성운에 대한 요약 정보

성운에 대한 요약 정보

성운

성운 또는 성무는 성간 물질과 수소로 구성된 구름입니다. 그것은 라틴어로 시작되었는데, 서쪽 이름인 네뷸라라는 구름을 의미합니다. 성간 물질이라고 불리는 가스의 중력 수축으로부터 만들어집니다. 물질 수축은 성간 물질의 무게에 따라 무거운 별이며, 아마도 중심에서 형성될 것입니다. 가스의 자외선은 주변 가스를 이온화하여 플라스마를 형성하여 광학 파장의 가시광선을 만듭니다. 이러한 성운의 예는 장미성운이나 펠리컨 성운입니다. 이 IHI영역으로 알려진 성운의 크기는 초기 가스의 구름의 크기에 따라 다양하며, 형성된 별의 수도 매우 다양할 수 있습니다. 젊고 느슨한 성운으로 알려진 별의 탄생 상황에서 생산됩니다. 어떤 성운은 무겁고 짧은 수명을 사는 별들의 죽음 때문인 초신성 폭발의 결과로 형성됩니다. 이 물질들은 초신성 폭발로 초신성 잔해로 만들어져서 이온화된 물질을 멀리 떨어뜨립니다.

황소자리 게성운

이 성운의 가장 좋은 예는 황소자리의 게성운인데, 1054년 SN1054에서 발견되었으며 이 성운의 중심에는 폭발 중에 만들어진 중성자별의 존재가 있습니다. 또 다른 성운은 지구의 태양과 같은 저 질량 별의 생애 마지막 단계인 행성상 성운을 형성할 것입니다. 이 별들은 태양보다 약 8-10배 큰 질량을 가진 적색 거성으로 진화하여 대기가 맥동하는 동안 서서히 외부 층을 잃게 됩니다. 별에서 충분한 양의 물질이 손실되면 온도가 상승하고 충분한 자외선이 방출되어 성운 주변에서 이온화됩니다. 성운은 97%의 수소와 3%의 헬륨입니다. 이것의 주된 목적은 내부적인 유사점을 달성하는 것입니다.

확산 성운

대부분 성운은 확산 성운으로 알려졌으며 명확한 경계가 없습니다. 확산 성운은 발광 성운, 반사성운 및 암흑성운으로 나뉩니다. 이 분류는 빛이 어떻게 볼 수 있는지에 기초하여 만들어졌습니다. 방출 성운은 이온화된 가스를 포함합니다. 그것은 방출 스펙트럼을 생성합니다. 이러한 방출 성운은 종종 IHI지역으로 불립니다. IHI라는 용어는 이온화된 수소와 관련하여 전문 천문학에서 사용됩니다. 방출 성운과 대조되는 반사 성운은 가시광선이 자체적으로 생성되지 않는다는 것을 의미합니다. 그러나 이 성운은 자신을 발광시키지 않고 인근 별에서 빛을 반사합니다. 암흑 운은 확산 성운과 유사하지만, 성운 자체의 방출이나 반사된 빛을 보지 못합니다. 대신, 그들은 별 앞이나 더 먼 별 앞, 또는 방출 성운 앞, 그리고 광학 파장에서 다른 성운으로 보입니다. 성운은 자외선 파장의 방출을 위한 밝은 빛의 원천으로 보입니다. 이것의 방출은 성운의 먼지에서 나입니다.

원시 행성상 성운

원시 행성상 성운은 성숙한 접근성 메가 포어 상태와 별이 빠르게 항성 진화하는 동안 행성 성운 상태를 따라오는 사건들 사이의 짧은 수명의 상태의 천문학적인 물체입니다. 원시 행성상 성운은 강한 자외선을 방출하는 반사 성운의 일종입니다. 원해서 성운이 행성 성운이 되는 단계는 온도에 따라 중심별을 정확히 결정합니다.

행성상 성운

행성상 성운은 백색 왜성으로 진화할 때 형성된 성운으로, 소수별이 점근선 거대 별 클래스의 가스로 구성된 껍질을 방출합니다. 이 성운은 별의 출생지에서 발견되는 것과 유사한 스펙트럼 방출을 방출합니다. 전문적으로, 그들은 IHI지역의 한 유형입니다. 대부분 수소가 이온화됨에 따라 행성 성운은 별의 출생 지역의 방출 성운보다 밀도가 높고 밀도가 높습니다. 행성상 성운이라고 불리는 이유는 천문학자들이 처음에 이 물체를 보고 행성의 원반과 유사하게 발생한 성운 물체라고 생각했기 때문입니다. 그러나 실제로 이 행성들은 관련이 없습니다.

초신성 잔재

초신성은 질량이 큰 별이 삶의 끝에 도달할 때 발생합니다. 별의 핵에서 핵융합이 멈추고 별이 별로 감소합니다. 가스는 안으로 떨어지거나 핵에서 팽창하여 별 폭발을 일으킵니다. 특별한 확산 성운의 유형인 초신성 잔재물은 가스 표면의 팽창에서 형성되지만, 이온화된 가스에서 많은 광학 광선과 X선이 발생하는 초신성 잔재물에서 발생합니다. 그러나 상당한 양은 비열 방출로 발생하며, 여기서 전파 방출은 싱크로트론 방출이라고 합니다. 이러한 방출은 자기장에서 높은 수준의 전자 진동에서 비롯됩니다.

부메랑 성운

부메랑 성운은 지구에서 천 년의 별자리 쪽으로 5천 광년 떨어진 원생 행성 성운으로, 우주에서 발견된 가장 추운 장소이며 온도는 1 켈빈입니다. 부메랑 성운은 초속 164km의 속도로 바깥으로 이동하고 우주 공간을 향해 빠르게 확장되는 별의 핵에서 가스가 유출되어 형성되었습니다. 이러한 확장은 성운의 극단적인 저온을 초래합니다. 부메랑 성운은 1998년 허블 우주 망원경에 의해 상세한 내용이 촬영되었으며, 이 망원경은 행성상 성운의 단계로 진화하려는 항성이나 항성계인 것으로 간주합니다. 키스 테일러와 마이크 스캐롯은 1980년 사이딩 스프링 천문대의 앵글로 호주 망원경에서 성운을 관찰한 후 부메랑 성운이라는 이름을 지었습니다. 그러나 허블 관측은 그러한 상세한 모양을 확인하지 못했고 천문학자들은 성운의 잎 부분에서 약간의 비대칭을 발견했으며 곡선의 모양이 부메랑과 유사하지 않다는 것을 암시했습니다.

성운의 온도

천문학자들은 칠레의 15미터 스웨덴 ESO 서브밀리파 망원경을 사용하여 성운이 지금까지 발견된 가장 추운 장소라는 것을 발견했습니다. 온도는 섭씨 -272도로 이 온도는 절대 영도 (모든 온도의 가장 낮은 한계)인 섭씨-272도보다 1도 높습니다. 우주 마이크로파 배경의 냉점을 제외하고, 우주 마이크로파 배경보다 낮은 온도를 가진 천체는 현재까지 부메랑 성운뿐입니다. 부메랑 성운은 PGA 3074547이라는 번호로 등록되어 있습니다. 모래시계 성운은 일반적으로 Myca 18이라고 불리는 모래시계와 비슷한 파리의 행성 성운입니다.