게성운

게성운은 메시에목록 1번 천체로서 황소자리에 있는 초신성잔해이다. 게성운은 파슨스(William Parsons)가 1840년에 36인치 망원경으로 관측한 대상을 그린 그림이 게와 흡사하였기 때문에 붙여진 이름이다. 중심부는 빠르게 회전하는 중성자별 게펄사가 존재한다. 게성운은 초신성 폭발 연대가 정확히 알려져있고, 비교적 가깝게 위치하고 있기 때문에, 많은 천문학자들이 연구를 수행한 천체이다.

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프랑스의 천문학자 샤를 메시에(Charles Messier)가 1771년에 혜성을 탐색하는데 방해가 되는 천체들의 모아 메시에목록을 만들었다. 현재 M1부터 M110까지 110개가 알려져 있는데 그 중 첫 번째인 M1이 게성운이다(그림 1). 게성운의 다른 이름은 NGC 1952, Taurus A, SNR G184.6-05.8, Sh2-244이다. 성운의 적도좌표계의 좌표는 적경 05h 34m 31.94s, 적위 +22° 00’ 52.2"(J2000)이다. 성운은 북반구의 겨울철에 볼 수 있는 황소자리에 위치한다. 지구로부터의 거리는 약 6500±1600 광년(2000±500 파섹), 긴 쪽의 지름은 약 13±3 광년(4.1±1 pc), 성운 전체의 겉보기등급은 +8.4등급, 거리지수를(m-M)0=11.5±0.5로 가정했을 때 절대등급은 –3.1±0.5, 하늘에서의 크기는 420"×290"이다. 성운은 현재 팽창하고 있는데, 팽창속도는 1500 km@@NAMATH_INLINE@@\,@@NAMATH_INLINE@@s^-1이다. 북서-남동 방향으로 길쭉한 구체(prolate) 모양을 하고 있다. 게성운 자체에 의한 성간소광 값은 미미하게 작은 것으로 알려져 있고, 게성운과 지구 사이의 성간소광은 E(B-V) = 0.47±0.04, AV = 1.46±0.12이다.

그림 1. 1999년 10월, 2000년 1월과 2000년 12월에 허블 우주망원경(Hubble Space Telescope) WFPC2 카메라로 촬영한 24장의 영상을 합성하여 만든 게성운 사진. O IIIλ5007 선은 붉은색, S IIλ6717, 6731 선은 녹색, O Iλ6300 선은 파란색으로 나타냈다.(출처:)

성운이 현재의 팽창속도로 꾸준히 팽창했다고 가정하고 현재의 크기만큼 커지는데 걸린 시간을 계산해 보면 대략 1000년 정도이다. 이것은 대략 1천년 쯤 전에 어떤 천체가 폭발했고 이 폭발에 기인한 팽창으로 기체가 바깥으로 퍼져 현재와 같은 크기를 만들었다는 것을 의미한다.

1054년 7월 4일 중국 송나라 인종 2년에 새로운 별(객성客星)이 보였는데 3주 동안 낮에도 보일 만큼 밝았고 밤에는 22개월간 보였다는 기록이 있다(그림 2). 이 역사 기록 덕분에 우리는 게성운을 탄생시킨 천체가 언제 시작되었는지를 정확히 알 수 있게 되었다. 약 천년 전 질량이 큰 별이, 진화 마지막 단계인 철로 이루어진 핵이, 붕괴로 초신성 폭발이 일어났다. 우리는 초신성 폭발로 인한 팽창하는 기체인 초신성잔해를 보고 있다. 역사 기록을 자세히 분석하여 재현한 광도곡선으로부터, 게성운을 탄생시킨 별은 일반적인 제 II형 초신성이었을 것으로 여겨진다.

과거에 북미 대륙의 뉴멕시코 주에 거주하던 인디언들도 이 초신성을 초승달과 함께 벽화 그림으로 남긴 것으로 알려져 있다.

