성운

Nebula
다른 용도는 성운(동음이의)을 참조하십시오.
독수리 성운의 "창조의 기둥"입니다.스피처 우주 망원경의 증거는 기둥들이 초신성 폭발에 의해 이미 파괴되었을지도 모른다는 것을 암시하지만, 그 파괴를 보여주는 빛은 다음 천 년 [1]동안 지구에 도달하지 못할 것이다.

성운(라틴어로 [2]'구름' 또는 '안개' 또는 '성운[3][4][5][6]')은 이온화, 중성화 또는 분자 수소 및 우주 먼지로 구성될 수 있는 성간 매체의 독특한 발광 부분입니다.성운은 종종 독수리 성운의 "창조의 기둥"과 같이 별을 형성하는 영역입니다.이러한 영역에서는 가스, 먼지 및 기타 물질의 형성이 합쳐져 밀도가 높은 영역을 형성하며, 이는 더 많은 물질을 끌어당겨 결국 별을 형성할 수 있을 만큼 밀도가 높아집니다.남은 물질은 행성과 다른 행성계 물체를 형성하는 것으로 여겨진다.

대부분의 성운은 거대한 크기이며 일부는 지름이 수백 광년이다.지구에서 인간의 눈으로 볼 수 있는 성운은 [7]가까이서 보면 더 커 보이지만 더 밝지는 않을 것이다.오리온 성운은 하늘에서 가장 밝은 성운으로 보름달의 두 배 지름의 영역을 차지하고 있으며 맨눈으로 볼 수 있지만 초기 천문학자들은 [8]놓쳤다.대부분의 성운은 주변의 공간보다 밀도가 높지만, 지구에서 만들어진 어떤 진공보다도 밀도가 훨씬 낮습니다 – 지구 크기의 성운은 총 질량이 몇 kg에 불과합니다.우리가 숨쉬는 공기의 밀도는 입방 센티미터당 약 10에서 19분자의 힘을 가진 반면, 가장 밀도가 높은 성운은 입방 센티미터당 10,000분자의 밀도를 가질 수 있습니다.많은 성운은 뜨거운 별이 내장되어 형광을 일으켜 보이는 반면, 다른 성운들은 긴 노출과 특수 필터만으로 검출할 수 있을 정도로 확산되어 있다.일부 성운은 황소자리 T형 변광성에 의해 변화무쌍하게 빛난다.

원래, "네뷸라"라는 용어는 은하수 너머의 은하를 포함한 모든 확산된 천체들을 설명하기 위해 사용되었습니다.예를 들어, 안드로메다 은하는 20세기 초에 베스토 슬리퍼, 에드윈 허블 등에 의해 실체가 확인되기 전에 한때 안드로메다 성운(일반적으로 나선 성운)으로 불렸다.에드윈 허블은 대부분의 성운들이 별과 연관되어 있고 별빛에 의해 빛난다는 것을 발견했습니다.그는 또한 성운이 만들어내는 [9]빛의 스펙트럼의 종류에 따라 성운을 분류하는 것을 도왔다.

관측 이력

용골 성운의 일부

서기 150년경, 프톨레마이오스는 그의 알마게스트의 제7권에서 제8권에 모호하게 보이는 다섯 개의 별을 기록했습니다.그는 큰곰자리와 사자자리 사이의 어떤 [10]별과도 관련이 없는 성운 영역도 언급했다.성단과 구별되는 최초의 진정한 성운은 페르시아의 천문학자 압드 알-라흐만 알 수피(Abd al-Rahman al-Sufi)가 그의 고정별 서(964)[11]에서 언급했습니다.그는 안드로메다 은하가 [12]위치한 "작은 구름"에 주목했다.그는 또한 오미크론 벨로럼 성단을 "괴짜 별"과 브로치 [11]성단과 같은 다른 성운 천체들로 분류했다.게 성운 SN 1054를 만든 초신성은 1054년 [13][14]아랍과 중국 천문학자들이 관측했습니다.

