{{위키데이터 속성 추적}}
{{성운 정보
 | 이름 = 호문쿨루스 성운
 | 그림 = EtaCarinae.jpg
 | 그림설명 = 
 | 형태 = [[발광성운|발광]]/[[반사성운]]
 | 적경 = {{RA|10|45|03.6}}<ref name=hog>{{저널 인용|bibcode=2000A&A...355L..27H|title=The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=355|pages=L27|author1=Høg|first1=E.|last2=Fabricius|first2=C.|last3=Makarov|first3=V. V.|last4=Urban|first4=S.|last5=Corbin|first5=T.|last6=Wycoff|first6=G.|last7=Bastian|first7=U.|last8=Schwekendiek|first8=P.|last9=Wicenec|first9=A.|year=2000|doi=10.1888/0333750888/2862}}</ref>
 | 적위 = {{DEC|-59|41|04}}<ref name=hog/>
 | 거리 = 7500 광년
 | 겉보기 등급 = 6.21 (-0.8–7.9) (중심별 포함)
 | 별자리 = [[용골자리]]
 | 반지름 = 0.29 광년<ref name=abraham/>(18"<ref name=abraham>{{저널 인용|bibcode=2014ApJ...791...95A|title=Η Carinae Baby Homunculus Uncovered by A/km/kmLMA|journal=The Astrophysical Journal|volume=791|issue=2|pages=95|author1=Abraham|first1=Zulema|last2=Falceta-Gonçalves|first2=Diego|last3=Beaklini|first3=Pedro P. B.|year=2014|doi=10.1088/0004-637X/791/2/95|arxiv = 1406.6297 }}</ref>)
 | 절대등급 = 
 | 중요점 = [[쌍극성운]]
 | 명칭 = 
}}

'''호문쿨루스 성운'''({{lang|en|Homunculus Nebula}})은 지구로부터 [[용골자리]] 방향으로 약 7500 광년(약 2300 파섹) 떨어져 있는 쌍극성 [[발광성운]]이자 [[반사성운]]으로 무거운 항성계 [[용골자리 에타]]를 둘러싸고 있다. 이 성운은 항성이 생성되는 [[전리수소영역]](電離水素領域) 또는 H Ⅱ 영역이라 불리는 곳에 자리 잡고 있으며 자기보다 훨씬 더 큰 [[용골자리 성운]] 안에 있다. 이름의 유래는 [[라틴어]]로 '작은 사람'을 뜻하는 [[호문쿨루스]] ''homunculus''이다. 성운에 포함된 먼지는 극도로 광도가 높은 중앙 항성계에서 발산되는 빛을 대부분 흡수하여 이를 다시 [[적외선]] 형태로 복사한다. 호문쿨루스 성운은 중적외선 파장으로 한정시 밤하늘에서 가장 밝은 천체이다.<ref name=imposters>{{서적 인용|doi=10.1007/978-1-4614-2275-4_7|chapter=All Things Homunculus|title=Eta Carinae and the Supernova Impostors|journal=Eta Carinae and the Supernova Impostors|volume=384|pages=145|series=Astrophysics and Space Science Library|year=2012|last1=Smith|first1=Nathan|isbn=978-1-4614-2274-7|bibcode=2012ASSL..384..145S}}</ref>

호문쿨루스 성운 안에는 '작은 호문쿨루스' ''Little Homunculus'' 가 있다. 작은 호문쿨루스 안에는 다시 '아기 호문쿨루스' ''Baby Homunculus'' 가 있는데 이는 항성풍에 충격을 받은 물질이 껍질 구조를 이루고 있는 것이다.<ref name=abraham/>

1841년에 [[용골자리 에타]]는 초신성 폭발에 버금가는 폭발을 일으켜 잠시동안 전천에서 [[시리우스]] 다음으로 밝은 별이 되었으나 곧 폭발로 분출된 가스와 먼지 때문에 그 빛을 잃었고, 그로 인해 방출된 물질이 양극으로 분출되어 초속 670 km의 속도로 퍼져나가고 있으며 이것이 현재 우리 눈에 보이는 성운이다.<ref name="teodoro">{{저널 인용|title=Near-infrared integral field spectroscopy of the Homunculus nebula around η Carinae using Gemini/CIRPASS|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|author1=Teodoro|first1=M.|last2=Damineli|first2=A.|year=2008|volume=387|issue=2|pages=564|arxiv=0804.0240|bibcode=2008MNRAS.387..564T|doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13264.x|last3=Sharp|first3=R. G.|last4=Groh|first4=J. H.|last5=Barbosa|first5=C. L.}}</ref>

