{{위키데이터 속성 추적}}
{{알찬 글}}
[[파일:Nursery of New Stars - GPN-2000-000972.jpg|섬네일|300px|[[삼각형자리 은하]]에 있는 커다란 H II 영역인 [[NGC 604]]]]
'''전리수소영역'''(電離水素領域), 또는 '''H II 영역'''({{lang|en|H II region|에이치 투 리전}}, {{문화어|에이치이영역}})은 [[발광성운]]의 일종으로, 부분적으로 이온화된 [[기체]]로 이루어진, 거대하고 밀도가 낮은 구름이다. 전리수소영역의 내부에서는 [[항성 형성]]이 진행되고 있다. 이 영역 안에서 만들어진 [[OB성|수명이 짧은 청색 별들]]이 어마어마한 양의 [[자외선]]을 방출해 주위의 기체를 이온화시킨다. 전리수소영역의 크기는 수백 [[광년]]에 달하며, [[분자운|거대 분자운]]과 함께 있는 경우가 흔하다. 최초로 발견된 전리수소영역은 [[오리온성운]]으로, [[1610년]] [[프랑스]]의 [[니콜라클로드 파브리 드 페이레스크]]가 발견했다.

전리수소영역을 일컫는 다른 이름인 "H II 영역"에서 H II란 [[이온]]화된 [[수소]] [[원자]](H)를 말한다([[중성수소영역|H I 영역]]은 중성 수소 원자로 이루어져 있고, H<sub>2</sub>는 수소 [[분자]]이다). 전리수소영역의 모양은 매우 다양한데, 이는 영역 속에 들어있는 항성 및 기체의 분포가 불규칙하기 때문이다. 투박한 덩어리 모양이나 섬유 모양을 한 것도 있고, [[말머리 성운]]처럼 기이한 모양을 나타내는 것도 있다. 전리수소영역에서는 수백만 년에 걸쳐 수천 개의 별들이 태어난다. 최종적으로는 그 별들 중 가장 무거운 것들이 [[초신성]] 폭발을 일으키거나 [[항성풍]]을 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 [[불규칙은하]]들은 많은 전리수소영역을 가지고 있으나, [[타원은하]]들은 대부분 전리수소영역이 전혀 없다. [[우리은하]]를 비롯한 나선은하들은 전리수소영역이 [[나선팔]]에 집중적으로 분포하는 한편, 불규칙은하에서는 무질서하게 분포한다. 일부 은하는 수만 개 이상의 별을 품고 있는 거대한 전리수소영역을 가지고 있는데, 대표적인 예로는 [[대마젤란 은하]]의 [[타란툴라성운]]과 [[삼각형자리 은하]]의 [[NGC 604]]가 있다.

== 관측의 역사 ==
[[파일:Eagle nebula pillars.jpg|섬네일|left|250px|[[독수리 성운]]내부의 어두운 별 형성 영역]]

일부 극히 밝은 전리수소영역은 [[육안]]으로도 보인다. 하지만, [[17세기]] 초, [[망원경]]이 도입되기 이전에 발견된 것은 없는 것으로 판단된다. 심지어 [[갈릴레오 갈릴레이|갈릴레이]]는 [[오리온 성운]] 내부의 [[성단]]은 발견하였으면서도, [[오리온 성운]] 자체는 발견하지 못하였다. 프랑스 천문학자인 [[니콜라클로드 파브리 드 페이레스크]]가 [[1610년]] 처음으로 오리온 성운을 발견하였다.<ref name="Harrison">{{저널 인용|title=The Orion Nebula—where in History is it |year=1984 |last=Harrison |first=T.G. |journal=Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society |bibcode=1984QJRAS..25...65H |volume=25 |pages=65–79}}</ref> 그 후로 [[우리 은하]]와 다른 은하에 있는 많은 수의 전리수소영역이 발견되었다.<ref name="Anderson2009" />

