먼지에 가려져 가시광으로는 관측이 불가능하다. 전파와 적외선은 먼지를 통과하여 관측할 수 있지만, 항성 형성 극초기의 별들은 이 파장에서 에너지를 별로 내지 않는다.^[62]

참조

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