오리온 성운
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1. 개요
오리온 성운은 오리온자리에 위치한 밝은 확산 성운으로, 맨눈으로도 관측이 가능하다. 트라페지움 성단을 포함하며, 지름 20광년 내에 약 2,800개의 별이 모여 있는 오리온 성운 성단이 위치한다. 오리온 성운은 오리온 분자 구름 복합체의 일부이며, 새로운 별이 탄생하는 '별의 요람'으로 알려져 있다. 붉은색, 청자색, 녹색 등 다양한 색상을 띠며, 1993년 허블 우주 망원경 관측을 통해 원시행성계 원반인 프로플리드가 발견되었다. 오리온 성운은 항성풍과 충격파, 켈빈-헬름홀츠 불안정성 등 다양한 요인에 의해 구조가 형성되며, 시간이 지남에 따라 진화하여 젊은 산개 성단을 형성한다. 1610년 최초 관측 이후, 망원경 관측과 천체 사진 촬영을 통해 연구되었으며, 2023년 제임스 웹 우주 망원경을 통해 떠돌이 행성의 쌍이 발견되기도 했다.
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| 오리온 성운 | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 유형 | 확산 성운 |
| 하위 유형 | 반사 성운/발광 성운 |
| 시대 | J2000 |
| 적경 | 05시 35분 17.3초 |
| 적위 | -05° 23′ 28″ |
| 거리 (광년) | 1,344 ± 20 |
| 거리 (파섹) | 412 |
| 겉보기 등급 | 4.0 |
| 크기 | 65 × 60 아크분 |
| 별자리 | 오리온자리 |
| 반지름 (광년) | 12 |
| 절대 등급 | -4.1 |
| 특징 | 사다리꼴 성단 포함 |
| 기타 명칭 | NGC 1976 M42 LBN 974 Sharpless 281 |
| 위치 정보 | |
| 적경 | 05h 35m 17.3s |
| 적위 | -05° 23′ 28″ |
| 적색 편이 | 0.000096 |
| 시선 속도 | 28.9 km/s |
| 고유 운동 (적경) | 1.67 밀리초/년 |
| 고유 운동 (적위) | -0.30 밀리초/년 |
2. 물리적 특성
오리온 성운은 트라페지움 성단으로 알려진 매우 어린 산개 성단을 포함하고 있는데, 이 성단은 지름 1.5광년 이내의 주요 네 별의 별자리 때문에 붙여진 이름이다. 좋은 시상에서는 이 중 두 개가 각각 이중성계로 분해되어 총 여섯 개의 별로 보이기도 한다. 트라페지움 성단의 별들은 대부분 초기 단계에 있다. 트라페지움 성단은 지름 20광년 이내에 약 2,800개의 별이 모여 있는 더 큰 오리온 성운 성단의 구성 요소이다.[10] 오리온 성운은 오리온 분자 구름 복합체의 일부이며, 이 복합체는 수백 광년에 걸쳐 오리온자리 전체에 퍼져 있다. 200만 년 전 오리온 성운 성단은 탈출성인 AE Aurigae, 53 Arietis, 뮤 콜룸바에의 고향이었을 수 있으며, 이들은 현재 성운에서 가 넘는 속도로 멀어지고 있다.[11]
오리온 성운은 약 1만 년 정도로 추정되는 젊은 성운이며, 별이 탄생하고 있는 현장이다. 지구에서 약 1,300광년 떨어져 있으며, 실제 지름은 약 20광년으로 추정된다.
오리온 대성운의 중심부에는 4중성 '''트라페지움'''을 주 구성원으로 하는 매우 젊은 별들의 산개성단이 있다. 허블 우주 망원경 등 강력한 망원경 관측 결과, 오리온 대성운 안에서 먼지 원반에 둘러싸인 별들이 많이 발견되었다. 이 별들은 주위에 행성계가 형성되는 매우 초기 단계에 있는 것으로 보인다.
오리온 대성운은 비교적 크기 때문에 경험이 부족한 관측자도 촬영하기 쉬운 대상이다.
지구에서 가장 가까운 대질량 별 형성 영역인 M42 성운은 크기가 24광년, 질량은 태양의 약 2,000배로 추정된다. 오래된 문헌에서는 오리온 성운을 "오리온자의 대성운"이라고 부르기도 한다.
천체 사진에서는 허블 우주 망원경 사진을 포함하여 중심부가 뭉개져 보이는 경우가 많지만, 육안 관측으로는 성운 중심부의 복잡한 모습을 명확하게 볼 수 있다.
2. 1. 겉보기 밝기
오리온 성운은 일부 광공해 피해를 받는 지역에서도 육안으로 관측 가능할 정도로 밝다. 오리온 띠 남쪽에 있는 3개의 별인 "소삼태성"의 중간에 별처럼 보이는 것이 오리온 성운이다. 육안으로는 흐릿하게 별처럼 보이며, 쌍안경이나 망원경을 통해서 그 모습을 상세하게 볼 수 있다. 중심부의 최대 겉보기 밝기는 17 Mag/arcsec²이며 바깥쪽의 청색광 지역의 최대 밝기는 21.3 Mag/arcsec²에 달한다.[59]육안으로도 오리온의 작은 삼태성 중앙 근처에 희미한 빛의 얼룩으로 보인다. 쌍안경으로는 희미한 빛의 퍼짐을 확인할 수 있다. 트라페지움으로 향하는 어두운 갈라진 틈을 확인할 수 있다. 구경 6cm 정도의 망원경으로도, M43과 함께 새가 날아가는 모양으로 보인다. 트라페지움도 확인할 수 있다. 구경 20cm에서는 복잡한 어두운 띠의 갈라진 틈이 더욱 뚜렷하게 보여 장관이다. 이 구경부터 서서히 녹색이 보이기 시작한다. 천체 사진에서는 붉은색을 기조로 파란색이나 노란색 등 여러 가지 색이 섞인 사진을 자주 보지만, 일반적인 천체 망원경에서는 광량이 부족하여 흑백으로밖에 보이지 않는 것이 일반적이다. 특히 붉은색(Hα)은 인간의 눈에 감지하기 어려운 색이다. (소구경으로도 저배율에서 붉은색을 보았다는 보고도 있지만, 이것에 대해서는 논의가 있다.) 구경 30cm로 조건이 상당히 좋으면 트라페지움을 5개의 별로 볼 수 있다. 구경 40cm에서는 전체가 녹색으로 보인다. 구경 50cm에서는 아주 약간 붉은색이 섞여 들어온다. 상당한 대구경에서는 전체가 붉게 보인다. 색이 보이는지 여부는 개인차가 크다.
