전리수소영역

위키백과, 우리 모두의 백과사전.
이동: 둘러보기, 검색
삼각형자리 은하에 있는 커다란 H II 영역인 NGC 604

전리수소영역(電離水素領域), 또는 H II 영역(문화어: 에이치이영역)은 빛나는 가스플라스마의 구름이며, 때로는 수 백 광년 떨어져 있고, 그 속에서는 별형성의 과정이 일어난다. 가스로부터 막 생겨난 젊고, 뜨거우며, 푸른 별은 막대한 양의 자외선을 내보내는데, 이는 주변의 성운을 이온화시킨다.

전리수소영역은 긴 세월 동안 수많은 별을 태어나게 한다. 종국에는, 초신성 폭발이나 막대한 질량을 가지는 별로부터의 강한 항성풍에 의해 H II 영역의 가스가 널리 흩어지며, 플레이아데스 성단과 같은 것을 남긴다.

전리수소영역은 천문학자들이 ‘H II’로 부르는 엄청난 양의 이온화(전리) 된 수소 원자로 구성되어 있다. 전리수소영역은 상당한 거리에서도 관측될 수 있으며, 은하계 밖의 전리수소영역을 연구하는 것은 다른 은하의 거리나 화학 조성을 판별하는 데 있어서 중요하다.

관측[편집]

독수리 성운내부의 어두운 별 형성 영역

일부 극히 밝은 전리수소영역은 맨 눈으로도 보인다. 하지만, 17세기 초, 망원경이 도입되기 이전에 발견된 것은 없는 것으로 생각된다. 심지어 갈릴레이오리온 성운 내부의 성단은 발견하였으면서도, 오리온 성운 자체는 발견하지 못하였다. 프랑스 천문학자인 니콜라스 클라우드 파브리1610년 처음으로 오리온 성운을 발견하였다. 그 후로 우리 은하와 다른 은하에 있는 많은 수의 전리수소영역이 발견되었다.

윌리엄 허셜1774년 오리온 성운을 관측하고는, "형태를 지니지 않은 타는 듯한 안개, 미래 태양의 무질서한 매질"이라고 묘사하였다. 백년이 더 지나고 윌리엄 허긴스분광경으로 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. 이러한 방출선 가운데 가장 밝은 것의 파장은 500.7 nm로, 이제까지 알려진 어떠한 원소의 방출선과도 일치하지 않는다. 초기에 이 선은 미지의 원소, 즉 네불륨이라고 이름 붙여진 원소에 의한 것이라는 가정이 있었으며, 이러한 가정은 1868년 태양스펙트럼 분석을 통해 헬륨을 발견한 것과 같은 맥락이었다.

하지만, 헬륨이 태양의 스펙트럼에서의 관측에 이어 지구상에서도 추출된 것에 반해서, 네불륨은 발견되지 않았다. 20세기 초반에, 헨리 노리스 러셀은 이러한 500.7 nm의 방출선은 새로운 원소 때문이 아니라 익숙한 원소가 다른 상태에 놓여있을때 발생하는 방출선이라는 가정을 했다.

물리학자들은 1920년대에 원자이온에서 전자가 높은 밀도의 가스에서는 충돌에 의해 쉽게 되가라앉는 반면, 매우 낮은 밀도에서는, 준안정 에너지 준위에 오래 남아 있을 수 있다는 사실을 발견하였다[1]. 산소의 이러한 준위에서의 천이는 500.7 nm 선을 발생시킨다. 이 분광선은 매우 낮은 밀도의 가스에서만 발견되며, 금지된 선이라고 불린다. 즉 이러한 선의 관찰은 성운이 극도로 희미한 가스로 구성되어 있다는 것을 나타낸다.