[[윌리엄 허셜]]은 [[1774년]] 오리온 성운을 관측하고는, "형태를 지니지 않은 타는 듯한 안개, 미래 태양의 무질서한 물질"이라고 묘사하였다.<ref name="Glyn">{{서적 인용|이탤릭체=예|first=Kenneth Glyn |last= Jones |title=Messier's nebulae and star clusters |year=1991 |publisher=Cambridge University Press |page=157 |url=http://books.google.com/?id=SLEzPBn1i2gC&pg=PA157 |isbn=978-0-521-37079-0}}</ref> 백년이 더 지나고 [[윌리엄 허긴스]]가 [[분광기]]로 여러 성운을 관측하고 나서야 이 가정이 옳다는 것이 증명되었다. [[안드로메다 은하|안드로메다 성운]]과 같은 일부의 성운은 [[항성]]과 매우 유사한 [[스펙트럼]]을 보이는데, 이는 이것이 성운이 아니라 수없이 많은 개개의 항성으로 구성된 [[은하]]이기 때문이라는 것이 드러났다. 하지만 흡수선이 있는 강한 연속 스펙트럼을 보이는 이러한 종류의 성운과는 달리, 오리온 성운을 포함한 많은 다른 성운의 스펙트럼은 몇 개의 [[방출선]]을 내보일 뿐이다.<ref name="Huggins">{{저널 인용|이탤릭체=예|last=Huggins |first=W. |author2=Miller, W.A. |year=1864 |title=On the Spectra of some of the Nebulae |journal=Philosophical Transactions of the Royal Society of London |bibcode=1864RSPT..154..437H |volume=154 |pages=437–444 |doi=10.1098/rstl.1864.0013}}</ref> [[행성상성운]]의 방출선 가운데 가장 밝은 것의 [[파장]]은 500.7 [[1 E-9 m|nm]]로, 이제까지 알려진 어떠한 [[화학 원소|원소]]의 방출선과도 일치하지 않는다. 초기에 이 선은 미지의 원소, 즉 [[네불륨]]이라고 이름 붙여진 원소에 의한 것이라는 가정이 있었으며, 이러한 가정은 [[1868년]] [[태양]]의 [[스펙트럼]] 분석을 통해 [[헬륨]]을 발견한 것과 같은 맥락이었다.<ref name="Tennyson">{{서적 인용|이탤릭체=예|last=Tennyson |first=Jonathan |title=Astronomical spectroscopy: an introduction to the atomic and molecular physics of astronomical spectra |year=2005 |publisher=Imperial College Press |pages=99–102 |isbn=978-1-86094-513-7}}</ref> 하지만, 헬륨이 태양의 스펙트럼에서의 관측에 이어 지구상에서도 추출된 것에 반해 네불륨은 발견되지 않았다. [[20세기]] 초반에 [[헨리 노리스 러셀]]은 이러한 500.7 nm의 방출선은 새로운 원소 때문이 아니라 이미 알려진 원소가 다른 상태에 놓여있을 때 발생하는 방출선이라는 가정을 했다.<ref name="Russell">{{서적 인용|이탤릭체=예|last=Russell |first=H.N. |author2=Dugan, R.S. |author3=Stewart, J.Q |title= Astronomy II Astrophysics and Stellar Astronomy |page=837 |year=1927 |publisher=Ginn & Co. |location=Boston}}</ref>

[[파일:Orion Nebula - Hubble 2006 mosaic 18000.jpg|섬네일|right|[[오리온 성운]]]]
물리학자들은 1920년대에 [[원자]]와 [[이온]]에서 [[전자]]가 높은 밀도의 가스에서는 충돌에 의해 쉽게 되어가라앉는 반면, 매우 낮은 [[밀도]]에서는, 준안정 [[에너지 준위]]에 오래 남아 있을 수 있다는 사실을 발견하였다.<ref name="Bowen">{{저널 인용|이탤릭체=예|last=Bowen |first=I.S. |year=1928 |title=The origin of the nebular lines and the structure of the planetary nebulae |journal= Astrophysical Journal |volume=67 |pages=1–15 |doi=10.1086/143091 |bibcode=1928ApJ....67....1B}}</ref> 산소의 이러한 준위에서의 [[천이]]는 500.7&nbsp;nm 선을 발생시킨다.<ref name="ODell2001" /> 이 [[분광선]]은 매우 낮은 밀도의 가스에서만 발견되며, [[금지선]]이라고 불린다. 즉 이러한 선의 관찰은 성운이 극도로 희미한 가스로 구성되어 있다는 것을 나타낸다.

