H II 지역 천문학

확산 성운 또는 방출 성운 이라고도하는 H II 영역 은 이온화 된 수소 원자로 구성된 성간 물질입니다. 방출 성운에서 수소 이온화 및 가열을 담당하는 에너지는 표면 온도가 20,000K를 초과하는 중심 별에서 비롯됩니다.이 구름의 밀도는 일반적으로 입방 cm 당 10에서 100,000 개의 입자입니다. 그들의 온도는 약 8,000K입니다.

분자 구름과 마찬가지로, H II 영역은 일반적으로 규칙적인 구조 또는 날카로운 경계가 거의 없습니다. 그들의 크기와 질량은 매우 다양합니다. 태양 주위에는 희미한 이온화 된 가스 영역과 비교적 시원한 별들이 있지만, 기존기구가있는 근처의 별에서는 볼 수 없습니다.

가장 큰 H II 지역 (은하계에서는 발생하지 않는 지역)은 500 광년이며 적어도 10 만 태양 질량의 이온화 가스를 포함합니다. 이 거대한 H II 지역은 하나의 별이 아닌 거대한 뜨거운 별들로 이루어져 있습니다. 은하 내의 전형적인 H II 영역은 직경이 약 30 광년이며, 세제곱 cm 당 약 10 원자의 평균 밀도를 갖는다. 그러한 구름의 질량은 수백 개의 태양 질량에 해당합니다. 육안으로 볼 수있는 유일한 H II 영역은 아름다운 오리온 성운입니다. 그것은 그리스 신화 사냥꾼의 이름을 따서 별자리에 위치하고 있으며 오리온의 검에서 중심적인 "별"으로 보인다. 전체 별자리는 희미한 방출 성운으로 둘러싸여 있으며, 훨씬 작은 오리온 성운을 자극하는 별이 아닌 오리온 벨트의 여러 별에 의해 구동됩니다. 각도 크기 측면에서 가장 큰 H II 영역은 호주 천문학 자 콜린 S. 껌이 발견 한 껌 성운입니다. 각 지름은 40 °이며 주로 두 개의 매우 뜨거운 별 (Zeta Puppis 및 Gamma Velorum)에 의해 이온화됩니다.

H II 영역의 고해상도 연구는 천체 물리학 연구를 즐겁게 만드는 놀라운 결과 중 하나를 보여줍니다. 가스에서 기대할 수있는 매끄러운 구조 대신, 미세한 발광 필라멘트 트레이스를 해결할 수있는 가장 작은 규모로 감지 할 수 있습니다. 오리온 성운에서 이것은 약 60 억 킬로미터 (40 억 마일), 또는 태양 주위의 명왕성 궤도의 반경에 관한 것입니다. 더 세밀한 세부 사항조차 거의 존재하지만 스펙트럼의 많은 부분이 밀도가 높은 결로 또는 매듭으로 모일 수 있으며 나머지 공간은 비교적 비어 있습니다. 구속되지 않은 가스는 약 200 년 동안 눈에 띄는 필라멘트들 사이의 진공 상태를 천문학적 순간으로 채울 것입니다. 성운 가스는 필라멘트들 사이의 백만도의 텐서 트 물질의 압력에 의해 팽창되지 않아야한다. 그러나 압력은 H II 영역의 가시적 인 "온난 한"(8,000 K) 가스의 압력과 비슷합니다. 따라서, 고온 물질의 밀도는 수백 배 더 낮으며, 이는 X- 선을 제외하고는 물질이 관찰되는 것을 효과적으로 방지한다. 은하계 평면 전체의 공간은 주로 초신성에 의해 생성되고 가열되는이 뜨거운 구성 요소로 채워져 있습니다.

