행성상성운 (Planetary Nebula)

 

 

행성상성운은 발광성운의 일종으로 늙은 적색거성의 외피층이 팽창하여 형성된 전리 기체들이 이루어져 있습니다. 태양과 같은 유형의 항성이 일생을 다 하고 백색왜성이 되기 전 거성 단계에서 거대한 크기로 팽창한 외피층을 자신의 강력한 항성풍을 이용하여 우주 공간으로 대량으로 방출하는 것이 성운의 형태로 관측이 되는 것이 행성상 성운입니다.

 

1. 특징

전형적인 행성상성운의 크기는 약 1광년 정도입니다. 구성 성분은 주로 극도로 희박한 기체로 이루어져 있습니다 중심별에서 나오는 복사선으로 행성상성운의 온도는 약 1만K까지 가열됩니다. 중심부의 기체의 온도가 16,000~25,000K에 달하여 주변부 기체보다 온도가 높습니다. 중심별와 아주 가까운 부분의 온도는 백만K정도까지 올라갑니다. 우리은하 안에는 현재까지 행성상성운이 약 3,000개 가량 존재합니다. 우리은하의 별의 개수는 약 2천억 개입니다. 행성상성운의 개수가 별의 개수에 비해 매우 적습니다. 행성상성운은 대게 은하수 원반 근처에서 발견되며, 은하 중심 근처에서 가장 밀집되어 있습니다.

 

행성상성운은 은하 진화에 있어 매우 중요한 역할을 합니다. 초기의 우주는 수소와 헬륨으로 이루어져 있었으나, 별들이 핵융합을 하면서 무거운 원소들을 만들어냈습니다. 그래서 행성상성운의 기체들은 많은 양의 탄소, 질소, 산소등을 함유하고 있습니다. 이러한 기체들은 성간 매질 속으로 팽창하여 무거운 원소들의 양이 늘어나며, 이를 금속으로 불리게 되었습니다.

 

2. 기원

행성상성운을 형성하는 원형별은 수명 기간 중 대부분을 온도 1천5백만K 가량의 중심핵에서 수소를 헬륨으로 전환시키는 핵융합 반응을 일으키면서 보냅니다. 핵융합으로 만들어진 에너지는 바깥으로는 나가는 압력을 발생시키고, 중력으로 인한 안쪽으로 들어가는 압력과 균형을 이룹니다. 중간 질량 및 작은 질량의 별들은 이렇게 균형을 이루면서 수천만~수십억년 동안 주계열에 머무릅니다. 이후에 시간이 흘러 별의 대기가 성간 공간으로 계속 누출되면서 중심핵이 바깥으로 노출되고 그 노출된 핵이 표면온도가 3만K을 넘어서면 대기 외피층을 전리시키기 시작합니다. 이러한 외피층이 빛나게 되면 행성상성운이 됩니다.

 

3. 관측

행성상성운은 지구에서는 어두워서 맨눈으로는 볼 수 없습니다. 최초로 발견된 행성상성운은 여우자리의 아령 성운으로 1764년에 샤를 메시에가 발견했습니다. 행성상성운이라는 명칭은 영국의 천문학자 윌리엄 허셜으로 인해 불리게 되었습니다. 행성상성운의 정체는 19세기 중반에 분광 관측이 발명되기 전까지는 밝혀지지 않았습니다. 최초로 분광 관측을 수행한 천문학자는 윌리엄 허긴스이며, 프리즘을 사용해 행성상성운의 빛을 분산시켰습니다.