[[20세기]]에, 전리수소영역이 [[OB성|뜨겁고 밝은 항성들]]을 품고 있는 경우가 많다는 것이 알려졌다.<ref name="ODell2001" /> 이러한 별들은 [[태양]]에 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.<ref name="ODell2001" /> 수 백 만년동안, [[성단]]이 H II 영역으로부터 생겨났으며, 뜨겁고 젊은 별로부터의 [[복사압]]으로 인해 성운은 흩어진다.<ref name="Pudritz2002" /> [[플레이아데스 성단]]은 스스로가 형성되었던 장소인 H II 영역을 '날려버린' 성단의 예이며, [[반사성운]]의 흔적만이 남아있다.

== 기원과 수명 ==
[[파일:Tarantula nebula detail.jpg|섬네일|right|250px|[[독거미 성운]]의 일부분. [[대마젤란 은하]]에 있는 거대한 H II 영역이다.]]

전리수소영역의 이전 과정은 [[거대분자운]](GMC)이다. 거대분자운은 대부분 수소 분자로 구성된, 매우 차갑고(10–20&nbsp;[[켈빈|K]]) 밀도가 높은 구름이다.<ref name="Anderson2009">{{저널 인용|last=Anderson |first=L.D. |author2=Bania, T.M. |author3=Jackson, J.M. et al.  |year=2009 |title=The molecular properties of galactic HII regions |journal=The Astrophysical Journal Supplement Series |volume=181 |issue=1 |pages=255–271 |doi=10.1088/0067-0049/181/1/255 |bibcode=2009ApJS..181..255A|arxiv = 0810.3685 |이탤릭체=예}}</ref> 거대분자운은 오랜 기간 동안 안정상태로 존재할 수 있지만, [[초신성]]의 [[충격파]], 구름 사이의 충돌, 자기적 상호작용은 구름의 일부에서 붕괴를 유도한다. 이러한 사건이 발생하면, 구름의 붕괴와 분할 과정을 통해, 별이 태어난다(보다 자세한 설명은 [[항성진화]]를 참조하기 바란다).<ref name="Pudritz2002">{{저널 인용|last=Pudritz |first=Ralph E. |title=Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses |journal=Science |volume=295 |pages=68–75 |year=2002 |doi=10.1126/science.1068298 |url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/295/5552/68 |pmid=11778037 |issue=5552|bibcode = 2002Sci...295...68P }}</ref>

거대분자운에서 별이 태어남에 따라, 그 주변의 가스는 [[이온화]] 될 정도로 뜨거워진다.<ref name="Anderson2009" /> 이온화 된 [[복사장]]이 형성됨과 동시에, 고에너지 [[광자]]들이 [[이온화전선]]([[전리전선]])을 구성하며, 이는 주변의 가스를 [[초음속]]의 속도로 훑고 지나간다. 근원지로부터 거리가 멀어질수록 이온화전선의 속도는 느려지며, 반면 새로이 이온화 된 가스는 압력에 의해 팽창한다. 마침내 이온화전선은 [[아음속]]의 속도에 이르며, 성운이 팽창함에 따라 유발되는 충격전선에 따라잡힌다. 즉, 전리수소영역이 형성되는 것이다.<ref name="Franco1990">{{저널 인용|last=Franco |first = J. |author2=Tenorio-Tagle, G. |author3=Bodenheimer, P.  |year=1990 |title=On the formation and expansion of H&nbsp;II regions |journal=Astrophysical Journal |volume= 349 |pages=126–140 |doi=10.1086/168300 |bibcode=1990ApJ...349..126F}}</ref>

전리수소영역의 수명은 수백만 년 수준이다.<ref name="popIII_HII">{{저널 인용|이탤릭체=예|author=Alvarez, M.A.; Bromm, V.; Shapiro, P.R. |year = 2006 |title=The H II Region of the First Star |journal=Astrophysical Journal |volume=639 |issue=2 |pages=621–632 |doi=10.1086/499578 |bibcode=2006ApJ...639..621A|arxiv = astro-ph/0507684 }}</ref> 뜨겁고 젊은 별로부터의 [[복사압]]은 결국에는 대부분의 가스를 멀리 흩뜨려버린다. 사실, 이러한 전 과정은 매우 비효율적으로 일어나는데, 즉 전리수소영역의 10%의 가스만이 나머지의 가스가 흩어지기 전에 별 형성에 기여한다.<ref name="Pudritz2002" /> 또한 대부분의 가스를 날려버리는 데 기여하는 초대형 별의 초신성 폭발과 같은 사건은 1-2백만 년에 한 번 꼴로 일어난다.