2. 2. 색상
오리온 성운은 붉은색과 청자색 영역 외에도 독특한 녹색 색조를 띠는 것으로 오랫동안 관측되어 왔다. 붉은색은 656.3nm 파장의 Hα 재결합 선 복사 때문에 나타난다. 청자색은 성운 중심부에 있는 거대한 O형 별들에서 반사되는 빛 때문이다.[12]20세기 초, 천문학자들은 이 녹색 색조를 설명할 수 없어 수수께끼로 여겼다. 당시 알려진 스펙트럼 선으로는 설명이 불가능했기 때문이다. 그래서 이 색을 내는 새로운 원소가 있을 것이라 추측했고, 네뷸륨이라는 이름도 붙였다. 그러나 원자 물리학이 발전하면서, 이 녹색 스펙트럼은 이중으로 이온화된 산소에서 낮은 확률로 일어나는 전자 전이, 즉 "금지된 천이" 때문이라는 것이 밝혀졌다.[12]
일반적인 천체 망원경으로는 광량이 부족하여 흑백으로 보이지만, 구경 20cm부터는 서서히 녹색이 보이기 시작한다. 구경 40cm에서는 전체가 녹색으로 보이고, 50cm에서는 아주 약간 붉은색이 섞여 보인다. 더 큰 구경에서는 전체가 붉게 보이기도 한다. 하지만 색이 보이는 정도는 개인차가 크다. 특히 붉은색(Hα)은 사람의 눈으로 감지하기 어렵다.
3. 구조
오리온 성운은 하늘의 1° 영역에 걸쳐 있으며, 중성 가스와 먼지 구름, 별들의 집합체, 전리된 가스 부피, 반사 성운을 포함한다. 오리온자리는 수소 구름으로 둘러싸여 있어 반사성운, 발광성운 등 많은 성운을 관측할 수 있다.
- 메시에 78: 삼태성 왼쪽 별 북쪽
- 말머리 성운: 삼태성 왼쪽 별 아래
- 런닝맨 성운: 오리온 대성운 위의 반사성운
- 마녀 성운: 오리온자리에서 서쪽으로 떨어진 반사성운
- 메시에 43: 오리온 대성운 중 위의 성운
오리온 성운은 별이 탄생하고 있는 현장으로, 추정 나이는 1만 년으로 젊다. 삼태성 중앙 아래쪽 작은 삼태성 부근에 위치하며, 육안으로도 확인할 수 있다. 육안으로 보이는 성운 중 마귀할멈 성운(M8)과 함께 가장 밝다. 지구에서 약 1,300광년 떨어져 있으며, 실제 지름은 약 20광년으로 추정된다. 저배율 쌍안경으로도 뚜렷하게 볼 수 있으며, 육안으로는 일반적으로 녹색으로 보인다.
지구에서 가장 가까운 대질량 별 형성 영역인 M42 성운의 크기는 24광년, 질량은 태양의 약 2,000배이다. 육안으로도 오리온의 작은 삼태성 중앙 근처에 희미한 빛의 얼룩으로 보이며, 쌍안경으로는 희미한 빛의 퍼짐을 확인할 수 있다. 트라페지움으로 향하는 어두운 갈라진 틈도 보인다. 구경 6cm 정도의 망원경으로도 M43과 함께 새가 날아가는 모양이 관측되며, 20cm에서는 복잡한 어두운 띠의 갈라진 틈이 더욱 뚜렷하게 보여 장관이다. 이 구경부터 서서히 녹색이 보이기 시작한다.
천체 사진에서는 붉은색을 기조로 파란색이나 노란색 등 여러 가지 색이 섞인 사진을 자주 볼 수 있지만, 일반적인 천체 망원경에서는 광량이 부족하여 흑백으로밖에 보이지 않는 것이 일반적이다. 특히 붉은색(Hα)은 인간의 눈에 감지하기 어렵다. 구경 40cm에서는 전체가 녹색으로 보이며, 50cm에서는 아주 약간 붉은색이 섞여 들어온다. 상당한 대구경에서는 전체가 붉게 보이나, 색이 보이는지 여부는 개인차가 크다.
허블 우주 망원경을 포함한 천체 사진에서는 중심부가 뭉개져 버린 것이 대부분이지만, 육안 관측으로는 이 성운 중심부의 복잡한 모습을 명확하게 확인할 수 있다.
