{{위키데이터 속성 추적}}
{{성운 정보
 | 이름 = NGC 3372 (용골자리 성운)
 | 그림 = Carina Nebula by Harel Boren (151851961, modified).jpg
 | 그림설명 = 용골자리 성운. 용골자리 에타와 열쇠구멍 성운은 중심부에서 약간 왼쪽, [[NGC 3324]]는 오른쪽 위에 있다.
 | 형태 = [[발광성운]]
 | 적경 = {{RA|10|45|08.5}}<ref name="ngcic3372">{{웹 인용|url=http://www.ngcicproject.org/pubdb.htm |title=NGC 3372 |website=The NGC/IC Project |accessdate=29 November 2016 |archive-url=https://web.archive.org/web/20090528100240/http://www.ngcicproject.org/pubdb.htm |archive-date=28 May 2009 |url-status=dead}}</ref>
 | 적위 = {{DEC|-59|52|04}}<ref name="ngcic3372" />
 | 거리 = ~ 8500 광년 (~ 2600 파섹)<ref name="kuhn19">{{저널 인용|title=Kinematics in Young Star Clusters and Associations with Gaia DR2 |journal=The Astrophysical Journal |last1=Kuhn |first1=Michael A. |last2=Hillenbrand |first2=Lynne A. |last3=Sills |first3=Alison |last4=Feigelson |first4=Eric D. |last5=Getman |first5=Konstantin V. |display-authors=1 |volume=870 |issue=1 |at=32 |date=January 2018 |arxiv=1807.02115 |bibcode=2019ApJ...870...32K |doi=10.3847/1538-4357/aaef8c}}</ref>
 | 겉보기 등급 = +1.0<ref name="messier.seds.org">{{웹 인용|url=http://messier.seds.org/xtra/ngc/n3372.html |title=NGC 3372 |website=SEDS.org |first1=Hartmut |last1=Frommert |first2=Christine |last2=Kronberg |last-author-amp=yes |date=22 March 1998 |accessdate=26 November 2016}}</ref>
 | 별자리 = [[용골자리]]
 | 반지름 = ~ 230 광년 (~ 70 파섹)<ref name="Atlas">{{웹 인용|url=http://www.atlasoftheuniverse.com/nebulae/ngc3372.html |title=NGC 3372 – The Eta Carinae Nebula |work=Atlas of the Universe |accessdate=1 October 2013}}</ref>
 | 절대등급 = 
 | 중요점 = {{plainlist|
* 용골자리 에타
* 열쇠구멍 성운
* 산개성단과 암흑성운 다수 포함}}
 | 명칭 = NGC&nbsp;3372,<ref name="simbad3372">{{cite simbad |title=NGC 3372 |access-date=3 September 2013}}</ref> ESO&nbsp;128-EN013,<ref name="ngcic3372"/> GC&nbsp;2197,<ref name="ngcic3372"/> h&nbsp;3295,<ref name="ngcic3372" /> Caldwell&nbsp;92<ref name="OMeara">{{서적 인용|title=The Caldwell Objects |pages=361–369 |publisher=Cambridge University Press|last=O'Meara |first=S. J. |year=2002 |isbn=978-0-521-82796-6}}</ref>
}}

'''용골자리 성운'''(Carina Nebula) 또는 '''용골자리 에타 성운'''(Eta Carinae Nebula), '''NGC 3372'''는 [[용골자리]] 방향으로 지구로부터 약 {{convert|8500|ly|pc|lk=on}} 거리에 밝고 어두운 [[성운|성운들]]이 대규모로 복잡하게 형성되어 있는 영역이다. 용골자리 성운은 [[우리은하]]의 용골자리-궁수자리 팔에 위치해 있다.

용골자리 성운의 경계 내에는 용골자리 OB1 성협, 서로 연결되어 있는 [[산개성단]]([[o형주계열성|O형 항성]] 다수와 [[울프-레이에별]] 여럿을 포함한다.) 여럿이 있다. 용골자리 OB1 성협에는 트럼플러 14, 트럼플러 16 성단이 있다. 트럼플러 14는 나이가 50만 년 정도로, 알려진 성단들 중에서 매우 젊은 편에 속한다. 트럼플러 16에는 현재 우리은하에서 광도상 최상위 그룹에 들어가는 [[WR 25]], WR 25보다는 덜 밝으나 질량은 더 크고 널리 알려진 [[용골자리 에타]] 항성계, O2형 초거성 [[HD 93129]] A가 속해 있다. 트럼플러 15, 콜린더 228, 콜린더 232, NGC 3324, NGC 3293 역시 용골자리 OB1 성협의 구성원으로 간주된다. [[NGC 3293]]은 트럼플러 14에서 가장 나이가 많은 천체로, 항성이 순차적이면서 현재진행형으로 태어나고 있는 영역이다.

