행성상 성운(Planetary Nebula)

행성상성운(planetary nebula)은 실질적으로 죽은 항성들이 던지는 먼지와 가스껍질입니다. 지름은 보통 1광년 정도입니다. 태양의 10배보다 질량이 작은 항성은 진화 말기에 그 핵심이 되는 수소 연료가 소진된 후 끊임없이 외부로 방출되는 물질로 구성되어 있습니다.
행성상 성운은 원반 모양이나 고리 모양으로 어두운 연장시면을 가진 성운으로 발사성운의 일종입니다. 망원경에서 보면 천왕성과 해왕성처럼 약간 초록색을 띠고 또렷한 가장자리가 있는 둥근 면을 가지고 있습니다. 행성상 성운은 원형, 납작한 원형 또는 고리 모양으로 큰 행성과 매우 잘 어울리며 닮았다고 해서 붙여진 이름입니다.

 

1777년 윌리엄 허셜이 이런 천체를 발견하고는 이들을 행성상 성운이라고 불렀습니다. 큰 망원경으로 관찰하면 행성상 성운은 섬유, 반점, 기류, 소호 등 복잡한 구조가 있습니다. 이들은 주로 은도면 부근에 분포하는데, 성간소광의 영향을 받아 대량의 행성상 성운이 암흑성운에 가려져 있습니다. 그 중앙부에는 아주 작은 핵심이 있고 온도가 높은 중심별입니다. 행성상 성운의 기갑은 초속 10km에서 50km까지 팽창하고 있습니다. 화학 조성은 항성과 비슷합니다. 질량은 보통 0.1에서 1개의 태양 질량 사이이고 밀도는 각 세제곱센티미터당 100에서 10,000개의 원자입니다. 이온 사이, 온도는 6000K에서 10,000K이고 중심별의 온도는 30,000K 이상입니다. 성운이 흡수하여 방출하는 강한 자외복사는 급연비천 과정을 거쳐 가시광선으로 전환됩니다. 추정치론 행성상 성운의 수명은 평균적으로 약합니다. 30,000년 정도입니다. 이런 성운들이 나타난다는 것은 상징적인 것이죠. 항성은 이미 만년에 이르렀습니다.

은하계 존재기간[약 10억~100억 년]에 거의 10억에서 100억 개의 항성이 행성상 성운 단계를 거쳤습니다. 따라서 이 천체는 보편적으로 존재하는 천체일 가능성이 높습니다. 은하계의 대부분의 항성들은 행성상 성운을 지나야 '죽을' 가능성이 높습니다. 태양 부근의 분포 밀도(약 1000세제곱초당 30에서 50개 차이)에 따르면 전체 은하계 중 4, 5만 개는 될 것으로 추정됩니다. 다만 그 중 아주 작은 부분만이 관측됩니다.

이런 성운은 태양과 같은 질량의 항성이 말기로 진화하면 핵반응이 멈춘 후 죽음으로 가는 것과 같은 성운과는 성질이 완전히 다릅니다. 이러한 성운의 부피는 팽창하고 있으며, 마지막에는 가스가 점차 퍼져 성간 공간으로 사라지고 중앙의 백색 왜성 하나만 남게 됩니다. 행성상 성운의 중앙에는 모두 고온의 항성이 있는데, 행성상 성운의 중앙성이라고 합니다. 이것은 백색왜성으로 진화하고 있는 항성입니다.
유명한 행성상 성운으로는 천금자리 고리상 성운 등이 있습니다. 안드로메다 은하에서 이미 300여 개의 행성상 성운이 발견되었고, 마젤란 은하에서 400여 개의 행성상 성운이 발견되었으며, 마젤란 은하에서 200여 개의 행성상 성운이 발견되었습니다.

기원

행성상 성운은 다수의 항성이 말기까지 진화한 상태입니다. 우리의 태양은 질량이 크지 않은 항성입니다. 태양질량보다 훨씬 큰 항성은 진화 말기에 극화된 초신성 폭발을 일으킵니다. 그러나 중질량과 저질량의 항성에는 결국 행성상 성운으로 발전합니다. 질량이 태양질량의 두 배 이하인 항성은 일생 대부분을 핵심에서 수소를 융합하여 헬륨으로 만드는 핵융합반응을 합니다. 핵융합에서 방출된 에너지가 항성 자체의 중력 붕괴를 막아 항성을 안정되게 합니다. 수십억 년이 지난 후, 항성은 수소를 다 써버렸습니다. 핵심에서 나오는 에너지는 항성을 지탱할 충분한 압력을 발생시키기에 부족할 것입니다. 별의 겉껍질. 그래서 핵심은 수축해서 온도를 상승시키죠. 태양의 핵심 온도는 1,500만K에 육박하지만 수소가 바닥나면 수축으로 1억K까지 올라갑니다.