== 전리수소영역 내부의 항성 형성 ==
[[파일:Bok globules in IC2944.jpg|섬네일|250px|left|전리수소영역 [[IC 2944]]에 있는 [[보크 구상체]]]]

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 구상체]]라고 한다. 이는 [[1940년]]대 그러한 어두운 부분에서 별이 생겨난다고 주장한 천문학자 [[바트 보크]]의 이름을 딴 것이다.<ref name="Bok">{{저널 인용|last=Bok |first=Bart J. |author2=Reilly, Edith F. |title=Small Dark Nebulae |year=1947 |journal=Astrophysical Journal |volume=105 |pages=255–257 |doi=10.1086/144901 |bibcode=1947ApJ...105..255B|이탤릭체=예}}</ref> 보크의 가설은 1990년에 옳다는 것이 증명되었다.<ref name="Bok globule">{{저널 인용|이탤릭체=예|last=Yun |first=J.L. |author2=Clemens, D.P. |year=1990 |title=Star formation in small globules&nbsp;– Bart Bok was correct |journal=Astrophysical Journal |volume=365 |pages=73–76 |doi=10.1086/185891 |bibcode=1990ApJ...365L..73Y}}</ref> 뜨겁고 젊은 별은 복사를 통해 보크 구상체를 소멸시킨다. 그리고 구상체를 소멸시키는 빛은 전리수소영역을 발광시키는 빛과 같은 것이다. 즉 전리수소영역을 형성하는 별들은 별들의 요람을 깨뜨리는 역할을 한다. 한편 근처에서 [[초신성]]이 폭발하거나 하면 초신성의 복사압 및 충격파가 구상체를 짜부라뜨려 밀도를 증가시키고 대규모의 항성생성을 촉발시킬 수도 있다.<ref name="stahler">{{서적 인용|이탤릭체=예| title = The Formation of Stars | publisher = Wiley VCH | year = 2004 | doi = 10.1002/9783527618675 | isbn = 978-3-527-61867-5 | author = Stahler, S.; Palla, F.}}</ref>

전리수소영역은 이렇게 별이 태어나는 장소일 뿐만 아니라 또한 행성계를 가지고 있다는 증거도 있다. [[허블 망원경]]은 [[오리온 성운]] 내부에서 수백 개의 원시행성계원반을 발견했다.<ref name="Ricci">{{저널 인용|이탤릭체=예|title= The Hubble Space Telescope/advanced Camera for Surveys Atlas of Protoplanetary Disks in the Great Orion Nebula |last=Ricci |first= L. |coauthors= Robberto, M.; Soderblom, D. R. |year=2008 |journal= Astronomical Journal |volume=136 |issue=5 |pages=2136–2151 |doi=10.1088/0004-6256/136/5/2136 |bibcode= 2008AJ....136.2136R}}</ref> 오리온 성운 내의 젊은 항성 중 적어도 반은 가스나 먼지로 된 원반에 둘러싸여 있으며,<ref name="Odell1994">{{저널 인용|이탤릭체=예|last=O'dell |first=C. R. |author2=Wen, Zheng |title=Post refurbishment mission Hubble Space Telescope images of the core of the Orion Nebula: Proplyds, Herbig-Haro objects, and measurements of a circumstellar disk | year=1994 |journal=Astrophysical Journal |volume=436 |issue=1 |pages=194–202 |doi=10.1086/174892 |bibcode=1994ApJ...436..194O}}</ref> 우리 태양계와 같은 행성계를 만들 수 있는 양보다 몇 배나 많은 물질을 가지고 있는 것으로 생각된다.

