백과

별과 가스가 함께 존재하며, 가스 안이나 근처에 있는 별이 성간 가스를 이온화시켜 여기상태(원자 안의 전자들이 보통의 에너지 준위보다 높게 들뜬 상태)에 머무르게 만든다. 이러한 상태는 가스에 둘러싸인 매우 밝고 뜨거운 별에서 방출되는 강한 자외선에 의해 만들어진다.

발광성운은 거의 이온화수소로 구성되어 있기 때문에 HⅡ 영역(전리수소영역)이라고도 한다.

HⅡ영역은 젊은 별, 성협, 젊은 산개성단들이 많이 있는 은하평면에서 발견된다. 이러한 영역은 아주 무거운 별들이 최근에 태어난 곳이며, 많은 수의 형성중에 있는 별들과 아직 응축되지 않은 가스·먼지·분자들이 섞여 있는 상태이다. 대부분의 HⅡ영역은 은하의 나선팔 영역에 집중되어 있다. 은하 중심으로부터 은하반지름의 중간정도에 해당하는 거리에서 많이 발견되며, 중심에서 1만LY(광년) 거리에서 가장 많이 발견된다. 이것들은 특징적인 형태의 전파복사선을 방출하며, 이 열 스펙트럼은 그 온도가 1만K(켈빈) 정도임을 나타낸다. 천문학자들은 이러한 열 전파복사선을 이용하여 은하계 내에서 태양으로부터 멀리 떨어진 영역에 있는 HⅡ영역의 분포도를 만들 수 있다.

은하계 내에서 가장 크고 밝은 HⅡ 영역의 전체광도는 가장 밝은 성단과 비슷하다. 비록 가시광선의 대부분이 몇몇 불연속적인 방출선에 집중되어 있지만, 가장 밝은 HⅡ 영역의 총 겉보기 밝기는 태양밝기의 수만 배와 맞먹는다. 또한 이러한 HⅡ 영역들은 매우 커서 지름이 1,000LY 정도나 된다. 오리온 성운과 같은 일반적인 HⅡ 영역은 지름이 50LY 정도이다.

HⅡ 영역의 가스의 총 질량은 태양질량의 1~2배에서 수천 배에 이른다.

HⅡ 영역은 주로 수소로 이루어져 있지만 상당량의 다른 가스들도 포함하고 있다. 수소 다음으로 많은 것은 헬륨이며 상당량의 탄소와 그외에 질소·산소도 발견된다. 지금까지의 관측결과에 의하면, 검출된 가스들 중에서 무거운 원소들과 수소의 존재비는 은하중심으로부터 멀어질수록 감소하고 있음을 보여준다. 이것은 다른 나선은하들에서도 나타나는 경향이다.