고양이 눈 성운
"오늘의AI위키"의 AI를 통해 더욱 풍부하고 폭넓은 지식 경험을 누리세요.
1. 개요
고양이 눈 성운(NGC 6543)은 겉보기 등급 8.1의 밝은 행성상 성운으로, 북반구에서 관측하기 용이하다. 1786년 윌리엄 허셜에 의해 처음 발견되었으며, 1864년 윌리엄 허긴스에 의해 분광기로 관측된 최초의 성운 중 하나이다. 성운은 중심별이 적색 거성 단계에서 방출한 물질로 이루어진 광대한 헤일로를 가지고 있으며, 중심별은 O7 + WR형 항성으로 태양보다 약 10,000배 밝다. 고양이 눈 성운까지의 거리는 약 3,300 광년으로 추정되며, 각 팽창률을 통해 추정된 나이는 약 1,000년이다. 성운은 수소와 헬륨을 주로 포함하며, 탄소, 질소, 산소 등의 무거운 원소도 존재한다. 성운의 복잡한 형태는 아직 정확히 밝혀지지 않았으며, 중심별이 쌍성계일 가능성도 제기되고 있다.
더 읽어볼만한 페이지
- 용자리 - 스트루베 2398
스트루베 2398은 HD 173739(스트루베 2398 A, 글리제 725 A)와 HD 173740(스트루베 2398 B, 글리제 725 B)로 이루어진 이중성계입니다. - 용자리 - 엘타닌
엘타닌은 용자리에 있는 분광형 K5 III의 거성으로, 태양보다 질량과 반지름이 크며 다른 별을 분류하는 기준점으로 사용되어 왔고, 광행차 현상 발견과 자코비니 유성군 복사점 위치와 관련이 있으며, 아랍어에서 유래된 이름으로 미국 해군 함선 이름으로도 사용되었다. - 행성상성운 - 아령 성운
아령 성운은 여우자리 방향으로 약 1,360 광년 떨어진 행성상 성운으로, 아마추어 천문가들에게 인기가 높으며 약 3,000~4,000년 전에 팽창을 시작한 것으로 추정된다. - 행성상성운 - 고리 성운
고리 성운은 거문고자리 방향으로 2,300광년 떨어진 행성상성운으로, 1779년에 발견되었으며, 중심에 백색 왜성이 있고 팽창하며 다양한 색상의 방출선을 보인다. - 콜드웰 천체 - NGC 6397
NGC 6397은 우리 은하의 구상성단으로, 천문학적으로 별의 질량 하한선 규명, 백색왜성 집중으로 밝혀진 중심부 밀집성 천체 성질 규명, 초기 우주 은하 형성 연구 자료 제공 등 중요한 발견에 기여했다. - 콜드웰 천체 - NGC 2403
NGC 2403은 윌리엄 허셜이 발견한 M81 은하군 소속의 정면나선은하로, 800만 광년 거리에 있으며, 국부 은하군 너머에서 세페이드 변광성이 처음 발견되었고, 활발한 별 형성 활동과 왜소 은하 동반, 그리고 밝은 청색 변광성들을 포함한다.
