H II 지역

H II region
NGC 604, 삼각형 은하계의 거대한 H II 지역

H II 영역 또는 HII 영역은 이온화된 성간 원자 수소의 영역이다.[1]그것은 전형적으로 최근 항성 형성이 일어난 부분 이온화 기체의 분자 구름에 있는 구름으로, 크기는 1광년에서 수백 광년, 밀도는 입방 cm당 몇 개에서 백만 개 정도 된다.현재 H II 지역으로 알려진 오리온 성운은 1610년 니콜라스-클로드 파브리 드 피레스크가 망원경으로 관측한 것으로, 이러한 물체가 최초로 발견되었다.

별과 그 안에 있는 기체의 분포가 불규칙하기 때문에 그것들은 어떤 형태든 될 수 있다.이들 지역에서 생성된 짧은 수명의 푸른 별들은 주변의 가스를 이온화하는 많은 양의 자외선을 방출한다.H II 영역(때로는 가로 수백 광년)은 종종 거대한 분자 구름과 관련이 있다.그것들은 종종 뭉툭하고 백열적으로 보이며, 때때로 말머리 성운과 같은 복잡한 모양을 보여준다.H II 지역은 수백만 년에 걸쳐 수천 개의 별을 낳을 수 있다.결국, 그 결과로 생긴 항성 군집의 가장 거대한 별에서 나오는 초신성 폭발과 강한 항성 바람은 H II 지역의 가스를 분산시켜 플레이아데스 성단과 같이 형성된 항성 군집을 남겨둘 것이다.

H II 영역은 우주에서 상당한 거리에서 관측될 수 있으며, 은하계의 거리와 화학적 구성을 결정하는데 있어 외삽 H II 영역의 연구가 중요하다.나선은하와 불규칙 은하는 H II 지역을 많이 포함하고 있는 반면 타원 은하는 거의 없다.우리 은하수를 포함한 나선은하에서는 H II 지역이 나선팔에 집중되어 있는 반면 불규칙한 은하에서는 차오티컬하게 분포되어 있다.어떤 은하는 수만 개의 별을 포함할 수 있는 거대한 H II 영역을 포함하고 있다.대마젤란 구름의 30도라두스 지역과 삼각형 은하계의 NGC 604가 그 예다.

용어.

새로운 스타들의 거품 LHA 120-N 180B.[2]

H II라는 용어는 천문학자에 의해 "H 2"로 발음된다."H"는 수소의 화학적 상징이며, "H"는 수소의 화학적 상징이다.II"는 2의 로마 숫자다.천문학에서는 중립 원자에 로마 숫자 1을 사용하고, 단독 이온화에 II를 사용하는 것이 관습적이다. 다른 과학에서 H는+ H이다.이중이온의 경우 III, 예:[3] O III는 O 등2+H II, 즉 H는+ 자유 양자로 구성되어 있다.H I 영역은 중성 원자 수소, 분자 구름은 분자 수소, H2. 비아스트로노머와의 대화에서 동일한 형태의 "H II"와 "H2" 사이에 가끔 혼동이 일어난다.

관측치

흔히 창조의 기둥으로 불리는 독수리 성운 내의 어두운 항성 형성 지역

가장 밝은 H II 지역 중 몇 곳이 육안으로 보인다.그러나 17세기 초 망원경의 등장 전에는 아무도 눈에 띄지 않았던 것 같다.갈릴레오조차 오리온 성운 안에 있는 항성단을 처음 관찰할 때(이전에는 요한 바이어가 θ 오리온성운으로 분류했다)는 사실을 알아차리지 못했다.프랑스의 관찰자 니콜라스 클로드 파브리 드 피레스크는 1610년 오리온 성운을 발견한 공로를 인정받고 있다.[4]그 초기 관측 이후 많은 수의 H II 지역이 은하계와 다른 은하계에서 발견되었다.[5]

윌리엄 허셜은 1774년 오리온 성운을 관찰했고, 나중에 그것을 "미생불빛 안개, 미래의 태양의 혼란스러운 물질"이라고 묘사했다.[6]초창기 천문학자들은 큰 망원경을 통해 확대된 후 흐릿한 모습을 유지한 "diffuse nunbulae"(현재는 H II 영역으로 알려져 있다)와 현재 우리 자신의 외부에 있는 은하로 알려진 별들로 분해될 수 있는 성운과 구별했다.[7]

