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게 성운

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목차

1. 개요

게 성운은 1054년에 폭발한 초신성 SN 1054의 잔해로, 중국 송나라 시대의 기록에 객성으로 기록되어 있다. 1731년 존 비비스에 의해 처음 확인되었으며, 샤를 메시에에 의해 혜성과 혼동되어 메시에 목록에 등재되었다. 게 성운은 팽창하는 가스 구름으로, 중심에는 펄서가 위치하며, 펄서는 강력한 전자기 방사선을 방출하며 성운을 유지하는 원동력이다. 게 성운은 태양계 천체의 통과 현상을 통해 연구되기도 한다.

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게 성운
위치 정보
기본 정보
이름게 성운
영어 이름Crab Nebula
메시에 번호M1
NGC 번호1952
샤플리스 번호Sh2-244
별자리황소자리
분류초신성 잔해
관측 정보
겉보기 등급+8.4
시직경420″ × 290″
위치 정보
거리6,500 ± 1,600 광년(약 2,000 ± 500 파섹)
물리적 특성
반지름약 5.5 광년
절대 등급-3.1 ± 0.5
추가 정보
참고광학 펄사
이미지
게 성운
허블 우주 망원경이 1999년 10월, 2000년 1월, 2000년 12월에 촬영한 24개의 개별 광역 행성 카메라 2 노출을 모자이크 방식으로 결합한 이미지

2. 역사적 배경

1054년에 나타난 초신성(SN 1054)은 중국의 『송사』 「천문지」에 객성(갑자기 나타난 밝은 별)으로 기록되어 있으며, 송 인종 지화 원년 5월 기축(1054년 7월 4일)에 나타나 가우 원년 3월 신미(1056년 4월 5일)에 보이지 않게 되었다고 적혀 있다.[80][81] 일본에서도 후지와라노 테이카가 『명월기』에 기록을 남겼고, 『일대요기』에도 관련 기록이 있다. 아메리카 원주민의 애리조나주 벽화에 남아 있는 별 그림을 이 초신성으로 보기도 한다. 당시 금성 정도 밝기로 23일 동안 낮에도 육안으로 볼 수 있었고, 밤에는 2년 동안 보였다.

게 성운 자체는 1731년 영국의 존 베비스가 발견했다. 이후 윌리엄 파슨스가 관측한 미세 필라멘트 구조가 게 다리를 연상시켜 이 이름이 붙었다.

샤를 메시에는 혜성 관측 중 혼동하기 쉬운 천체로 메시에 목록에 처음 수록했다. 1774년 요한 보데는 "별 없는 작은 성운"이라 했고, 존 허셜은 "성단으로 분해될 것 같다"고 했다. 1844년 윌리엄 파슨스는 필라멘트 구조를 처음 언급했다.

룬드막은 약 1000년 전 폭발을 시사했고, 사진 관측으로 팽창을 확인했다. 현재 기체는 초당 1100km 속도로 퍼진다. 에드윈 허블과 던컨은 1054년 초신성 잔해임을 확인했다. 1994년 허블 우주 망원경 관측에서 필라멘트가 플라스마로 덮여 있음이 밝혀졌다.

2. 1. 초신성 1054 (SN 1054)

1054년에 폭발한 초신성(SN 1054)은 게 성운의 기원이다. 이 초신성은 중국 송나라 시대의 기록인 『송사』 「천문지」에 객성(갑자기 나타난 밝은 별)으로 상세히 기록되어 있는데, 송 인종의 치세인 지화 원년 5월 기축(1054년 7월 4일)에 나타나 가우 원년 3월 신미(1056년 4월 5일)에 보이지 않게 되었다고 한다.[80][81]

일본에서도 후지와라노 테이카가 자신의 일기 『명월기』에 이 초신성에 대한 기록을 남겼으며, 저자 불명의 『일대요기』에도 관련 기록이 있다. 일부 학자들은 아메리카 원주민에 의해 그려진 애리조나주의 벽화에 남아 있는 별 그림을 이 초신성으로 보기도 한다.

