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원시행성상성운

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목차

1. 개요

원시행성상성운은 점근거성가지 별이 진화하는 과정에서 형성되는 천체로, 행성상성운과 유사한 외관을 갖지만 아직 주변 가스를 이온화할 만큼 뜨겁지 않은 단계이다. 이 단계는 별이 수소 외피를 잃고 유효 온도가 약 5,000 켈빈으로 상승하면서 시작되며, 고속의 별풍을 발생시켜 이전 단계에서 방출된 물질을 휩쓸어 쌍극성 성운과 같은 형태를 만든다. 중심별의 온도가 약 30,000 켈빈에 도달하여 주변 가스를 이온화하면 행성상성운으로 진화하며, 이 단계는 약 10,000년 이내에 완료되어야 한다. 최근 연구에서는 원시행성상성운의 고속 항성풍을 설명하기 위해 강착 원반 모델과 자기유체역학적 과정이 고려되고 있다.

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원시행성상성운
개요
원시 행성상 성운
허블 우주 망원경으로 촬영한 원시 행성상 성운의 모습
유형성운
설명죽어가는 별을 둘러싼 성운
특징
다른 이름전 행성상 성운 (PPN, preplanetary nebula)
관련 천체점근거성가지 별
행성상 성운
추가 정보
참고 문헌https://trs.jpl.nasa.gov/bitstream/2014/40924/1/04-3294.pdf
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005AAS...206.2804K/abstract

2. 명칭

'''원시행성상성운'''이라는 명칭은 원시행성 원반과 혼동될 수 있어 부적절하다.[1] 이 명칭은 초기 천문학자들이 망원경으로 행성상성운을 관측했을 때 해왕성, 천왕성과 같은 가스 행성과 유사하다고 생각하여 붙인 '행성상성운'에서 유래했다.[1] 이러한 혼동을 피하고자 천문학계에서는 '''전행성상성운'''이라는 용어를 제안하기도 했다.[1] 이 천체들은 후-AGB 별로도 불리지만, 이 범주에는 물질을 이온화하지 않는 별도 포함된다.[1]

3. 진화

점근거성가지 후기에 별은 질량 손실로 인해 수소 외피의 질량이 핵 질량(0.60 M☉)의 약 10−2 M☉로 감소한다. 이때 별은 헤르츠스프룽-러셀 도표의 청색 쪽으로 진화하기 시작한다. 수소 외피가 10−3 M☉까지 더 감소하면 외피가 너무 붕괴되어 더 이상의 상당한 질량 손실이 불가능하다고 여겨진다. 이 시점에서 별의 유효 온도(''T''*)는 약 5,000 K이며, 이는 점근거성가지(LAGB)의 끝과 원시행성상성운(PPN)의 시작으로 정의된다.[1]

이후 원시행성상성운 단계에서 중심별의 유효 온도는 수소 껍질 연소로 인한 외피 질량 손실로 인해 계속 상승한다. 이 단계에서 중심별은 여전히 너무 차가워서 이전의 점근 거성 단계에서 방출된 느리게 움직이는 주변 껍질을 이온화할 수 없다. 그러나 별은 이 껍질을 형성하고 충격을 가하는 고속, 준선형의 별풍을 발생시키는 것으로 보이며, 거의 확실하게 느리게 움직이는 점근 거성 방출물을 휩쓸어 빠른 분자풍을 생성한다. 1998년부터 2001년까지의 관측 및 고해상도 영상 연구에 따르면 빠르게 진화하는 PPN 단계가 궁극적으로 후속 행성상 성운의 형태를 형성한다.[1] 점근 거성 외피 분리 중 또는 직후에 외피 모양이 대략 구형 대칭에서 축 대칭으로 변경된다. 그 결과 형태는 쌍극성 성운, 매듭진 제트 및 허빅-아로 천체와 같은 "활 충격파"이다. 이러한 모양은 비교적 "어린" PPN에서도 나타난다.[1]

PPN 단계는 중심별의 온도가 약 30,000 K에 도달하고, 주변 성운(방출된 가스)을 이온화할 만큼 충분히 뜨거워져 자외선 복사를 생성하여 방출 성운의 일종인 행성상 성운이 될 때까지 계속된다. 이러한 전환은 약 10,000년 이내에 이루어져야 한다. 그렇지 않으면 주변 외피의 밀도가 PN 형성 밀도 임계값 이하로 떨어져서 PN이 형성되지 않을 것이다. 이러한 경우를 때때로 '게으른 행성상 성운'이라고 부른다.[1]