1610년 니콜라스 클로드 파브리 드 페이레스크는 망원경을 사용하여 오리온 성운을 발견했습니다.이 성운은 1618년 요한 침례자 시사트에 의해서도 관측되었다.하지만, 오리온 성운에 대한 첫 번째 상세한 연구는 1659년까지 크리스티아안 호이겐스에 의해 수행되지 않았고, 호이겐스 역시 그가 이 [12]성운을 발견한 첫 번째 사람이라고 믿었다.

1715년 에드먼드 핼리는 6개의 [15]성운 목록을 발표했다.장 필리프 드 체소는 1746년에 20명(이전에는 알려지지 않은 8명 포함)의 목록을 작성하면서 이 숫자는 세기에 걸쳐 꾸준히 증가하였다.1751년부터 1753년까지 니콜라 루이 드 라카유는 희망봉에서 42개의 성운을 목록화했는데, 그 대부분은 이전에는 알려지지 않았습니다.샤를 메시에가 1781년까지 103개의 "네불라에" (현재 메시에 천체라고 불리고 있으며, 현재 은하로 알려진 것을 포함)의 카탈로그를 만들었다. 그의 관심은 혜성을 발견하는 것이었고, 이것들은 [16]혜성으로 오인될 수 있는 물체였다.

성운의 수는 윌리엄 허셜과 그의 여동생 캐롤라인 허셜의 노력으로 크게 증가하였다.그들의 천 개의 새로운 성운과[17] 성단 목록은 1786년에 출판되었습니다.천 개의 두 번째 카탈로그는 1789년에 출판되었고 다섯 번째이자 마지막인 510개의 카탈로그는 1802년에 출판되었다.그들의 많은 연구 기간 동안, 윌리엄 허셜은 이 성운들이 단지 분해되지 않은 별들의 성단이라고 믿었다.그러나 1790년 그는 성운으로 둘러싸인 별을 발견했고 이것이 더 먼 [16]성단이 아니라 진짜 성운이라는 결론을 내렸다.

1864년부터 윌리엄 허긴스는 약 70개의 성운의 스펙트럼을 조사했다.그는 그들 중 약 3분의 1이 가스의 방출 스펙트럼을 가지고 있다는 것을 발견했다.나머지는 연속 스펙트럼을 보여 주었기 때문에 [18][19]별 덩어리로 이루어져 있는 것으로 생각되었다.세 번째 범주는 1912년 베스토 슬리퍼가 메로페 별을 둘러싼 성운의 스펙트럼이 플레이아데스 산개성단의 스펙트럼과 일치함을 보여주면서 추가되었다.따라서 성운은 반사된 [20]별빛에 의해 방사됩니다.

1923년경, 대논쟁 이후, 많은 "신불래"가 사실 우리 은하로부터 멀리 떨어져 있다는 것이 분명해졌다.

슬리퍼와 에드윈 허블은 많은 다른 성운들로부터 스펙트럼을 계속 수집하여 방출 스펙트럼을 보여주는 29개와 별빛의 [19]연속 스펙트럼을 갖는 33개를 발견했다.1922년, 허블 망원경은 거의 모든 성운들이 별과 연관되어 있으며, 별빛에서 빛이 나온다고 발표했습니다.그는 또한 방출 스펙트럼 성운은 거의 항상 스펙트럼 분류가 B 이상인 별(모든 O형 주계열성 포함)과 연관되어 있는 반면, 연속 스펙트럼을 가진 성운은 차가운 [21]별과 함께 나타난다는 것을 발견했다.허블과 헨리 노리스 러셀 둘 다 뜨거운 별들을 둘러싼 성운들이 [19]어떤 식으로든 변형된다고 결론지었다.

형성

삼각형자리 은하에 있는 성운 NGC 604

다양한 종류의 성운에는 다양한 형성 메커니즘이 있습니다.어떤 성운들은 이미 성간 매체에 있는 가스로부터 형성되는 반면, 다른 성운들은 별에 의해 생성된다.전자의 예로는 거대 분자 구름이 있는데, 이것은 더 확산된 가스의 냉각과 응축에 의해 형성될 수 있는 성간 가스의 가장 차갑고 밀도가 높은 상이다.후자의 예로는 항성이 항성진화 후기에 떨어져 나간 물질로 형성된 행성상성운 등이 있다.

