성운(nebula) 이란?
성운, (라틴어: '구름' 또는 '구름') 여러 성운 또는 성간 공간에서 발생하는 기체와 먼지의 여러 미약한 구름 중 하나. 이 용어는 이전에는 별의 경우처럼 점과 같은 이미지가 아니라 확산된 외관을 가진 태양계 밖의 모든 물체에 적용되었습니다. 이 정의는 매우 먼 물체들이 매우 상세하게 해결되지 않았던 시대에 채택된 것으로, 안타깝게도 두 개의 관련이 없는 분류의 물체를 포함하고 있습니다: 은하계 외성운, 현재는 은하로 불립니다.
항성과 기체의 거대한 집합체와 은하계 성운, 그것들은 단일 은하 내의 성간 매질(항성 사이의 기체, 그에 부수되는 작은 고체 입자)로 구성되어 있다. 오늘날 성운이라는 용어는 일반적으로 성간 매질만을 가리킵니다.
소용돌이 은하에서는 성간 매질이 은하 질량의 3~5%를 차지하지만 소용돌이 은하에서는 질량 분율이 약 20%까지 증가합니다. 성간 매질 질량의 약 1%는 먼지 모양을 하고 있습니다. 이는 방사선의 흡수와 산란에 효율적인 작은 고체 입자입니다. 은하 내 나머지 질량의 대부분은 가시성에 집중돼 있지만 외부 질량의 상당 부분을 차지하는 암흑물질 형태도 있습니다.
성간 가스의 가장 현저한 특성은 은하 전체의 크기(약 1,020m, 수십만 광년)에서 지구에서 태양까지의 거리(약 1,011m 또는 몇 분의 광년)에 이르기까지 관측된 모든 크기의 스케일로 그 괴상 분포하고 있습니다. 대규모 변동은 직접 관측으로 볼 수 있으며, 소규모 변동은 지구 대기의 불안정성으로 인한 별빛의 '반짝반짝'과 비슷한 전파 강도의 변동으로 관측됩니다.
다양한 지역이 방대한 밀도와 온도를 보여줍니다. 은하계 나선형 팔 안에서는 성간 매질의 약 절반 질량이 분자구름에 집중돼 있는데, 이 구름 속에서는 수소가 분자형(H2)으로 발생하고 온도는 10 켈빈(K)까지 낮습니다. 이들 구름은 광학적으로 눈에 띄지 않기 때문에 주로 밀리미터 파장 범위의 일산화탄소(CO) 방출에 의해 검출됩니다. CO 배출량이 조사한 지역의 밀도는 통상 1 세제곱 센티미터당 1,000 H2분자입니다. 또 다른 극단적인 곳은 구름 사이의 가스이고 온도는 1,000만 K로 밀도는 m당 0.001H+이온에 불과합니다. 이러한 가스는 불안정한 별의 격렬한 폭발인 초신성에 의해 생성됩니다.
이 본문에서는 천문학자가 구별하는 은하계 성운의 기본적인 종류와 그 화학 조성과 물리적 특성을 조사했습니다.