3. 1. 오리온 분자 구름 복합체
오리온 성운은 오리온 분자운 복합체라고 알려진 훨씬 더 큰 성운의 일부이다. 오리온 분자운 복합체는 별자리 오리온자리 전체에 걸쳐 있으며, 바나드 루프, 말머리 성운, M43, M78, 그리고 불꽃 성운을 포함한다.별들은 전체 분자운 복합체에서 형성되고 있지만, 대부분의 어린 별들은 오리온 성운을 밝히는 것과 같은 밀집된 성단에 집중되어 있다.[34][35]
현재 오리온 성운에 대한 천문학적 모델은 θ¹ Orionis C를 중심으로 하는 H II 영역으로 구성되어 있으며, 이는 거대한 어린 별들에 의해 형성된 공동 내에 있는 길쭉한 분자운의 한쪽에 위치한다.[37] (θ¹ Orionis C는 다음으로 밝은 별인 θ² Orionis A보다 3~4배 많은 광전리 빛을 방출한다.) H II 영역의 온도는 최대 10,000K에 이르지만, 이 온도는 성운의 가장자리 근처에서 급격히 떨어진다.[39] 성운 방출은 주로 공동의 뒷면에 있는 광전리 가스에서 나온다.[38]
H II 영역은 더 중성적이고 고밀도의 구름의 불규칙하고 오목한 만에 둘러싸여 있으며, 중성 가스 덩어리가 만 지역 밖에 위치한다. 이것은 다시 오리온 분자운의 주변에 위치한다. 분자운의 가스는 특히 중심부 주변에서 다양한 속도와 난류를 보인다. 상대적인 움직임은 최대 10km/s이며, 국지적인 변화는 최대 50km/s 이상이다.[39]
관측자들은 오리온 성운의 다양한 특징에 이름을 붙였다. 북쪽에서 밝은 영역으로 뻗어나가는 어두운 만은 "Sinus Magnus"[40]라고도 불리는 "물고기 입"으로 알려져 있다. 양쪽의 밝게 빛나는 영역은 "날개"라고 불린다. 다른 특징으로는 "칼", "추진력", "돛"이 있다.[41]
3. 2. 내부 구조
오리온 성운에는 매우 어린 산개 성단이 포함되어 있는데, 지름 1.5광년 이내의 주요 네 별의 별자리 때문에 트라페지움 성단으로 알려져 있다. 트라페지움 성단에는 8개의 별이 있는데 그중 4개(트라페지움 A, B, C, D별)는 소형 망원경으로도 쉽게 볼 수 있고 사다리꼴 모양을 이루고 있다. 나머지 4개 중 2개(트라페지움 E, F별)는 시상이 좋은 날, 망원경으로 볼 수 있고, 마지막 2개(G, H별)는 35인치 이상의 망원경으로 볼 수 있다.[59] 좋은 시상의 밤에는 이 중 두 개가 각각의 구성 이중성계로 분해되어 총 여섯 개의 별이 된다. 트라페지움 성단의 별들은 다른 많은 별들과 함께 여전히 초기 단계에 있다. 트라페지움 성단은 훨씬 더 큰 오리온 성운 성단의 구성 요소이며, 이 성단은 지름 20광년 이내에 약 2,800개의 별이 모여 있다.[10]트라페지움이 자리 잡은 중심에서부터 넓은 범위로 퍼져있는데, 트라페지움 성단을 이루는 별들이 만드는 복사압에 의해서 분자 구름이 중심부에서 바깥으로 퍼져나가는 중이라고 한다. 분자 구름이 복사압을 타고 퍼져나가며 불규칙하게 흐르게 되면서 성운 주위에 소용돌이를 형성하게 된다. 중력으로 수축되어 작은 별들을 형성하거나 기원이 다른 별들에게 에너지원을 제공하고 있다.
현재 오리온 성운에 대한 천문학적 모델은 θ¹ Orionis C를 중심으로 하는 전리된(H II) 영역으로 구성되어 있으며, 이는 거대한 어린 별들에 의해 형성된 공동 내에 있는 길쭉한 분자운의 한쪽에 위치한다.[37] (θ¹ Orionis C는 다음으로 밝은 별인 θ² Orionis A보다 3~4배 많은 광전리 빛을 방출한다.) H II 영역의 온도는 최대 10,000K에 이르지만, 이 온도는 성운의 가장자리 근처에서 급격히 떨어진다.[39] 성운 방출은 주로 공동의 뒷면에 있는 광전리 가스에서 나온다.[38]
H II 영역은 더 중성적이고 고밀도의 구름의 불규칙하고 오목한 만에 둘러싸여 있으며, 중성 가스 덩어리가 만 지역 밖에 위치한다. 이것은 다시 오리온 분자운의 주변에 위치한다. 분자운의 가스는 특히 중심부 주변에서 다양한 속도와 난류를 보인다. 상대적인 움직임은 최대 10km/s이며, 국지적인 변화는 최대 50km/s 또는 그 이상이다.[39]
관측자들은 오리온 성운의 다양한 특징에 이름을 붙였다. 북쪽에서 밝은 영역으로 뻗어나가는 어두운 만은 "Sinus Magnus"[40]라고도 불리는 "물고기 입"으로 알려져 있다. 양쪽의 밝게 빛나는 영역은 "날개"라고 불린다. 다른 특징으로는 "칼", "추진력", "돛"이 있다.[41]
오리온 대성운의 중심부에는, 4중성 '''트라페지움''' (Trapezium)을 주요 구성원으로 하는, 매우 젊은 별들로 이루어진 산개성단이 있다.
4. 트라페지움 성단
오리온 성운의 중심 영역에는 트라페지움이라고 불리는 젊은 산개성단이 있다. 트라페지움 성단은 지름 1.5광년 이내에 있는 주요 네 별의 별자리 때문에 붙여진 이름이다.[10] 좋은 시상에서는 이들 중 두 개가 각각의 구성 이중성계로 분해되어 총 여섯 개의 별을 볼 수 있다. 트라페지움 성단은 지름 20광년 이내에 약 2,800개의 별이 모여 있는 더 큰 오리온 성운 성단의 구성 요소이다.[10]
4. 1. 구성 별
트라페지움은 오리온 성운 안에 있는 작은 산개성단으로, 태어난 지 얼마 안 된 푸른 별들의 집단이다. 푸른 별 집단으로 대표적인 천체는 M45(플라이아데스 성단)이다.트라페지움 성단에는 8개의 별이 있는데, 그중 4개(트라페지움 A, B, C, D 별)는 소형 망원경으로도 쉽게 볼 수 있고 사다리꼴 모양을 이루고 있다. 나머지 4개 중 2개(트라페지움 E, F 별)는 시상이 좋은 날 망원경으로 볼 수 있고, 마지막 2개(G, H 별)는 35인치 이상의 망원경으로 볼 수 있다.
