독수리성운

성운[星雲, nebula]

라틴어로 '안개', '구름'이라는 뜻) 성간공간에 있는 희박한 가스나 먼지 구름.

예전에는 확산된 모양이면서 망원경에 의해 별처럼 점광원으로 분해할 수 없었던 태양계밖의 천체를 가리켰다. 오늘날 천문학자들은 우리은하처럼 하나의 은하 안에 있는 성간물질의 구름을 가리킬 때만 사용한다. 은하 안의 성운을 모두 합쳐도 전체 은하질량의 작은 비율을 차지할 뿐이다.   일반적으로 가스 성운이라고 알려진 이런 성간구름들은 겉보기에 따라 암흑성운과 밝은성운으로 나뉜다. 암흑성운은 주로 먼지로 이루어져 있고, 크고 어두우며 불규칙적인 모양으로 보인다. 이 성운의 입자는 성운 뒤에서 오는 전자기 스펙트럼의 가시광 영역 파장대의 빛을 부분적으로 흡수·산란 또는 편광시켜 별빛을 흐릿하게 하거나 완전히 가린다.   20세기초까지는 별이 없다는 이유로 암흑성운을 공간에 뚫린 구멍이나 터널로 생각했는데, 천문학자 E.E.바너드와 막스 볼프는 사진관측으로 암흑성운의 성질을 밝혔다. 밝은성운은 희미하게 빛을 내면서 타고 있는 껍질 모양으로 보인다. 이 성운은 스스로 빛을 내거나, 주위의 빛을 반사한다.   이 성운은 종종 그들의 기원과 겉보기 성질을 바탕으로 확산성운, 반사성운, 행성상성운, 초신성 잔해 등 4부류로 나뉜다. 확산성운과 반사성운은 같은 현상인데, 관측조건이 달라 다르게 보인다.   어떤 확산성운은 근처나 안에 있는 별에서 나오는 자외선에 의한 형광작용으로 빛을 낸다. 이 성운은 O형이나 B형 별에 의해 이온화된 수소원자로 구성되어 있고, 이 이온화된 가스(HⅡ)는 관측하기 가장 쉬운 선인 발머 스펙트럼선 계열(→ 스펙트럼 선 계열)의 방출선으로 빛을 낸다.   이러한 특성 때문에 확산성운은 종종 방출성운이라고도 한다(→ 발광성운). 수소를 이온화시킬 만큼 충분한 자외선을 내지 못하는 차가운 별 주위에 확산성운이 있을 때는 성운의 먼지입자들이 빛을 반사한다. 중성수소원자(HⅠ)로 된 이러한 형태의 성간구름이 반사성운이다.   행성상성운은 작은 망원경으로 볼 경우 행성과 비슷하게 보인다. 그래서 이름이 행성상성운이다. 알려진 대부분의 행성상성운의 중심에는 표면온도가 5만K(켈빈)을 넘는 아주 뜨거운 별이 있다. 별에서 분출되는 가스는 행성상성운의 껍질을 만들고, 별에서 나오는 자외선 복사는 가스의 원자들을 이온화시켜 빛을 내게 한다. 행성상성운은 10㎞/s의 속도로 팽창하고, 그들의 나이가 1만 년 이상이 되면 관측하기 힘들어진다.   우리은하에서는 이런 다양한 행성상성운이 1,000개 이상 발견되었고, 실제로는 더 많이 존재할 것이라고 생각된다. 천문학자들은 행성상성운이, 은하 안에 있는 질량이 태양질량의 1~4배인 모든 별의 항성진화 마지막 단계에서 1년에 1개의 비율로 생긴다고 추측하고 있다.   진화된 별은 중원소로 된 밀도가 높은 핵과 주로 수소로 된 팽창된 포피부를 가지고 있다. 미라형 변광성단계 이후에는 포피부가 날아가버려 행성상성운이 생기게 된다. 남아 있는 핵은 중심별을 이루고 천천히 식어 결국은 백색왜성이 된다.   행성상성운은 별에서 성간공간으로 물질을 되돌려주는 주요 메커니즘으로 믿어진다. 초신성잔해는 초신성으로 알려진 별의 폭발로 생기는 가스 물질이 급격하게 팽창하는 구름이다. 급격하게 폭발하는 동안 별의 질량 대부분은 수천㎞/s의 속도로 공간으로 방출된다. 초신성이 가장 밝을 때 팽창하는 구름은 태양이 과거 300만 년 동안 방출했던 에너지를 하루에 방출한다. 황소자리에 있는 게성운이 초신성 잔해의 대표적인 예이다.

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