| 고양이 눈 성운 | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 이름 | 고양이 눈 성운 |
| 형태 | 행성상 성운 |
| 위치 | 용자리 |
| 별칭 | NGC 6543, 달팽이 성운, 해바라기 성운, IC 4677, Caldwell 6 |
| 관측 데이터 | |
| 적경 (J2000) | 17h 58m 33.423s |
| 적위 (J2000) | +66° 37' 59.52" |
| 시선 속도 | 정보 없음 |
| 거리 | 3,300 ± 90 광년 (1,000 ± 30 파섹) |
| 겉보기 등급 | +9.8B |
| 시직경 | 코어: 20" |
| 반지름 | 코어: 0.2 광년 |
| 절대 등급 | -0.2B (+0.8 / -0.6) |
| 특징 | |
| 참고 사항 | 복잡한 구조 |
2. 일반 정보
NGC 6543은 북반구에서 관측하기 쉬운 위치에 있는 행성상 성운으로, 겉보기 등급 8.1로 비교적 밝고 높은 표면밝기를 가진다.[36] 밝은 내부 성운은 평균 16.1 각초, 외부의 응축 부분은 약 25 각초이다.[5] 중심별이 적색 거성 단계에서 방출한 물질로 이루어진 광대한 헤일로는 약 300 각초 (5 분각)에 걸쳐 확장되어 있다.[29]
1786년 2월 15일 윌리엄 허셜이 고양이 눈 성운을 처음 발견했으며, 성운의 모양을 행성 원반에 비유했다. 1864년 8월 29일, 영국의 아마추어 천문학자 윌리엄 허긴스는 분광기를 사용하여 고양이 눈 성운을 관측했는데, 이는 분광기로 관측된 최초의 행성상 성운이었다.[42] 허긴스의 관측 결과, 성운의 스펙트럼은 불연속적이며 몇 개의 밝은 방출선으로만 이루어져 있었다. 이는 행성상 성운이 매우 희박한 기체로 이루어져 있다는 최초의 증거였다.[36] 이러한 초기 연구 이후, NGC 6543은 전자기 스펙트럼 범위에서도 관측이 이루어졌다.
NGC 6543은 황도 북극에서 4.4 분각 떨어져 있어, 지구 황도 자전축의 편리하고 정확한 마커 역할을 한다.
성운 본체의 온도는 약 7,000 ~ 9,000 K이며, 밀도는 세제곱센티미터당 약 5,000개 입자이다.[6] 외부 헤일로는 정도로 더 높은 온도를 가지지만 밀도는 훨씬 낮다.[7]
중심별은 O7 + WR 형 항성으로, 표면 온도는 약 이다.[6] 태양보다 약 10,000배 밝고, 반경은 이다.[9] 분광 분석 결과, 중심별은 빠른 항성풍으로 매년 약 태양 질량(초당 20조 톤)의 물질을 잃고 있으며, 항성풍 속도는 약 이다.[6] 중심별의 현재 질량은 1태양 질량 이상이지만, 진화 계산 이론에 따르면 초기 질량은 약 5태양 질량 정도였다.[8]
일부 자료에서는 고양이 눈 성운이 지구로부터 약 3,000 광년 떨어져 있다고 제시하지만,[10] 다른 자료에서는 약 5,300 광년으로 제시하기도 한다.
3. 관측
NGC 6543은 북반구에 위치한 심원 천체로, 겉보기 등급은 8.1등급이며 높은 표면 밝기를 가진다. 밝은 내부 성운은 평균 16.1 각초 크기이며, 외부의 두드러진 응축 부분은 약 25 각초이다.[5] 심층 이미지에서는 약 300 각초(5 분각)에 걸쳐 확장된 헤일로가 드러나는데,[29] 이는 중심별이 적색 거성 단계에서 방출한 것이다.