==관측 역사==
'용골자리 에타가 희미한 동반천체 하나를 거느리고 있고 이 천체는 항성이 아니다.'라는 1914년 관측 보고 기록이 있다.<ref name=innes>{{저널 인용|bibcode=1914MNRAS..74..697I|title=Η Argûs, Magnitude of, in 1914, and the discovery of a close companion to it|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=74|issue=8|pages=697|author1=Innes|first1=R. T. A.|year=1914|doi=10.1093/mnras/74.8.697}}</ref> 1944년과 1945년에는 폭 5", 길이 10" 정도로 약간 길쭉한 모양의 성운 구조가 관측되었는데 이 성운을 측정한 결과 19세기 중반 폭발 이후 일정한 속도로 확장되고 있는 것으로 확인되었다. 당시 이 성운은 북서쪽으로 커다란 혹 하나가, 남동쪽으로는 북서쪽보다 작은 덩어리 두 개가 돋은 모양을 하고 있었으며 당대인들은 이 모습을 호문쿨루스 ''Homunculus'' 로 기술했다.<ref name=gaviola>{{저널 인용|bibcode=1950ApJ...111..408G|title=Eta Carinae. I. The Nebulosity|journal=Astrophysical Journal|volume=111|pages=408|author1=Gaviola|first1=E.|year=1950|doi=10.1086/145274}}</ref> 앞 사례와 거의 같은 시기에 이루어진 다른 관측에서는 이 성운을 '크고 흐릿하며 녹색을 띤 성운을 배경으로 중심 영역이 있으며, 이 영역은 짙은 오렌지색을 띠고 있다.'라고 기술했다. 모 논문에서는 이 성운을 '붉은 턱수염(red spade-beard)처럼 생겼다.'라고 묘사했다.<ref name=thackeray>{{저널 인용|bibcode=1949Obs....69...31T|title=Nebulosity surrounding eta Carinae|journal=The Observatory|volume=69|pages=31|author1=Thackeray|first1=A. D.|year=1949}}</ref>

==모양==
[[파일:3D Homunculus Nebula.jpg|left|섬네일|upright=1.2|호문쿨루스 성운의 3D 모형.]]
호문쿨루스는 두 개의 엽(lobe, 葉) 구조로 이루어져 있으며 각 엽은 지구에서 봤을 때의 방위에 따라 각각 북서쪽(NW)과 남동쪽(SE)으로 불린다. 두 엽 모두 너비는 {{val|7|u="}}, 길이는 {{val|5|u="}} 정도이다. 여기에 특정 파장에서 관측한 고해상도 이미지에서는 '가장자리가 거친 [[치마]]'처럼 생긴 구조가 적도면에 희미하게 보인다. 두 엽의 속은 거의 비어 있으며 물질 대부분은 양극을 따라 집중되어 있다.<ref name=abraham/><ref name=steffen/>

적도면의 치마 구조에는 엽과 나이가 비슷하거나 더 젊은 물질들이 포함되어 있다. 치마 구조를 이루는 물질의 질량은 엽보다 훨씬 작으며 에타별의 적도대에서 발산되는 빛에 반사되어 우리 눈에 보인다. 치마에 있는 먼지와 수소 분자의 양은 엽에 비해 적다.<ref name=smith2006>{{저널 인용|doi=10.1086/503766|title=The Structure of the Homunculus. I. Shape and Latitude Dependence from H2and [Feii] Velocity Maps of η Carinae|journal=The Astrophysical Journal|volume=644|issue=2|pages=1151|year=2006|last1=Smith|first1=Nathan|bibcode=2006ApJ...644.1151S|arxiv = astro-ph/0602464 }}</ref>

이 쌍극 성운은 기울어져 있어서 북서쪽(NW) 엽이 남동쪽(SE) 엽보다 지구로부터 더 멀다. 성운 전체는 팽창하고 있기 때문에 중심부 관측원에 대해 SE 엽은 [[청색편이]]를, NW 엽은 [[적색편이]]를 보인다. 두 엽은 양극을 따라 집중된 상대적으로 얇은 껍질들에 호문쿨루스 성운에 있는 물질 대부분을 지니고 있다. 이 껍질들은 안쪽의 따뜻한 영역과 바깥쪽의 차갑고 보다 무거운 껍데기의 두 가지 요소로 구성된다. 껍질들은 매끈하면서 얇아 분출 기간이 5년 정도밖에 되지 않았음을 추정할 수 있다. 그러나 껍질들 속에는 먼지로 된 보다 두꺼운 줄 모양의 구조들이 있다.<ref name=smith2006/>

