HII영역

HII영역은 젊고 무거운 별들에서 나온 강력한 자외선에 의해 수소원자가 전리된 공간이다. HII영역을 전리시키는 별은 하나 또는 여러 개일 수 있으며 주로 온도가 3만도에서 5만도까지인 O형별 또는 B형별이다. HII영역은 별의 위치와 주변 성간물질 분포에 따라 모습이 다르다. 장미성운(그림 1)은 그 중에서도 우아한 모습을 보여주는 HII영역이다.

그림 1. 장미 성운(출처:)

목차

'HII영역'에서 H는 수소원자를 II는 로마숫자로 1번 전리되었음을 의미한다. 즉, HII는 전리된 수소, 양성자를 일컫는다. 중성수소는 H⁰, 전리된 수소는 H⁺로 표시하기도 한다.

매우 밝은 몇몇 HII영역은 맨눈으로도 확인이 가능하지만, 망원경이 만들어지기 전에는 HII영역의 존재에 대한 기록이 없었다. HII영역의 존재는 프랑스 천문학자인 드 페이레스크(Nicolas-Claude Fabri de Peiresc, 1580년 ~ 1637년)이 1610년 오리온성운(그림 2)을 발견하면서 알려지게 되었다.

그림 2. 오리온 성운(출처: NASA, ESA, M. Robberto(Space Telescope Science Institute/ESA) and the Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team )

항성의 스펙트럼은 항성 외각을 구성하고 있는 대기에 의해 별빛이 흡수되어 나타나는 흡수선이 대부분이다. 반면에 오리온성운을 포함한 HII영역에서 관측되는 스펙트럼에는 다양한 방출선이 나타난다.

1864년에 허긴스(William Huggins, 1824년 ~ 1910년)는 HII영역에 대한 분광 연구로 지구 상에서는 관측되지 않는 방출선을 발견하였다. HII영역에서 관측되는 가장 밝은 방출선의 파장은 495.9 nm 과 500.7 nm(초록색)이었는데, 그 때까지 알려진 어떠한 원소의 방출선 파장과도 일치하지 않았다. 그래서 당시에는 네불륨(nebulium)이라고 이름 붙여진 미지의 원소로부터 방출된 선일 것이라고 추정하였다. 헬륨이 처음에는 태양 스펙트럼에서만 관측되다가 나중에 지구 상에서 발견된 것과 달리 네불륨은 지구 상에서 발견되지 않았다.

러셀(Henry Norris Russell, 1877년 ~ 1957년)과 보웬(Ira Spargue Bowen, 1898년 ~ 1973년) 등은 이러한 방출선이 새로운 원소가 아니라 이미 알려진 원소가 지구와는 다른 상태에 놓여 있을 때 발생한다는 사실을 알아냈다. 밀도가 높은 지구 환경에서는 원자가 전자와의 충돌에 의해 준안정(metastable) 들뜸 상태에 있더라도, 매우 짧은 시간 후에 다른 전자와 충돌하여 다시 바닥 상태로 내려간다. 이 때 들뜸 상태의 에너지는 충돌한 전자가 가져가게 된다. 하지만, 밀도가 매우 낮은 성간매질에서는 준안정 상태에서 다른 전자를 만나는 시간이 10초에서 10⁴초에 이른다. 따라서 들뜸 상태에 있는 원자는 충분히 오랫동안 바닥상태로 천이할 수 있는 시간을 갖게되어, 지상에서는 볼 수 없는 금지선(forbidden line)을 방출한다.

파장이 495.9 nm와 500.7 nm인 두 방출선은 두 번 전리된 산소원자(O²⁺)에서 나오는 HII영역의 대표적인 금지선이다. 금지선의 표기법은 두 번 전리된 산소 원자에서 나오는 분광선을 의미하는 OIII와 금지선을 의미하는 [] 을 결합하여 [OIII]로 나타낸다.