관측 결과에 따르면 밝은 성운의 온도는 7,000~9,000 K 사이이며, 밀도는 세제곱센티미터당 약 5,000개의 입자이다.[6] 외부 헤일로는 15,000 K 정도로 더 높은 온도를 가지고 있지만, 밀도는 훨씬 낮다.[7] 빠른 항성풍의 속도는 약 1,900 km/s이며, 분광학적 분석에 따르면 현재 질량 손실률은 연간 평균 3.2×10-7 태양 질량으로, 초당 20조 톤(20 Eg/s)에 해당한다.[6]
3. 1. 적외선 관측
스피처 우주 망원경의 원적외선 관측 결과, 저온의 성간 먼지가 존재한다는 사실이 밝혀졌다. 이 먼지는 중심별의 생애 마지막 단계에서 형성된 것으로 보이며, 중심별에서 나온 빛을 흡수하여 적외선 파장으로 다시 방출한다. 먼지의 적외선 방출 스펙트럼을 통해 먼지의 온도는 약 85 K, 질량은 약 태양질량으로 추정된다.[43][14]
또한, 적외선 방출은 수소 분자(H2)나 아르곤 같은 비이온화 물질의 존재를 나타낸다. 많은 행성상 성운에서 분자 방출은 중심별에서 멀리 떨어진 곳에서 더 많은 물질들이 이온화되지 않기 때문에 이 위치에서 가장 강하다. 그러나 NGC 6543의 수소 분자 방출은 외부 헤일로의 안쪽 가장자리에서 밝게 나타나는데, 이는 충격파가 H2를 들뜬 상태로 만들어 각기 다른 속도로 산란시키기 때문으로 보인다. 적외선 대역(파장 2–8 μm)에서 고양이 눈 성운의 전체적인 외관은 가시광선에서의 모습과 비슷하다.[44][15]
3. 2. 가시광선과 자외선 관측
NGC 6543은 자외선과 가시광선 파장에서 널리 관측되었다. 이 파장에서의 분광 관측은 원소 함량비를 측정하는데 쓰였고,[45] 이 파장에서의 이미지는 성운의 복잡한 구조를 밝히는데 사용되었다.[46]
허블 우주 망원경은 이온화 수치가 높고 낮은 지역을 강조하기 위한 위색(僞色, false colour) 사진을 촬영했다. 각 스펙트럼의 파장은 전자 하나를 잃은 수소는 656.3nm, 전자 하나를 잃은 질소는 658.4 nm, 전자 둘을 잃은 산소는 500.7 nm로, 빛을 필터로 분리한 세 장의 사진이 촬영되었다. 사진은 각각 적색, 녹색, 청색의 세 채널들이 결합되어 만들어졌지만, 실제 색상은 적색과 녹색이다.[47] 이 사진에서, 성운의 가장자리에 이온화된 물질이 적은 두개의 ‘뚜껑’(caps) 구조가 있는 것을 확인할 수 있다.[16]
3. 3. 엑스선 관측
찬드라 엑스선 우주 망원경 관측 결과, 고양이 눈 성운 내부에 1.7 × 106 K에 달하는 매우 뜨거운 가스가 존재한다는 것이 밝혀졌다.[48][17] 이 뜨거운 가스는 빠른 속도의 항성풍과 이전에 방출된 물질이 격렬하게 상호작용하여 생성된 것으로 추측된다. 이러한 상호작용은 성운 안쪽에 거품을 만들었다.[46][25]
또한, 중심별 위치에서 점광원이 발견되었다. 이 점광원의 스펙트럼은 0.5–1.0 keV의 경엑스선 스펙트럼까지 확장되어 있다. 약 100,000 K 온도의 광구를 가진 별이 강렬한 경엑스선을 방사하는 것으로 보이지는 않기 때문에, 이 경엑스선의 존재는 수수께끼로 남아 있다. 일각에서는 이 경엑스선이 쌍성계 내에 있는 고온의 강착 원반 때문에 나타나는 현상일 수 있다고 추측한다.[49][18] 
4. 거리
행성상 성운 연구에서 오랫동안 계속되어 온 문제는 성운까지의 거리가 대부분 잘 알려져 있지 않다는 점이었다. 행성상 성운까지의 거리를 계산하는 많은 방법들은 단순히 가설에 의존했으며, 이로 인해 생기는 상당한 부정확성 또한 문제였다.[50]