== 특징 ==
=== 물리적 특징 ===
[[파일:Messier 17 ESO.jpg|섬네일|[[메시에 17]]은 궁수자리에 있는 전리수소영역이다.]]
전리수소영역의 물리적 특징은 각각의 전리수소영역들마다 다양하다. 크기에 있어서는 지름 1 [[광년]] 혹은 그 이하의 이른바 ''매우 작은'' 영역으로부터 수백 광년 이상의 거대한 영역까지도 있다.<ref name=Anderson2009/> 전리수소영역의 크기는 소위 [[스트룀그렌 반경]]이라는 것으로 기술되며, 이온화 광자를 방출하는 광원의 밝기와 전리수소영역의 밀도에 의해 결정된다. 전리수소영역의 밀도는 cm<sup>3</sup>당 수백만 개의 입자 수준에서부터 cm<sup>3</sup>당 몇 입자 정도까지 많은 차이를 보인다. 전리수소영역에는 크기의 차이에 따라 수천개의 별도 있을 수 있다. 여기서 전리수소영역의 질량이 100 ~ 100<sup>5</sup> [[태양질량]] 사이일 것이라는 것이 시사된다.<ref name="Flynn" />

전리수소영역은 그 크기에 따라 수천 개의 별들을 품고 있다. 그렇기에 전리수소영역은 이온화 광자의 광원이 하나 뿐(중심의 백색왜성)인 [[행성상성운]]보다 이해하기가 어렵다. 전리수소영역의 온도는 일반적으로 10,000 [[켈빈|K]] 정도이다.<ref name="Anderson2009" /> 영역을 이루는 입자들은 대부분 이온화되었으며, 이온화 된 가스 [[플라스마]]는 수십 [[가우스 (단위)|마이크로가우스]]정도의 [[자기장]]을 지닐 수 있다.<ref>{{저널 인용|이탤릭체=예|last=Heiles |first=C. |author2=Chu, Y.-H. |author3=Troland, T.H.  |year=1981 |title=Magnetic field strengths in the H II regions S117, S119, and S264 |journal=Astrophysical Journal Letters |volume=247 |pages=L77–L80 |doi=10.1086/183593 |bibcode=1981ApJ...247L..77H}}</ref> 전리수소영역 내부의 전하가 이온화된 가스 사이를 약하기 움직이면서 발생하기에, 전리수소영역은 [[전기장]]도 가지고 있을 수 있다.<ref>{{저널 인용|이탤릭체=예 |last=Carlqvist |first=P |author2=Kristen, H. |author3=Gahm, G.F.  |year=1998 |title=Helical structures in a Rosette elephant trunk |journal=Astronomy and Astrophysics |bibcode=1998A&A...332L...5C |volume=332 |pages=L5–L8 }}</ref> 또한 전리수소영역은 동일한 GMC에서 형성된 차가운 [[분자운]]과 함께 있는 경우가 많다.<ref name="Anderson2009" />

화학적으로 전리수소영역은 약 90% 정도가 [[수소]]이다. 656.3 nm의 수소 방출선은 전리수소영역이 특징적인 붉은 색을 가지게 한다. 나머지의 대부분은 [[헬륨]]이 차지하며, 무거운 원소 역시 미량으로 존재한다. 은하를 통틀어, 전리수소영역의 [[금속성]]은 은하 중심에서 멀어질수록 감소한다.<ref>{{저널 인용|last=Shaver |first=P. A. |author2=McGee, R. X. |author3=Newton, L. M. |author4=Danks, A. C. |author5= Pottasch, S. R.  |title=The galactic abundance gradient |year=1983 |journal=MNRAS |bibcode=1983MNRAS.204...53S |volume=204 |pages=53–112 |이탤릭체=예}}</ref> 이는 은하가 생겨난 이래로 항성 형성은 보다 밀집된 중앙부에서 자주 일어났으며, 이러한 과정을 통해 [[핵합성]]의 결과물로 [[성간매질]]에 금속의 양이 풍부해졌기 때문이다.

[[파일:Whirpool Galaxy.jpg|섬네일|right|[[소용돌이 은하]]의 나선팔에 전리수소영역이 도드라져 보인다.]]

=== 개수와 분포 ===
전리수소영역은 [[우리은하]]와 같은 [[나선은하]]나 [[불규칙은하]]에서만 발견되며, [[타원은하]]에서 발견된 적은 없다. 불규칙 은하에서는, 전 은하에 걸쳐서 발견되기도 하지만, 나선 은하에서는 나선팔에서만 발견된다. 거대한 나선 은하는 수천 개의 전리수소영역을 가지기도 한다.<ref name="Flynn">{{웹 인용 |last=Flynn |first=Chris |title=Lecture 4B: Radiation case studies (HII regions) |url=http://www.astro.utu.fi/~cflynn/astroII/l4B.html |accessdate=2009-05-14 |year=2005 |보존url=https://www.webcitation.org/6S02z7OSz?url=http://www.astro.utu.fi/~cflynn/astroII/l4B.html |보존날짜=2014-08-21 |url-status=dead }}</ref>