허셜의 항성 형성에 대한 가설의 확인은 또 다른 백 년을 기다려야 했는데, 이때 윌리엄 허긴스는 아내 메리 허긴스와 함께 여러 성운에 분광기를 돌렸다.안드로메다 성운과 같은 몇몇 성운은 별의 그것과 상당히 유사한 스펙트럼을 가지고 있었지만, 알고 보니 수억 개의 개별 별들로 구성된 은하들이었다.다른 것들은 매우 다르게 보였다.흡수선이 중첩된 강한 연속체보다는 오리온 성운과 다른 유사한 물체들이 적은 수의 방출선만 보였다.[8]행성상 성운에서 이러한 스펙트럼 라인 중 가장 밝은 것은 알려진 화학 원소의 라인과 일치하지 않는 500.7 나노미터의 파장에 있었다.처음에는 이 선이 성운이라고 이름 붙여진 알려지지 않은 원소 때문일 것이라는 가설이 제기되었는데, 비슷한 생각이 1868년 태양의 스펙트럼 분석을 통해 헬륨을 발견하게 되었다.[9]그러나 헬륨이 태양 스펙트럼에서 발견된 직후 지구상에 고립된 반면, 성운은 그렇지 않았다.20세기 초 헨리 노리스 러셀은 새로운 원소가 되기 보다는 500.7 nm의 선이 낯선 조건에서의 익숙한 원소 때문이라고 제안했다.[10]

오리온 성운

천문학적 맥락에서 밀도로 간주되는 성간 물질은 실험실 표준에 의해 높은 진공 상태에 있다.물리학자들은 1920년대에 극히 낮은 밀도의 기체에서 전자가 원자나 이온의 흥분된 전이 가능한 에너지 수준을 채울 수 있다는 것을 보여주었는데, 이 수치는 높은 밀도에서 충돌에 의해 급속하게 제거된다.[11]이중 이온화 산소에서의 이러한 수준으로부터의 전자 전환은 500.7 nm의 선을 발생시킨다.[12]매우 낮은 밀도의 기체에서만 볼 수 있는 이러한 스펙트럼 라인을 금지선이라고 한다.따라서 분광 관측 결과 행성상 성운은 주로 희소성 이온화 산소 가스(OIII)로 구성되었다.

20세기 동안, 관측 결과 H2 지역에는 종종 뜨겁고 밝은 별들이 포함되어 있었다.[12]이 별들은 태양보다 몇 배 더 거대하며, 총 수명은 불과 몇 백만 년밖에 되지 않는 최단명 별이다(몇십억 년을 사는 태양과 같은 별과 비교된다).따라서, H II 지역은 새로운 별이 형성되는 지역이어야 한다고 추측되었다.[12]수 백만 년의 기간 동안, H II 지역에서 별들의 군집이 형성될 것이고, 그 후 뜨거운 젊은 별들의 방사선 압력이 성운을 흩어지게 할 것이다.[13]플레이아데스 성단은 그것이 형성된 H II 지역을 '숙성'시킨 성단의 한 예다.성찰의 흔적만 남아 있을 뿐이다.

기원 및 수명

참고 항목:항성 진화
대마젤란 구름의 거대한 H II 지역인 타란툴라 성운의 작은 부분

H II 영역의 전구는 거대 분자 구름(GMC)이다.GMC는 차가운 (10–20 K)이며, 대부분 분자 수소로 구성된 짙은 구름이다.[5]GMC는 장기간 안정적인 상태로 존재할 수 있지만 초신성에 따른 충격파, 구름 간 충돌, 자기 상호작용 등이 붕괴를 촉발할 수 있다.이렇게 되면, 구름의 붕괴와 단편화 과정을 통해 별이 탄생한다(더 긴 설명은 별의 진화 참조).[13]

별들이 GMC 내에서 태어나기 때문에, 가장 큰 질량은 주변의 가스를 이온화하기에 충분히 뜨거운 온도에 도달할 것이다.[5]이온화 방사장이 형성된 직후에 정력적인 광자는 초음속 속도로 주변 가스를 휩쓸고 지나가는 이온화 전선을 생성한다.이온화 항성으로부터 더 크고 더 먼 거리에서는 이온화 전선이 느려지는 반면, 새로운 이온화 가스의 압력은 이온화 체적을 팽창시킨다.결국, 이온화 전선은 아음속까지 느려지고, 성운에서 분출되는 물질의 팽창에 의해 야기되는 충격 전선에 의해 추월된다.H II 지역이 탄생했다.[14]

H II 지역의 수명은 몇 백만 년의 순서다.[15]뜨거운 젊은 별들의 방사선 압력은 결국 가스의 대부분을 쫓아낼 것이다.사실 H II 지역의 가스의 10% 미만이 나머지가 날아가기 전에 항성으로 형성되는 등 전 과정이 매우 비효율적인 경향이 있다.[13]가스 손실에 기여하는 것은 100만년에서 200만년 후에 일어날 가장 거대한 별들의 초신성 폭발이다.