20세기에, 전리수소영역은 때로는 뜨거우며 밝은 항성을 포함하고 있다는 것이 관측되었다. 이러한 별은 태양에 비해 몇 배 더 질량이 많으며, 적은 나이 즉 단지 수 백 만년의 나이를 가진 별이다(반면 태양과 같은 별은 수십억년을 살았다). 그러므로 H II 영역은 새로운 별이 생겨나는 영역이라는 추측을 할 수 있다. 수 백 만년동안, 성단이 H II 영역으로부터 생겨났으며, 뜨겁고 젊은 별로부터의 복사압으로 인해 성운은 흩어진다. 플레이아데스 성단은 스스로가 형성 되었던 장소인 H II 영역을 '날려버린' 성단의 예이며, 단지 반사성운의 흔적만이 남아있다.

기원과 수명[편집]

독거미 성운의 일부분. 대마젤란 은하에 있는 거대한 H II 영역이다.

전리수소영역의 이전 과정은 거대분자구름이다. 거대분자구름은 대부분 수소 분자로 구성된 매우 차가우며(10–20 K) 밀도가 높은 구름이다. 거대분자구름은 오랜 기간 동안 안정상태로 존재할 수 있지만, 초신성충격파, 구름간의 충돌, 자기적 상호작용은 구름의 일부에서 붕괴를 유도한다. 이러한 사건이 발생하면, 구름의 붕괴와 조각과정을 통해, 별이 태어난다(보다 자세한 설명은 항성진화를 참조하기 바란다).

거대분자구름에서 별이 태어남에 따라, 그 주변의 가스는 이온화 될 정도로 뜨거워진다. 이온화 된 복사장이 형성됨과 동시에, 고에너지 광자들이 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, H II 영역이 형성되는 것이다[2].

전리수소영역의 수명은 수백만년의 수준이다. 뜨겁고 젊은 별로부터의 복사압은 결국에는 대부분의 가스를 멀리 흩뜨려버린다. 사실, 이러한 전 과정은 매우 비 효율적으로 일어나는데, 즉 H II 영역의 10%의 가스만이 나머지의 가스가 흩어지기 전에 별 형성에 기여한다. 또한 대부분의 가스를 날려버리는 데 기여하는 초대형 별의 초신성 폭발과 같은 사건은 1-2백만 년마다 일어난다.

별의 생성[편집]

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.

보크의 가정은, 1990년적외선 관측을 이용해 보크 구상체의 두터운 먼지 속의 젊은 별을 관측하고서야 검증되었다. 일반적인 보크 구상체는 1 광년 정도의 영역 내부에 태양의 10배 정도의 질량을 가지고 있으며, 몇 개의 항성계를 만들어 내는 것으로 생각된다.

전리수소영역은 이렇게 별이 태어나는 장소일 뿐만 아니라 또한 행성계를 가지고 있다는 증거도 있다. 허블 망원경오리온 성운 내의 수백 개의 원시 행성원반을 발견했다. 오리온 성운 내의 젊은 항성 중 적어도 반은 가스나 먼지로 된 원반에 둘러싸여 있으며, 우리 태양계와 같은 행성계를 만들기에 몇 배나 많은 물질을 가지고 있는 것으로 생각된다.

특징[편집]

일련의 H II 영역이 소용돌이 은하의 소용돌이 가지를 구성한다.

물리적 특징[편집]

전리수소영역은 물리적 특성에 있어 많은 차이를 보인다. 크기에 있어서는 지름 1 광년 혹은 그 이하의 이른바 매우 작은 영역으로부터 수백 광년 이상의 거대한 영역까지도 있다. 밀도 역시 매우 작은 H II 영역에서의 cm3당 수백만 개의 입자 수준에서부터 가장 크고 가장 확장된 영역에서의 cm3당 몇 입자 정도까지로 많은 차이를 보인다. H II 영역에는 크기의 차이에 따라 수천개의 별도 있을 수 있다. 이러한 이유로 H II 영역을 이해하는 것은, 단지 하나의 이온화 원천을 가진 행성상성운을 이해하는 것에 비해 어렵다. 하지만 일반적으로 H II 영역은 10,000 K 단위의 온도를 지니고 있다. 대부분 이온화 되었으며, 이온화 된 가스 플라스마는 수십 마이크로가우스정도의 자기장을 지닐 수 있다[3]. 몇몇 관측은 전기장도 가질 수 있다는 것을 보여준다[4].