별 형성 영역은 거대한 분자 구름과 연관된 방출 성운의 한 종류입니다.이것들은 분자 구름이 자체 무게로 붕괴하면서 별을 생성하면서 형성된다.거대한 별들은 중심에서 형성될 수 있고 그들의 자외선은 주변의 가스를 이온화시켜 광학 파장에서 볼 수 있게 한다.질량이 큰 별들을 둘러싼 이온화된 수소 영역은 H II 영역으로 알려져 있으며, H II 영역을 둘러싼 중성 수소 껍질은 광분해 영역으로 알려져 있습니다.별 형성 영역의 예로는 오리온 성운, 로제트 성운, 오메가 성운 등이 있습니다.거대한 별들의 초신성 폭발, 거대한 별들의 항성풍이나 자외선 복사, 또는 질량이 작은 별들의 유출로 인한 별 형성으로부터의 피드백은 구름을 방해하고, 수백만 년 후에 성운을 파괴할 수 있습니다.

다른 성운들은 초신성 폭발의 결과로 형성된다; 거대하고 짧은 별들의 죽음의 진통이다.초신성 폭발로 인해 방출된 물질들은 에너지와 그 핵이 만들어내는 작은 물체에 의해 이온화된다.이것의 가장 좋은 예 중 하나는 황소자리에 있는 게 성운입니다.이 초신성 사건은 1054년에 기록되었으며 SN 1054라는 레이블이 붙어 있습니다.폭발 후 만들어진 이 작은 물체는 게 성운의 중심에 놓여 있으며 그 중심은 현재 중성자별이다.

다른 성운들은 행성상 성운으로 형성됩니다.이것은 지구의 태양처럼 질량이 작은 별의 삶의 마지막 단계입니다.태양 질량이 최대 8~10인 별은 적색 거성으로 진화하며 대기에서 맥동이 일어나는 동안 서서히 외부 층을 잃습니다.별이 충분한 물질을 잃으면 온도가 상승하고 그것이 방출하는 자외선은 그것이 던진 주변 성운을 이온화할 수 있습니다.우리 태양은 행성상 성운을 만들고 중심핵은 백색왜성의 형태로 남습니다.

종류들

고전적 유형

성운이라는 이름의 물체는 4개의 주요 그룹에 속합니다.성질이 이해되기 전에는 은하("나선형 성운")와 별들로 분해되기에는 너무 먼 성단도 성운으로 분류되었지만, 이제는 성운으로 분류되지 않습니다.

모든 구름 모양의 구조물이 성운으로 명명된 것은 아닙니다.허빅Haro 객체가 그 예입니다.

플럭스 성운

주요 기사:집적 플럭스 성운

확산 성운

용골 성운은 확산 성운의 한 예입니다.

대부분의 성운은 확산성운으로 설명할 수 있습니다. 즉, 성운은 확장되어 있고 명확하게 정의된 [23]경계가 없습니다.확산성운은 방출성운, 반사성운, 암흑성운으로 나눌 수 있다.

가시광선 성운은 들뜨거나 이온화된 가스(대부분 이온화된 수소)[24]로부터 스펙트럼 선 복사를 방출하는 발광성운과 주로 반사되는 빛 때문에 보이는 반사성운으로 나눌 수 있습니다.

반사성운 자체는 가시광선을 많이 방출하지 않지만 별 근처에 있고 [24]별에서 나오는 빛을 반사합니다.별에 의해 빛나지 않는 유사한 성운은 가시적인 방사선을 보이지 않지만, 그 뒤에 있는 발광 물체로부터 빛을 차단하는 불투명한 구름으로 감지될 수 있습니다. 암흑 [24]성운이라고 합니다.

이러한 성운은 광학 파장에서는 가시성이 다르지만, 모두 성운 내의 [24]먼지에서 나오는 밝은 적외선 방출원입니다.

행성상 성운

주요 기사: 행성상 성운
굴 성운은 낙타자리의 행성상 성운이다.

