고리 성운
고리성운(Ring Nebula), 메시에 57(Messier 57), NGC 6720은 북반구의 별자리인 거문고자리에 있는 행성상성운이다.[5] 행성상성운은 적색거성의 전리기체 외피층이 주위의 성간매질로 팽창해 나가면서 형성되는 천체로, 백색왜성이 되기 전 항성진화의 최후 단계에 해당된다.
| 고리 성운(M57, NGC 6720) | |
| |
| 관측 정보 | |
|---|---|
| 형태 | 행성상성운 |
| 적경 | 18h 53m 35.079s[1] |
| 적위 | +33˚ 01´ 45.03˝[1] |
| 거리 | 2300 광년 (700 파섹)[2][3] |
| 겉보기 등급 | +8.8[4] |
| 별자리 | 거문고자리 |
| 물리적 성질 | |
| 반지름 | 1.3 광년 |
| 절대등급 | -0.2 |
| 명칭 | M57, NGC 6720[1] |
| 메시에 천체 목록 NGC 천체 목록 | |
역사
편집이 성운은 1779년 1월 프랑스 천문학자 앙투안 다르키에 드 펠레푸아가 발견했다. 그는 이것을 "목성만큼 크고 행성을 닮은 것"이라고 했다. 같은 달 샤를 메시에는 혜성을 탐색하다가 Pellepoix과 독립적으로 성운을 발견해 메시에 목록에 57번째로 수록하였다. 메시에와 독일계 영국 천문학자 윌리엄 허셜은 이 성운이 망원경으로 분해할 수 없는 어두운 별들이 모여 있는 것이라고 보았다.[6][7]
1800년, 독일의 프리드리히 폰 한 백작이 성운의 중심에서 어두운 별을 발견했다고 발표했다. 그리고는 고리의 내부가 변화를 겪어서 이제는 별을 찾을 수 없다고 주장했다.[8] 1864년, 영국의 천문학자 윌리엄 허긴스는 M57을 포함한 여러 성운들의 스펙트럼을 관측하여 밝은 방출선을 확인했다. 허긴스는 행성상성운들은 분해되지 않는 별들의 모임이 아니라 물질이 안개처럼 뭉친 것(nebulosity)이라는 결론을 내렸다.[9][10] 고리 성운의 사진을 최초로 촬영한 것은 1886년 헝가리의 Eugene von Gothard였다.[8]
관측
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메시에 57은 여름의 대삼각형의 북서쪽 꼭짓점을 이루는 밝은 별 베가의 남쪽에 있다. 거문고자리 베타에서 거문고자리 감마 사이 거리의 40% 지점에 위치하기 때문에 아마추어 천문을 하면서 찾기 쉽다.[11]
성운 원반의 각지름은 1.5 × 1 각분이며, 10×50 쌍안경으로 분해하기에는 너무 작다.[12] 구경 최소 20 cm 이상의 망원경을 사용해야 관측이 용이하나, 구경 7.5 cm 짜리 망원경으로도 타원형 고리 모양은 대강 확인할 수 있다.[11][13]
성질
편집M57은 지구에서 0.7 킬로파섹(2,300 광년) 떨어져 있다.[3] 시각대역의 겉보기등급은 8.8v이고 사진건판의 겉보기등급은 9.7b이다. 50년 동안 사진을 찍어 살펴본 결과,[14] 성운의 팽창 속도는 100년에 1 각초 정도였고, 이는 분광 관측에서 얻어진 20 - 30 km/s 라는 수치와 일치한다. M57이 빛나게 하는 중심의 백색왜성 또는 행성상성운핵(PNN)의 시각대역 겉보기등급은 15.75v이며,[15] 성운의 질량은 태양의 약 1.2배이다.
성운의 안쪽 부분은 녹색에서 푸른색 색조를 띠는데, 이는 이중전리산소(O III)의 4957 Å, 5007 Å 방출선으로 인한 것이다. 이 선들은 입방센티미터당 원자 몇 개 정도의 매우 낮은 밀도에서만 형성될 수 있기에 소위 "금지선"이라고 불린다. 바깥쪽의 붉은색은 수소의 6563 Å 발머계열 방출선으로 인한 것이다. 전리질소(N II)의 금지선 또한 파장 6548 Å과 6583 Å으로 붉은색을 내는 데 기여한다.[14]
성운 구조
편집M57은 쌍극형 성운의 한 예이다. 대칭축을 중심으로 짙은 적도고리를 확인할 수 있다. M57은 물질이 적도 부근에 밀집된 장축 타원체인 것으로 보인다.[16][17] 지구에서 보기에 M57의 대칭축은 시선 방향에서 약 30도 기울어져 있다. 성운의 나이는 대략 1610±240년으로 생각된다.