그림 2. 중국 송나라 때인 1054년에 새로운 별이 나타났음을 적은 기록()

1968년에 게성운의 중심에서 게펄사(Crab Pulsar) PSR B0531+21이 발견되었다. 이것이 바로 초신성 폭발과 함께 핵이 붕괴되면서 만들어진 중성자별이다. 게펄사는 초신성잔해에서 발견된 최초의 펄사이면서 동시에 광학 파장대에서 발견된 최초의 펄사이다(그림 3). 게펄사는 2C 481, 3C 144.0, SN 1054A, 4C 21.19, PKS 0531+219, CM Tauri로도 불린다. 게펄사의 기원이 되는 별의 폭발 시점이 알려져 있으므로, 펄사의 나이나 회전이 느려지는(spin-down) 비율 등을 연구하는데 아주 유용하다. 게펄사 등 펄사가 1968년 처음 발견되었을 때는 방출되는 전파가 아주 규칙적이어서 지적 외계 생명체가 송출하는 신호로 여겨진 적도 있으나 곧 강한 자기장을 가진, 빠르게 회전하는 중성자별에 의한 것임이 알려졌다. 게펄사는 반지름이 약 14∼15 km, 질량은 1.4∼2배의 태양질량, 겉보기등급과 색지수는 각각 V=16.5등급, U-B=-0.45, B-V=+0.5, 중심온도는 약 3억 K, 표면온도는 약 160만 K이다. 주기가 약 33 ms여서 약 0.033초마다 신호를 내는데, 엑스선부터 가시광 및 전파까지 다양한 파장의 빛이 방출된다. 펄사가 자전하면서 에너지를 방출함에 따라 점차 회전속도가 느려지는데, 매년 약 0.04% 정도씩 주기가 길어진다.

대부분의 펄사의 경우 겉보기등급이 V=25 등급보다 어두운데 반해 게펄사는 광학 파장에서도 아주 밝아서 편광 등을 연구하는 데에 유용하다. 게펄사를 비롯하여 돛(Vela)펄사(V∼23.6 등급), PSR B0540-69(V∼23 등급이고 대마젤란은하에 속함), PSR B0656+14(V∼26 등급), PSR B1509-58(V∼25.7 등급) 등 다섯 개의 펄사에 대해서만 광학 편광 연구가 존재한다. 이 다섯 펄사와 더불어 PSR B0633+17(V∼25.5 등급)가 광학파장대에서 확인된 펄사들이다.

그림 3. 찬드라(Chandra) 엑스선 망원경(왼쪽)과 허블 우주망원경 가시광으로 관측한 게성운 펄사의 모습. 오른쪽 사진의 가운데 두 별 중 오른쪽 아래의 별이 펄사이다.(출처: )

게펄사가 단위 시간동안 방출하는 전체 에너지는 5×10³⁸ erg s^-1이며, 이중게성운이 싱크로트론 복사로 방출하는 에너지는 약 1.3×10³⁸ erg s^-1이다. 게성운에서는 감마선부터 전파까지의 모든 파장에서 복사가 방출되지만 엑스선부터 광학파장 사이 파장대에서의 복사가 65% 정도로 대부분을 차지한다. 엑스선과 감마선 파장에서는 약 23%가 방출되고 적외선과 전파 파장에서는 약 12%의 에너지가 방출된다. 게성운이 방출하는 빛 중 광자 에너지가 가장 강한(파장이 가장 짧은) 것은 감마선인데 역콤프턴복사(inverse Compton radiation)에 의한 것으로 여겨진다. 관측하는 에너지 영역이 높아질수록 즉 파장이 짧아질수록 게성운은 더 작게 보인다. 이는 게성운에서 높은 에너지를 내는 영역은 작고 에너지가 낮아질수록 방출 영역이 더 커짐을 뜻한다.

무거운 별이 초신성으로 폭발을 할 때 폭발 전의 별을 원형별(progenitor)이라고 한다. 게성운을 만든 원형별은 태양 질량보다 약 9∼11배 무거운 별이거나 태양 질량보다 8∼10배 무거운 초점근거성가지별(super-AGB; super-asymptotic giant branch star)일 것으로 여겨진다. 후자의 경우 전자포획 (electron capture) 과정을 거쳐 초신성으로 폭발했을 것으로 추정하고 있다.