그림 3. HII영역의 구조. 반경(R)에 따른 수소원자 및 헬륨원자의 전리된 정도를 나타낸다. 왼쪽의 그림은 온도가 4만도인 별에 의해 만들어지는 HII영역의 구조를 오른쪽의 그림은 온도가 3만2천도인 별에 의해 만들어지는 HII영역의 구조를 보여준다. R_s 은 스트롬그렌 구의 크기를 나타낸다.(출처: 선광일/한국천문학회)

HII영역의 크기는 지름 1 광년 혹은 그보다 매우 작은 것부터 수백 광년 이상의 거대한 것도 있다. HII영역의 밀도가 균일하다면, 별로부터 특정거리까지의 구 영역 전체가 전리된다. 이 영역을 스트롬그렌 구(Strömgren sphere)라고 한다. 여러 개의 별들이 만드는 각각의 스트롬그렌 구가 하나로 합쳐지거나, HII영역 자체가 팽창하면서 급격한 밀도 기울기를 형성하기도 한다. 또한 HII영역 중심 또는 근처에서 초신성이 폭발하여 HII영역의 모양을 변형시키기도 한다. 이와같이 이상적인 스트롬그렌 구와는 모양이 다른 복잡한 HII영역이 만들어지기도 한다.

HII영역의 물리적 특징은 각 HII영역마다 다양하다. 별에서 나오는 스펙트럼의 세기 및 모양 그리고 주변 물질의 밀도 분포에 따라, 별로부터 거리에 따라 원자들의 전리 정도가 다르게 나타난다. HII영역에서, 수소 원소는 하나뿐인 전자를 잃은, 그리고 헬륨 원소는 두 전자 중 하나를 잃어 한 번 전리된 상태에 놓여있다. 나머지 원소들도 대부분 한 번 또는 두 번 전리된 상태에 있다. 전리된 영역의 밀도는 10-10² cm^-3 정도이지만, 10⁴ cm^-3 의 높은 밀도를 갖는 경우도 있다. HII영역 전체의 무게는 일반적으로 태양질량의 100배에서 10⁴ 배까지 이른다.

HII영역의 온도는 수천도에서 수만도의 범위를 갖는다. 그림 3은 중심 별의 온도가 각각 3만2천도, 4만도일 경우 HII영역의 대략적인 전리된 구조를 나타낸다. 수소는 중심 온도와 관계없이 거의 모두 전리되어 있음을 보여준다. 별의 온도가 4만도인 경우는 헬륨 원소도 HII영역 전체에 걸쳐 전리되어 있음을 볼 수 있다. 반면에 별의 온도가 3만2천도인 경우는 별의 중심에서 스크롬그렌 구의 약 45%까지만 헬륨이 전리되어 있고 그 바깥부분은 중성으로 존재한다.

그림 4. 소용돌이 은하(M51, Whirpool galaxy). 빨간색으로 표시된 부분은 HII영역들이고, 검게 나타난 부분은 성간먼지에 의해 빛이 가려져서 어둡게 보이는 부분이다.(출처: )

오리온 성운(그림 2)의 경우는 주변에 밀도가 높은 중성 기체의 벽이 있고, 그 벽 옆에 놓여있는 별에 의해 물질이 전리된 모습을 보여준다. 중성 기체 벽과 반대 방향으로는 멀리까지 전리된 기체가 만들어진 것을 볼 수 있다. 이 때문에 오리온 성운을 돌출(blister) HII영역이라고 부른다. 대마젤란 은하의 타란툴라 성운과 삼각형자리 은하의 NGC 604(New General Catalogue 604) 등은 수만 개 이상의 별을 품고 있는 거대한 HII영역을 보여준다.

HII영역은 우리은하뿐만 아니라 가까운 외부은하에서도 많이 관측된다(그림 4). 별 생성이 일어나고 있는 나선은하 및 불규칙은하들은 많은 HII영역을 가지고 있으나, 별 생성이 거의 발생하지 않는 타원은하에서는 HII영역이 발견되지 않는다. 우리은하를 비롯한 나선은하들은 HII영역이 나선팔에 집중적으로 분포하는 반면에 불규칙은하에서는 무질서하게 분포한다. 외부은하의 HII영역은 그 은하까지 거리 및 은하의 화학적 조성을 결정하는 데에 중요한 단서를 제공한다. 또한 나선은하에 존재하는 HII영역들은 대부분 나선팔을 따라 분포하기 때문에, 이들은 나선팔의 구조와 나선팔의 회전속도를 연구하는데 매우 유용하다.