[[파일:Detailed look on Eta Carinae.jpg|right|섬네일|upright=1.2|용골자리 에타의 상세한 모습. 용골자리 성운(배경), 호문쿨루스 성운(중앙), 용골자리 에타의 고해상도 사진(오른쪽).<ref>{{웹 인용|title=Highest Resolution Image of Eta Carinae - VLT Interferometer captures raging winds in famous massive stellar system|url=https://www.eso.org/public/news/eso1637/|website=www.eso.org|accessdate=20 October 2016}}</ref>]]

두 엽 모두 극 부분에 '구멍'이 있는데 이 구멍이 실제로 뚫려 있는 곳인지 아니면 들어가 있는 정도가 큰 부분일 뿐인지는 확실하지 않다. 구멍 주변에는 홈이 파인 것처럼 보이는 '참호'(trench) 구조가 있는데 이 참호는 엽의 축을 중심으로 하여 대략적으로 반원을 그리는 것처럼 보이나, 엽 전체를 일주하는 완전한 원을 그리고 있을 확률도 있다. 이외에 엽 표면에는 불규칙하게 들어가거나 나온 부분들이 있으며 이 특징들은 두 엽에 모두 있으며 서로를 향해 대칭으로 형성되어 있다.<ref name=steffen>{{저널 인용|bibcode=2014MNRAS.442.3316S|title=The three-dimensional structure of the Eta Carinae Homunculus|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=442|issue=4|pages=3316|author1=Steffen|first1=W.|last2=Teodoro|first2=M.|last3=Madura|first3=T. I.|last4=Groh|first4=J. H.|last5=Gull|first5=T. R.|last6=Mehner|first6=A.|last7=Corcoran|first7=M. F.|last8=Damineli|first8=A.|last9=Hamaguchi|first9=K.|year=2014|doi=10.1093/mnras/stu1088|arxiv = 1407.4096 }}</ref>

성운의 질량은 직접 구할 수 없지만 먼지의 양은 꽤 정확히 측정할 수 있으므로 가스-먼지 비율 추정치를 알면 성운 전체의 질량을 계산할 수 있다. 먼지의 총질량은 태양질량의 0.4 배이므로 호문쿨루스 자체가 보유한 가스의 질량은 태양의 40 배로 나온다. 종전 연구에서 합의되었던 성운의 질량값은 태양의 10 ~ 15 배였다.<ref name=gomez>{{저널 인용|doi=10.1111/j.1745-3933.2009.00784.x|title=Submillimetre variability of Eta Carinae: Cool dust within the outer ejecta|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters|volume=401|pages=L48|year=2010|last1=Gomez|first1=H. L.|last2=Vlahakis|first2=C.|last3=Stretch|first3=C. M.|last4=Dunne|first4=L.|last5=Eales|first5=S. A.|last6=Beelen|first6=A.|last7=Gomez|first7=E. L.|last8=Edmunds|first8=M. G.|bibcode=2010MNRAS.401L..48G|arxiv = 0911.0176 }}</ref>

==바이겔트의 얼룩들==
초기 반점간섭계 연구에서 호문쿨루스의 중심부에 점 비슷하게 생긴 물체 네 개가 있는 것을 발견하여 여기에 각각 A1, A2, A3, A4 명칭을 부여했다.<ref name=weigelt>{{저널 인용|bibcode=1986A&A...163L...5W|title=Eta Carinae resolved by speckle interferometry|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=163|pages=L5|author1=Weigelt|first1=G.|last2=Ebersberger|first2=J.|year=1986}}</ref> 이 반점모양 천체 넷의 명칭은 이후 A, B, C, D로 변경되었다. 고해상도 연구 결과 가장 밝은 관측원 A만이 항성이고 나머지 셋은 성운 물질이 작게 뭉쳐 있는 것으로 드러났다. 이 '바이겔트의 얼룩'(Weigelt Blob) 셋은 용골자리 에타에서 나오는 빛을 반사하여 우리 눈에 보인다. 이 얼룩들은 항성계의 적도면에 가까이 위치해 있는 것으로 보이나 탄생의 이유는 불확실하다. 관측 결과 도출한 얼룩들의 이동 속도는 정확도가 떨어지기에 1890년 또는 1941년 폭발이 이들의 발생 시점인 것으로 보인다. 강력한 항성풍이 이 얼룩들의 느린 움직임에 속도를 더하고 있어 상황은 보다 복잡해지고 있다.<ref name=dorland>{{저널 인용|doi=10.1086/380941|title=Did Carinae's Weigelt Blobs Originate circa 1941?|journal=The Astronomical Journal|volume=127|issue=2|pages=1052|year=2004|last1=Dorland|first1=Bryan N.|last2=Currie|first2=Douglas G.|last3=Hajian|first3=Arsen R.|bibcode=2004AJ....127.1052D}}</ref>

