행성 성운 천문학

행성 성운, 죽어가는 별에 의해 방출되는 발광성 가스의 껍질을 넓히고있는 밝은 성운 종류. 망원경으로 관찰하면 다른 성운의 혼란스러운 반점이 아닌 상대적으로 둥근 콤팩트 한 외관을 지니고 있습니다. 따라서 첫 행성상 성운이 있던 1700 년대 후반의 도구로 볼 때 행성 원반과 유사하기 때문에 그 이름이 붙여졌습니다. 발견했다.

은하계에는 행성 성운이라고 불리는 약 20,000 개의 물체가있는 것으로 여겨지며, 각 성운은 진화에서 매우 늦게 중심 별에서 비교적 최근에 방출 된 가스를 나타냅니다. 은하의 먼지가 가려져서 약 1,800 개의 행성상 성운 만이 분류되었습니다. 행성상 성운은 성간 매체에서 중요한 가스 공급원입니다.

형태와 구조

확산 성운 (H II 영역 참조)과 비교하여, 행성 성운은 반경이 전형적으로 1 광년이고 약 0.3 태양 질량의 가스를 포함하는 작은 물체입니다. 가장 큰 행성상 성운 중 하나 인 별자리 물병 자리에있는 Helix Nebula (NGC 7293)는 약 20 분의 호의 각도로 달의 각도의 3 분의 2에 해당합니다. 행성상 성운은 대부분의 H II 영역보다 상당히 밀도가 높으며, 일반적으로 밀도가 높은 지역 내에 입방 cm 당 1,000 ~ 10,000 개의 원자를 포함하고 표면 밝기가 1,000 배 더 큽니다. 많은 사람들이 멀리 떨어져서 직접 사진을 찍으면 별처럼 보이지만 눈에 띄는 예는 최대 20 분의 원호 크기로 10-30 초의 호가 일반적입니다. 밝은 디스크를 나타내는 디스크는 혼돈 된 H II 영역보다 훨씬 규칙적인 형태를 갖지만 여전히 디스크에 약간의 밝기 변동이 있습니다. 행성들은 일반적으로 규칙적이고 날카로운 외부 경계를 가지고 있습니다. 종종 그들은 상대적으로 규칙적인 내부 경계를 가지므로 고리 모양을 나타냅니다. 많은 사람들이 두 개의 밝은 물질로 된 원호를 닮은 다리로 연결되어 있으며 문자 Z와 다소 비슷합니다.

대부분의 행성들은 핵이라고 불리는 중심 별을 보여주는데, 핵은 그것을 둘러싸고있는 고리 나 껍질의 가스를 이온화하는 데 필요한 자외선을 제공합니다. 그 별들은 가장 뜨거운 것으로 알려져 있으며 비교적 빠른 진화 상태에 있습니다.

H II 영역과 마찬가지로 전체 구조 규칙은 밀도, 온도 및 화학 성분의 대규모 변동을 숨 깁니다. 행성상 성운의 고해상도 이미지는 일반적으로 해상도 한계까지 작은 매듭과 필라멘트를 나타냅니다. 행성상 성운의 스펙트럼은 기본적으로 H II 영역의 스펙트럼과 동일합니다. 여기에는 수소 및 헬륨 재조합의 밝은 선과 다른 이온의 밝고 충돌되는 금지 된 선 및 희미한 재조합 선이 포함됩니다. (재조합은 여기의 높은 단계의 원자가 더 낮은 에너지 전자를 포착 한 다음 더 낮은 단계의 여기로 떨어지는 과정입니다. 중심 별은 H II 영역의 온도보다 훨씬 큰 온도 범위를 나타냅니다. 알려진 가장 인기있는 일부 (200,000K)에 비해 비교적 차갑습니다 (25,000K). 뜨거운 별이있는 성운에서는 대부분의 헬륨이 이중 이온화되며, 5 배 이온화 산소와 아르곤, 4 배 이온화 네온이 눈에 amount니다. H II 지역에서 헬륨은 주로 한 번 이온화되고 네온과 아르곤은 한두 번만 사용됩니다. 이러한 원자 상태의 차이는 행성 핵의 온도 (약 150,000K)에서 비롯되는데, 이는 H II 영역의 흥미로운 별보다 훨씬 높다 (O 별의 경우 60,000K 미만, 가장 뜨거운). 높은 수준의 이온화는 중심 별 근처에서 발견됩니다. 수소가 아닌 희귀 중이온은 수백 전자 볼트 에너지의 광자를 흡수합니다. 중심 별에서 일정 거리를 넘어 서면 주어진 이온 종을 이온화하기에 충분한 모든 광자 에너지가 흡수되어 그 종은 더 이상 존재할 수 없습니다. 상세한 이론적 계산은 가장 잘 관찰 된 성운의 스펙트럼을 성공적으로 예측했습니다.

행성상 성운의 스펙트럼은 또 다른 흥미로운 사실을 밝힙니다. 중앙 별에서 초당 24-56km (15–35 마일)로 확장되고 있습니다. 별의 중력 당김은 별과 껍질 사이의 거리에서 상당히 작기 때문에, 별이 마침내 성간 가스와 합쳐질 때까지 껍질은 계속 팽창합니다. 팽창은 중심별로부터의 거리에 비례하며, 어떤 종류의 불안정성에서별로부터 짧은 기간에 전체 가스 덩어리가 방출 된 것과 일치한다.

행성상 성운의 거리

특정 행성상 성운까지의 거리를 추정하는 것은 이온화 가스의 다양한 모양과 질량 때문에 어렵습니다. 성운에서 탈출 한 중심 별의 이온화 방사선 량과 부피의 일부를 채우지 만 눈에 띄는 방사선을 방출하지 않는 고온 저밀도 물질의 양에 대해서는 불확실성이 있습니다. 따라서 행성상 성운은 동질적인 대상이 아닙니다.

특히 유리한 특성을 갖는 약 40 개의 물체에 대한 측정 값을 얻어 거리를 추정합니다. 유리한 특성은 별의 군집 구성원 또는 알려진 특성의 별과의 연관과 같이 거리를 독립적으로 추정 할 수있는 다른 물체와의 연관을 포함합니다. 이러한 객체로 보정 된 통계적 방법은 다른 모든 거리에 대한 대략적인 추정치 (약 30 % 오류)를 제공합니다. 통계적 방법은 모든 쉘이 이온화 될 때 모든 쉘이 유사한 질량을 갖는 것으로 가정하고 나머지에 대해 중성 인 분획을 교정하는 것을 포함한다.

가장 좋은 거리 측정에서 모든 성운의 실제 크기는 각도 크기에서 찾을 수 있습니다. 일반적으로 행성상 성운은 반지름의 10 분의 1의 광년입니다. 이 거리를 팽창 속도로 나눈 경우, 방출 이후 성운의 수명이 구해집니다. 값은 최대 약 30,000 년이며, 그 후 성운은 너무 좁아 주변 성간 가스와 구별 할 수 없습니다. 이 수명은 부모 별의 수명보다 훨씬 짧으므로 성운 단계는 비교적 짧습니다.