행성상 성운은 중간 질량의 별들에 대한 항성 진화의 마지막 단계의 잔해입니다. (크기는 태양 질량의 0.5~8배 사이로 변화합니다.)진화한 점근거성가지별은 강한 항성풍으로 인해 외부 층을 바깥쪽으로 내쫓고, [24]따라서 백색왜성의 중심부를 남기면서 가스 껍데기를 형성합니다.뜨거운 백색왜성의 방사선은 방출된 가스를 자극하여 별 형성 [24]영역에서 발견되는 방출 성운과 유사한 스펙트럼을 가진 방출 성운을 생성합니다.이들은 대부분 수소가 이온화되기 때문에 HII 영역이지만, 행성은 항성 형성 [24]영역에서 발견되는 성운보다 밀도가 높고 더 콤팩트합니다.

행성상 성운은 처음에는 행성들과 구별하지 못했고, 행성들과 혼동하는 경향이 있었던 최초의 천문 관측자들에 의해 이름이 붙여졌습니다.우리 태양은 형성된 [25]지 약 120억 년 후에 행성상 성운을 형성할 것으로 예상된다.

원시 행성계 성운

웨스트브룩 성운은 Auriga 별자리에 위치한 원시 행성계 성운의 한 예입니다.
주요 기사: 원시 행성계 성운

원시행성성운(PN)은 항성이 LAGB(점근거성가지) 단계와 후속 행성상성운([26]PN) 단계 사이에서 빠르게 진화하는 동안 짧은 시간 동안 발생하는 천체이다.AGB 단계에서 이 별은 수소 가스의 별주위 껍질을 방출하면서 질량 손실을 겪습니다.이 단계가 끝나면 별은 PPN 단계로 들어갑니다.

PPN은 중심별에 의해 에너지가 공급되어 강한 적외선을 방출하고 반사성운으로 변합니다.중심별 모양에서 항성풍을 시준하여 빠르게 움직이는 분자풍을 [27]생성하는 동시에 껍데기를 축대칭 형태로 충격시킵니다.PPN이 행성상성운(PN)이 되는 정확한 지점은 중심별의 온도에 의해 정의됩니다.PPN 단계는 중심별이 30,000 K의 온도에 도달할 때까지 계속되며, 그 후 주변 [28]가스를 이온화할 만큼 뜨겁습니다.

초신성 잔해

게 성운, 초신성 잔해의 예

초신성은 질량이 큰 별이 수명을 다했을 때 발생한다.별의 핵융합이 멈추면 별은 붕괴한다.안쪽으로 떨어지는 가스는 반발하거나 너무 강하게 가열되어 중심에서 바깥쪽으로 팽창하여 별이 [24]폭발하게 됩니다.팽창하는 가스 껍질은 초신성 잔해인 특별한 확산 성운을 [24]형성합니다.초신성 잔해에서 나오는 광학 및 X선 방출의 대부분은 이온화된 가스에서 발생하지만, 많은 양의 전파 방출은 싱크로트론 [24]방출이라고 불리는 비열 방출의 한 형태입니다.이 방출은 자기장 내에서 진동하는 고속 전자에서 비롯됩니다.

예

국부 거품 주변의 주요 항성 성협(노란색), 성운(빨간색) 및 어두운 성운(회색)이 있는 오리온팔을 클로즈업합니다.

