HII영역 (H II Region)
쉽게 풀면
갓 태어난 뜨거운 별의 강한 빛이 주변 수소 가스를 이온화시켜 밝게 빛나게 만든 영역으로, 최근에 별이 태어났다는 증거가 됩니다.
왜 중요한가
HII 영역은 갓 태어난 대질량 별이 주변 수소를 이온화한 영역이어서 별 생성의 가장 직접적인 표지이며, Hα 광도로 은하의 현재 별 생성률을 재는 방법의 근거가 됩니다. 방출선 비로 금속함량을 재어 은하의 금속함량 기울기를 그리고, 원시 헬륨 존재비를 측정하는 데도 활용됩니다. HII 영역의 크기는 중심별의 자외선 광자 출력과 주변 기체 밀도의 균형으로 정해지므로, 관측된 지름으로 거꾸로 중심별의 유효 온도와 질량을 추정하는 데도 쓰인다.
논문에서는 이렇게 쓰입니다
실제 관측되는 HII영역의 사례를 들어 그 형성 원인이 인근의 뜨거운 젊은 별에 있음을 설명한다.
이는 HII영역의 물리적 특성 관측이 은하 내 별 형성률을 가늠하는 방법으로 활용됨을 보여준다.
조금 더 깊게 보면
HII 영역의 금속함량은 온도 민감 선비를 쓰는 직접법과 강한 선비를 쓰는 경험식 사이에 최대 0.7 dex 차이가 나는 문제가 있어, 서로 다른 방법으로 잰 값을 비교할 때 눈금 차이를 반드시 확인해야 합니다. 스트룀그렌 구는 균일 밀도를 가정한 이론적 크기이며 실제 HII 영역은 밀도 불균일·먼지 흡수·항성풍 거품 때문에 이 크기와 다릅니다. 이온화 광자는 짧은 시간 안에 흡수되므로 HII 영역은 대질량 별 수명(수백만 년)만 지속되어 별 생성률 추적자로서는 '최근' 별 생성만 반영합니다. 초거대 HII 영역은 여러 개의 대질량 별이 무리 지어 이온화를 함께 일으키는 경우가 많아, 하나의 별이 아니라 성단 전체의 이온화 광자 총량으로 다뤄야 한다. HII 영역 내부에는 먼지 입자도 함께 섞여 있어 이온화 광자의 일부를 흡수해 버리므로, 이 먼지 흡수 효율을 고려하지 않으면 별 생성률이 과소평가될 수 있다.
주의할 점
HII영역이라는 명칭에서 'II'는 로마숫자로, 중성 수소(HI)와 구분되는 이온화된 수소(H II)를 가리키므로 이를 구분해서 이해해야 한다.