화학적으로 전리수소영역은 약 90% 정도가 수소이다. 656.3 nm의 최대 수소 방출선은 H II 영역이 특징적인 붉은 색을 가지게 한다. 나머지의 대부분은 헬륨이 차지하며, 무거운 원소 역시 미량으로 존재한다. 은하를 통틀어, H II 영역에서의 무거운 원소의 양은 은하 중심에서 멀어질수록 감소한다. 이는 은하가 생겨난 이래, 별 형성은 보다 밀집된 중앙부에서 자주 일어났으며, 이러한 과정은 핵합성의 결과물로 성간매질을 보다 풍요롭게 하기 때문이다.

개수와 분포[편집]

전리수소영역은 우리 은하와 같은 나선 은하불규칙 은하에서만 발견되며, 타원 은하에서 발견된 적은 없다. 불규칙 은하에서는, 전 은하에 걸쳐서 발견되기도 하지만, 나선 은하에서는 나선팔에서만 발견된다. 거대한 나선 은하는 수많은 H II 영역을 가지기도 한다.

타원은하에서 전리수소영역이 발견되지 않는 이유는 타원 은하는 은하합병을 통해 구성된다고 믿어지기 때문이다. 은하단에서, 그러한 은하합병은 빈번히 일어난다. 은하가 충돌할 때, 각각의 별은 거의 충돌하지 않지만, 합병하는 은하 내부의 거대분자구름이나 H II 영역은 요동친다. 이러한 상태에서는, 아주 많은 별이 폭발적으로 형성되기 시작하며, 너무나도 빠르게 일어나서, 일반적으로 10% 이하의 가스가 별로 변하는 것에 비해서 훨씬 많은 변환이 일어난다. 이러한 폭발적이고 빠른 별 형성이 일어나는 은하는 폭발적 항성생성은하라고 한다. 합병 후의 타원 은하는 매우 낮은 가스를 가지며, 즉 H II 영역은 더이상 존재하지 않는다.

현재의 관측은 매우 적은 수의 전리수소영역이 은하 외부에도 존재한다는 것을 알려준다. 이러한 은하간 H II 영역은 작은 은하의 조석붕괴의 잔해인 것으로 생각된다.

형태학[편집]

H II 영역은 매우 다양한 크기를 지닌다. 전리수소영역 내부의 각 항성은 자신 주변의 가스를 거의 구의 형태로 이온화시키지만, H II 영역 내부의 다수의 별로 인한 이러한 구의 전체 외곽 형태와 가열된 성운이 주변으로 팽창하는 형태는 아주 복잡한 형태가 된다. 초신성 폭발 역시 H II 영역의 모양을 복잡하게 한다. 어떤 경우에는, 커다란 성단이 형성됨으로써 H II 영역 내부가 텅 비게 되기도 한다. 삼각형자리 은하에 있는 큰 H II 영역인 NGC 604가 그러한 예이다.

스트룀그렌 반지름[편집]

스트룀그렌 반지름은 전리수소영역의 크기를 알려주는 지표로 널리 사용된다. 1930년대 후반에 이를 최초로 계산한 덴마크천체물리학자 스트룀그렌의 이름을 따서 명명되었다. 우선 H II 영역을 구형이며, 전기적 평형을 이루고 있는 수소 가스만으로 이루어져 있다고 가정한다. 여기에 단위 시간에 중심 별에서 나오는 광자의 수가 H II 영역 안에서 재결합되는 이온의 수와 같다는 관계식을 놓으면, 다음과 같은 스트룀그렌 반지름 rS을 구할 수 있다.

r_{S} \simeq \left( \frac{3N}{4\pi\alpha} \right)^{1/3} n_{H}^{-2/3}

단, 여기서 α는 재결합 상수이며, nH는 수소의 밀도다.

