**전리수소영역**(電離水素領域), 또는 **H II 영역**은 발광성운의 일종으로, 부분적으로 이온화된 기체로 이루어진, 거대하고 밀도가 낮은 구름이다. 전리수소영역의 내부에서는 항성 형성이 진행되고 있다. 이 영역 안에서 만들어진 수명이 짧은 청색 별들이 어마어마한 양의 자외선을 방출해 주위의 기체를 이온화시킨다. 전리수소영역의 크기는 수백 광년에 달하며, 거대 분자운과 함께 있는 경우가 흔하다. 최초로 발견된 전리수소영역은 오리온성운으로, 1610년 프랑스의 니콜라클로드 파브리 드 페이레스크가 발견했다.

전리수소영역을 일컫는 다른 이름인 "H II 영역"에서 H II란 이온화된 수소 원자(H)를 말한다. 전리수소영역의 모양은 매우 다양한데, 이는 영역 속에 들어있는 항성 및 기체의 분포가 불규칙하기 때문이다. 투박한 덩어리 모양이나 섬유 모양을 한 것도 있고, 말머리 성운처럼 기이한 모양을 나타내는 것도 있다. 전리수소영역에서는 수백만 년에 걸쳐 수천 개의 별들이 태어난다. 최종적으로는 그 별들 중 가장 무거운 것들이 초신성 폭발을 일으키거나 항성풍을 통해 전리수소영역을 구성하는 기체들을 날려보내서 전리수소영역은 없어지고 그 자리에 성단(플레이아데스성단 같은 것)만 남는다.

전리수소영역은 상당히 멀리 떨어져 있어도 관측이 가능하고, 외부은하의 전리수소영역을 연구하는 것은 그 은하까지의 거리 및 은하의 화학적 조성을 결정하는 데 있어 중요한 역할을 한다. 나선은하 및 불규칙은하들은 많은 전리수소영역을 가지고 있으나, 타원은하들은 대부분 전리수소영역이 전혀 없다. 우리은하를 비롯한 나선은하들은 전리수소영역이 나선팔에 집중적으로 분포하는 한편, 불규칙은하에서는 무질서하게 분포한다. 일부 은하는 수만 개 이상의 별을 품고 있는 거대한 전리수소영역을 가지고 있는데, 대표적인 예로는 대마젤란 은하의 타란툴라성운과 삼각형자리 은하의 NGC 604가 있다.

## 관측의 역사
일부 극히 밝은 전리수소영역은 육안으로도 보인다. 하지만, 17세기 초, 망원경이 도입되기 이전에 발견된 것은 없는 것으로 판단된다. 심지어 갈릴레이는 오리온 성운 내부의 성단은 발견하였으면서도, 오리온 성운 자체는 발견하지 못하였다. 프랑스 천문학자인 니콜라클로드 파브리 드 페이레스크가 1610년 처음으로 오리온 성운을 발견하였다.

윌리엄 허셜은 1774년 오리온 성운을 관측하고는, "형태를 지니지 않은 타는 듯한 안개, 미래 태양의 무질서한 물질"이라고 묘사하였다.

물리학자들은 1920년대에 원자와 이온에서 전자가 높은 밀도의 가스에서는 충돌에 의해 쉽게 되어가라앉는 반면, 매우 낮은 밀도에서는, 준안정 에너지 준위에 오래 남아 있을 수 있다는 사실을 발견하였다. 이 분광선은 매우 낮은 밀도의 가스에서만 발견되며, 금지선이라고 불린다. 즉 이러한 선의 관찰은 성운이 극도로 희미한 가스로 구성되어 있다는 것을 나타낸다.

20세기에, 전리수소영역이 뜨겁고 밝은 항성들을 품고 있는 경우가 많다는 것이 알려졌다. 플레이아데스 성단은 스스로가 형성되었던 장소인 H II 영역을 '날려버린' 성단의 예이며, 반사성운의 흔적만이 남아있다.

## 기원과 수명
전리수소영역의 이전 과정은 거대분자운(GMC)이다. 거대분자운은 대부분 수소 분자로 구성된, 매우 차갑고(10–20&nbsp;K) 밀도가 높은 구름이다.

거대분자운에서 별이 태어남에 따라, 그 주변의 가스는 이온화 될 정도로 뜨거워진다.

전리수소영역의 수명은 수백만 년 수준이다. 또한 대부분의 가스를 날려버리는 데 기여하는 초대형 별의 초신성 폭발과 같은 사건은 1-2백만 년에 한 번 꼴로 일어난다.