트라페지움이 자리 잡은 중심에서부터 넓은 범위로 퍼져 있는데, 트라페지움 성단을 이루는 별들이 만드는 복사압에 의해서 분자 구름이 중심부에서 바깥으로 퍼져나가는 중이라고 한다. 분자 구름이 복사압을 타고 퍼져나가며 불규칙하게 흐르게 되면서 성운 주위에 소용돌이를 형성하게 된다. 중력으로 수축되어 작은 별들을 형성하거나 기원이 다른 별들에게 에너지원을 제공하고 있다.
4. 2. 별 탄생
오리온 성운은 매우 어린 산개 성단을 포함하고 있는데, 지름 1.5광년 이내의 주요 네 별의 별자리 때문에 트라페지움 성단으로 알려져 있다.[10] 트라페지움 성단에는 8개의 별이 있는데, 그중 4개(트라페지움 A, B, C, D 별)는 소형 망원경으로도 쉽게 볼 수 있고 사다리꼴 모양을 이루고 있다. 트라페지움 성단의 별들은 다른 많은 별들과 함께 여전히 초기 단계에 있다.[10] 트라페지움이 자리 잡은 중심에서부터 넓은 범위로 퍼져있는데, 트라페지움 성단을 이루는 별들이 만드는 복사압에 의해서 분자 구름이 중심부에서 바깥으로 퍼져나가는 중이라고 한다.
오리온 성운은 다시 훨씬 더 큰 오리온 분자 구름 복합체에 둘러싸여 있으며, 이 복합체는 수백 광년에 걸쳐 오리온자리 전체에 걸쳐 있다. 200만 년 전 오리온 성운 성단은 탈출성인 AE Aurigae, 53 Arietis, 그리고 뮤 콜룸바에의 고향이었을 수 있으며, 이들은 현재 성운에서 100km/s를 초과하는 속도로 멀어지고 있다.[11]
오리온 대성운의 중심부에는 4중성 '''트라페지움'''을 주요 구성원으로 하는 매우 젊은 별들로 이루어진 산개성단이 있다. 허블 우주 망원경 등의 강력한 망원경에 의한 관측으로, 오리온 대성운 안에 먼지 원반에 둘러싸인 별들이 많이 발견되었다. 이러한 별들은 주위에 행성계가 형성되는 매우 초기 단계에 있는 것으로 생각된다.
5. 별 형성
오리온 성운은 새로운 별이 탄생하는 별의 요람의 한 예이다. 오리온 성운에 대한 관측 결과, 성운 내에서 다양한 형성 단계에 있는 약 700개의 별이 발견되었다.
트라페지움 성단은 오리온 대성운 안에 있는 작은 산개성단으로, 태어난 지 얼마 안 된 푸른 별들의 집단이다. 트라페지움 성단에는 8개의 별이 있는데, 그중 4개(트라페지움 A, B, C, D 별)는 소형 망원경으로도 쉽게 볼 수 있으며 사다리꼴 모양을 이루고 있다. 트라페지움 성단의 별들은 복사압을 통해 주변 분자 구름을 바깥쪽으로 밀어내고 있으며, 이 과정에서 불규칙한 흐름과 소용돌이가 형성된다. 이는 중력 수축을 통해 작은 별들을 형성하거나 다른 별들의 에너지원으로 작용한다.
1979년 피크 뒤 미디 천문대 관측과 이후 초장기선 간섭계(VLA) 관측을 통해 트라페지움 성단 근처에서 부분적으로 이온화된 구상체(PIGs)와 태양계 크기의 응축체가 발견되었다. 이들은 증발하는 원시별 강착 원반으로 둘러싸인 저질량 별일 가능성이 제기되었다.[42][43]
지구에서 가장 가까운 대질량 별 형성 영역인 M42 성운의 질량은 태양의 약 2,000배이다.
5. 1. 원시 행성계 원반 (Proplyds)
1993년 허블 우주 망원경을 이용한 관측은 오리온 성운 내에 원시행성계 원반이 존재한다는 것을 확인해 주었는데, 이는 프로플리드라고 불린다.[44][45] 허블 우주 망원경은 성운 내에서 150개 이상의 프로플리드를 발견했으며, 이들은 태양계 형성의 가장 초기 단계에 있는 계로 여겨진다. 이들의 엄청난 수는 행성계의 형성이 우주에서 상당히 흔하다는 증거로 사용되어 왔다.별은 H II 영역에서 수소와 다른 기체 덩어리가 자신의 중력 아래에서 수축할 때 형성된다. 기체가 붕괴됨에 따라 중앙 덩어리는 더 강해지고, 중력 위치 에너지를 열에너지로 변환하여 기체는 극도로 높은 온도로 가열된다. 온도가 충분히 높아지면 핵융합이 시작되어 원시별이 형성된다. 원시별은 자신의 중력을 균형을 이루고 중력 붕괴를 멈출 만큼 충분한 복사 에너지를 방출하기 시작할 때 '탄생'한다.