행성상성운핵(PNN)
편집중심의 행성상성운핵은 1886년 9월 1일 헝가리의 천문학자 Jenő Gothard가 솜버트헤이에서 촬영해 발견했다. 고리 성운의 중심별은 지난 2천 년 동안 수소 연료를 모두 소진하고 점근거성이 되었다가, 현재 핵융합을 완전히 할 수 없는 백색왜성으로 변하고 있는 중이다.
PNN은 주로 탄소와 산소로 이루어져 있고, 바깥쪽에 보다 가벼운 원소들의 얇은 막이 있다. PNN의 질량은 대략 0.61 - 0.62 태양질량이고 표면온도는 125,000±5,000 켈빈이다. 현재 PNN은 태양보다 200배 더 밝으나 겉보기등급은 +15.75에 불과하다.[15]
사진첩
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_(weic2320d).jpg)
같이 보기
편집각주
편집- ↑ 가 나 다 “SIMBAD Astronomical Database”. 《Results for Messier 57》. 2006년 12월 19일에 확인함.
- ↑ O'Dell, C. R.; Balick, B.; Hajian, A. R.; Henney, W. J.; Burkert, A. (2002). “Knots in Nearby Planetary Nebulae”. Astronomical Journal 123 (6): 3329–3347. Bibcode:2002AJ....123.3329O. doi:10.1086/340726.
- ↑ 가 나 Harris, Hugh C.; Dahn, Conard C.; Canzian, Blaise; Guetter, Harry H.; Leggett, S. K.; Levine, Stephen E.; Luginbuhl, Christian B.; Monet, Alice K. B.; Monet, David G.; Pier, Jeffrey R.; Stone, Ronald C.; Tilleman, Trudy; Vrba, Frederick J.; Walker, Richard L. (2007). “Trigonometric Parallaxes of Central Stars of Planetary Nebulae”. Astronomical Journal 133 (2): 631–638. arXiv:astro-ph/0611543. Bibcode:2007AJ....133..631H. doi:10.1086/510348.
- ↑ Murdin, P. (2000). “Ring Nebula (M57, NGC 6720)”. Paul Murdin. Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Institute of Physics Publishing. Bibcode:2000eaa..bookE5323. doi:10.1888/0333750888/5323. ISBN 0-333-75088-8. Article ID #5323.
- ↑ Coe, Steven R. (2007). Nebulae and how to observe them. Astronomers' observing guides. Springer. 111쪽. ISBN 1-84628-482-1.
- ↑ Garfinkle, Robert A. (1997). Star-hopping: Your Visa to Viewing the Universe. Cambridge University Press. ISBN 0-521-59889-3. OCLC 37355269.
- ↑ Messier, Charles (1780). “Catalogue des Nébuleuses & des amas d'Étoiles”. Connoissance des Temps for 1783. 225–249쪽.
- ↑ 가 나 Steinicke, Wolfgang (2010). Observing and Cataloguing Nebulae and Star Clusters: From Herschel to Dreyer's New General Catalogue. Cambridge University Press. 42–43쪽. ISBN 0-521-19267-6.
- ↑ Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine. “William Huggins (February 7, 1824 – May 12, 1910)”. SEEDS. 2008년 4월 21일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2008년 4월 11일에 확인함.
- ↑ Huggins, W.; Miller, W. A. (1863–1864). “On the Spectra of Some of the Nebulae. And On the Spectra of Some of the Fixed Stars.”. Proceedings of the Royal Society of London 13 (0): 491–493. doi:10.1098/rspl.1863.0094. JSTOR 112077.
- ↑ 가 나 Crossen, Craig; Rhemann, Gerald (2004). Sky Vistas: Astronomy for Binoculars and Richest-Field Telescopes. Springer. ISBN 3-211-00851-9. OCLC 52424007.
- ↑ Crossen, Craig; Rhemann, Gerald (2004). Sky vistas: astronomy for binoculars and richest-field telescopes. Springer. ISBN 3-211-00851-9.
- ↑ Dunlop, Storm (2005). Atlas of the Night Sky. Collins. ISBN 0-00-717223-0.
- ↑ 가 나 Karttunen, Hannu (2003). Fundamental Astronomy. Springer. 314쪽. ISBN 3-540-00179-4.
- ↑ 가 나 O'Dell, C. R.; Sabbadin, F.; Henney, W. J. (2007). “The Three-Dimensional Ionization Structure and Evolution of NGC 6720, The Ring Nebula”. Astronomical Journal 134 (4): 1679–1692. Bibcode:2007AJ....134.1679O. doi:10.1086/521823.
- ↑ “보관된 사본”. 2014년 11월 9일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2014년 12월 2일에 확인함.
- ↑ “보관된 사본”. 2015년 3월 24일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2014년 12월 2일에 확인함.