항성의 껍데기는 핵심온도의 상승으로 격렬하게 팽창하게 됩니다. 급팽창으로 껍데기 온도의 저하로 항성은 적색거성이 됩니다. 항성의 핵심은 계속 수축하고 온도를 다시 올립니다. 온도가 1억 K가 되면 핵심 헬륨은 핵융합을 시작하여 탄소와 산소로 변합니다. 이 과정은 우주에서 금속입니다. 재점화된 핵융합반응은 핵심 수축을 막습니다. 연소된 헬륨은 내부에서 탄소와 산소의 핵심을 만들고 바깥쪽은 연소 중인 헬륨에 둘러싸여 있습니다. 헬륨의 핵융합반응은 온도의 극단적인 온도에 민감합니다. 즉 온도 40차방(T40)에 비례합니다. 온도가 2% 미만이면 반응속도가 2배로 증가합니다. 따라서 온도가 약간만 상승해도 반응률이 빠르게 증가합니다. 그 후 더 많은 에너지를 방출하여 온도를 더 높입니다. 따라서 외피가 밖으로 팽창하는 속도가 증가하며 외함의 온도도 더 낮아집니다. 이게 항성을 아주 안 좋게 만들었어요. 안정되고, 그리하여 거대한 맥동이 일어나며 조합이 생성되었습니다. 항성의 기체껍데기는 반복되는 수축, 팽창 중에 가장 좋습니다. 나중에는 우주에 던져질 것입니다.

투하된 가스는 항성 근처에서 색색의 구름을 만들고 중심에는 드러난 핵심이 남습니다. 점점 더 많은 가스 껍데기가 항성을 떠나면서 항성의 드러난 차원이 핵심으로 파고들었고 드러난 부분의 표면 온도도 점점 높아졌습니다. 표면의 온도가 대략 30,000K가 될 때쯤이면 충분한 자외선 광자가 대기권 중의 원자를 유리시키므로 가스가 격동적으로 조사되기 시작하여 행성상 성운이 탄생하게 됩니다.

생명기간

행성상 성운 속의 가스는 초당 수천 킬로미터의 속도로 밖으로 떠내려갑니다. 가스가 계속 밖으로 팽창할 때 항성의 질량은 탄소와 산소의 핵융합을 일으킬 수 있는 데 필요한 온도로 핵심을 수축시키기에 충분하지 않기 때문입니다. 중심부의 항성은 핵융합 반응이 멈추기 때문에 서서히 식기 시작합니다. 일단 핵심 표면 온도가 자외선을 충분히 방출하여 점점 더 멀리 떨어진 기체를 발광시키기에 부족할 정도로 낮으면 구름은 더 이상 보이지 않게 됩니다. 이 항성은 백색 왜성이 되고 기체의 구름도 재구성됩니다. 대표적인 행성상 성운은 탄생부터 재결합까지 약 10,000년밖에 걸리지 않습니다.

주요 특징

행성상 성운은 항성의 말년의 산물입니다. 행성상 성운은 사실상 소멸 직전의 항성이 던진 기체로 이루어져 있습니다. 항성 전체 생명의 마지막 단계에서 항성은 내핵 바깥쪽에 있는 껍질 속에 있는 헬륨에 의해 핵융합 반응을 일으켜 에너지를 공급합니다. 이 과정은 매우 불안정합니다. 내부의 격동과 스포크입니다. 사압력 등의 작용으로 팽창하고 서로 결합하는 느슨한 항성 표면층이 우주로 던져지면서 행성상 성운이 만들어졌습니다. 우주로 던져지는 물질은 초속 1000㎞의 고속운동으로 강한 '바람'을 만들어냅니다. 성운을 이루는 이 물질들은 희박하지만 질량은 매우 큽니다. 은하계에서는 매년 평균 한 개의 새로운 행성상 성운이 탄생합니다. 천문학자들은 18세기 이후 약 1500개의 행성상 성운의 이미지를 관측하고 목록화했습니다. 또 약 1만 개의 행성상 성운이 더 있을 수 있습니다. 은하계의 빽빽한 먼지에 숨어있습니다.

행성상 성운은 여러 가지 복잡한 형상을 가지고 있습니다. 이들은 거의 대칭성을 가지고 있습니다. 오색찬란한 가스구름을 가지고 있어 천문학에서 가장 웅장하고 아름다운 경관 중의 하나다. 성운의 형성과 발달과정에 대한 연구가 계속되고 있으며, 다양한 모델이 있지만 모든 관측결과를 제대로 해석할 수는 없습니다.