SN 1054는 몇 주 동안 낮에도 관측될 정도로 밝았으며, 최대 밝기는 -7 ~ -4.5등급으로 추정된다. 초신성은 최초 관측 후 약 2년 동안 맨눈으로 관측 가능했다.[27]

최초의 관측 기록은 1054년 당시 중국 천문학자들과 일본 관측자들에 의해 이루어졌으며,[13][14][15] 1934년에는 중국 기록보다 몇 주 전에 "객성"을 언급한 13세기 일본의 명월기 기록과의 연관성이 밝혀졌다.[19][20][21] 1978년 이븐 아비 우사이비아가 초신성 당시 바그다드에서 활동했던 네스토리우스파 기독교 의사 이븐 부틀란의 저작을 13세기에 베껴 쓴 사본에서 관련 내용이 발견되면서 이슬람 천문학에도 기록이 있었음이 밝혀졌다.[23][24]

1921년 칼 오토 램플랜드가 성운의 구조 변화를 관측했다고 발표하면서 게 성운이 초신성에 의해 생성되었다는 현대적 이해가 시작되었다.[16] 같은 해 존 찰스 던컨은 잔해가 팽창하고 있음을 입증했고,[17] 크누트 룬드마르크는 1054년의 객성과의 근접성을 지적했다.[15][18] 1928년 에드윈 허블은 이 구름을 1054년의 별과 관련짓는 것을 제안했고, 니콜라스 메이얼이 1054년의 별이 게 성운을 생성한 폭발의 초신성임을 확실히 밝혔다.

2. 2. 발견 및 관측

1731년, 영국의 아마추어 천문학자 존 베비스가 게 성운을 처음 발견했다.[9] 1758년, 프랑스의 천문학자 샤를 메시에는 밝은 혜성을 관측하던 중 게 성운을 독립적으로 재발견했다.[9] 메시에는 처음에 게 성운을 핼리 혜성으로 착각했으나, 관측 대상이 하늘을 가로질러 움직이지 않는다는 것을 확인하고 혜성이 아니라는 결론을 내렸다.[10] 그는 혜성과 혼동하기 쉬운 천체 목록인 메시에 목록에 게 성운을 첫 번째 항목(M1)으로 기록했다.[9]

윌리엄 허셜은 1783년부터 1809년 사이에 게 성운을 여러 차례 관측했으나, 그가 이전에 게 성운의 존재를 알고 있었는지는 불분명하다. 그는 게 성운이 별들의 무리로 이루어져 있다고 생각했다.[13] 1840년대 초, 윌리엄 파슨스(로스 백작 3세)는 망원경으로 게 성운을 관측하고 게의 다리처럼 보이는 팔을 가진 그림을 그렸다.[5] 1848년에 망원경으로 다시 관측했지만, 이전에 생각했던 게와 유사한 모습을 확인할 수는 없었다.[11][12] 그럼에도 불구하고 '게 성운'이라는 이름은 계속 사용되었다.

로스 경(1844)이 처음으로 묘사한 성운의 복제본(흑백으로 나타나도록 색상 반전됨)


리버풀 망원경으로 촬영한 게 성운의 HaRGB 영상, 총 노출 시간 1.4시간


550nm(녹색광) 가시광선 스펙트럼에서 관측된 성운


20세기 초, 천체 사진술의 발달로 게 성운이 팽창하고 있다는 사실이 밝혀졌다.[13] 팽창을 역추적하면 약 900년 전에 가스 구름이 한 점에서 시작되었다는 것을 알 수 있다.[85][86] 1913년 베스토 슬라이퍼가 하늘에 대한 분광학 연구를 기록했을 때, 게 성운은 다시 한번 최초로 연구된 천체 중 하나였다. 1921년 칼 오토 램플랜드는 구름의 변화를 발견했고,[16] 같은 해 존 찰스 던컨은 잔해가 팽창하고 있음을 증명했다.[17] 크누트 룬드마르크는 게 성운이 1054년에 기록된 객성과 가깝다는 점을 지적했다.[15][18]

1928년, 에드윈 허블은 게 성운과 1054년의 별을 연결 지으려 했고,[13] 이는 초신성의 본질이 밝혀질 때까지 논란거리였다. 이후 니콜라스 메이얼이 1054년의 별이 게 성운을 만든 초신성 폭발임을 확실하게 증명했다.

