**행성상성운** 행성상성운의 수명은 수만 년 정도로, 별의 수명이 수십억 년 정도이므로 우주적 규모에서는 상대적으로 짧게 나타느는 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. 흡수된 자외선은 중심별 주위의 흐릿한 기체를 들뜨게 만들어서 알록달록한 행성상성운으로 보인다.

행성상성운은 핵합성 결과 생성된 원소들을 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
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. 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.

행성상성운의 정체는 19세기 중반 분광 관측이 발명되기 전까지는 밝혀지지 않았다. 최초로 분광 관측을 수행한 천문학자는 윌리엄 허긴스로, 그는 프리즘을 사용해 행성상성운의 빛을 분산시켰다. 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.

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.

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.

행성상성운의 중심별은 매우 뜨겁다.

20세기 말에 이르기까지 관측기구는 진보를 거듭했고 행성상성운의 연구에도 큰 도움이 되었다.

모건-키넌 분광형 분류에서 행성상성운은 **P**형(''Type-**P**'')으로 분류된다. 다만 이 분류는 실제로는 거의 사용되지 않는다.

## 기원
질량 10~11 M 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.

질량 3 M을 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.

## 수명
별이 AGB 단계를 지나면 짧은 행성상성운 단계가 시작된다.

## 행성상성운과 은하 진화
행성상성운은 은하 진화에 있어 매우 중요한 역할을 한다. 초기의 우주는 거의 대부분이 수소와 헬륨으로만 이루어져 있었으나, 별들이 핵융합을 함으로써 수소 헬륨보다 무거운 원소들을 만들어냈다. 고로 행성상성운의 기체들은 많은 양의 탄소, 질소, 산소 등을 함유하고 있으며, 이 기체는 성간매질 속으로 팽창하여 성간매질과 하나가 된다. 이 과정에서 무거운 원소들의 양이 늘어나며, 수소와 헬륨보다 무거운 원소들을 천문학자들은 "금속"이라고 부른다.

그리고 그 이후 성운에서 만들어진 새로운 세대의 별들은 이전 세대의 별보다 더 높은 초기 금속 함량을 가지게 된다. 이러한 금속 원소는 여전히 별의 전체 구성 물질 중에서는 적은 양만을 차지하지만, 그래도 별의 진화 과정에 큰 영향을 미친다. 우주 초기에 형성되어 금속 함량이 적은 별들을 항성종족 2(Population II) 항성이라고 하고, 그보다 젊어서 금속 함량이 많은 별들을 항성종족 1(Population I) 항성이라고 한다. 이에 관한 자세한 정보는 항성종족 문서를 참조할 것.

## 특징

### 물리적 특징
전형적인 행성상성운의 크기는 약 1 광년 정도이며, 극도로 희박한 기체로 이루어져 있다. 행성상성운의 개수밀도는 1&nbsp;cm

중심별에서 나오는 복사선으로 인해 행성상성운의 온도는 약 10,000 K까지 가열된다.

성운은 물질속박(''matter bounded'') 또는 복사속박(''radiation bounded'')되어 있다. 물질속박이란, 성운에 물질이 충분하지 않아 중심별에서 나오는 자외선을 모두 흡수할 수 없는 상태이며, 사람의 눈에 보이는 성운은 완전히 전리된 상태이다. 복사속박이란 중심별에서 나오는 자외선이 충분하지 못해서 주위 기체가 모두 전리되지 못하고, 별주위 외피의 바깥쪽은 중성 원자 상태로 존재하는 것을 말한다.

### 수와 분포
지금까지 우리 은하 안에 존재하는 행성상성운이 약 3000개가량 발견되었다.

### 형태학
행성상성운 중 20% 정도만이 구대칭 형태를 하고 있다(아벨 39 등).

이러한 모양을 만들어내는 것은 정사영 효과에 어느 정도 영향을 받는다. 같은 성운을 다른 각도에서 보면 다르게 보일 것이다. 그렇긴 하지만 그것만으로는 행성상성운의 모양이 그렇게 다양한 것을 다 설명할 수 없다.

## 행성상성운과 성단
지금까지 4개의 구상성단에서 행성상성운이 발견되었다. 해당 성단은 메시에 15, 메시에 22, NGC 6441, 팔로마 6이다. 한편 산개성단에서는 지금까지 확정적으로 행성상성운이 존재하는 것으로 판단되는 것은 단 하나뿐이다.

산개성단은 질량이 작기 때문에 중력적 응집력이 상대적으로 떨어진다. 그 결과 산개성단은 비교적 짧은 시간이 지나면 다 흩어져 버리는 경향이 있으며, 그 시간은 대략 1억 ~ 6억 년이다.

이론적 모형에 따르면 행성상성운은 0.8 ~ 11 M

## 근래의 행성상성운 연구 주제
행성상성운까지의 거리는 대체로 정밀하게 측정되지 못하고 있다. 지구에서 가까운 행성상성운들은 팽창 속도를 계산함으로써 거리를 측정할 수 있다. 몇 년에 걸친 고해상도 관측을 하면 성운의 시선 방향 팽창을 확인할 수 있을 것이며, 도플러 편이를 분광 관측하면 시선 방향의 팽창 속도를 정할 수 있을 것이다. 각팽창 속도를 구한 팽창 속도와 비교하면 성운까지의 거리가 나온다.

행성상성운의 모양이 왜 그렇게 다양한지도 흥미있는 주제가 될 것이다. 별에서 바깥으로 달아나는 속도가 서로 다른 물질들 사이의 상호작용이 대부분의 모양을 만들어낸다는 가설이 제기되고 있다.

성운의 금속 성분비를 알아내는 방법에는 크게 재결합선과 충돌들뜸선이 있다. 그런데 두 방법으로 각각 얻어낸 결과들 사이에 큰 불일치가 존재하는 경우가 종종 있다. 이것은 행성상성운 안에 근소한 온도 변동이 존재하기 때문으로 설명된다. 온도 효과 때문에 야기되었다기에는 불일치의 크기가 너무 클 경우, 수소가 거의 없는 매듭 구조 때문이라는 가설이 제기되어 있다. 그러나 그러한 매듭 구조는 아직까지 발견된 바가 없다.