별의별 양묘장 파괴

H II 지역 IC 2944의 복 구상체

별들은 초기 별들을 숨기는 시원한 분자 가스 덩어리로 형성된다.항성의 방사선 압력이 항성의 '코쿤'을 몰아낼 때 비로소 그것이 눈에 띄게 된다.상당한 양의 수소를 이온화하고 H II 지역을 형성할 수 있을 만큼 강력한 뜨겁고 푸른 별들이 이것을 빨리 할 것이고, 그들이 막 형성한 지역을 밝게 할 것이다.젊고 덜 거대한 정형 항성을 포함하고 있고 아직 그들이 형성하고 있는 물질들을 날려버리지 않은 밀집된 지역은 종종 이온화 성운의 나머지 부분들에 대한 실루엣에서 볼 수 있다.바트 복과 E. F. 레일리는 성간 매체의 응축으로부터 별들이 형성될 수 있다는 제안에 따라 1940년대에 천문학적 사진들을 찾아내어 "상대적으로 작고 어두운 성운"을 찾았다; 그들은 "작은 크기의 거의 원형 또는 타원형의 어두운 물체"라고 불렀는데, 이 물체들을 "글로불"이라고 불렀던 것이다.복 구상체.[16]복씨는 1946년 12월 하버드 천문대 100주년 심포지엄에서 이 구상체들이 항성형성의 장소일 가능성이 있다고 제안했다.[17]1990년에 그들이 정말 훌륭한 출생지였다는 것이 확인되었다.[18]뜨거운 젊은 별들은 H II 지역에 동력을 공급하는 별에서 나오는 방사선이 물질을 쫓아내기 때문에 이 구상체들을 소멸시킨다.이런 의미에서 H2 지역을 발생시키는 별들은 별의 탁아소를 파괴하는 작용을 한다.그러나 그렇게 함으로써, 초신성의 방사선 압력과 기계적 압력이 구상체를 짜는 작용을 하여 그 안의 밀도를 높일 수 있기 때문에 항성 형성의 마지막 폭발이 일어날 수 있다.[19]

H II 지역의 젊은 별들은 행성계를 포함하고 있다는 증거를 보여준다.허블우주망원경이 오리온 성운에 있는 수백 개의 원행성 원반(propled)을 공개했다.[20]오리온 성운에 있는 적어도 절반의 어린 별들은 가스와 먼지의 원반으로 둘러싸여 있는 것으로 보이며,[21] 태양계 같은 행성계를 만드는데 필요한 물질의 몇 배 이상을 포함하고 있는 것으로 생각된다.

특성.

물리적 성질

메시에 17은 궁수자리 별자리에 있는 H II 지역(Sagittarius) 별자리에 있는 H II 지역이다.

H II 지역은 물리적 특성에 따라 매우 다양하다.그것들은 소위 초경량(UCHII) 지역에서부터 수백 광년 건너 거대한 H II 지역까지 크기가 다양하다.[5]이들의 크기는 스트롬그렌 반지름으로도 알려져 있으며, 본질적으로 이온화 광자의 근원의 강도와 지역의 밀도에 따라 달라진다.이들의 밀도는 초소형 H II 지역의 cm³당 100만 개 이상의 입자로부터 가장 크고 가장 확장된 지역의 cm³당 몇 개의 입자까지 다양하다.이것은 아마도 100에서 10개의5 태양 질량 사이의 총 질량을 의미한다.[22]

또한 "초강감 H II" 지역(UDHII)도 있다.[23]

H II 지역의 크기에 따라 그 안에 수천 개의 별이 있을 수 있다.이것은 중앙 이온화 선원이 하나밖에 없는 행성상 성운보다 H II 지역을 더 복잡하게 만든다.일반적으로 H II 지역은 10,000 K의 온도에 도달한다.[5]이들은 대부분 자기장이 약한 이온화 기체로 여러 나노테슬라의 강점이 있다.[24]그럼에도 불구하고, H II 영역은 거의 항상 같은 모체 GMC에서 유래한 차가운 분자 가스와 연관되어 있다.[5] 자기장은 이온화 가스의 약한 이동 전하에 의해 생성되며, 이는 H II 영역이 전기장을 포함할 수 있음을 시사한다.[25]