용골자리 성운은 밤하늘에서 손꼽히게 거대한 [[무정형성운]]이다. 이 성운은 유명한 [[오리온 성운]]보다 네 배 크고 더 밝지만 남반구 하늘에 있기 때문에 인지도는 상대적으로 낮다. [[니콜라 루이 드 라카유]]가 1752년 [[희망봉]]에서 이 성운을 최초로 발견하였다.

==발견 및 기초 정보==
[[1752년]] 1월 25일 니콜라 루이 드 라카유가 이 성운을 발견했다.<ref name="messier.seds.org" /> 성운의 위치를 적경 {{RA|10|45|08.5}}, 적위 {{DEC|-59|52|04}}을 중심점으로 가정할 경우 성운의 범위는 120 × 120 분각이다.<ref name="ngcic3372" /> 현대에 이르러 용골자리 성운까지의 거리는 지구로부터 대략 {{convert|8500|ly|pc|lk=on}}으로 측정되었다.<ref name="kuhn19" />

==용골자리 성운 내 천체들==
===용골자리 에타===
{{본문|용골자리 에타}}
[[파일:Etacarxirvis.png|섬네일|upright|여러 파장으로 관측한 용골자리 에타.]]
'''용골자리 에타'''(Eta Carinae)는 광도가 매우 높은 [[초거성]]이다. 에타별의 질량 추정치는 태양의 100 ~ 150 배이며 광도는 태양의 약 400만 배이다.

용골자리 에타는 그 위치와 크기 때문에 현 시점에서 연구가 자세하게 이뤄진 별들 중에서 질량이 가장 큰 항성이다. 에타별보다 광도가 더 높고 질량이 큰 항성들도 여럿 알려져 있으나 이들에 대한 자료는 상대적으로 질이 떨어진다. 태양 질량의 80 배가 넘어가는 항성들은 태양 광도의 100만 배가 넘어가는 에너지를 생산한다. 이들은 매우 드물며([[우리은하]] 정도 크기의 은하에서 십여 개에 불과하다.) 질량은 [[에딩턴 한계]]([[복사압]]이 [[중력]]보다 강해지는 지점)에 가깝다. 질량이 태양의 120 배 이상인 항성들은 이론적인 에딩턴 한계를 초월하며 이들의 중력은 자신의 복사 에너지와 기체를 겨우 잡아놓을 수 있을 수준이고, 가까운 미래에 [[초신성]]이나 [[극초신성]]으로 최후를 맞을 것으로 보인다.

용골자리 에타가 용골자리 성운에 미치는 영향은 직접 관측할 수 있다. 어두운 [[보크 구상체|구상체들]]과, 잘 보이지 않는 몇몇 다른 천체들에는 에타별의 위치와 정확히 반대 방향을 가리키는 꼬리 구조들이 달려 있다. 1840년대에 에타별이 일으킨 대폭발로 별을 먼지가 둘러싸게 되었다. 이후 이 먼지는 항성이 방출하는 [[자외선]]의 양을 극적으로 낮추었다. 대폭발 이전 용골자리 성운의 모습은 지금과는 매우 다르게 보였을 것이다.

===호문쿨루스 성운===
{{본문|호문쿨루스 성운}}
[[파일:Eta Carinae 1.jpg|섬네일|left|호문쿨루스 성운에 둘러싸인 용골자리 에타.]]
'''호문쿨루스 성운'''(Homunculus Nebula, [[라틴어]]로 '작은 사람'에서 유래)은 용골자리 에타의 바로 바깥을 둘러싸고 있으며 훨씬 더 크고 밝은 성운 안에 자리잡고 있다. 이 성운은 [[1841년]] 일어났던 막대한 규모의 폭발로 용골자리 에타로부터 방출되어 나온 물질로 보이며 당시 에타별은 밤하늘에서 2등급까지 밝아졌었다.

