행성상성운(行星狀星雲, 영어: planetary nebula; PN; 복수형 PNe;)[1]은 발광성운의 일종으로, 늙은 적색거성의 외피층이 팽창하여 형성된 전리 기체들로 이루어졌다.[2] "행성상성운"이라는 용어는 1780년대에 윌리엄 허셜이 고안하였으며, 망원경으로 자세히 보면 행성처럼 원반 모양을 나타낸다고 만든 용어이나, 엄밀히 보면 틀린 용어다. 하지만 허셜 용어는 널리 쓰고, 지금까지 그대로 사용한다.[3][4] 행성상성운의 수명은 수만 년 정도로, 별의 수명이 수십억 년 정도이므로 우주적 규모에서는 상대적으로 짧게 나타나는 현상이다. 대부분 행성상성운의 형성 기작은 다음과 같다고 본다. 별의 수명이 거의 다 끝난 적색거성 단계에서, 강력한 항성풍 영향으로 별의 외피층을 바깥쪽으로 방출한다. 그 결과 적색거성 대기 대부분이 팽창해 나가고 나면, 노출된 뜨겁고 밝은 항성핵이 자외선을 내뿜어 팽창한 외피층을 전리시킨다.[2] 흡수된 자외선은 중심별 주위의 흐릿한 기체를 들뜨게 만들어서 알록달록한 행성상성운으로 보인다. 행성상성운은 핵합성 결과 생성된 원소들(탄소, 질소, 산소, 네온 등)을 성간매질로 돌려보냄으로써 은하의 화학적 진화에 중요한 역할을 할 것으로 생각된다. 행성상성운은 먼 외부은하들에서도 발견된바 있으며, 외부은하의 화학적 성분비에 대한 유용한 정보를 제공한다. 최근 허블 우주 망원경을 이용한 관측에서, 많은 행성상성운들이 형태학적으로 매우 복잡한 구조를 하고 있음이 밝혀졌다. 구형의 모양을 이루는 것은 5분의 1 정도이고, 절대 다수는 비대칭적인 모양을 하고 있다. 이러한 모양들을 만드는 정확한 기작은 아직 밝혀지지 않았으나, 중심별이 쌍성이거나, 항성풍과 자기장이 영향을 미치는 등이 원인 후보로 꼽히고 있다. 관측 나선 성운(NGC 7293) 사진제공: NASA, ESA, C.R. O'Dell (Vanderbilt University) 에스키모 성운(NGC 2392) 사진제공: NASA, ESA, Andrew Fruchter (STScI), ERO team (STScI + ST-ECF) 행성상성운은 어두워서 육안으로 볼 수 있는 행성상성운은 없다. 최초로 발견된 행성상성운은 여우자리의 아령 성운으로, 1764년 샤를 메시에가 발견해 메시에 천체 목록에 메시에 27(M27)로 등재하였다.[5] 해상도가 떨어지던 옛날 망원경을 사용하던 초기 관측자들은 M27을 천왕성 같은 거대행성을 닮은 무언가로 생각했다. 천왕성의 발견자이기도 한 윌리엄 허셜이 "행성상성운"이라는 용어를 고안하였다.[5][6] 허셜은 이 천체들이 별 주위로 물질들이 모여들어 행성으로 응축되는 것이라고 보았다. 하지만 실제로는 행성상성운은 죽은 별의 흔적이며, 주위에 행성이 있었다면 모조리 바싹 타 버렸을 것이다.[7] 행성상성운의 정체는 19세기 중반 분광 관측이 발명되기 전까지는 밝혀지지 않았다. 최초로 분광 관측을 수행한 천문학자는 윌리엄 허긴스로, 그는 프리즘을 사용해 행성상성운의 빛을 분산시켰다.[6] 1864년 8월 29일, 허긴스는 고양이 눈 성운을 관측하여 그 스펙트럼을 얻었다.[5] 허긴스는 항성의 스펙트럼이 복사 연속체 상에 많은 어두운 선이 존재하는 형태라는 것을 밝혀냈다. 이후 그는 안드로메다 성운 등의 다른 "성운"들에 대해서도 분광 관측을 수행하여 유사한 결과를 얻었는데, 안드로메다 등은 나중에 은하로 재분류되었다. 그러나 고양이 눈 성운을 관측한 허긴스는 연속체 상에 어두운 선이 존재하는 스펙트럼이 아닌, 밝은 선 몇 개만 존재하는 스펙트럼을 얻어냈다. 이것은 항성이나 은하의 스펙트럼과는 전혀 다른 것이었다.[6] 고양이 눈 성운의 밝은 선 중 가장 밝은 것의 파장은 500.7 나노미터였고, 이는 그때까지 알려진 어떠한 원소와도 일치하지 않았다.[8] 처음에는 이것이 "네불륨"(nebulium; 성운 + 원소)이라는 새로운 원소의 스펙트럼일 것이라는 가설이 세워졌다. 1868년에 태양의 스펙트럼에서 헬륨(태양 + 원소)이 발견된 것과 유사한 발상이었다.[5] 헬륨은 태양에서 발견된 이후 지구상에서도 발견되었지만, 네불륨은 그렇지 못했다. 20세기 초, 헨리 노리스 러셀은 네불륨이라는 새로운 원소가 있는 게 아니라 그전까지 이미 알려져 있던 원소가 잘 알려지지 못한 상태에 있음으로써 500.7 나노미터선이 나오는 것이 아닌가 하는 가설을 제기했다.