스텔라 보육원 N159는 직경 150광년이 넘는 HII 지역이다.[26]

또한 다수의 H II 영역은 온도가 1,000,000,000 K를 초과하는 플라즈마에 의해 투과되어 X선을 방출하기에 충분할 정도로 뜨겁다.아인슈타인이나 찬드라 같은 X선 관측소는 특히 오리온 성운, 메시에 17, 카리나 성운 등 여러 항성형성 지역에서 X선 방출 확산에 주목했다.[27]뜨거운 가스는 바람 속 초음속 충격파에 의해 가열될 수 있는 O형 별의 강한 항성 바람에 의해, 서로 다른 별의 바람들 간의 충돌이나 자기장으로 인해 흐르는 충돌 바람을 통해 공급될 가능성이 높다.이 온도에서 기체의 소리의 속도가 빨라 분자구름의 사용 가능한 빈자리를 채우기 위해 이 플라즈마가 빠르게 팽창할 것이다.메시에 17호에서 일어나고 있는 것으로 보이는 H II 지역 변방의 구멍을 통해서도 누출될 것이다.[28]

화학적으로 H II 지역은 약 90%의 수소로 이루어져 있다.가장 강력한 수소 방출 라인인 656.3nm의 H-알파 라인은 H II 지역에 고유의 붉은 색을 부여한다.(이 배출 라인은 흥분된 비이온화 수소로부터 나온다.)H II 영역의 나머지 대부분은 헬륨으로 구성되며, 미량의 무거운 원소들이 있다.은하계 전체에서, 은하 중심으로부터의 거리가 증가함에 따라 H II 지역의 무거운 원소의 양이 감소하는 것을 발견하였다.[29]이는 은하의 수명에 걸쳐 보다 밀도가 높은 중앙 영역에서 항성 형성률이 높아져 성간 매체의 해당 부위가 핵합성의 산물로 더욱 농축되었기 때문이다.

숫자와 분포

붉은 H II 지역의 현은 소용돌이 은하의 팔을 묘사하고 있다.

H II 지역은 은하수나 불규칙 은하와 같은 나선 은하에서만 발견된다.그것들은 타원형 은하계에서는 보이지 않는다.불규칙한 은하계에서는 은하계 전체로 분산될 수 있지만 나선형에서는 나선형 팔 안에 가장 풍부하다.큰 나선은하는 수천 개의 H II 영역을 포함할 수 있다.[22]

타원형 은하에 H II 지역이 거의 나타나지 않는 이유는 타원형이 은하 합병을 통해 형성된다고 믿기 때문이다.[30]은하단에서는 이런 합병이 빈번하다.은하가 충돌할 때 개별 별은 거의 충돌하지 않지만 충돌하는 은하의 GMC와 H II 영역은 심하게 동요한다.[30]이러한 조건에서는 항성생성의 엄청난 폭발이 촉발되어 기체의 대부분이 정상률 10% 이하가 아닌 항성으로 변환된다.

이와 같이 빠른 항성 형성을 겪고 있는 은하는 별 폭발 은하라고 알려져 있다.머거 후 타원 은하는 가스 함량이 매우 낮아 H II 지역은 더 이상 형성될 수 없다.[30]21세기 관측에 따르면 매우 적은 수의 H II 지역이 은하계 밖에 모두 존재한다고 한다.이러한 은하간 H II 지역은 작은 은하의 조석 붕괴의 잔해일 수 있으며, 어떤 경우에는 은하에서 가장 최근에 축적된 가스에 있는 새로운 세대의 별을 나타낼 수도 있다.[31]

형태학

참고 항목:스트뢰그렌 구

H II 지역은 크기가 엄청나게 다양하다.그것들은 보통 가장 작은 것부터 가장 큰 것까지 모든 저울에서 뭉치고 불균형하다.[5]H II 영역 내의 각 항성은 주변 기체의 대략적인 구면 영역(Strömgren 구체로 알려져 있음)을 이온화하지만, H II 영역 내의 여러 별의 이온화 구와 가열된 성운의 주변 기체로 팽창하는 결합은 날카로운 밀도 구배를 생성하여 복잡한 형상을 만든다.[32]초신성 폭발은 또한 H II 지역을 조각할 수 있다.어떤 경우에는 H II 지역 내에 큰 별 성단이 형성되면 그 지역이 내부에서 공동화된다.삼각형 은하계의 거대 H II 지역인 NGC 604가 그렇다.[33]분해할 수 없는 H II 영역의 경우, 주파수 스펙트럼에 역방향 라플라스 변환을 수행하여 공간 구조(중앙으로부터의 거리의 함수로써 전자 밀도 및 뭉침도의 추정치)에 대한 일부 정보를 유추할 수 있다.