## 전리수소영역 내부의 항성 형성
전리수소영역에서의 실질적인 별의 생성 과정은 주변의 밀집된 가스 혹은 먼지구름에 가려져 보이지 않는다. 복사압이 이른바 이러한 ''고치''를 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.

전리수소영역은 이렇게 별이 태어나는 장소일 뿐만 아니라 또한 행성계를 가지고 있다는 증거도 있다. 허블 망원경은 오리온 성운 내부에서 수백 개의 원시행성계원반을 발견했다. 우리 태양계와 같은 행성계를 만들 수 있는 양보다 몇 배나 많은 물질을 가지고 있는 것으로 생각된다.

## 특징

### 물리적 특징
전리수소영역의 물리적 특징은 각각의 전리수소영역들마다 다양하다. 크기에 있어서는 지름 1 광년 혹은 그 이하의 이른바 ''매우 작은'' 영역으로부터 수백 광년 이상의 거대한 영역까지도 있다.

전리수소영역은 그 크기에 따라 수천 개의 별들을 품고 있다. 그렇기에 전리수소영역은 이온화 광자의 광원이 하나 뿐(중심의 백색왜성)인 행성상성운보다 이해하기가 어렵다. 전리수소영역의 온도는 일반적으로 10,000 K 정도이다.

화학적으로 전리수소영역은 약 90% 정도가 수소이다. 656.3 nm의 수소 방출선은 전리수소영역이 특징적인 붉은 색을 가지게 한다. 나머지의 대부분은 헬륨이 차지하며, 무거운 원소 역시 미량으로 존재한다. 은하를 통틀어, 전리수소영역의 금속성은 은하 중심에서 멀어질수록 감소한다. 이는 은하가 생겨난 이래로 항성 형성은 보다 밀집된 중앙부에서 자주 일어났으며, 이러한 과정을 통해 핵합성의 결과물로 성간매질에 금속의 양이 풍부해졌기 때문이다.

### 개수와 분포
전리수소영역은 우리은하와 같은 나선은하나 불규칙은하에서만 발견되며, 타원은하에서 발견된 적은 없다. 불규칙 은하에서는, 전 은하에 걸쳐서 발견되기도 하지만, 나선 은하에서는 나선팔에서만 발견된다. 거대한 나선 은하는 수천 개의 전리수소영역을 가지기도 한다.

타원은하에서 전리수소영역이 발견되지 않는 이유는 타원 은하는 은하합병을 통해 구성된다고 생각되기 때문이다.

21세기에 이루어진 관측에서는 은하 외부에서도 소수의 전리수소영역이 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.

### 형태학
전리수소영역은 그 크기가 매우 다양하다. 전리수소영역은 대개 덩어리져 있으며 모든 척도에서 균질하다. 분해가 되지 않는 전리수소영역의 경우, 스펙트럼을 라플라스 역변환해서 공간구조에 대한 정보를 얻어낼 수 있다.

## 유명한 전리수소영역
주목할 만한 전리수소영역으로는 오리온 성운, 용골자리 성운, NGC 7822 등이 있다.

우리은하의 위성은하인 대마젤란 은하는 거대한 전리수소영역인 독거미 성운을 품고 있다. 독거미 성운의 크기는 약 200 파섹(650 광년)으로, 국부은하군에서 질량이 가장 크고 크기는 두 번째로 큰 전리수소영역이다.

삼각형자리 은하에는 또다른 거대 전리수소영역 NGC 604가 있다. 지구에서 약 817 킬로파섹(2.66 광년) 떨어져 있으며, 크기는 대략 240 × 250 파섹(800 × 830 광년)이다. NGC 604는 국부은하군에서 독거미 성운 다음으로 질량이 큰 전리수소영역인데, 크기는 이쪽이 조금 더 커서 국부은하군 제일이다. 약 200개 내외의 뜨거운 OB성과 볼프-레이에별들을 품고 있으며, 그 결과 뜨거워진 가스가 엑스선을 방출한다. NGC 604의 질량은 태양의 6천 배 정도이다.

## 전리수소영역에 관한 현재의 연구 동향
전리수소영역의 원소 존재비를 측정하는 것은 행성상성운과 마찬가지로 다소 불확실하다.

전리수소영역 내부에서 질량이 큰 별이 형성되는 상세한 기작은 아직 확실하지 않다. 이 분야의 연구를 방해하는 것은 크게 두 가지 큰 문제가 있는데, 우선 큰 전리수소영역까지의 거리가 너무 멀다. 가장 가까운 전리수소영역인 캘리포니아 성운은 지구에서 300 파섹 떨어져 있고,