H II 지역에서는 뜨거운 별이 흥미로운 별들의 별풍에서 발생합니다. 이 바람은 원래 그러한 별을 둘러싸고있는 밀도가 높고 시원한 가스에 큰 구멍이나 기포를 만듭니다. 기포 내부에서 방사상으로 흐르는 별풍은 방사상 운동이 열로 변환되는 전이를 통과합니다. 그런 다음 뜨거운 가스는 대부분의 캐비티를 채우고 (아마도 90 % 이상) 따뜻하고 비교적 밀도가 높은 H II 영역의 필라멘트를 분리하는 역할을합니다. 가시적 플라즈마의 응결 내에, 가스가 상당히 차갑고 (약 100K) 중온 소 구체가 있지만, 뜨겁고 따뜻한 재료와 거의 동일한 압력을 가질 정도로 밀도가 높습니다 (일반적으로 입방 cm 당 10,000 원자). 요컨대, H II 영역은 시각적 방사선이 제안하는 것보다 훨씬 더 복잡합니다.

H II 영역은 거의 항상 경계에 분자 구름이 동반됩니다. 예를 들어, 오리온 성운은 훨씬 더 큰 어두운 구름의 근처에있는 눈에 띄는 이온화 된 영역 일뿐입니다. H II 지역은 1656 년 네덜란드 천문학 자 크리스티 아안 휴이 겐 (Christiaan Huygens)에 의해 확인 된 4 개의 밝은 중심 별 중 하나 인 트라 페 지움 (Trapezium)에 의해 제공되는 이온화에 의해 거의 전적으로 생성된다. 오리온 성운의 모양은 가시 파장에서 불규칙한 것으로 보인다. 그러나 이러한 혼돈의 많은 부분은 이온화 된 물질의 실제 분포가 아니라 어두운 전경 중성 물질의 먼지가 가려져 발생하는 것으로 의심됩니다. 전파는 방해받지 않고 먼지에 침투 할 수 있으며, 이온화 ​​된 가스에서 방출되는 전파는 하늘의 투영에서 볼 수있는 것처럼 모양이 매우 원형이고 놀랍도록 대칭적인 것으로 드러납니다. 전경 어두운 물질은 이온화 된 성운의 약 절반을가립니다.

큰 분자 구름의 바깥 쪽 가장자리에있는 H II 영역은 별 형성을 유도 할 수 있습니다. 예를 들어, 어두운 오리온 분자 구름 안에 깊숙한 밝은 오리온 성운 뒤에는 오늘날 새로운 별들이 형성되고 있습니다. 현재, 새로운 별들 중 어느 것도 자신의 H II 지역을 생성 할만큼 거대하고 뜨겁지 않지만, 아마도 그들 중 일부는 아마도 그럴 것입니다. 핫 스타 (hot star)의 형성에 의해 차가운 ​​분자 가스로부터 H II 영역이 생성 될 때, 온도는 대략 25에서 8,000 K로 상승하고, 각각의 H ₂ 분자는 ₂ 개로 분할 되기 때문에 입방 센티미터 당 입자의 수는 거의 4 배가 된다 이온과 두 개의 전자. 가스 압력은 온도와 입방 센티미터 당 입자 수의 곱에 비례합니다 (질량에 관계없이 전자는 더 무거운 이온만큼 중요합니다). 따라서, H II 영역에서의 압력은 그것이 형성되는 차가운 가스 압력의 약 800 배이다. 과도한 압력은 가스를 짙은 구름으로 격렬하게 팽창시킵니다. 압축 된 영역에서 급격한 별이 형성되어 확장 된 어린 별 그룹이 생성 될 수 있습니다. 소위 O 협회 (O 별) 또는 T 협회 (T Tauri 별)와 같은 그룹이 관찰되었습니다. 구성 요소 별은 동시에 대기에서 매우 빠른 유출을 생성합니다. 이 바람은 협회를 둘러싼 뜨겁고 끈끈한 가스 영역을 만듭니다. 결국 협회의 거대한 별들은 초신성으로 폭발하여 주변 가스를 더 방해합니다.