최초의 '상동 항성풍 가설' 모델은 고속의 항성풍이 저속의 항성풍으로 돌진할 때 이 둘의 접경면에 조밀한 압축가스권이 형성된다고 생각했습니다. 이런 모델은 원형과 가까운 원형의 행성상 성운에 대해 만족스러운 해석을 내놓았습니다. 그러나 관측에 따르면 원형의 행성상 성운은 전체입니다. 10%는 납작하고 긴 모양이 더 많습니다. '상동 항성풍 가설'의 수정모델에서는 저속 항성풍이 오늘날 적도 위치에 두꺼운 고리를 형성했다고 가정합니다. 이 고리의 영향으로 고속항성풍은 강하게 편향되어 거울과 같은 대칭의 모래시계 형태를 띠게 됩니다. 컴퓨터 시뮬레이션에서 이 모델은 1993년까지 원만하게 설명되었습니다. 해가 발견한 모든 모양입니다.

은하 내 순환

행성상 성운은 은하의 진화에서 중요한 역할을 하고 있습니다. 초기의 우주에서는 거의 수소와 헬륨이 전부였습니다. 그러나 항성은 핵융합을 통해 중원소를 만들 수 있어 행성상 성운의 가스는 탄소, 질소, 산소를 극대 비율로 포함하고 있습니다. 그리고 확장을 통해 성간물질과 섞이게 되어 그 속을 풍부하게 만들었습니다.

천문학자들은 이런 과정을 금속화라고 합니다. 그 이후에 태어난 항성들은 처음부터 중원소가 많았습니다. 해도 항성 내에서 중원소의 함량이 차지하는 비율은 여전히 매우 낮습니다. 그러나 항성의 진화에는 이미 큰 영향을 미치기 충분합니다. 우주의 초기 탄생, 중원소 함량이 비교적 낮은 항성입니다. 제2성족이라고 불리며, 비교적 젊고 무거운 원소를 많이 함유한 항성을 제1성족이라고 합니다.

관측

행성상 성운은 보통 암울한 천체이고 맨눈으로 볼 수 있는 것은 하나도 없습니다. 처음 발견된 행성상 성운은 여우자리에 있는 아령 성운으로 1764년 찰스 메시에가 발견해 목록에 오른 27호(M27)다.초기 관측용 망원경 분별입니다. M27과 나중에 발견된 행성상 성운은 가스 행성과 비슷해 보여 천왕성의 발견자인 윌리엄 허셜이 이들을 행성상 성운이라고 불렀습니다. 행성과는 전혀 다르다는 것은 이미 알고 있지만, 이 명칭은 이미 고유명사가 되어 현재에 이르고 있습니다.

19세기에 분광경을 사용해 행성상 성운의 스펙트럼을 관측한 뒤에야 비로소 그 본질이 알려지기 시작했습니다. 윌리엄 허킨스는 그중 최초로 천체의 스펙트럼을 연구한 천문학자로 프리즘을 사용해 스펙트럼을 관측했습니다. 그의 관측은 천체의 스펙트럼이 연속적인 스펙트럼에서 많은 암흑의 흡수선이 겹친다는 것을 나타냅니다. 게다가, 잠시 후에 그는 성운으로 보이는 많은 천체들을 발견했습니다. 예를 들어 안드로메다 대성운도 비슷한 스펙트럼을 가지고 있습니다. 우리는 성운이란 성운은 사실 은하였다는 것을 알고 있습니다.

그런데 그가 고양이 눈 성운을 관측했을 때 그는 고양이 눈 성운의 스펙트럼이 다른 것과 매우 다르다는 것을 발견했습니다. 고양이 눈 성운과 유사한 천체의 스펙트럼에는 소량의 발사 스펙트럼만이 있습니다. 파장 500.7nm의 스펙트럼이 가장 뚜렷하지만 당시 알려진 어떤 원소 스펙트럼과도 일치하지 않습니다. 처음엔 미지의 원소의 스펙트럼이라고 짐작하고, 1868년 태양 스펙트럼의 헬륨 스펙트럼을 발견한 것처럼 네뷸리움이라고 이름 붙였습니다.

그러나 헬륨 원소가 태양 스펙트럼에서 발견되고 얼마 지나지 않아 지구에서 발견되지만, 가정된 네뷸리움은 없습니다. 20세기 초반에 헨리 노리스 러셀은 그것이 새로운 원소가 아니라고 제안했습니다. 500.7nm의 스펙트럼은 이미 알려진 원소가 우리에게 익숙하지 않은 환경 속에서 생기는 스펙트럼입니다.