==스펙트럼==
[[파일:Cosmic Fireworks in Ultraviolet Eta Carinae Nebula.tif|섬네일|[[허블 우주망원경]]이 촬영한 호문쿨루스 성운의 자외선 사진.]]
호문쿨루스 성운의 스펙트럼은 [[전자기 스펙트럼]] 파장에서의 반사/열/방출 요소들로 복잡하게 구성되어 있다. 이들 중 지배적인 특징으로 중심부 항성들에 의해 가열된 먼지에서 나오는 [[흑체 복사]]를 들 수 있다. 여기에 더해 항성이 발산한 빛이 성운 내 밀도 높은 구조에 대부분 반사되어 강렬한 [[가시광선]] 및 [[자외선]]의 [[방출 스펙트럼|방출선]]을 보여준다. 성운 내 가스는 느리게 움직이는 물질과 충돌하거나 항성에서 나오는 고에너지 [[전자기 복사]]에 의해 들떠서 [[이온화]]되는데 이 역시 스펙트럼에 방출선을 형성한다. 호문쿨루스의 이온화 방출은 [[행성상성운]]과 유사하지만 이온화 단계가 낮은데 이는 중심별들의 온도가 낮기 때문이다. 스펙트럼상 매우 강한 선들은 [Fe&nbsp;{{smallcaps|ii}}]와 [N&nbsp;{{smallcaps|ii}}]로 중심별이 뿜는 항성풍의 스펙트럼과 비슷하지만 윤곽선들의 폭이 좀 더 좁다.<ref name="smith2006"/>

분출물 바깥쪽 경계면에서의 충격파들은 수백만 켈빈까지 가열되어 [[엑스선]] 복사를 방출한다. 호문쿨루스의 두 엽은 [[수소선|수소 21 cm 선]] 방출을 포함하여 엄청난 양의 [[전파]]를 내뿜는다.

호문쿨루스 엽의 이 반사 스펙트럼은 위치에 따라 다른데 이는 중심별이 다른 경도상에서 다른 양의 에너지를 복사하기 때문이다. 용골자리 에타는 이런 효과를 관측할 수 있는 유일한 항성이다.<ref name="smith2006"/>

==생성==
{{본문|용골자리 에타}}
호문쿨루스 성운은 용골자리 에타가 일으킨 막대한 폭발 때 별에서 뿜어져 나온 물질이다. 이 사건에서 방출된 빛은 1841년 지구에 도달했으며 이때 용골자리 에타는 밤하늘에서 한때이지만 [[시리우스]] 다음으로 밝은 항성이었다. 그러나 별에서 분출된 기체와 먼지는 이후 별의 빛 대부분을 차단했다. 이 [[의사 초신성]] 폭발은 극엽(極葉) 두 개와 거대하지만 얇은 적도 원반 하나를 만들었으며 이 구조들은 모두 초당 670 킬로미터 속도로 확산되고 있다.

호문쿨루스 성운은 나이가 극도로 젊기 때문에 가능한 것 같은 독특한 구조를 지녔다. 이는 현재 호문쿨루스의 구조와 모양은 폭발 이후 성운 주변의 [[성간매질]]과 상호작용을 거의 일으키지 않았음을 뜻한다. 종전에는 두 엽의 경계 부분이 잘록한 이유를 주변의 밀도 높은 물질이 엽을 '조이기' 때문이라고 추정했으나 이는 잘못된 가설로 밝혀졌다. 현재 성운의 쌍극 껍질들은 양극에서 물질이 집중적으로 유출된 것이며, 적도면의 '치마' 구조는 껍질들 중 가장 얇은 부분을 뚫고 물질이 보다 빠르게 분출되어 생겨난 것으로 받아들여지고 있다.<ref name=steffen/> 물질의 분출이 유독 쌍성계 구성원들의 자전축 또는 공전궤도를 따라 몰려 있는 이유는 용골자리 에타 A의 자전으로 별의 양극을 따라 질량이 보다 빠르게 유출되고 있기 때문일 것이다.<ref name=smith2006/>