호문쿨루스 성운은 규모가 작은 [[전리수소영역|H II 영역]]으로 가스가 충격을 받아 [[이온화]]되어 들뜬 상태에 있다.<ref name="teodoro2008">{{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 |last1=Teodoro |first1=M. |last2=Damineli |first2=A. |last3=Sharp |first3=R. G. |last4=Groh |first4=J. H. |last5=Barbosa |first5=C. L. |display-authors=1 |volume=387 |issue=2 |pages=564–576 |date=June 2008 |doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13264.x |bibcode=2008MNRAS.387..564T |arxiv=0804.0240}}</ref> 또한 이 성운은 극도로 광도가 높은 중심 항성계에서 나오는 빛의 대부분을 흡수하여 그 빛을 [[적외선]]으로 재방출한다. 호문쿨루스 성운은 중적외선 파장에서 볼 때 밤하늘에서 가장 밝은 천체이다.<ref name="Davidson2012">{{서적 인용|title=Eta Carinae and the Supernova Impostors |series=Astrophysics and Space Science Library, Volume 384 |publisher=Springer Science+Business Media |editor1-first=Kris |editor1-last=Davidson |editor2-first=Roberta M. |editor2-last=Humphreys |date=23 January 2012 |isbn=978-1-4614-2274-7 |doi=10.1007/978-1-4614-2275-4 |bibcode=2012ASSL..384.....D |url=http://cds.cern.ch/record/1453273}}</ref>{{rp|145–169}}

호문쿨루스까지의 거리는 성운 모양이 축 방향에 대해 대칭형이라고 가정하면 각도 치수와 길이 치수로부터 도출할 수 있다. 이 방법을 이용하여 구한 가장 정확한 거릿값은 {{convert|2.35|±|0.05|kpc|ly pc}}이다. 이 모형에서 성운의 최대 반지름은 약 22000 AU이며 성운의 축은 시선(視線)에 대해 41° 또는 천구면에 대해 49° 기울어져 있는데 이는 호문쿨루스 성운이 지구를 향해 측면보다 정면을 보다 많이 보여줌을 뜻한다.<ref name="smith2006apj">{{저널 인용|title=The Structure of the Homunculus. I. Shape and Latitude Dependence from H<sub>2</sub> and [Fe II] Velocity Maps of η Carinae |journal=The Astrophysical Journal |last1=Smith |first1=Nathan |volume=644 |issue=2 |pages=1151–1163 |date=June 2006 |doi=10.1086/503766 |bibcode=2006ApJ...644.1151S |arxiv=astro-ph/0602464}}</ref>

===열쇠구멍 성운===
[[파일:Keyhole in the Carina Nebula (eso0905a crop).jpg|섬네일|열쇠구멍 성운은 어두운 성운 구조로 용골자리 성운에서 가장 밝은 부분 위에 겹쳐서 보인다.]]
'''열쇠구멍'''(Keyhole) 또는 '''열쇠구멍 성운'''(Keyhole Nebula)은 차가운 분자와 먼지로 이루어진 작고 어두운 성운으로 용골자리 성운 내에 자리잡고 있다. 열쇠구멍 성운에는 뜨겁고 빛나는 기체로 이루어진 필라멘트 구조들이 포함되어 있으며 이 구조들은 훨씬 밝은 배경 성운과 대비되어 어둡게 보인다. [[존 허셜]]은 이 천체를 처음 묘사할 때 '[[렘니스케이트]] 타원형의 [[진공]]'이라는 단어를 사용했고<ref name="herschel1847">{{서적 인용|url=https://books.google.com/books?id=8WBNAAAAcAAJ&pg=PA33&q=Canopus |title=Results of astronomical observations made during the years 1834, 5, 6, 7, 8, at the Cape of Good Hope: Being the completion of a telescopic survey of the whole surface of the visible heavens, commenced in 1825 |volume=1 |publisher=Smith, Elder and Co. |location=London |first=John Frederick William |last=Herschel |pages=33–35 |year=1847 |oclc=5045340 |bibcode=1847raom.book.....H}}</ref> 이후 줄여서 '타원형의 진공'으로 언급했다.<ref name="herschel1864">{{저널 인용|title=Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars |journal=Philosophical Transactions of the Royal Society of London |last=Herschel |first=John Frederick William |volume=154 |pages=1–137 |date=1864 |doi=10.1098/rstl.1864.0001 |bibcode=1864RSPT..154....1H|doi-access=free }}</ref> 이 '렘니스케이트' 단어는 용골자리 성운 내 이 부분을 묘사하는 데에 계속 사용되었으나<ref name="abbott1973">{{저널 인용|title=Eta Argus |journal=Astronomical Register |last=Abbott |first=F. |volume=11 |pages=221–224 |date=1873 |bibcode=1873AReg...11..221A}}</ref> [[1873년]] 저명한 천문학 작가 엠마 컨버스가 《애플턴의 저널》 기사에서 이 성운의 외관을 '[[열쇠|열쇠구멍]]과 닮았다'라고 표현한 이후<ref name="appletons1873">{{저널 인용|url=https://books.google.com/books?id=BgMZAAAAYAAJ&pg=PA818 |title=Eta Argûs |journal=Appletons' Journal |first=Emma M. |last=Converse |volume=10 |issue=249 |page=818 |date=27 December 1873}}</ref> '열쇠구멍 성운' 또는 '열쇠구멍' 이름이 보편적으로 쓰이게 되었다. 이 명칭은 때때로 용골자리 성운 전체를 묘사할 때 사용되기도 한다.('열쇠구멍을 포함하는 성운'을 뜻함)<ref name="Moore1914">{{저널 인용|title=The spectrum of η Carinae |journal=Lick Observatory Bulletin |first1=Joseph Haines |last1=Moore |first2=Roscoe Frank |last2=Sanford |last-author-amp=yes |volume=8 |issue=252 |pages=55–61 |date=1914 |doi=10.5479/ADS/bib/1914LicOB.8.55M |bibcode=1914LicOB...8...55M}}</ref><ref>See, e.g., {{서적 인용|title=Burnham's Celestial Handbook |publisher=Dover |location=New York |first=Robert |last=Burnham, Jr |page=467 |date=1978 |isbn=978-0-486-23567-7}}</ref>