[5] 1920년대, 물리학자들은 극도로 낮은 밀도의 기체에서 전자가 들뜬 준안정 에너지 준위에 있을 수 있다는 것을 밝혀냈다. 밀도가 높을 때는 원자와 이온들이 충돌로 쉽게 바닥상태로 되돌아가지만, 밀도가 낮을 때는 그렇지 않은 것이다.[9] 이런 원리로 전자 천이가 발생해 만들어진 질소와 산소 이온들(O+, O2+ (또는 OIII), N+)이 500.7 나노미터 방출선과 다른 선들의 원인이다.[5] 이 선들은 극도로 낮은 밀도에서만 발생이 가능하기 때문에 금지선이라고 한다. 고로 성운의 분광 관측은 성운이 극도로 희박한 기체 덩어리라는 것을 보여준다.[10] 행성상성운의 중심별은 매우 뜨겁다.[2] 별은 핵융합 연료를 모두 소진하고 조그만 크기로 붕괴한 상태이다. 행성상성운은 항성 진화의 마지막 단계로 이해되고 있다. 분광 관측은 모든 행성상성운들이 팽창하고 있음을 보여준다. 이것은 곧 행성상성운이 별의 수명이 다했을 때 그 외피층이 우주 공간으로 떨어져나가 형성된 것이라는 발상으로 연결되었다.[5] 20세기 말에 이르기까지 관측기구는 진보를 거듭했고 행성상성운의 연구에도 큰 도움이 되었다.[11] 우주망원경이 개발됨으로써 지구의 대기 때문에 관측이 불가능하던 파장의 관측이 가능해졌다. 행성상성운에 대한 적외선 및 자외선 연구는 성운의 온도, 밀도, 원소 함량 등에 대한 보다 정확한 정보를 제공하였다.[12][13] 전하결합소자(CCD) 기술은 어두운 분광선도 정확히 측정할 수 있게 해 주었다. 또한 허블우주망원경은 지상에서 관측했을 때는 단순해 보이던 많은 성운들이 극도로 복잡한 구조를 가지고 있음을 밝혀냈다.[14][15] 모건-키넌 분광형 분류에서 행성상성운은 P형(Type-P)으로 분류된다. 다만 이 분류는 실제로는 거의 사용되지 않는다.[16] 기원 행성상성운의 형성을 컴퓨터 시뮬레이션한 것. 초기의 근소한 비대칭성이 복잡한 구조를 발생시킴을 보여준다. 질량 10~11 M⊙ 이상의 무거운 별들은 수명이 다하면 초신성 폭발을 일으킨다. 행성상성운은 질량 0.8 M⊙ ~ 10~11 M⊙ 사이의 중간 질량 및 작은 질량 별들이 수명이 다했을 때 만들어진다.[17] 행성상성운을 형성하는 원형별은 수명 기간 중 대부분을 온도 1천 5백만 K가량의 중심핵에서 수소를 헬륨으로 전환시키는 핵융합 반응을 일으키면서 보낸다. 핵융합으로 만들어진 에너지는 핵에서 바깥으로 나가는 압력을 발생시키고, 이 압력이 별의 자체 중력으로 인해 발생하는 안쪽으로 들어가는 압력을 상쇄시켜 균형을 이룬다.[18] 중간 질량 및 작은 질량의 별들은 이렇게 균형을 이루면서 수천만 ~ 수십억 년 동안 주계열에 머무른다. 중심핵의 수소가 다 소진되면, 중력이 핵을 압박하여 핵의 온도가 1억 K까지 올라간다.[19] 핵의 온도가 높아지면 상대적으로 차가운 별의 외피층이 팽창하여 별의 부피가 커지고 적색거성이 된다. 이 과정에서 별의 평균 표면 온도는 떨어지지만 표면적이 증가하기에 별의 광도가 급격히 증가한다. 항성진화에서 이렇게 광도가 증가하는 단계를 점근거성열(AGB)이라고 한다.[19] 질량 3 M⊙을 초과하는 점근거성의 중심핵은 수축을 계속한다. 온도가 1억 K에 도달하면 헬륨이 핵융합하여 탄소 및 산소를 만들어내면서 별은 다시 에너지를 생성해낸다. 그리고 이 에너지를 통해 핵의 수축이 일시적으로 중단된다. 헬륨 핵융합은 핵 내부에 탄소와 산소를 누적시키고, 탄소 및 산소층 위를 얇은 헬륨 껍질이 덮고, 그 위를 또 얇은 수소 껍질이 덮는다. 헬륨 껍질과 수소 껍질은 핵융합을 계속한다. 그러나 이 안정기는 약 2만 년 정도만 유지되며, 별의 전체 수명에서는 찰나와 같은 것이다. 별의 대기가 성간 공간으로 계속 누출되다가, 중심핵이 바깥으로 노출되고 노출된 핵의 표면 온도가 3만 K을 넘어서면 자외선 광자가 누출된 대기 외피층을 전리시키기 시작한다. 그리고 전리된 외피층이 알록달록 빛나게 되면 그것이 곧 행성상성운이다.
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