1920년대 물리학자들은 기체가 극단적으로 낮은 밀도에서 전자가 여기되어 원자나 이온의 아온정에 머물며 약진하여 스펙트럼을 생성하는 것으로 나타났습니다. 그러나 밀도가 높은 환경에서는 충돌이 잦기 때문에 이러한 에너지 계의 전자들이 약진할 틈도 없이 충돌했습니다. O2+ 또는 OIII의 아안정 상태는 500.7nm의 스펙트럼을 발생시킵니다. 이와 같이 매우 저밀도의 가스에서만 발생하는 선을 금선(禁線, forbidden lines)이라고 합니다. 따라서 분광경이 관측한 이런 스펙트럼선은 성운이 극히 희박한 기체로 이루어져 있음을 나타냅니다. 다음과 같이 더 언급하면 행성상 성운 중심의 항성은 매우 덥지만 밝기는 매우 낮습니다. 이는 반드시 작음을 시사합니다. 항성은 핵연료를 다 써야만 이렇게 작은 성체로 붕괴할 수 있기 때문에 행성상 성운은 항성 진화의 마지막 단계로 여겨집니다. 스펙트럼의 관측은 모든 행을 나타냅니다. 성운은 모두 팽창 중 이 행성상 성운은 항성이 생명에 있는 것입니다. 

20세기에 이르러 과학기술의 진보는 우리에게 행성상 성운에 대해 더 잘 알게 해줍니다. 우주망원경은 천문학자들이 가시광선 밖의 전자기파를 연구할 수 있도록 허용합니다. 대기권은 전파와 가시광선만 통과할 수 있다는 이유에서입니다. 적외선과 자외선으로 행성상 성운을 연구하면, 그들의 온도를 더 정확하게 측정할 수 있습니다. CCD 기술은 더 어둡고 과거에는 측정하지 못했던 스펙트럼을 측정합니다. 지상에서 관측되는 성운은 모두 구조가 단순하고 모양이 규칙적입니다. 그러나 지구 대기권 위에 있는 하버 우주망원경을 통해 기존에 볼 수 없었던 매우 복잡한 성운의 형태와 구조도 많이 드러나게 됩니다. 모건-케너 스펙트럼에서요분류된 시스템 아래 행성상 성운은 형상-P로 분류되지만 실제로 이런 스펙트럼 표시로 쓰이는 경우는 드뭅니다.

연구과제

행성상 성운 연구의 오랜 문제 중 하나는 이들의 거리가 정확히 정해지지 않은 경우가 많다는 것입니다. 가장 가까운 행성상 성운은 이들의 팽창시차를 측정해 거리를 정할 수 있습니다. 시간 차이가 수 년이나 나는 고해상도 관측은 수직과 시선 방향의 팽창을 보여줍니다. 풀러 효과의 스펙트럼 관측은 시선 방향에서의 팽창을 밝혀줍니다. 장각의 확대와 추산된 팽창 속도를 비교해 보면 성운의 거리가 나오게 됩니다. 
성운 모양 다양성의 발생 원인은 논란이 되고 있는 과제입니다. 사람들은 서로 다른 속도로 항성을 떠난 물질들 간의 상호작용이 대부분 관측된 모양을 만들어냈다고 믿습니다. 그러나 어떤 천문학자들은 중심별이 더 복잡하고 극단적인 행성상 성운의 원인이라고 믿습니다. 일부 행성상 성운은 Grigor Gurzadyan이 1960년대에 제기한 가설과 같이 강력한 자기장을 가진 것으로 확인되었습니다. 전리 가스의 자기 상호작용은 행성상 성운의 모양을 일부 발생시키는 원인이 될 수 있습니다.

성운에서 금속의 풍도를 결정하는 데는 두 가지 방법이 있습니다. 서로 다른 종류의 계보선인 복합선과 충돌여기선입니다. 이 두 가지 방법이 도출한 결과 사이에는 중대한 차이가 있을 때도 있습니다. 일부 천문학자들은 행성상 성운 내부의 미세한 온도 파동을 통해 이러한 현상을 설명합니다. 다른 사람들은 온도를 여깁니다. 효과는 그렇게 큰 차이를 초래해서는 안 된다며 수소 함량이 매우 낮은 저온의 엉킴이 존재한다는 가설을 제기했습니다. 하지만 이런 꼬임새는 아직 발견되지 않았습니다.