중심별
행성상성운의 중심에 있는 별들은 매우 뜨겁습니다. 이 별들은 대부분의 핵연료를 소진한 후 작은 크기로 붕괴될 수 있습니다. 행성상성운은 별의 진화의 마지막 단계로 이해됩니다.
분광학적 관측은 모든 행성상성운이 팽창하고 있다는 것을 보여줍니다. 행성상성운은 별의 수명이 다할 때 우주로 흩어지면서 형성된 것으로 추측됩니다. 별의 핵연료가 고갈되고 외부 대기가 행성상성운을 팽창시키는 것으로 보입니다.
이러한 관측을 통해 행성상성운의 기원과 진화에 대한 이해가 발전하고 있습니다. 행성상성운은 우주에서 별의 마지막 순간의 흔적으로 볼 수 있으며, 천문학자들은 별의 진화와 우주의 형성에 대한 통찰력을 얻기 위해 그것들을 연구하고 있습니다.
현대의 관찰
20세기 말에, 기술의 발전은 행성상성운의 연구를 더욱 발전시켰습니다. 특히, 우주 망원경의 등장으로 천문학자들은 지구 대기에서 전달되는 빛의 파장을 넘어 다른 파장의 빛을 연구할 수 있게 되었습니다. 이를 통해 행성상성운에 대한 적외선 및 자외선 연구가 가능하며, 행성상성운의 온도, 밀도 및 원소 함량을 보다 정확하게 측정할 수 있습니다.
전하 결합 장치 기술의 발전으로 이전에는 어려웠던 매우 희미한 스펙트럼 라인도 정확하게 측정할 수 있게 되었습니다. 허블 우주 망원경은 고해상도 광학 관측을 통해 특히 지상에서 관측될 때 단순하고 규칙적인 구조로 보이는 많은 성운들이 실제로 매우 복잡한 구조를 가지고 있다는 것을 발견했습니다.
행성상성운은 Morgan-Keenan 스펙트럼 분류 시스템에서 Type-P로 분류되지만 실제로는 거의 사용되지 않습니다. 행성상성운의 복잡한 구조와 다양한 특성을 고려할 때 단일 분류체계로는 충분히 설명하기 어렵기 때문입니다. 따라서 천문학자들은 행성상성운을 다양한 측면에서 연구하고 분석하고 있으며, 행성상성운의 특성을 더 잘 이해하기 위해 다양한 방법과 접근법을 사용하고 있습니다.
오리진스
태양질량이 8 이상(M⊙)인 별은 극적인 초신성 폭발로 수명을 다할 것으로 예상되지만 행성상성운은 중·저질량 별의 수명이 끝날 때만 형성됩니다. 행성상성운을 형성하는 초기의 별들은 약 1,500만 켈빈에서 융합을 통해 수소를 헬륨으로 바꾸는 데 대부분의 시간을 보낼 것입니다. 이 핵융합 반응에 의해 생성된 에너지는 별의 중심핵에서 생성된 압력을 통해 중력에 의해 생성된 압력의 균형을 유지합니다.
이 평형 상태는 주계열성으로 알려져 있으며, 별의 질량에 따라 수천만 년에서 수십억 년까지 지속될 수 있습니다. 행성상성운은 중·저질량 별이 생애 마지막 단계에 접어들 때 발생하며, 핵연료가 소진되고 중력이 압도적인 상황에서 별이 작은 크기로 붕괴할 수 있는 조건에서 형성됩니다. 이런 식으로 발생하는 행성상성운은 별의 바깥쪽으로 퍼져나가 독특한 모양과 구조를 형성합니다.
중심핵에서 수소의 공급이 줄어들면, 중력이 중심핵을 압축하고 온도가 상승합니다. 이 높은 중심핵 온도는 별의 바깥층이 팽창하여 더 큰 적색 거성을 형성하도록 합니다. 이 마지막 단계에서 방출되는 에너지는 표면적을 증가시키고, 별의 광도를 증가시키며, 평균 표면 온도를 낮춥니다. 이 단계에서 별은 점근 분기별(AGB)로 알려진 항성 진화 단계를 거칩니다. 이 단계에서 별은 항성풍에 의해 전체 질량의 50~70%를 잃을 수 있습니다.
행성상성운을 형성하는 더 큰 점근적 분기별의 경우, 중심핵은 계속 수축합니다. 온도가 약 1억 K에 도달하면, 이용 가능한 헬륨 원자핵은 탄소와 산소로 융합되어 다시 에너지를 방출하고, 일시적으로 중심핵의 수축을 중단시킵니다. 이 단계에서, 내부 핵은 비활성 탄소와 산소로 구성된 새로운 핵을 형성합니다. 그 위에는 얇은 헬륨 연소 껍질과 수소 연소 껍질이 있습니다. 하지만, 이 새로운 단계는 전체 별의 수명에 비해 매우 짧은 기간 동안 지속되며 약 20,000년이 되었습니다.
중심핵의 외부 표면이 약 30,000 K를 초과하는 온도에 도달하면, 외부 대기를 이온화할 수 있는 충분한 자외선 광자가 존재하여 가스가 행성상성운으로 빛나게 합니다. 이런 식으로, 대기 분출은 행성상성운을 형성하면서 성간 공간으로 떠나지 않고 계속됩니다.
라이프타임
점근 분기(AGB) 단계를 거친 후, 별은 행성상성운 단계로 들어갑니다. 이 단계에서 별의 진화는 중심별에서 초당 수 킬로미터의 속도로 가스가 날아오르면서 짧은 시간 동안 일어납니다. 중심별은 AGB의 질량 손실로 인해 대부분의 수소 외피를 잃고 전자 분해 탄소-산소 핵인 AGB 전구체의 잔해로 남아 있습니다.
가스가 팽창하면서 중심별은 두 단계의 진화를 거칩니다. 1단계에서는 중심별이 계속 수축하면서 뜨거워지고 중심핵 주변 껍질에서 수소융합 반응이 일어나 질량 손실과 융합으로 수소껍질이 소진됩니다. 이것은 별들이 서서히 식도록 만듭니다. 두 번째 단계에서 중심별은 탄소와 산소의 융합에 필요한 중심 온도를 생성할 만큼 충분히 무겁지 않으며, 이는 에너지를 방출하고 융합 반응을 방해합니다. 첫 번째 단계에서 중심별은 광도를 일정하게 유지하면서 점점 뜨거워져 약 10만 K의 온도에 도달합니다. 두 번째 단계에서는 별이 너무 차가워져 충분한 자외선을 방출하지 못하고 가스 구름이 멀어지게 됩니다. 그 결과 별은 백색 왜성이 되고 가스 구름은 우리 눈에 보이지 않게 되어 행성상성운 진화 단계가 완성됩니다. 전형적인 행성상성운의 경우, 생성된 플라즈마의 재결합은 약 10,000년이 걸립니다.