일반적으로 융합 반응이 시작되기 전에 상당한 거리에 물질 구름이 별로부터 남아 있다. 이 잔류 구름은 원시별의 원시행성계 원반이며, 여기서 행성이 형성될 수 있다. 최근의 적외선 관측은 이러한 원시행성계 원반의 먼지 입자가 성장하여 미행성을 형성하는 과정을 시작하고 있음을 보여준다.[46]
원시별이 주계열 단계에 진입하면 별로 분류된다. 대부분의 행성 원반이 행성을 형성할 수 있지만, 관측에 따르면 강렬한 항성 복사는 트라페지움 성단이 성단의 저질량 별만큼 오래되었다면 트라페지움 그룹 근처에서 형성된 프로플리드를 파괴했어야 한다.[30] 프로플리드가 트라페지움 그룹에 매우 가까이 있는 것을 볼 때, 이 별들은 성단의 다른 구성원보다 훨씬 더 젊다고 주장할 수 있다.
5. 2. 항성풍과 충격파
트라페지움 성단의 별들이 방출하는 강력한 항성풍은 주변의 가스와 먼지 구름을 밀어내며 충격파를 형성한다. 이러한 충격파는 기체 구름을 압축하고 밀도를 높여 새로운 별 탄생을 촉진하는 역할을 한다.[47]오리온 성운에는 세 가지 종류의 충격파가 존재한다.[48]
- 활꼴 충격파: 성운에서 가장 뜨거운 별 근처와 성운 바깥쪽에서 주로 발견된다.
- 제트 구동 충격파: 새로 태어난 T 타우리형 별에서 뿜어져 나오는 물질의 제트가 주변 기체와 충돌하며 생성된다.
- 굽은 충격파: 제트 구동 충격파가 횡류로 움직이는 기체와 만나면서 만들어진다.
항성풍과 주변 구름의 상호작용은 켈빈-헬름홀츠 불안정성으로 인한 "파동"을 형성하기도 한다.[49]
M42의 역동적인 기체 운동은 복잡하지만, 만의 열린 부분을 통해 지구를 향해 퍼져 나가는 경향이 있다.[39] 이온화된 영역 뒤의 큰 중성 영역은 현재 자체 중력으로 수축하고 있다.
또한 오리온 성운의 수소 구름을 꿰뚫는 초음속 "탄환"이 존재하는데, 이들은 약 1000년 전 발생한 격렬한 사건으로 인해 형성된 것으로 추정된다.[50]
5. 3. 켈빈-헬름홀츠 불안정성
항성풍은 오리온 성운 내의 별들이 방출하는 하전 입자의 흐름이다. 거대 질량 별과 젊은 별은 태양보다 훨씬 강한 항성풍을 내보낸다.[47] 이 항성풍이 성운 속 기체와 만나면 충격파 또는 유체역학적 불안정성을 일으켜 기체 구름의 모양을 형성한다. 항성풍으로 인한 충격파는 기체 구름을 압축, 밀도 불균일성을 만들어 구름의 중력 붕괴를 유도하고 별 형성에 중요한 역할을 한다.
오리온 성운에는 세 가지 종류의 충격파가 존재하며, 이들 중 다수는 허빅-아로 천체에서 관측된다.[48]
- 활꼴 충격파: 정지 상태에서 두 입자 흐름이 충돌하며 발생한다. 항성풍 속도가 초당 수천 킬로미터인 성운 내 가장 뜨거운 별 근처, 그리고 속도가 초당 수십 킬로미터인 성운 바깥쪽에서 나타난다. 항성 제트가 성간 입자와 만날 때 제트 앞부분에서도 형성될 수 있다.
- 제트 구동 충격파: 신생 T 타우리형 별에서 뿜어져 나오는 물질 제트에 의해 형성된다. 초당 수백 킬로미터 속도의 좁은 흐름이 비교적 정지된 기체와 만나 충격파를 발생시킨다.
- 굽은 충격파: 관측자에게 활 모양으로 보이며, 제트 구동 충격파가 횡류로 움직이는 기체와 만나 생성된다.
항성풍과 주변 구름의 상호작용은 유체역학적 켈빈-헬름홀츠 불안정성에 의한 "파동"을 만들어낸다.[49]
6. 진화
오리온 성운은 트라페지움 성단으로 알려진 매우 어린 산개 성단을 포함하고 있으며, 이 성단의 별들은 대부분 초기 단계에 있다. 트라페지움 성단은 지름 20광년 이내에 약 2,800개의 별이 모여 있는 더 큰 오리온 성운 성단의 구성 요소이다.[10] 오리온 성운은 수백 광년에 걸쳐 오리온자리 전체에 퍼져 있는 오리온 분자 구름 복합체의 일부분이다. 200만 년 전, 오리온 성운 성단은 탈출성인 AE Aurigae, 53 Arietis, 뮤 콜룸바에의 고향이었을 수 있으며, 이들은 현재 성운에서 100km/s를 초과하는 속도로 멀어지고 있다.[11]
6. 1. 분자 구름 형성
성간 구름과 같은 오리온 성운은 은하(은하수) 전역에서 발견된다. 이들은 다른 원소의 미량과 섞인 차갑고 중성적인 수소의 중력적으로 결합된 덩어리로 시작된다. 이 구름은 수십만 태양 질량을 포함하고 수백 광년에 걸쳐 퍼져 있을 수 있다. 구름이 수축하도록 하는 미세한 중력은 구름 속 기체의 매우 약한 압력에 의해 상쇄된다.나선팔과의 충돌이나 초신성에서 방출되는 충격파로 인해 원자는 더 무거운 분자로 침전되고 그 결과 분자 구름이 생성된다. 이것은 구름 내에서 별이 형성되는 것을 예고하는 것으로, 일반적으로 영역이 진스 질량을 통과하고 불안정해진 부피가 원반으로 붕괴되는 1000만~3000만 년의 기간 내에 일어나는 것으로 생각된다. 원반은 중심부에서 농축되어 별을 형성하고, 그 주위에는 원시행성계 원반이 있을 수 있다. 이것은 붕괴하는 분자 구름에서 여전히 별이 형성되고 있는 성운의 현재 진화 단계이다. 현재 오리온 성운에서 보이는 가장 젊고 밝은 별들은 30만 년 미만으로 추정되며,[51] 가장 밝은 별은 1만 년 정도 되었을 수 있다.