타원은하에서 전리수소영역이 발견되지 않는 이유는 타원 은하는 은하합병을 통해 구성된다고 생각되기 때문이다.<ref name="Hau2008">{{저널 인용|last=Hau |first=George K. T. |author2=Bower, Richard G. |author3=Kilborn, Virginia et al.  |title=Is NGC 3108 transforming itself from an early- to late-type galaxy&nbsp;– an astronomical hermaphrodite? |year=2008 |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=385 |issue=4 |pages=1965–72 |doi=10.1111/j.1365-2966.2007.12740.x |bibcode=2008MNRAS.385.1965H|arxiv = 0711.3232 }}</ref> [[은하단]]에서 그러한 은하합병은 빈번히 일어난다. 은하가 충돌할 때, 각각의 별은 거의 충돌하지 않지만, 합병하는 은하 내부의 [[거대분자운]]이나 전리수소영역은 요동친다.<ref name="Hau2008" /> 이러한 상태에서는, 아주 많은 별이 폭발적으로 형성되기 시작하며, 너무나도 빠르게 일어나서, 일반적으로 10% 이하의 가스가 별로 변하는 것에 비해서 훨씬 많은 변환이 일어난다. 폭발적이고 빠른 별 형성이 일어나는 은하는 [[폭발적 항성생성은하]]라고 한다. 합병 후의 [[타원은하]]는 매우 낮은 가스를 가지며, 즉 전리수소영역은 더 이상 존재하지 않는다.<ref name="Hau2008" />

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.<ref>{{서적 인용|이탤릭체=예|last=Oosterloo |first=T. |last2=Morganti |first2=R. |last3=Sadler |first3=E. M. |last4=Ferguson |first4=A. |last5=van der Hulst |first5=J.M. |last6=Jerjen |first6=H. |year=2004 |editors=P.-A. Duc, J. Braine, and E. Brinks|chapter=Tidal Remnants and Intergalactic HII Regions |title=International Astronomical Union  Symposium |volume=217 |publisher=Astronomical Society of the Pacific |arxiv=astro-ph/0310632 |bibcode=2004IAUS..217..486O}}</ref>

=== 형태학 ===
{{참고|스트룀그렌구}}
전리수소영역은 그 크기가 매우 다양하다. 전리수소영역은 대개 덩어리져 있으며 모든 척도에서 균질하다.<ref name="Anderson2009" /> 전리수소영역이 품고 있는 각각의 별들은 자기 주위의 대략적으로 구체 모양의 영역을 이온화시키고, 이 구체를 [[스트룀그렌구]]라고 한다. 복수의 별들이 만드는 각각의 스트룀그렌구가 하나로 합쳐지거나, 전리수소영역 자체의 팽창으로 인해 급격한 밀도 기울기가 형성되면 복잡한 모양이 만들어진다.<ref name="Townsley" /> 근처의 초신성이 폭발해도 전리수소영역의 모양이 변할 수 있다. 어떤 경우 전리수소영역 속에서 거대한 [[성단]]이 형성되면 그 주위는 텅 빈 공간이 생기기도 하는데, [[삼각형자리 은하]]의 거대 전리수소영역 [[NGC 604]]가 이런 경우에 속한다.<ref name="Tullmann" /> [[분해능|분해]]가 되지 않는 전리수소영역의 경우, 스펙트럼을 [[라플라스 역변환]]해서 공간구조에 대한 정보(중심에서의 거리에 따른 [[전자밀도]], 덩어리진 정도 등)를 얻어낼 수 있다.