쌍극 껍질들의 두께로부터 물질의 분출 기간이 대략 5년 이내였음을 알 수 있다.<ref name=smith2006/> 매우 매끄러운 껍질 외형 중 불규칙한 부분들은 중심부 두 별들의 공전 운동과 이들이 내보내는 항성풍 때문에 생긴 것으로 추측된다.<ref name=steffen/>

성운의 확산을 분석하면 성운의 나이는 {{val|1847.1|0.8|ul=yr|fmt=none}}로 나온다. 이 값은 과거 밝기가 크게 증가했던 시기 및 반성의 근성점 통과 예상 시기와 맞지 않는다.<ref name=smith>{{저널 인용|bibcode=2017MNRAS.471.4465S|title=A moderately precise dynamical age for the Homunculus of Eta Carinae based on 13 years of HST imaging|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=471|issue=4|pages=4465–4475|last1=Smith|first1=Nathan|year=2017|arxiv=1709.06210|doi=10.1093/mnras/stx1868}}</ref>

==거리==
[[파일:Eta Carinae (HST).jpg|left|섬네일|용골자리 에타 주변의 호문쿨루스 성운.(HST UV, 가시광선 사진)]]
지구로부터 호문쿨루스와 용골자리 에타까지의 거리는 트럼플러 16, [[용골자리 성운]]과 거의 같은 것으로 보이나 이들 천체까지의 거리는 정확도가 다소 떨어진다. 대신 호문쿨루스 성운까지의 거리는 성운이 팽창하는 측정치들을 이용하여 계산할 수 있다. 두 엽이 대칭형이라고 가정하면 얇은 엽의 껍질 속 특정 지점에서의 속도는 해당 위치에서의 스펙트럼선상 [[도플러 효과|도플러 변이]]를 이용하여 측정할 수 있다. 이 도플러 변이에는 반사선(용골자리 에타 A에서 나온 것)과 직접 방출선의 두 가지 종류가 있다. 직접 방출선 도플러 변이로 시선 방향에 대한 확산 속도를 구할 수 있다. 용골자리 에타의 대폭발 이후 일정한 속도로 성운이 확장한다고 가정하면 시선의 방향으로 중심별로부터 껍질까지의 직선 거리를 알 수 있다. 대폭발 사건 이후 일정한 속도로 성운이 퍼지고 있다고 다시 가정하면 반사선과 직접 방출선 도플러 변이 속도 사이의 차이로부터 중심별과 껍질 사이의 거리를 구할 수 있다.

호문쿨루스 성운의 스펙트럼을 중심별로부터 특정 각거리에서 관측한 결과 중심별에서 해당 지점까지의 실제 직선 거리가 도출되었고 이로써 지구로부터 성운까지의 거리가 정의된다. 이 방법을 사용하여 구한 지구에서 호문쿨루스까지의 거리는 대략 2300 [[파섹]] (약 7500 [[광년]])이며 오차한계는 100 파섹 정도이다.<ref name=smith/><ref name="smith2006"/><ref name=davidson>{{저널 인용|doi=10.1086/319419|title=The Shape and Orientation of the Homunculus Nebula Based on Spectroscopic Velocities|journal=The Astronomical Journal|volume=121|issue=3|pages=1569|year=2001|last1=Davidson|first1=Kris|last2=Smith|first2=Nathan|last3=Gull|first3=Theodore R.|last4=Ishibashi|first4=Kazunori|last5=Hillier|first5=D. J.|bibcode=2001AJ....121.1569D}}</ref>

같은 계산으로 호문쿨루스 성운의 축이 시선에 대해 얼마나 [[궤도 경사|기울어져]] 있는지도 구할 수 있다. 성운의 [[궤도 경사|궤도경사각]]은 천구면에 대해 41° 또는 49°로 이는 관측자가 호문쿨루스의 측면보다는 전면을 조금 더 많이 볼 수 있음을 뜻한다.<ref name=smith2006/><ref name=davidson/>

== 각주 ==
{{각주|colwidth=25em}}

== 외부 링크 ==
* {{언어링크|en}} [http://apod.nasa.gov/apod/ap140717.html 3D Homunculus Nebula] [[Astronomy Picture of the Day]] 2014 July 17
* {{언어링크|en}} [http://apod.nasa.gov/apod/ap141202.html Expanding Homunculus Nebula] Astronomy Picture of the day (animated GIF)
* {{언어링크|en}} [http://www.gemini.edu/node/11384 Little Homunculus and Butterfly Nebula]

[[분류:용골자리]]
[[분류:전리수소영역]]
[[분류:용골자리 성운]]