6. 2. 별 탄생
트라페지움은 오리온 대성운 안에 있는 작은 산개성단으로, 갓 태어난 푸른 별들의 집단이다. 성간 구름과 같은 오리온 성운은 은하(은하수) 전역에서 발견된다. 이들은 다른 원소의 미량과 섞인 차갑고 중성적인 수소의 중력적으로 결합된 덩어리로 시작된다. 이 구름은 수십만 태양 질량을 포함하고 수백 광년에 걸쳐 퍼져 있을 수 있다. 구름이 수축하도록 하는 미세한 중력은 구름 속 기체의 매우 약한 압력에 의해 상쇄된다.
나선팔과의 충돌이나 초신성에서 방출되는 충격파로 인해 원자는 더 무거운 분자로 침전되고 그 결과 분자 구름이 생성된다. 이것은 구름 내에서 별이 형성되는 것을 예고하는 것으로, 일반적으로 영역이 진스 질량을 통과하고 불안정해진 부피가 원반으로 붕괴되는 1000만~3000만 년의 기간 내에 일어나는 것으로 생각된다. 원반은 중심부에서 농축되어 별을 형성하고, 그 주위에는 원시행성계 원반이 있을 수 있다. 이것은 붕괴하는 분자 구름에서 여전히 별이 형성되고 있는 성운의 현재 진화 단계이다. 현재 오리온 성운에서 보이는 가장 젊고 밝은 별들은 30만 년 미만으로 추정되며,[51] 가장 밝은 별은 1만 년 정도 되었을 수 있다.
이러한 붕괴하는 별 중 일부는 특히 질량이 클 수 있으며, 많은 양의 전리 자외선 방사선을 방출할 수 있다. 시간이 지남에 따라 성운 중심에 있는 거대한 별들에서 나오는 자외선은 광증발이라는 과정을 통해 주변의 가스와 먼지를 밀어낸다. 이 과정은 성운의 내부 공동을 만들어 지구에서 중심부의 별들을 볼 수 있게 한다.[8] 이러한 별들 중 가장 큰 별들은 수명이 짧고 초신성이 될 것이다.
약 10만 년 이내에 대부분의 가스와 먼지는 배출될 것이다. 나머지는 젊은 산개 성단, 즉 이전 구름의 가느다란 필라멘트로 둘러싸인 밝고 젊은 별들의 집단을 형성할 것이다.[52]
6. 3. 성운 소멸
성간 구름과 같은 오리온 성운은 은하(은하수) 전역에서 발견된다. 시간이 지남에 따라 성운 중심에 있는 거대한 별들에서 나오는 자외선은 광증발이라는 과정을 통해 주변의 가스와 먼지를 밀어낸다.[8] 이 과정은 성운의 내부 공동을 만들어 지구에서 중심부의 별들을 볼 수 있게 한다.[8] 이러한 별들 중 가장 큰 별들은 수명이 짧고 초신성이 될 것이다.약 10만 년 이내에 대부분의 가스와 먼지는 배출될 것이다. 나머지는 젊은 산개 성단, 즉 이전 구름의 가느다란 필라멘트로 둘러싸인 밝고 젊은 별들의 집단을 형성할 것이다.[52]
7. 관측 역사
오리온 성운은 육안으로도 관측 가능하며, 망원경 발명 이전부터 그 존재가 알려져 있었다. 하지만 성운으로 인식된 것은 망원경 발명 이후이다. 중앙아메리카의 마야인들은 "세 개의 부적" 창조 신화에서 이 성운을 묘사했을 가능성이 있으며,[13][14] 현대 신화에서는 코팔 향의 연기 자국으로, 고대 신화에서는 불의 창조 불씨로 여겨진다.
1993년 허블 우주 망원경이 최초로 오리온 성운을 관측한 이후, 이 성운은 허블 우주 망원경 연구의 빈번한 표적이 되었다.[30] 2005년에는 허블 우주 망원경의 ''고급측량카메라'' 장비가 가장 상세한 성운 이미지를 캡처했다.[31] 2006년에는 허블 우주 망원경을 통해 쌍성 갈색왜성 2MASS J05352184–0546085의 질량이 최초로 발표되었다.[32]
2023년 10월, 제임스 웹 우주 망원경을 이용한 오리온 성운 관측을 바탕으로 천문학자들은 목성 질량과 비슷한 떠돌이 행성 쌍을 발견했다고 보고했으며, 이들은 JuMBOs(Jupiter Mass Binary Objects의 약자)라고 불린다.[33]
7. 1. 초기 관측
프톨레마이오스의 ''알마게스트''나 알 수피의 ''항성 목록''에는 이 성운이 언급되어 있지 않다. 그들은 밤하늘의 다른 곳에 성운의 흔적을 나열했음에도 불구하고, 갈릴레오 갈릴레이도 1610년과 1617년에 주변을 망원경으로 관측했음에도 불구하고 언급하지 않았다.[15] 이는 밝게 빛나는 별들의 플레어 현상으로 인해 성운의 밝기가 증가했을 수 있다는 추측으로 이어졌다.[16]
오리온 성운의 확산 성운 특성에 대한 최초의 발견은 일반적으로 프랑스 천문학자 니콜라 클로드 파브리 드 페레스크에게 돌아간다. 그는 1610년 11월 26일 후원자 기욤 뒤 베르가 구입한 굴절 망원경으로 관측한 기록을 남겼다.[15]
성운에 대한 최초의 출판된 관측은 예수회 수학자이자 천문학자 요한 바티스트 치사트가 1619년 혜성에 관한 단행본에서 했다.(1611년으로 거슬러 올라가는 성운 관측에 대한 설명)[17][18] 그는 1618년에 보인 밝은 혜성과 비교하여 망원경을 통해 성운이 어떻게 보이는지 설명했다.
