달걀 성운

Egg Nebula

좌표:Sky map 21h 02m 18.75s, +36° 41′ 37.8″

달걀 성운
반사성운
원행성운
Egg Nebula.jpg
RAFGL 2688, 달걀 성운
관측 데이터: J2000 epoch
우측 상승21h 02m 18.75s[1]
탈위임+36° 41′ 37.8″[1]
거리약[2] 3000 ly(920 pc)
겉보기 크기 (V)14.0[1]
외관 치수(V)30″ × 15″
별자리백조자리
물리적 특성
반지름0.2리[a]
절대치수 (V)4.2[b]
지정RAFGL 2688,[1] The Eggg,[1]
시그너스 에그[1]
참고 항목:성운 목록

알 성운(RAFGL 2688, CRL 2688)은 지구에서 약 3,000광년 떨어진 양극성 원행성 성운이다.그것의 독특한 성질은 1971년부터 1974년까지 공군 지구물리연구소(AFGL)가 음향 로켓으로 얻은 11µm 조사의 데이터를 사용하여 1975년에 처음 설명되었다. (이전에는 이 물체는 프리츠 즈위키에 의해 은하 쌍으로 분류되었다.)

알 성운의 결정적인 특징은 중심별을 둘러싸고 있는 밝은 호와 원의 연속이다.가스와 먼지의 밀도가 높은 층이 중심별을 뒤덮고, 그 직접적인 빛을 우리의 시야에서 차단한다.그러나 중심별에서 나오는 빛은 이 먼지 쌓인 외함의 더 얇은 영역을 관통하여 가스의 외부 층을 밝혀 이 빛나는 이미지(허블 사이트)에서 보이는 호를 만든다.먼지에 의해 흩어진 별빛의 스펙트럼은 중심별이 F5의 스펙트럼 타입을 가지고 있음을 드러낸다.[3]F5 별의 광권은 태양보다 약 900K 더 뜨겁지만, 성운 이온화를 시작할 만큼 충분히 뜨겁지는 않다.따라서 난자 성운은 최근에 이온화되기 시작한 스펙트럼 타입 B0 중심 별의 웨스트브룩 성운보다 진화 단계가 조금 더 빠르다.

중심별 주위에 있는 먼지투성이의 외함은 디스크일 가능성이 매우 높다.영상의 양극성 유출은 시스템이 각도 운동량을 가지고 있다는 것을 나타내며, 이것은 억양 디스크에 의해 발생될 가능성이 매우 높다.또한 디스크 기하학은 디스크의 축을 따라 빛이 빠져나와 기체의 외부 층을 비추도록 하는 엔클로저의 다양한 두께를 설명하지만, 디스크 가장자리를 따라 우리의 직접 시야에서 그것을 차단한다.AGB 이후의 여러 물체(S. De Ruyter et al., 2006) 주변에서 먼지 디스크가 확인되었지만, 난자 성운 주위의 디스크는 아직 확인되지 않았다.

계란 성운은 일산화탄소(CO)와 시안화수소(HCN)의 회전 전환에 따른 강한 전자파 방출량을 보여준다.[4][5]강력한 HCN 방출의 존재는 생성자 AGB 항성이 탄소 항성이었음을 나타낸다.CO와 HCN 스펙트럼에는 강한 청색 변형의 P 시그니 흡수 기능이 있으며, 나머지 AGB 바람(18 km/sec에서 팽창하고 있음)[6] 내부에는 100 km/sec의 고속 바람이 존재함을 보여준다.

난자 성운은 NASA/ESA 허블우주망원경의 넓은 들판과 행성 카메라 2에 의해 촬영되었다.

알 성운은 중간 크기의 망원경으로 시각적으로 감지할 수 있는 편광 빛을[7] 방출한다.[8]

갤러리

  • 허블의 와이드 필드 카메라 3에서 가시광선 및 적외선 노출로 생성된 이미지.[2]

메모들

  1. ^ 거리 × 죄(직경_각도 / 2 ) = 0.2 ly. 반경
  2. ^ 14.0[1] 겉보기 크기 - 5 * (log10(920 pc 거리) - 1) = 4.2 절대 크기

참조

  1. ^ a b c d e f g "V* V1610 Cyg". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2007-01-05.
  2. ^ a b "Hubble Images Searchlight Beams from a Preplanetary Nebula". ESA/Hubble Picture of the Week. Retrieved 24 April 2012.
  3. ^ Crampton, David; Cowley, A.P.; Humphreys, R.M. (June 1975). "Spectroscopic observations of CRL 2688". Astrophysical Journal. 198 (L135–L137). doi:10.1086/181830. Retrieved 15 November 2020.
  4. ^ Knapp, G.R.; Morris, M. (May 1985). "Mass Loss from Evolved Stars. III. Mass Loss Rates for 50 Stars from CO J = 1--0 Observations". Astrophysical Journal. 292: 640–669. doi:10.1086/163197. Retrieved 26 November 2020.
  5. ^ Bachiller, Rafael; Forveille, Thierry; Huggins, Patrick J.; Cox, Pierre (August 1997). "The Chemical Evolution of Planetary Nebulae". Astronomy and Astrophysics. 324: 1123–1134. Bibcode:1997A&A...324.1123B. Retrieved 26 November 2020.
  6. ^ Young, K.; Serabyn, G.; Phillips, T.G.; Knapp, G.R.; Guesten, R.; Schulz, A. (20 January 1992). "The Multiple Molecular Winds of CRL 2688". Astrophysical Journal. 385: 265–272. doi:10.1086/170934. Retrieved 26 November 2020.
  7. ^ Raghvendra, Sahai; et al. (January 1998). "The Structure of the Prototype Bipolar Protoplanetary Nebula CRL 2688 (Egg Nebula): Broadband, Polarimetric, and H2 Line Imaging with NICMOS on the Hubble Space Telescope". The Astrophysical Journal Letters. 492 (2): L163–L167. Bibcode:1998ApJ...492L.163S. doi:10.1086/311108.
  8. ^ "Proto-planetary Nebulae". Retrieved 6 July 2013.

외부 링크