== 유명한 전리수소영역 ==
[[파일:Trapezium cluster optical and infrared comparison.jpg|섬네일|right|400px|[[오리온 성운]]을 가시광선(왼쪽), 적외선(오른쪽)으로 찍은 사진. 적외선으로 찍으면 먼지와 가스에 가려진 별이 드러난다.]]
주목할 만한 전리수소영역으로는 [[오리온 성운]], [[용골자리 성운]], [[NGC 7822]] 등이 있다.<ref name="majaess2008">{{저널 인용|last=Majaess|first=D. J.|author2=Turner, D. |author3=Lane, D. |이탤릭체=예|author4= Moncrieff, K. |year=2008|title=The Exciting Star of the Berkeley 59/Cepheus OB4 Complex and Other Chance Variable Star Discoveries|journal=The Journal of the American Association of Variable Star Observers|bibcode=2008JAVSO..36...90M|volume=36|issue=1|page=90|arxiv = 0801.3749 }}</ref> 지구에서 약 500 파섹(1,500 광년) 떨어진 오리온 성운은 [[오리온자리 분자운 복합체]](OMC)의 일부이다. 만일 OMC가 가시광선 대역에서 보인다면 [[오리온자리]]를 거의 다 덮을 것이다.<ref name="ODell2001" /> [[말머리 성운]]과 [[바너드 루프]]도 OMC의 일부이다.<ref name=Horsehead>
* {{저널 인용|이탤릭체=예|last=Ward-Thompson|first=D.|author2=Nutter, D. |author3=Bontemps, S. et al. |title=SCUBA observations of the Horsehead nebula – what did the horse swallow?|year=2006|volume=369|issue=3|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|pages=1201–1210|doi=10.1111/j.1365-2966.2006.10356.x|bibcode=2006MNRAS.369.1201W|arxiv = astro-ph/0603604 }}
* {{저널 인용|이탤릭체=예|last=Heiles|first=Carl|author2=Haffner, L. M. |author3=Reynolds, R. J. |author4= Tufte, S. L. |title=Physical conditions, grain temperatures, and enhanced very small grains in  Barnard's loop|year=2000|volume=536|issue=1|journal=The Astrophysical Journal|pages=335–|doi=10.1086/308935|bibcode=2000ApJ...536..335H|arxiv = astro-ph/0001024 }}</ref> 오리온 성운은 사실 OMC의 일부인 OMC-1 분자운의 바깥쪽 경계의 가스 일부가 이온화되어서 발광하는 얇은 층이다. 오리온 성운을 발광시키는 광원은 [[사다리꼴 성단]]과 [[오리온자리 세타1 C]]이다.<ref name="ODell2001">{{저널 인용|이탤릭체=예|last=O'Dell |first=C.R. |title=The Orion Nebula and its associated population |journal=Annual Review Astronomy and Astrophysics |year=2001 |volume=39 |issue=1 |pages=99–136 |url=http://astro.if.ufrgs.br/evol/bib/odell.pdf |format=PDF |doi=10.1146/annurev.astro.39.1.99|bibcode = 2001ARA&A..39...99O }}</ref>

[[우리은하]]의 위성은하인 [[대마젤란 은하]]는 거대한 전리수소영역인 [[독거미 성운]]을 품고 있다. 독거미 성운의 크기는 약 200 파섹(650 광년)으로, [[국부은하군]]에서 질량이 가장 크고 크기는 두 번째로 큰 전리수소영역이다.<ref name="Lebouteiller">{{저널 인용|이탤릭체=예 |last=Lebouteiller |first=V. |coauthors=Bernard-Salas, J.; Plucinsky, Brandl B. et al. |title=Chemical composition and mixing in giant HII regions: NGC 3603, Doradus 30, and N66 |journal=The Astrophysical Journal |year=2008 |volume=680 |issue=1 |pages=398–419 |doi=10.1086/587503 |bibcode=2008ApJ...680..398L|arxiv = 0710.4549 }}</ref> 독거미 성운은 오리온 성운보다 훨씬 큰 만큼 수천 개의 별들을 만들어내고 있으며, 그 중에는 질량이 태양의 100배가 넘어가는 [[OB성]], [[볼프-레이에별]] 등도 있다. 만약 독거미 성운이 오리온 성운만큼 지구에 가까웠다면, 밤하늘에 보름달처럼 빛났을 것이다. 1987년에는 독거미 성운의 가장자리에서 초신성 [[SN 1987A]]이 폭발했다.<ref name="Townsley">{{저널 인용|이탤릭체=예|last=Townsley |first=Leisa K. |coauthors= Broos, Patrick S.; Feigelson, Eric D. et al. |title=A Chandra ACIS Study of 30 Doradus. I. Superbubbles and Supernova Remnants |journal=The Astronomical Journal |year=2008 |volume=131 |issue=4 |pages=2140–2163 |doi=10.1086/500532 |bibcode=2006AJ....131.2140T|arxiv = astro-ph/0601105 }}</ref>