열쇠구멍 구조의 지름은 약 7 광년 (2.1 파섹)이다. 열쇠구멍의 겉모습은 최초로 관측된 이래 크게 바뀌어 왔으며 이는 용골자리 에타가 방출하는 [[이온화 방사선]]에 변화가 일어나기 때문인 것 같다.<ref name="Walborn1977">{{저널 인용|title=Structure in the Carina Nebula and Eta Carinae |journal=Sky and Telescope |last1=Walborn |first1=N. R. |last2=Ingerson |first2=T. E. |last-author-amp=yes |volume=54 |pages=22–24 |date=July 1977 |bibcode=1977S&T....54...22W}}</ref> 열쇠구멍에는 독자적인 NGC 번호가 부여되어 있지 않으며 가끔 [[NGC 3324]]로 잘못 불리기도 하나<ref>For example, see [http://apod.nasa.gov/apod/ap990523.html APOD – NGC 3324].</ref> 이 번호는 용골자리 성운의 바로 북서쪽에 위치한 [[반사성운|반사]]/[[방출성운]](또는 이 성운 속에 있는 [[성단]])을 가리킨다.<ref name="Cooper2008">{{서적 인용|title=The Night Sky Observer's Guide |series=Volume 3: The Southern Skies |publisher=Willmann-Bell |first1=Ian |last1=Cooper |first2=Jenni |last2=Kay |first3=George Robert |last3=Kepple |display-authors=1 |page=52 |date=2008 |isbn=978-0-943396-89-7}}</ref><ref name="ngcic3324">{{웹 인용|url=http://www.ngcicproject.org/pubdb.htm |title=NGC 3324 |website=The NGC/IC Project |accessdate=17 May 2014 |archive-url=https://web.archive.org/web/20090528100240/http://www.ngcicproject.org/pubdb.htm |archive-date=28 May 2009 |url-status=dead}}</ref><ref name="simbad3324">{{cite simbad |title=NGC 3324 |access-date=17 May 2014}}</ref>

===반항하는 손가락===
[[파일:"Finger of God" Bok globule in the Carina Nebula.jpg|섬네일|200px|반항하는 손가락(Defiant Finger)의 허블 우주망원경 사진. 사진의 아래가 북쪽이다.]]
허블 우주망원경은 열쇠구멍 성운 내 작은 [[보크 구상체]]를 촬영했는데 이 구상체에는 그 외관 때문에 ''''용골자리의 반항하는 손가락'''<nowiki/>'(Carina Defiant Finger)이라는 별명이 붙었다.<ref>{{cite simbad|title=NAME Carina Defiant Finger|access-date=2020-04-03}}</ref> 허블의 사진들에서 '손가락'으로 불리는 남쪽 끝 부분에서 빛이 구상체의 바깥 테두리를 날려보내고 있음을 볼 수 있다. 밝은 울프-레이에별 [[WR 25]]가 단독으로, 혹은 WR 25와 밝은 [[청색초거성]] 트럼플러 16-244가 함께 이 손가락 구조를 [[이온화]]시키고 있다. 손가락의 질량은 태양의 최소 6 배이며 구상체 속에서 항성들이 생성되고 있을 것이다. 극심한 에너지 복사를 받는 여타 성간 구름들과 마찬가지로 이 구상체는 종국적으로 완전히 증발할 것이며 증발에 걸리는 시간은 20만 ~ 100만 년으로 추측된다.<ref name=Smith2004>{{저널 인용|bibcode=2004MNRAS.351.1457S|title=Carina's defiant Finger: HST observations of a photoevaporating globule in NGC 3372<SUP>*</SUP>|last1=Smith|first1=Nathan|last2=Barbá|first2=Rodolfo H.|last3=Walborn|first3=Nolan R.|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|year=2004|volume=351|issue=4|pages=1457|doi=10.1111/j.1365-2966.2004.07894.x|arxiv=astro-ph/0404495}}</ref>