그러나 허블 우주 망원경을 이용한 최근의 관측은 성운의 거리를 측정하는 새로운 방법을 가능하게 했다. 모든 행성상 성운들은 퍼져 나가고 있으며, 충분히 높은 각분해능으로 수 년 간격으로 관측하면 천구면에서의 성운의 성장을 밝혀낼 수 있다. 이 값은 보통 1년에 약간의 밀리초각 이하로 매우 작다. 분광을 관측하면 도플러 효과를 이용하여 시선 상에 놓인 성운 팽창의 속도를 밝혀낼 수 있다. 그렇게 하면 밝혀진 팽창속도와 각도 확장을 비교하여, 성운까지의 거리를 계산해 낼 수 있다.[50]
허블 우주 망원경이 몇 년에 걸쳐 NGC 6543을 관측한 결과는 그 거리를 관측하는데 사용되었다. 성운의 각도 확장률은 대략 1년에 10 밀리초각이며, 시선상의 성운의 팽창속도는 16.4 km/s로 밝혀졌다. 이 두 수치를 종합한 결과, NGC 6543이 1001 ± 269 파섹(3×1019 m), 또는 약 3300 광년 떨어져 있다는 것이 밝혀졌다.[51] 다른 연구에서는 1623 파섹 (5,300 광년)으로 제시되기도 한다.[22]
5. 나이
성운의 각 팽창을 이용하여 성운의 나이를 추정할 수 있다. 만약 연간 10밀리초각의 일정한 속도로 팽창해 왔다면, 지름이 20초각에 도달하는 데 1000±260년이 걸릴 것이다.[51][21] 이는 나이의 상한선일 수 있는데, 방출된 물질이 별의 진화 초기 단계에서 방출된 물질과 성간 매질을 만났을 때 속도가 느려지기 때문이다.[21]
6. 구성
대부분의 천체들처럼 NGC 6543은 수소와 헬륨으로 구성되어 있으며, 소량의 무거운 원소들이 존재한다.[40] 수소 대비 헬륨 존재도는 약 0.12이며, 탄소와 질소는 약 3×10−4, 산소는 약 7×10−4이다. 이는 태양보다 무거운 원소 비율이 높은 것인데, 항성이 행성상 성운이 되기 전 핵합성 효과로 대기에 무거운 원소들이 풍부해졌기 때문이다.[45][52] 심층 분광 분석 결과, 성운 내 무거운 원소를 함유하는 물질이 소량 존재할 가능성이 제기되었다.[45]
7. 운동과 형태
고양이 눈 성운은 구조적으로 매우 복잡한 성운이며, 이런 복잡한 형태를 이루게 된 메커니즘은 완전히 밝혀지지 않았다.[46] 성운 중심부의 밝은 부분은 빠른 항성풍과 이전에 분출된 물질들의 상호작용으로 만들어졌으며, 항성풍은 성운 안쪽을 후벼 파 거품 구조를 만든 것으로 보인다.[46]
중심별이 쌍성일 가능성이 있으며, 쌍성계의 질량 이동으로 인한 착증 디스크와 극 제트가 이전 물질과 상호작용하여 복잡한 구조를 형성했을 수 있다. 시간이 지남에 따라 세차 운동으로 극 제트의 방향은 변할 수 있다.[53]
성운의 밝은 안쪽 부분 바깥으로는 항성이 점근거성가지 단계에서 분출한 것으로 보이는 동심원 구조가 존재하며, 매우 고른 간격으로 분포한다.[37] 이 고리들은 대략 1만 5천 년 전에 시작되어 약 1천 년 전에 멎은 것으로 보이며, 고리 형성이 끝난 이때쯤 밝은 안쪽 성운의 형성이 시작되었다.[54] 광대하고 옅은 헤일로가 중심별에서 멀리 떨어진 거리까지 퍼져 있으며, 헤일로 역시 성운 본체보다 앞서 형성되었다.[55]
8. 미해결 문제
집중적인 연구에도 불구하고 고양이 눈 성운은 여전히 많은 수수께끼를 남기고 있다. 안쪽 성운을 둘러싸고 있는 동심원 구조는 수백 년에서 수천 년의 간격을 두고 뿜어져 나온 것으로 보이는데, 이런 시간 척도는 설명하기 상당히 어렵다. 이 행성상성운 형성의 원인이 된 온도의 맥동은 몇만 년의 간격을 두고 이루어진 것으로 추측되고 있는 데 비해 표면의 맥동은 수십 년에 걸쳐서 일어난 것으로 보인다. 고양이 눈 성운에 있는 동심원 구조를 형성하는데 필요한 시간 척도 이상으로 물질을 방출하는 메커니즘은 아직 확실하게 밝혀지지 않았다.[54]