카탈로그

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ 별의 폭발열을 느끼는 유명한 우주 기둥 – 제트 추진 연구소
  2. ^ 성운, 온라인 어원 사전
  3. ^ 미국 문화유산 영어사전 제5판SV, "네뷸라"https://www.thefreedictionary.com/nebula에서 2019년 11월 23일 취득
  4. ^ 콜린스 영어사전 – 완전하고 요약되지 않은, 제12판 2014.S.v. "nebula."https://www.thefreedictionary.com/nebula에서 2019년 11월 23일 취득
  5. ^ 랜덤 하우스 커너맨 웹스터의 대학 사전.SV, "네뷸라"https://www.thefreedictionary.com/nebula에서 2019년 11월 23일 취득
  6. ^ 학생 과학 미국 유산 사전 제2판SV, "네뷸라"https://www.thefreedictionary.com/nebula에서 2019년 11월 23일 취득
  7. ^ Howell, Elizabeth (2013-02-22). "In Reality, Nebulae Offer No Place for Spaceships to Hide". Universe Today.
  8. ^ Clark, Roger N. (1990). Visual astronomy of the deep sky. Cambridge University Press. p. 98. ISBN 9780521361552.
  9. ^ "What is a nebula?". Space Center Houston. March 19, 2020. Retrieved June 27, 2021.{{cite web}}: CS1 maint :url-status (링크)
  10. ^ Kunitzsch, P. (1987), "A Medieval Reference to the Andromeda Nebula" (PDF), ESO Messenger, 49: 42–43, Bibcode:1987Msngr..49...42K, retrieved 2009-10-31
  11. ^ a b Jones, Kenneth Glyn (1991). Messier's nebulae and star clusters. Cambridge University Press. p. 1. ISBN 0-521-37079-5.
  12. ^ a b Harrison, T. G. (March 1984). "The Orion Nebula – where in History is it". Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society. 25 (1): 70–73. Bibcode:1984QJRAS..25...65H.
  13. ^ Lundmark, K (1921). "Suspected New Stars Recorded in the Old Chronicles and Among Recent Meridian Observations". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 33 (195): 225. Bibcode:1921PASP...33..225L. doi:10.1086/123101.
  14. ^ Mayall, N.U. (1939). "The Crab Nebula, a Probable Supernova". Astronomical Society of the Pacific Leaflets. 3 (119): 145. Bibcode:1939ASPL....3..145M.
  15. ^ Halley, E. (1714–1716). "An account of several nebulae or lucid spots like clouds, lately discovered among the fixt stars by help of the telescope". Philosophical Transactions. XXXIX: 390–92.
  16. ^ a b Hoskin, Michael (2005). "Unfinished Business: William Herschel's Sweeps for Nebulae". British Journal for the History of Science. 43 (3): 305–320. Bibcode:2005HisSc..43..305H. doi:10.1177/007327530504300303. S2CID 161558679.
  17. ^ Philosophical Transactions. T.N. 1786. p. 457.
  18. ^ Watts, William Marshall; Huggins, Sir William; Lady Huggins (1904). An introduction to the study of spectrum analysis. Longmans, Green, and Co. pp. 84–85. Retrieved 2009-10-31.
  19. ^ a b c Struve, Otto (1937). "Recent Progress in the Study of Reflection Nebulae". Popular Astronomy. 45: 9–22. Bibcode:1937PA.....45....9S.
  20. ^ Slipher, V. M. (1912). "On the spectrum of the nebula in the Pleiades". Lowell Observatory Bulletin. 1: 26–27. Bibcode:1912LowOB...2...26S.
  21. ^ Hubble, E. P. (December 1922). "The source of luminosity in galactic nebulae". Astrophysical Journal. 56: 400–438. Bibcode:1922ApJ....56..400H. doi:10.1086/142713.
  22. ^ "A stellar sneezing fit". ESA/Hubble Picture of the Week. Retrieved 16 December 2013.
  23. ^ "The Messier Catalog: Diffuse Nebulae". SEDS. Archived from the original on 1996-12-25. Retrieved 2007-06-12.
  24. ^ a b c d e f g h i j F. H. Shu (1982). The Physical Universe. Mill Valley, California: University Science Books. ISBN 0-935702-05-9.
  25. ^ Chaisson, E.; McMillan, S. (1995). Astronomy: a beginner's guide to the universe (2nd ed.). Upper Saddle River, New Jersey: Prentice-Hall. ISBN 0-13-733916-X.
  26. ^ R. Sahai; C. Sánchez Contreras; M. Morris (2005). "A Starfish Preplanetary Nebula: IRAS 19024+0044" (PDF). Astrophysical Journal. 620 (2): 948–960. Bibcode:2005ApJ...620..948S. doi:10.1086/426469.
  27. ^ Davis, C. J.; Smith, M. D.; Gledhill, T. M.; Varricatt, W. P. (2005). "Near-infrared echelle spectroscopy of protoplanetary nebulae: probing the fast wind in H2". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 360 (1): 104–118. arXiv:astro-ph/0503327. Bibcode:2005MNRAS.360..104D. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09018.x. S2CID 7727592.
  28. ^ Volk, Kevin M.; Kwok, Sun (July 1, 1989). "Evolution of protoplanetary nebulae". Astrophysical Journal. 342: 345–363. Bibcode:1989ApJ...342..345V. doi:10.1086/167597.

외부 링크