3. 1. 시작

점근거성가지 후기에 질량 손실로 인해 수소 외피의 질량이 핵 질량(0.60 M☉)의 약 10−2 M☉로 감소하면 별은 헤르츠스프룽-러셀 도표의 청색 쪽으로 진화하기 시작한다. 수소 외피가 10−3 M☉까지 더 감소하면 외피가 너무 붕괴되어 더 이상의 상당한 질량 손실이 불가능하다고 여겨진다. 이 시점에서 별의 유효 온도(''T''*)는 약 5,000 K이며, 이는 점근거성가지(LAGB)의 끝과 원시행성상성운(PPN)의 시작으로 정의된다.

3. 2. 원시행성상성운 단계

허블 우주 망원경의 첨단 관측 카메라로 촬영한 IRAS 20068+4051로 알려진 원시 행성상 성운


이후 원시행성상성운 단계에서 중심별의 유효 온도는 수소 껍질 연소로 인한 외피 질량 손실로 인해 계속 상승한다. 이 단계에서 중심별은 여전히 너무 차가워서 이전의 점근 거성 단계에서 방출된 느리게 움직이는 주변 껍질을 이온화할 수 없다. 그러나 별은 이 껍질을 형성하고 충격을 가하는 고속, 준선형의 별풍을 발생시키는 것으로 보이며, 거의 확실하게 느리게 움직이는 점근 거성 방출물을 휩쓸어 빠른 분자풍을 생성한다. 1998년부터 2001년까지의 관측 및 고해상도 영상 연구에 따르면 빠르게 진화하는 PPN 단계가 궁극적으로 후속 PN의 형태를 형성한다.[1] 점근 거성 외피 분리 중 또는 직후에 외피 모양이 대략 구형 대칭에서 축 대칭으로 변경된다. 그 결과 형태는 쌍극성 성운, 매듭진 제트 및 허빅-아로 천체와 같은 "활 충격파"이다. 이러한 모양은 비교적 "어린" PPN에서도 나타난다.[1]

헤르츠스프룽-러셀 도표(HR도표)상에서 점근거성가지 후기에 위치한 별은 항성풍으로 가스를 방출하며, 수소 외층의 질량이 약 10-2 ''M''☉에, 중심핵의 질량이 약 0.60 ''M''☉ 정도가 되면 HR도표 상에서 청색 쪽으로 이동한다. 가스 방출이 더욱 진행되어 수소 외층의 대부분을 잃어버리고, 이 영역의 질량이 10-3 ''M''☉이 되면 대규모 가스 방출은 더 이상 일어나지 않게 된다. 이때 별의 유효 온도는 5000 켈빈 정도가 되며, 점근거성가지 후기에서 원시행성상성운으로 진화한다.[1]

원시 행성상 성운 단계에서는 수소 껍질 핵융합으로 외부 층이 날아가고, 중심별의 실효 온도는 계속 상승한다. 이 단계에서는 중심별의 온도가 아직 충분히 높지 않기 때문에, 점근 거성 단계에서 천천히 방출된 주변 물질이 전리되지 않는다. 그러나 중심별은 양극 방향으로 고속의 항성풍을 방출하기 시작하고, 주변 물질은 이에 밀려나듯이 퍼져나간다. 1998년부터 2001년에 걸쳐 실시된 고해상도 관측에서는, 원시 행성상 성운의 진화가 그 후의 행성상 성운의 형상 결정에 큰 역할을 하고 있음이 밝혀졌다. 점근 거성의 외부 층이 사라지면, 성운 전체는 구대칭에서 축대칭 형태로 변화해 간다. 양극 방향으로 뻗은 허빅-아로 천체와 같은 충격파면이 관측되기도 한다. 이러한 형상은, 형성 초기의 원시 행성상 성운에서 보인다.