혜성의 머리와 달리 중심 별들을 "직사각형"으로 묘사한 것은 트라페지움 성단에 대한 초기 묘사였을 수 있다.[15][19][20] (이 성단의 네 별 중 세 별에 대한 최초의 발견은 1617년 2월 4일 갈릴레오 갈릴레이에게 돌아간다.[21][22])
이 성운은 맨눈으로도 볼 수 있지만, 그 후 몇 년 동안 다른 저명한 천문학자들에 의해 독립적으로 "발견"(되었지만 맨눈으로 보였다)되었다. 조반니 바티스타 오디에르나(그의 스케치는 ''De systemate orbis cometici, deque admirandis coeli characteribus''에 최초로 발표됨)도 포함된다.[23] 1659년 네덜란드 과학자 크리스티안 호이겐스는 ''Systema Saturnium''에 성운 중앙 지역에 대한 최초의 상세한 그림을 발표했다.[24]
샤를 메시에는 1769년 3월 4일에 성운을 관측했고, 트라페지움의 별 세 개도 기록했다. 메시에는 1774년(1771년 완성)에 심원 천체 목록의 초판을 출판했다.[25] 오리온 성운은 그의 목록에서 42번째 천체였기 때문에 M42로 식별되었다.
7. 2. 망원경 관측
오리온 성운은 일부 광공해 피해를 받는 지역에서도 육안으로 관측 가능할 정도로 밝다. 오리온 띠 남쪽에 있는 3개의 별인 "소삼태성"의 중간에 별처럼 보이는 것이 오리온 성운이다. 육안으로는 흐릿하게 별처럼 보이며, 쌍안경이나 망원경을 통해서 그 모습을 상세하게 볼 수 있다. 중심부의 최대 겉보기 밝기는 17 Mag/arcsec²이며 바깥쪽의 청색광 지역의 최대 밝기는 21.3 Mag/arcsec²에 달한다.[59]프톨레마이오스의 ''알마게스트''나 알 수피의 ''항성 목록''에는 이 성운이 언급되어 있지 않다. 갈릴레오도 1610년과 1617년에 주변을 망원경으로 관측했음에도 불구하고 언급하지 않았다.[15] 이는 밝게 빛나는 별들의 플레어 현상으로 인해 성운의 밝기가 증가했을 수 있다는 추측으로 이어졌다.[16]
오리온 성운의 확산 성운 특성에 대한 최초의 발견은 프랑스 천문학자 니콜라 클로드 파브리 드 페레스크에게 돌아간다. 그는 1610년 11월 26일 후원자 기욤 뒤 베르가 구입한 굴절 망원경으로 관측한 기록을 남겼다.[15] 1619년 예수회 수학자이자 천문학자 요한 바티스트 치사트가 혜성에 관한 단행본에서 1618년에 보인 밝은 혜성과 비교하여 망원경을 통해 성운이 어떻게 보이는지 설명했다.(1611년으로 거슬러 올라가는 성운 관측에 대한 설명)[17][18]
혜성의 머리와 달리 중심 별들을 "직사각형"으로 묘사한 것은 트라페지움 성단에 대한 초기 묘사였을 수 있다.[15][19][20] 이 성단의 네 별 중 세 별에 대한 최초의 발견은 1617년 2월 4일 갈릴레오 갈릴레이에게 돌아간다.[21][22]
이 성운은 맨눈으로도 볼 수 있지만, 그 후 몇 년 동안 다른 저명한 천문학자들에 의해 독립적으로 "발견"되었다. 조반니 바티스타 오디에르나(그의 스케치는 ''De systemate orbis cometici, deque admirandis coeli characteribus''에 최초로 발표됨)도 포함된다.[23] 1659년 네덜란드 과학자 크리스티안 호이겐스는 ''Systema Saturnium''에 성운 중앙 지역에 대한 최초의 상세한 그림을 발표했다.[24]
샤를 메시에는 1769년 3월 4일에 성운을 관측했고, 트라페지움의 별 세 개도 기록했다. 메시에는 1774년(1771년 완성)에 심원 천체 목록의 초판을 출판했다.[25] 오리온 성운은 그의 목록에서 42번째 천체였기 때문에 M42로 식별되었다.
