성간운: 두 판 사이의 차이

'''성간운'''(星間雲)은 우리 은하계 내나 [[은하|은하계외 성운]](소우주, 밖우주라고도 한다)에서 볼 수 있는 가스·[[플라스마]]·[[우주진]]의 모임을 통틀어서 말하는 것이다. 다른 뜻으로 말하면, 성간운과는 성간 영역에 있어 성간 물질의 밀도가 주위보다 높은 영역이다. [[수소]]를 예로 들면, 구름의 농도·크기·온도 및 다른 천체로부터의 [[전자기파|전자파]]등에 의해 성간운중의 수소는 중성(또는[[바닥상태]])의 H I영역(원자구름), [[이온]]상태 (또는[[들뜬상태]])의 [[H II 영역|HII 영역]](플라스마구름), 분자 상태(분자운)가 된다. 또 그 밀도의 차이에 의해 저밀도구름, 고밀도구름으로 나눌 수 있다.

 

이런 성간운은 [[은하수]]의 회전에 의해 설명되는 것보다 빠른 속도를 가진다. 정의에 의해, 이런 구름들은 90 km s^-1보다 빠른, v_lsr 의 속력을 가져야 하는데 여기서 v_lsr은 국부평균정지속도이다. 그것들은 주로 [[중성수소]]의 21cm선에서 관측되며 일반적으로 우리은하에 있는 정상적인 성간운보다 무거운 요소들이 적게 포함되어 있다. 이론들은 우리 은하에서 떨어져 나오는 물질, 또는 국부은하의 일부나 우리은하로부터 끌려나오는 조석적으로 위치한 물질을 포함하는 이런 특이한 구름을 설명하려고 한다. 후자의 예는 마젤란 흐름이다.

 

== 관련 항목 ==

* [[성간물질|성간 물질]]

 

== 바깥 고리 ==

 

{{토막글|우주}}