주목할 만한 지역

광학 이미지(왼쪽)는 오리온 성운에서 가스와 먼지 구름을 드러내고, 적외선 이미지(오른쪽)는 내부에서 빛나는 새로운 별을 보여준다.

주목할 만한 은하 H II 지역은 오리온 성운, 에타 카리네 성운, 버클리 59 / 세페우스 OB4 복합체 등이다.[34]지구에서 약 500pc(1,500광년) 떨어진 오리온 성운은, 눈에 보이면 오리온 별자리의 대부분을 채울 수 있는 거대한 분자 구름인 OMC-1의 일부분이다.[12]말머리 성운과 바나드의 고리는 이 가스 구름의 다른 두 개의 밝은 부분이다.[35]오리온 성운은 사실 OMC-1 구름의 바깥 테두리에 있는 이온화 가스의 얇은 층이다.트라페지움 성단의 별들, 특히 θ1 오리온자리 θ이 이러한 이온화의 원인이 된다.[12]

약 50kpc(16만 광년)의 은하계 위성인 대마젤란 구름에는 타란툴라 성운이라는 거대한 H2 지역이 들어 있다.지름이 약 200pc(650광년)인 이 성운은 Local Group에서 가장 거대하고 두 번째로 큰 H II 영역이다.[36]이 성운은 오리온 성운보다 훨씬 크고, 수천 개의 별을 형성하고 있으며, 일부는 태양의 100배가 넘는 질량을 가지고 있다.OB와 Wolf-Rayet 별.타란툴라 성운이 오리온 성운처럼 지구에 가까웠다면 밤하늘의 보름달처럼 밝게 빛날 것이다.초신성 SN 1987A는 타란툴라 성운의 외곽에서 발생했다.[32]

또 다른 거대 H II 지역—NGC 604는 817 kpc(266만 광년)의 M33 나선 은하에 위치해 있다.직경 약 240 × 250 pc(800 × 830 광년)로 측정한 NGC 604는 타란툴라 성운에 이어 지역 그룹에서 두 번째로 질량이 많은 H II 영역이다.200여 개의 뜨거운 OB와 울프레이트의 별을 포함하고 있는데, 이 별은 안에 있는 가스를 수백만 도까지 가열하여 밝은 X선 방출량을 만들어 낸다.NGC 604에서 뜨거운 가스의 총 질량은 약 6,000 태양 질량이다.[33]

시사 문제

다른 파장에서 보이는 작은 성운

행성상 성운과 마찬가지로 H II 영역의 원소 풍부성의 추정치는 일부 불확실성의 영향을 받는다.[37]다른 유형의 스펙트럼 라인에 의존하는 성운에서 금속의 풍부함을 판단하는 방법에는 두 가지가 있으며(이 경우 금속은 수소와 헬륨 이외의 원소임) 두 방법에서 도출된 결과 사이에 큰 불일치가 나타나는 경우도 있다.[36]일부 천문학자들은 이것을 H II 지역 내에서 작은 온도 변동의 존재로 보고 있다; 다른 천문학자들은 온도 영향에 의해 설명되기에는 불일치가 너무 크다고 주장하고, 관측을 설명하기 위해 수소가 거의 들어 있지 않은 차가운 매듭의 존재를 가설을 세웠다.[37]

H II 지역 내 대규모 항성 생성에 대한 자세한 내용은 아직 알려지지 않았다.두 가지 큰 문제가 이 분야의 연구를 방해한다.첫째, 지구에서 큰 H II 지역까지의 거리는 상당한데, 가장 가까운 H II(캘리포니아 성운) 지역이 300pc(1,000광년)[38]로 되어 있고, 다른 H II 지역은 지구로부터의 거리가 몇 배나 된다.둘째, 이러한 별들의 형성은 먼지에 의해 깊이 가려지고 가시광선 관측은 불가능하다.라디오와 적외선 빛은 먼지를 관통할 수 있지만, 가장 어린 별들은 이러한 파장에서 많은 빛을 방출하지 않을 수도 있다.[35]

참고 항목

참조

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