1865년 영국의 아마추어 천문학자 윌리엄 허긴스는 시각 분광법 방법을 사용하여 성운을 조사하여, 그가 조사한 다른 성운들과 마찬가지로 "빛나는 기체"로 구성되어 있음을 보였다.[26] 1880년 9월 30일 헨리 드레이퍼는 11인치(28cm) 굴절 망원경으로 새로운 건판 사진 공정을 사용하여 51분 동안 오리온 성운을 노출시켜 역사상 최초로 성운의 천체 사진을 촬영했다. 1883년 아마추어 천문학자 앤드루 에인즐리 코먼은 런던 서부 이얼링에 있는 자택 뒷마당에 건설한 36인치(91cm) 반사 망원경으로 최대 60분 동안 여러 이미지를 기록하면서 천문학 사진에서 획기적인 발전을 이루었다. 이 이미지들은 인간의 눈으로는 볼 수 없을 정도로 희미한 별과 성운의 세부 사항을 최초로 보여주었다.[27]
1902년 포겔과 에버하르트는 성운 내에서 다른 속도를 발견했고, 1914년까지 마르세이유의 천문학자들은 간섭계를 사용하여 회전과 불규칙한 운동을 감지했다. 캠벨과 무어는 분광기를 사용하여 이 결과를 확인하여 성운 내의 난류를 보여주었다.[28]
1931년 로버트 J. 트럼플러는 트라페지움 근처의 희미한 별들이 성단을 형성한다는 것을 알아챘고, 그들을 트라페지움 성단이라고 명명했다. 그들의 등급과 스펙트럼 유형을 바탕으로 그는 1,800광년의 거리 추정치를 도출했다. 이것은 당시 일반적으로 받아들여지던 거리 추정치의 세 배였지만 현대적인 값에 훨씬 가까웠다.[29]
1993년 허블 우주 망원경이 최초로 오리온 성운을 관측했다. 그 이후로 이 성운은 허블 우주 망원경 연구의 빈번한 표적이 되었다. 이 이미지는 성운의 3차원 상세 모델을 만드는 데 사용되었다. 성운에서 새로 형성된 대부분의 별 주위에서 원시 행성계 원반이 관측되었고, 가장 큰 별에서 나오는 높은 수준의 자외선 에너지의 파괴적인 영향이 연구되었다.[30]
2005년 허블 우주 망원경의 ''고급측량카메라'' 장비는 지금까지 촬영된 가장 상세한 성운 이미지를 캡처하는 작업을 마쳤다. 이 이미지는 망원경의 104회 궤도를 통해 촬영되었으며, 유아기 갈색왜성과 가능한 갈색왜성 쌍성을 포함하여 23등급까지 3,000개 이상의 별을 포착했다.[31] 1년 후, 허블 우주 망원경으로 작업하는 과학자들은 최초로 쌍성 갈색왜성 2MASS J05352184–0546085의 질량을 발표했다. 이 쌍성은 오리온 성운에 위치하며 각각 약 과 의 질량을 가지며, 공전 주기는 9.8일이다. 놀랍게도, 두 별 중 더 무거운 별이 덜 밝은 것으로 나타났다.[32]
2023년 10월 제임스 웹 우주 망원경을 이용한 오리온 성운 관측을 바탕으로 천문학자들은 떠돌이 행성의 ''쌍''을 발견했다고 보고했는데, 이 행성들은 목성과 질량이 비슷하며 JuMBOs( Jupiter Mass Binary Objects의 약자)라고 불린다.[33]
7. 3. 현대 관측
오리온 성운은 광공해 피해를 받는 지역에서도 육안으로 관측 가능할 정도로 밝다. 오리온 띠 남쪽에 있는 3개의 별인 "소삼태성"의 중간에 별처럼 보이는 것이 오리온 성운이다. 육안으로는 흐릿하게 별처럼 보이며, 쌍안경이나 망원경을 통해서 그 모습을 상세하게 볼 수 있다. 중심부의 최대 겉보기 밝기는 17 Mag/arcsec²이며 바깥쪽의 청색광 지역의 최대 밝기는 21.3 Mag/arcsec²에 달한다.[59]오리온 대성운의 중심부에는 4중성 '''트라페지움'''을 주요 구성원으로 하는 매우 젊은 별들의 산개성단이 있다. 허블 우주 망원경 등의 강력한 망원경 관측으로, 오리온 대성운 안에 먼지 원반에 둘러싸인 별들이 많이 발견되었다. 이 별들은 주위에 행성계가 형성되는 매우 초기 단계에 있는 것으로 생각된다.
오리온 대성운은 비교적 커서 경험이 부족한 관측자에게 촬영 대상으로 자주 선택된다. 70mmF2.8 정도의 망원 렌즈로 필름 감도 ISO800에서 5분간 가이드 촬영을 하면 비교적 쉽게 촬영할 수 있다. 일안 디지털카메라로 촬영하면 필름 촬영과 같은 장시간 노출에 의한 감도 저하가 없기 때문에, 노출 시간을 더욱 단축할 수 있다(장시간 노출을 하면 노이즈가 두드러지기 때문에, 짧은 시간에 촬영을 끝내고 컴퓨터에서 합성하는 것도 일반적인 방법이다).
육안으로도 오리온의 작은 삼태성 중앙 근처에 희미한 빛의 얼룩으로 보인다. 쌍안경으로는 희미한 빛의 퍼짐을 확인할 수 있고, 트라페지움으로 향하는 어두운 갈라진 틈도 보인다. 구경 6cm 정도의 망원경으로도 M43과 함께 새가 날아가는 모양이 보이며, 트라페지움도 확인할 수 있다. 구경 20cm에서는 복잡한 어두운 띠의 갈라진 틈이 더욱 뚜렷하게 보여 장관이다. 이 구경부터 서서히 녹색이 보이기 시작한다. 천체 사진에서는 붉은색을 기조로 파란색이나 노란색 등 여러 가지 색이 섞인 사진을 자주 보지만, 일반적인 천체 망원경에서는 광량이 부족하여 흑백으로밖에 보이지 않는 것이 일반적이다. 특히 붉은색(Hα)은 인간의 눈에 감지하기 어려운 색이다.(소구경으로도 저배율에서 붉은색을 보았다는 보고도 있지만, 이에 대해서는 논의가 있다) 구경 30cm로 조건이 상당히 좋으면 트라페지움을 5개의 별로 볼 수 있다. 구경 40cm에서는 전체가 녹색으로 보이며, 구경 50cm에서는 아주 약간 붉은색이 섞여 들어온다. 색이 보이는지 여부는 개인차가 크다.
천체 사진에서는 허블 우주 망원경의 것을 포함하여 중심 부분이 뭉개져 버린 것이 대부분이지만, 육안 관측은 이 성운 중심부의 복잡한 모습을 명확하게 보여줄 수 있다.
8. 오리온자리의 다른 천체
오리온자리는 수소 구름으로 둘러싸여 있어, 반사성운, 발광성운 등 많은 성운을 관측할 수 있다. 오리온자리에서 관측되는 대표적인 성운은 다음과 같다.
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