HI 영역

H I region
"HI"는 여기서 리다이렉트 됩니다.다른 용도는 HI(명료화)를 참조하십시오.

HI 영역 또는 HI 영역(H1로 읽음)은 헬륨 및 기타 원소의 국소적인 풍부함 외에 중성 원자 수소(HI)로 구성된 성간 매체의 구름입니다.(H는 수소의 화학 기호이고, I는 로마 숫자이다.천문학에서는 중성 원자에 로마 숫자 I, 단일 이온화 원자에 II를 사용하는 것이 관례이다.HII는 다른 과학 분야에서는+ H입니다.이중 이온화(예: OII는++ O 등)[1]를 위한 III이러한 영역은 검출 가능한 가시광선을 방출하지 않지만(수소가 아닌 원소의 스펙트럼 라인은 제외), 21cm(1,420MHz) 영역 스펙트럼 라인에 의해 관측된다.이 선은 전이 확률이 매우 낮기 때문에 많은 양의 수소 가스가 필요합니다.HI 영역이 확장되는 이온화 가스(HII 영역 등)와 충돌하는 이온화 전선에서는 HI 영역이 다른 영역보다 밝게 빛납니다.HI 영역의 이온화 정도는 약 10으로−4 매우 작습니다(즉,[citation needed] 10,000분의 1의 입자).은하수와 같은 은하의 전형적인 성간 압력에서 HI 영역은 100K 미만 또는 수천 K 이상의 온도에서 가장 안정적입니다. 이러한 온도 사이의 가스는 안정된 온도 상태 [2]중 하나에 도달하기 위해 매우 빠르게 가열되거나 냉각됩니다.이러한 단계 중 하나에서 가스는 팽창하는 H II [3]영역 근처를 제외하고 보통 등온으로 간주됩니다.팽창하는 HII 영역 근처에는 간섭받지 않은 HI 영역과 충격전선에 의해 분리되고 HII 영역과는 이온화전면에 [3]의해 분리되는 조밀한 HI 영역이 있다.

매핑

HI 방출을 전파 망원경으로 매핑하는 것은 나선은하의 구조를 결정하는 데 사용되는 기술이다.그것은 또한 은하들 사이의 중력 교란 지도를 만드는 데에도 사용됩니다.두 은하가 충돌할 때, 천문학자들이 은하가 어느 방향으로 움직이는지 결정할 수 있도록 이 물질은 가닥으로 당겨집니다.

HI 영역은 13.6 전자 볼트의 에너지를 필요로 하는 수소를 이온화할 수 있을 만큼 에너지가 높은 광자를 효과적으로 흡수합니다.그것들은 은하계 어디에나 있으며, 록맨 홀은 극도의 자외선과 부드러운 X선 파장에서 멀리 있는 물체를 명확하게 관측할 수 있는 몇 안 되는 "창문" 중 하나입니다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ "Thermal Radio Emission from HII Regions". National Radio Astronomy Observatory (US). Retrieved 7 October 2016.
  2. ^ DP Cox (2005). "The Three-Phase Interstellar Medium Revisited". Annual Review of Astronomy & Astrophysics. 43: 337. Bibcode:2005ARA&A..43..337C. doi:10.1146/annurev.astro.43.072103.150615.
  3. ^ a b Savedoff MP; Greene J (Nov 1955). "Expanding H II region". Astrophys. J. 122 (11): 477–87. Bibcode:1955ApJ...122..477S. doi:10.1086/146109.