유명한 H II 영역[편집]

우리 은하에서 가장 잘 알려진 전리수소영역은 1,500 광년 떨어진 오리온 성운이다. 오리온 성운은 거대분자구름의 일부분으로, 이 거대분자구름이 만약 보이기만 한다면 오리온 자리의 대부분을 채우고 있을 것이다. 말머리 성운바너드 고리는 이 가스 구름의 또 다른 빛나는 부분이다.

우리 은하위성은하대마젤란 은하독거미 성운이라는 거대한 H II 영역을 가지고 있다. 이 성운은 오리온 성운보다 훨씬 더 거대하며, 수천개의 별을 형성하며, 그중 몇몇은 태양보다 100배 이상 무겁다. 만약 독거미 성운이 오리온 성운 만큼 지구에 가깝다면, 이는 밤하늘보름달 만큼이나 밝게 보일 것이다. 초신성 SN 1987A이 독거미 성운의 변두리에서 발생하였다.

NGC 604는 비록 상대적으로 적은 수의 별을 가지고 있지만, 독거미 성운보다 더 크다. 이는 국부은하군에 있는 가장 큰 H II 영역중의 하나이다.

전리수소영역에 관한 현재 연구[편집]

행성상성운에서와 마찬가지로, 전리수소영역에서 화학 원소의 구성 정도를 판단하는 방법에는 불확실성이 존재한다. 성운에 존재하는 금속(즉, 수소헬륨을 제외한 원소)의 정도를 결정하는 방법은 사용하는 스펙트럼선의 차이에 따라 두 가지가 있는데, 때로는 이 두 방법으로부터 추출한 결과가 큰 차이를 보이기도 한다. 일부 천문학자는 이 이유가 H II 영역 내의 온도 변동 때문이라고 하며, 또 다른 천문학자는 온도 효과로 설명되기에 결과의 차이가 너무 크며, 그 대신 수소가 거의 존재하지 않는 저온 매듭이 있다는 가정을 하기도 한다[5].

전리수소영역 내부에서의 구체적인 별 형성 과정에 대해서는 알려져 있지 않다. 이 연구에는 크게 두 개의 문제가 있다. 첫 번째는, 지구에서 거대한 H II 영역까지의 거리가 상당하다는 것이다. 예로 가장 가까운 H II 영역조차 1,000 광년 떨어져 있으며, 다른 H II 영역은 몇 배 더 떨어져 있다. 두 번째 문제는, 별의 형성이 먼지 깊숙이 감추어져 있어서, 가시광 관측이 불가능하다는 것이다. 라디오 전파적외선은 먼지를 통과할 수 있지만, 막 형성된 별의 경우, 이러한 파장의 빛을 그다지 많이 방출하지 않는다.

주석[편집]

  1. Bowen, I.S. (1927). The Origin of the Chief Nebular Lines, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v.39, p.295
  2. Franco J., Tenorio-Tagle G., Bodenheimer P. (1990). On the formation and expansion of H II regions, Astrophysical Journal, v.349, p.126
  3. Heiles C., Chu Y.-H., Troland T.H. (1981), Magnetic field strengths in the H II regions S117, S119, and S264, Astrophysical Journal Letters, v. 247, p. L77-L80
  4. Carlqvist P, Kristen H, Gahm G.F. (1998), Helical structures in a Rosette elephant trunk, Astronomy and Astrophysics, v.332, p.L5-L8
  5. Tsamis Y.G., Barlow M.J., Liu X-W. et al (2003). Heavy elements in Galactic and Magellanic Cloud H II regions: recombination-line versus forbidden-line abundances, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, v.338, p.687

같이 보기[편집]

바깥 고리[편집]