이 행성상 성운의 스펙트럼들은 연속체상에 놓인 방출선으로 이루어져 있다. 이 방출선들이 형성된 원인은 성운 내의 이온이 충돌들뜸됨으로써 생겼거나 전자와 이온이 재결합함으로써 생겼다고 추측되고 있다. 충돌들뜬선들은 일반적으로 재결합선들보다 보다 강하고, 그렇기 때문에 지금까지 존재도 측정에 사용되어 왔다. 그러나 최근의 연구에서 NGC 6543의 스펙트럼에서 보이는 재결합선에서 얻어진 존재도는 충돌들뜬선에서 얻어진 존재도보다 약 세 배 정도 높다. 이 어긋남의 원인은 아마도 성운 내 공간의 온도 변화와 관계가 있는 것으로 보인다.[45]
참조
[1]
Harv
[2]
문서
[3]
문서
[4]
간행물
The evolution of Planetary Nebula Nuclei (PNN)
1985
[5]
Harv
[6]
Harv
[7]
Harv
[8]
Harv
[9]
웹사이트
Constellation Guide
http://www.constella[...]
[10]
웹사이트
The Cat's Eye Nebula From Hubble
2007-05-13
[11]
논문
On the spectra of some of the nebulae
https://babel.hathit[...]
1864
[12]
Harv
[13]
Harv
[14]
Harv
[15]
Harv
[16]
Harv
[17]
Harv
[18]
Harv
[19]
Harv
[20]
Harv
[21]
Harv
[22]
논문
The Magellanic Cloud Calibration of the Galactic Planetary Nebula Distance Scale
[23]
Harv
[24]
Harv
[25]
Harv
[26]
Harv
[27]
Harv
[28]
Harv
[29]
Harv
[30]
Harv
[31]
Harv
[32]
서적
[33]
웹사이트
SIMBAD Astronomical Database
https://simbad.u-str[...]
2012-05-03
[34]
문서
[35]
문서
[36]
논문
Moore 2007
[37]
논문
Balick, Wilson & Hajian 2001
[38]
논문
Reed et al. 1999
[39]
논문
Wesson & Liu 2004
[40]
논문
Wesson & Liu 2004
[41]
논문
Bianchi, Cerrato & Grewing 1986
[42]
논문
kwok 2000
[43]
논문
Klaas et al. 2006
[44]
논문
Hora et al. 2004
[45]
논문
Wesson & Liu 2004
[46]
논문
Balick & Preston 1987
[47]
논문
Wesson & Liu 2004
[48]
논문
Chu et al. 2001
[49]
논문
Guerrero et al. 2001
[50]
논문
Reed et al. 1999
[51]
논문
Reed et al. 1999
[52]
논문
Hyung et al. 2000
[53]
논문
Miranda & Solf 1992
[54]
논문
Balick, Wilson & Hajian 2001
[55]
논문
Balick, Wilson & Hajian 2001
본 사이트는 AI가 위키백과와 뉴스 기사,정부 간행물,학술 논문등을 바탕으로 정보를 가공하여 제공하는 백과사전형 서비스입니다.
모든 문서는 AI에 의해 자동 생성되며, CC BY-SA 4.0 라이선스에 따라 이용할 수 있습니다.
하지만, 위키백과나 뉴스 기사 자체에 오류, 부정확한 정보, 또는 가짜 뉴스가 포함될 수 있으며, AI는 이러한 내용을 완벽하게 걸러내지 못할 수 있습니다.
따라서 제공되는 정보에 일부 오류나 편향이 있을 수 있으므로, 중요한 정보는 반드시 다른 출처를 통해 교차 검증하시기 바랍니다.
문의하기 : help@durumis.com