3. 물리적 특성

스피처 우주 망원경으로 적외선 영역에서 본 게 성운


허블 우주 망원경으로 본 게 성운의 한 부분. 복잡한 필라멘트 구조에서 레일리-테일러 불안정성이 나타난다


가시광선으로 보면 게 성운은 대략 계란형의 필라멘트 덩어리로 보이며, 중앙의 푸른 영역을 둘러싸고 있다. 필라멘트는 주로 이온화된 수소 및 헬륨으로 이루어져 있으며, 온도는 11,000~18,000K이고, 밀도는 cm3 당 1,300 개의 입자이다.[88]

1953년 소련의 천체물리학자 이오시프 시크로브스키는 중앙의 푸른 영역이 싱크로트론 복사가 일어나는 곳이라고 주장했고,[89] 3년 후 관측으로 확인되었다. 1960년대에는 성운 중심의 중성자별의 강력한 자기장이 그 원인이라는 것도 밝혀졌다.[90]

3. 1. 형태 및 구조

가시광선으로 보면 게 성운은 대략 계란형의 필라멘트 덩어리로 보이며, 길이 6 분, 폭 4 분으로 중심부의 푸른 영역을 둘러싸고 있다. 3차원적으로는 회전타원체 모양을 하고 있다. 필라멘트는 원시 별의 대기 잔해로, 주로 이온화된 수소 및 헬륨으로 이루어져 있으며, 탄소, 산소, 질소, 철, 네온, 황도 포함되어 있다. 필라멘트의 온도는 11,000~18,000 K이고, 밀도는 cm3 당 1,300 개의 입자이다.[88]

1953년 소련의 천체물리학자 이오시프 시크로브스키는 중앙의 푸른 영역이 싱크로트론 복사가 일어나는 곳이라고 주장했다.[89] 3년 후 그의 주장은 관측을 통해 확인되었다. 1960년대에는 성운 중심에 있는 중성자별의 강력한 자기장이 싱크로트론 복사의 원인이라는 것이 밝혀졌다.[90]

허블 우주 망원경으로 관측한 결과, 게 성운의 필라멘트 구조에서는 레일리-테일러 불안정성이 나타나는 복잡한 모습이 관찰된다. 3차원적으로 게 성운은 편평 타원체(약 1380pc 거리로 추정) 또는 장축 타원체(약 2020pc 거리로 추정) 모양으로 여겨진다.[44]

3. 2. 팽창 속도 및 거리

게 성운은 현재 초속 1500km/s의 속도로 팽창하고 있다.[91] 1973년과 2001년에 찍은 사진을 비교하여 거리가 추정되었다.[92] 지구로부터의 거리는 여러 측정 방법 간의 불일치로 인해 불확실했으나, 2008년에는 약 2±로 합의되었다.[2] 1973년 여러 방법을 통해 산출된 거리는 6300ly였다.[93] 장축을 따라 측정된 지름은 약 4.1±이다.