[[삼각형자리 은하]]에는 또다른 거대 전리수소영역 [[NGC 604]]가 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 [[엑스선]]을 방출한다. NGC 604의 질량은 태양의 6천 배 정도이다.<ref name="Tullmann">{{저널 인용|이탤릭체=예|last=Tullmann |first=Ralph |coauthors=Gaetz, Terrance J.; Plucinsky, Paul P. et al. |title=The chandra ACIS survey of M33 (ChASeM33): investigating the hot ionized medium in NGC 604 |journal=The Astrophysical Journal |year=2008 |volume=685 |issue=2 |pages=919–932 |doi=10.1086/591019 |bibcode=2008ApJ...685..919T|arxiv = 0806.1527 }}</ref>

== 전리수소영역에 관한 현재의 연구 동향 ==
[[파일:Ssc2005-02a.jpg|섬네일|right|338px|다양한 [[파장]]에서 관측한 [[삼렬 성운]].]]
전리수소영역의 원소 존재비를 측정하는 것은 [[행성상성운]]과 마찬가지로 다소 불확실하다.<ref name="Tsamis" /> 성운의 금속(여기서 금속이란 수소와 헬륨보다 무거운 모든 원소)의 존재비를 알아내는 방법은 두 가지가 있는데, 두 방법으로 각각 얻어낸 결과 사이에 큰 차이가 존재하는 경우가 잦다.<ref name="Lebouteiller" /> 어떤 천문학자들은 이것이 전리수소영역 내부에 작은 온도 요동이 존재하기 때문이라고 설명하고, 다른 천문학자들은 차이가 너무 크기 때문에 온도 효과로 설명이 불가능하다고 주장하면서 수소가 거의 없는 차가운 덩어리가 존재하기 때문이라는 가설을 제시한다.<ref name="Tsamis">{{저널 인용|이탤릭체=예|last=Tsamis |first=Y.G. |author2=Barlow, M.J. |author3=Liu, X-W. et al.  |year=2003 |title=Heavy elements in Galactic and Magellanic Cloud H&nbsp;II regions: recombination-line versus forbidden-line abundances |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=338 |issue=3 |pages=687–710 |doi=10.1046/j.1365-8711.2003.06081.x |bibcode=2003MNRAS.338..687T|arxiv = astro-ph/0209534 }}</ref>

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 성운]]은 지구에서 300 파섹(1,000 광년) 떨어져 있고,<ref name=Straizys>{{저널 인용|이탤릭체=예|last=Straizys|first=V.|author2=Cernis, K. |author3=Bartasiute, S. |year=2001 |title=Interstellar extinction in the California Nebula region |journal=Astronomy & Astrophysics |volume=374 |issue=1 |pages=288–293 |doi=10.1051/0004-6361:20010689 |bibcode=2001A&A...374..288S}}</ref> 다른 전리수소영역들은 그것의 몇 배씩 더 멀리 떨어져 있다. 그리고 두 번째로 항성의 형성 과정이 먼지에 의해 가려져 [[가시광선|가시광]]으로는 관측이 불가능하다. [[전파]]와 [[적외선]]은 먼지 너머를 볼 수 있지만, 항성 형성 극초기의 별들은 이 파장에서 에너지를 별로 내지 않는다.<ref name=Horsehead/>

== 같이 보기 ==
* [[발광성운]]
* [[반사성운]]
* [[행성상성운]]
* [[원시행성상성운]]
* [[중성수소영역]]
* [[천체]]
* [[천체분광학]]
* [[성간매질]]

== 각주 ==
{{각주|2}}

== 외부 링크 ==
{{위키공용분류}}
* [http://hubblesite.org/gallery/showcase/nebulae/index.shtml H II 영역 및 성운의 허블 망원경 영상]
* [https://web.archive.org/web/20050204054433/http://www.seds.org/messier/diffuse.html SEDS에 있는 정보]
* [http://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/HII.html David Darling의 백과사전 항목]
* [http://cfa-www.harvard.edu/~agoodman/hii.html 하버드 대학교 천문학 강의 노트 - H II 영역]

{{성운}}
{{전거 통제}}

[[분류:전리수소영역| ]]
[[분류:전리]]
[[분류:발광성운]]
[[분류:천체]]