3. 3. 종결

PPN 단계는 중심별의 온도가 약 30,000 K에 도달하고, 주변 성운(방출된 가스)을 이온화할 만큼 충분히 뜨거워져 자외선 복사를 생성하여 방출 성운의 일종인 행성상 성운이 될 때까지 계속된다. 이러한 전환은 약 10,000년 이내에 이루어져야 한다. 그렇지 않으면 주변 외피의 밀도가 PN 형성 밀도 임계값 이하로 떨어져서 PN이 형성되지 않을 것이다. 이러한 경우를 때때로 '게으른 행성상 성운'이라고 부른다.[1]

중심별의 온도가 3만 켈빈에 도달하면 매우 강한 자외선이 방출되어 주변의 성운이 전리되기 시작한다. 반사 성운이었던 원시 행성상 성운은 이 전리에 의해 휘선 성운의 일종인 행성상 성운이 된다. 이러한 변화는 1만 년 이내에 일어나는 것으로 생각된다. 만약 별 주위 물질의 밀도가 일정 값 이상이면 중심별로부터의 자외선이 차단되어 전리가 진행되지 않아 행성상 성운이 되지 않는다. 이러한 천체를 'lazy planetary nebula' (게으른 행성상 성운)라고 부르기도 한다.[2]

4. 최근 연구 동향

부자라발 등(2001)은 쿼크 등(1978)의 "상호작용하는 항성풍" 모델이 복사로 구동되는 바람으로는 원시행성상성운(PPN) 고속 바람의 CO 관측을 설명하기에 충분하지 않다는 것을 발견했는데, 이는 이 모델과 일치하지 않는 높은 운동량과 에너지를 암시한다.[4] 이 발견을 계기로, 이론 천문학자들은 활동 은하핵과 젊은 별의 제트를 설명하는 데 사용되는 모델과 유사한 강착 원반 시나리오가 많은 PPN 제트에서 보이는 점 대칭성과 높은 정도의 준위를 모두 설명할 수 있는지 조사했다.[6][7][8][9] PPN 환경에 적용된 이러한 모델에서 강착 원반은 쌍성 상호작용을 통해 형성된다. 그런 다음 원반 표면에서 자기 원심 발사는 이러한 시스템에서 중력 에너지를 고속 바람의 운동 에너지로 변환하는 방법이다.[9]

만약 강착 원반 제트 패러다임이 옳고 자기유체역학(MHD) 프로세스가 PPN 유출의 에너지와 준위를 매개한다면, 그것들은 또한 이러한 흐름의 충격 물리를 결정할 것이며, 이는 충격과 관련된 방출 영역의 고해상도 사진으로 확인할 수 있다.

5. 원시행성상성운 목록

참조

[1] 논문 A Starfish Preplanetary Nebula: IRAS 19024+0044 https://trs.jpl.nasa[...] 2005
[2] 간행물 Near-death Transformation: Mass Ejection in Planetary Nebulae and Protoplanetary Nebulae 2005
[3] 뉴스 An interstellar butterfly http://www.spacetele[...] 2014-03-11
[4] 논문 Bujarrabal, V., Castro-Carrizo, A., Alcolea, J., S{\'a}nchez Contreras, C.; 2001.; Mass, linear momentum and kinetic energy of bipolar flows in protoplanetary nebulae.; Astronomy and Astrophysics 377, 868–897. doi:10.1051/0004-6361:20011090 https://ui.adsabs.ha[...] 2001
[5] 논문 Kwok, S., Purton, C.R., Fitzgerald, P.M.; 1978; On the origin of planetary nebulae; The Astrophysical Journal 219, L125–L127. doi:10.1086/182621 https://ui.adsabs.ha[...] 1978
[6] 논문 Soker, N., Livio, M.; 1994; Disks and jets in planetary nebulae; The Astrophysical Journal 421, 219. doi:10.1086/173639 https://ui.adsabs.ha[...] 1994
[7] 논문 Reyes-Ruiz, M., López, J.A.; 1999; Accretion Disks in Pre-Planetary Nebulae; The Astrophysical Journal 524, 952–960. doi:10.1086/307827 https://ui.adsabs.ha[...] 1999
[8] 논문 Soker, N., Rappaport, S.; 2000; The Formation of Very Narrow Waist Bipolar Planetary Nebulae; The Astrophysical Journal 538, 241–259. doi:10.1086/309112 https://ui.adsabs.ha[...] 2000
[9] 논문 Blackman, E.G., Frank, A., Welch, C.; 2001; Magnetohydrodynamic Stellar and Disk Winds: Application to Planetary Nebulae; The Astrophysical Journal 546, 288–298. doi:10.1086/318253 https://ui.adsabs.ha[...] 2001


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