성운의 팽창 속도는 게 성운 펄사가 자기장에 에너지를 공급하면서 빨라진 것으로 추측된다.[94][95]

3. 3. 질량

성운 필라멘트에 있는 물질은 대부분 헬륨이며,[96] 약 이다.[97]

게 성운 필라멘트에 포함된 물질량(이온화 및 중성 기체의 방출 물질, 대부분 헬륨)은[48] 으로 추정된다.[49]

3. 4. 헬륨이 풍부한 원환면

게 성운의 펄서 영역을 동서 방향으로 가로지르는 띠 모양의 헬륨이 풍부한 토러스는 게 성운의 여러 구성 요소 중 하나이다. 이 토러스는 보이는 분출물의 약 25%를 차지하며, 계산에 따르면 약 95%가 헬륨으로 구성되어 있다. 현재까지 이 토러스 구조에 대한 타당한 설명은 제시되지 않고 있다.[63]

4. 중심부의 별 (게 성운 펄서)

게 성운 중심에는 희미한 두 개의 별이 있는데, 그 중 하나가 게 성운을 유지시키는 별이다. 이 별은 1942년 루돌프 민코프스키가 광학 스펙트럼이 매우 특이하다는 것을 발견하면서 확인되었다.[50] 1949년에는 강한 전파원으로,[51] 1963년에는 X선원으로 확인되었고,[52] 1967년에는 감마선에서 하늘에서 가장 밝은 천체 중 하나로 확인되었다.[53] 1968년, 이 별이 빠른 펄스로 방사선을 방출하는 것이 밝혀지면서 최초로 발견된 펄서 중 하나가 되었다.[24]

펄서는 초당 여러 번, 짧고 매우 규칙적인 펄스로 방출되는 강력한 전자기 방사선의 원천이다. 1967년 발견 당시에는 큰 수수께끼였고, 최초로 펄서를 확인한 연구팀은 그것이 고도로 발달된 문명의 신호일 가능성을 고려하기도 했다.[54] 그러나 게 성운 중심에서 맥동하는 전파원이 발견되면서 펄서가 초신성 폭발로 생성된다는 강력한 증거가 제시되었다.[55] 현재 펄서는 빠르게 회전하는 중성자별로 이해되고 있으며, 강력한 자기장이 그 방사선 방출을 좁은 빔으로 집중시킨다.[56]

게 성운 펄서의 지름은 약 28km에서 30km로 추정되며,[57] 33밀리초마다 방사선 펄스를 방출한다.[58] 즉, 1초에 30회 자전한다. 펄스는 전파에서 X선에 이르기까지 전자기 스펙트럼 전반에 걸쳐 다양한 파장에서 방출된다. 다른 고립된 펄서와 마찬가지로, 그 주기는 매우 서서히 느려지고 있다. 때때로, 그 회전 주기는 '글리치'라고 알려진 급격한 변화를 보이는데, 이는 중성자별 내부의 갑작스러운 재정렬로 인한 것으로 여겨진다. 펄서가 느려짐에 따라 방출되는 에너지의 양은 엄청나며, 이는 게 성운의 싱크로트론 방사선 방출을 촉진한다. 게 성운의 총 광도는 태양의 약 148,000배에 달한다.[59]

펄서의 극도로 높은 에너지 출력은 게 성운 중심에 특이하게 역동적인 영역을 만든다. 대부분의 천체는 매우 느리게 진화하여 변화가 수년의 시간 척도에 걸쳐서만 보이는 반면, 게 성운의 내부는 단 며칠 만에 변화를 보인다.[60] 성운 내부에서 가장 역동적인 특징은 펄서의 적도풍이 성운의 대부분과 충돌하여 충격파면을 형성하는 지점이다. 이 특징의 모양과 위치는 빠르게 변하며, 적도풍은 펄서에서 멀어짐에 따라 성운의 주요 부분으로 이동하면서 가늘고 밝아졌다가 사라지는 일련의 실 모양의 특징으로 나타난다.[60]

허블 우주 망원경(빨간색)의 광학 데이터와 찬드라 엑스선 관측선(파란색)의 X선 이미지를 결합한 게 성운 펄서 사진


게 성운의 X선 방출량 변화. 펄서 주위 환경과 연관이 있는 것으로 보인다.


