전리수소영역 (r20220720판)

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1. 개요
2. 상세
3. 관측

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대표적인 전리수소영역 중 하나인 장미성운

1. 개요[편집]


H II region / 電離水素領域

발광성운의 일종으로, 밀도가 낮고 부분적으로 이온화된 성간물질이 수 광년~수백 광년에 달하는 거대한 영역이 모여 만들어진 성운이다. H II 영역으로도 불린다.


2. 상세[편집]


주로 성간물질이 많은 은하면에서 쉽게 관측된다. 그 속에서는 O형 주계열성이나 B형 주계열성들이 탄생하여 OB 성협을 형성하며, 종종 보크 구상체들이 발견되기도 한다. 상대적으로 젊고 푸른 별들이 자외선을 방출하며 주위의 성운을 이온화하여 빛나게 된다.

전리수소영역의 또 다른 이름으로는 "H II 영역"이 있는데 이는 이온화된 수소 원자를 대량 포함하고 있다는 뜻이다. 전리수소영역에서는 수백~수천만 년에 걸쳐 새로운 별들이 생성되는데, 그 중에서 질량이 크고 온도가 높은 별들은 초신성 폭발을 일으키거나 극심한 항성풍을 방출하며 성운을 흩어지게 만들고 결과적으로는 희미한 성운만을 남게 하기도 한다.[1]


3. 관측[편집]


몇몇의 밝은 전리수소영역은 날씨가 맑으면 육안으로도 관측될 수가 있다. 하지만 망원경이 좋지 않았던 16세기만 하더라도 그 존재가 밝혀지지 않았으며, 갈릴레오 갈릴레이가 처음으로 오리온 성운을 관측했을때는 성운의 존재를 알지 못해서 "오리온 θ"이라는 단일 항성으로 등록하기도 했었다. 그러다 1610년 프랑스 천문학자인 니콜라클로드 파브리 드 페이레스크가 처음으로 오리온 성운을 발견하게 되는데, 이후 수많은 전리수소영역이 지속적으로 발견되며 그 존재가 드러나게 되었다.

1774년 독일의 천문학자인 윌리엄 허셜이 오리온 성운을 관측하고 "무형의 불 같은 안개, 미래의 태양같은 무질서한 물질로 이루어져있다" 라고 표현하였다. 그리고 이 가설은 1865년 영국의 천문학자 윌리엄 허긴스가 분광법을 이용하여 오리온 성운이 가스로 이루어져 있다는 것을 증명해냈다. 윌리엄 허긴스는 관측 과정에서 안드로메다 성운[2]과 일부 다른 성운의 스펙트럼의 특징이 다르다는 것을 알아냈다. 안드로메다 성운은 연속 스펙트럼 속에서 흡수선이 나타나는 것으로 관측되었지만 오리온 성운과 그와 비슷한 다른 성운들은 방출스펙트럼에서 몇개의 휘선밖에 나타나지 않았다. 당시 나타났던 가장 밝은 휘선중 500.7nm의 파장은 당시 발견되었던 그 어떤 원소들의 파장과도 일치하지 않았고 "아직 발견되지 않은 미지의 원소의 스펙트럼일 것이다"라는 가설을 세워 네불륨(nebulium)이라는 임의의 원소를 제안했다. 하지만 이후 시간이 지나도 네불륨이라는 원소는 발견되지 않았다.

19세기에 접어들어서 미국의 천문학자인 헨리 노리스 러셀이 500.7nm의 파장을 나타는 스펙트럼 선은 미지의 원소에 의한 것이 아니라 비정상적인 상태(이온화)의 원소가 분출되어 나타나는 스펙트럼 선일 수 있다고 주장했다. 그리고 1920년대에 물리학자들은 밀도가 상당히 낮은 기체에서 전자가 원소의 에너지 준위간에 이동이 되어 이온화가 될 수 있다는 것을 발견했고 이온풍이라는 현상에 대해 정의했다. 그리고 두 개의 전자를 잃은 산소 이온에서 전자가 1d2 준위로부터 3p2 준위로 천이할때 500.7nm의 휘선을 나타낸다는 것을 밝혀냈다.[3] 이런 분광관측에 의해 기존의 오리온 성운과 그와 비슷한 성운들은 밀도가 낮은 가스로 이루어져 있다는 것이 밝혀졌다.

관측 기술이 발달한 20세기에는 전리수소영역에서 질량이 크고 온도가 높은 밝은 별을 관측해냈다. 그리고 태양 질량의 몇백배에 달하는 별들은 수명이 수백만년에 불과한다는 것을 알아내어 전리수소영역에서는 새로운 별이 계속 생성되고 있을 것으로 예측되었다. 그리고 고온의 젊은 별은 복사압에 의해 성운을 붕괴시킨다는 것도 밝혀졌다.
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[1] 대표적으로 플레이아데스 성단이 복사압으로 기존에 있던 전리수소영역을 날려버린 예에 해당된다.[2] 이후 안드로메다 은하로 밝혀졌다.[3] 이 분광선은 금지천이에 해당하는 천이에 의해 나타나는 금지선인데, 이 같은 분광선은 실험실에서는 관찰이 어렵고 주로 밀도가 낮은 가스에서 나타날 수 있다.