페르미 감마선 우주 망원경이 찍은 게 성운의 슈퍼 플레어

5. 원형 별

게 성운을 만든 초신성의 원형 별은 핵붕괴 초신성(Ib, Ic, II형)으로 추정된다.[62] 게 성운 펄사가 존재한다는 사실은 원형 별이 Ia형 초신성이 아닌, 중심핵 붕괴로 형성된 초신성임을 의미한다.[62]

이론적 모델에 따르면, 게 성운을 형성한 초신성의 질량은 사이였을 것으로 추정된다.[63][64] 미만의 별은 초신성 폭발을 일으키기에는 너무 작아 행성상 성운을 생성하며, 초과의 별은 게 성운과 다른 화학적 조성을 가진 성운을 생성했을 것으로 예상된다.[65]

최근 연구에서는 원형 별이 범위의 초점근거성가지 별(super-AGB star)이었으며, 전자포획 초신성으로 폭발했을 가능성이 제기되었다.[66] 2018년 관측된 초신성 SN 2018zd가 전자포획 초신성의 증거로 제시되면서,[67][68][69] 게 성운의 원형 별이 전자포획 초신성이었을 가능성이 높아졌다.[68][69]

하지만 성운과 펄서를 합친 질량이 원형 별의 예상 질량보다 훨씬 작다는 "빠진 질량" 문제는 여전히 해결되지 않았다.[49] 성운의 질량은 (일반적으로 ) , 중성자별의 질량은 로 추정된다.[65] "빠진 질량"을 설명하기 위해, 초신성 폭발 전 항성풍으로 질량의 상당 부분이 사라졌다는 이론이 있지만, 이를 뒷받침할 껍질은 아직 발견되지 않았다.[70]

6. 태양계 천체의 통과

게 성운은 황도에서 약 1.5° 떨어져 있어, 달이나 행성이 일면 통과하거나 엄폐할 수 있다. 태양은 직접 통과하지 않지만, 태양의 코로나는 게 성운 앞을 지난다. 이러한 현상은 성운과 통과 천체 모두를 분석하는 데 활용된다.

6. 1. 달의 통과

달의 통과 현상을 이용하여 성운에서 방출되는 X선의 분포 지도를 만들 수 있었다. X선 관측 위성이 발사되기 이전에는 분해능이 낮아 관측에 어려움이 있었으나, 달이 성운 앞을 지날 때 달의 위치가 매우 정확하게 측정되었기 때문에 성운의 밝기 변화를 토대로 지도를 만들 수 있었다.[111] 게 성운에서 X선이 처음 관측되었을 때도 발생원의 정확한 위치를 알아내기 위해 달의 엄폐 현상을 이용했다.[100]

6. 2. 태양 코로나의 통과

매년 6월에는 태양의 코로나가 게 성운 앞을 지나간다. 이때 게 성운에서 발생하는 전파의 변화를 이용하여 코로나의 밀도와 구조를 자세히 추론할 수 있다.[112][72] 초기 관측을 통해 코로나가 이전에 생각했던 것보다 훨씬 더 멀리 퍼져있다는 사실이 밝혀졌고, 이후 관측에서는 코로나에 상당한 밀도 변화가 있음을 발견했다.[72]

6. 3. 기타 천체의 통과

황도에서 대략 1.5° 떨어져 있는 게 성운은 달이나 행성의 일면 통과나 엄폐가 일어날 수 있다. 태양은 직접 통과하지 않지만, 태양의 코로나는 게 성운 앞을 지난다.

아주 드물게 토성이 게 성운을 통과하는 경우가 있다. 2003년에는 토성의 위성인 타이탄이 게 성운을 가렸는데, 이때 타이탄 대기의 X선 흡수를 통해 대기 두께가 880km임을 알아냈다.[113] 찬드라 X선 관측선이 촬영한 아래 이미지는 토성의 위성 타이탄이 게 성운을 통과하는 모습이다.


참조

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