===트럼플러 14===
{{본문|트럼플러 14}}
[[파일:Trumpler 14 by Hubble.jpg|섬네일|허블 우주망원경으로 촬영한 산개성단 트럼플러 14의 사진.]]
'''트럼플러 14'''는 지름이 6 광년(1.8 파섹)에 이르는 [[산개성단]]으로 용골자리 성운의 안쪽 영역에 자리잡고 있으며 지구로부터 약 8000 광년(2500 파섹) 떨어져 있다.<ref name="Dias2014">{{저널 인용|title=New catalogue of optically visible open clusters and candidates |journal=Astronomy & Astrophysics |first1=W. S. |last1=Dias |first2=B. S. |last2=Alessi |first3=A. |last3=Moitinho |first4=J. R. D. |last4=Lépine |display-authors=1 |volume=389 |issue=3 |pages=871–873 |date=July 2002 |bibcode=2002A&A...389..871D |doi=10.1051/0004-6361:20020668 |arxiv=astro-ph/0203351}}</ref> 트럼플러 14는 용골자리 성운에서 가장 큰 성협인 용골자리 OB1 성협의 주요 성단들 중 하나이다.<ref name="Davidson2012" /> 트럼플러 14 내에 대략 2000 개 이상 항성이 있는 것이 확인되었으며<ref name="sciencedaily2009">{{웹 인용|url=http://www.eso.org/public/news/eso0947/ |title=Stellar Family Portrait Takes Imaging Technique to New Extremes |publisher=European Southern Observatory |date=3 December 2009 |bibcode=2009eso..pres...47. |id=Science Release eso0947}}</ref> 성단의 총질량은 태양의 4300 배로 추정된다.<ref name="Sana2010">{{저널 인용|title=A MAD view of Trumpler 14 |journal=Astronomy & Astrophysics |first1=H. |last1=Sana |first2=Y. |last2=Momany |first3=M. |last3=Gieles |first4=Y. |last4=Beletsky |first5=V. D. |last5=Ivanov |first6=G. |last6=de Silva |first7=G. |last7=James |display-authors=1 |volume=515 |at=A26 |date=June 2010 |doi=10.1051/0004-6361/200913688 |bibcode=2010A&A...515A..26S |arxiv=1003.2208}}</ref>

===트럼플러 15===
{{본문|트럼플러 15}}
'''트럼플러 15'''는 용골자리 성운의 북동쪽에 있는 산개성단이다. 종전 연구에서는 이 성단까지의 거리에 대해 합의점이 나오지 않았었으나 가이아 계획의 측성 수치로부터 이 성단이 나머지 용골자리 OB1과 같은 거리에 있음이 확인되었다.<ref name="kuhn19" />

===트럼플러 16===
{{본문|트럼플러 16}}
'''트럼플러 16'''은 용골자리 성운에서 가장 거대한 성협인 용골자리 OB1 성협의 주요 성단들 중 하나이며 트럼플러 14보다 질량이 더 크고 규모도 더 크다.<ref name="Davidson2012" /> [[용골자리 에타]]가 이 성단의 일원이다.

===신비로운 산===
{{본문|신비로운 산}}
[[파일:Mystic mountaindddd.jpg|섬네일|left|신비로운 산]]
[[허블 우주망원경]]은 20 주년을 맞아 2010년 2월 1일 ~ 2월 2일에 걸쳐 광각 카메라 3으로 용골자리 성운을 촬영했는데 이 사진에 나온 먼지와 가스로 이루어진 기둥 구조에 '''신비로운 산'''(Mystic Mountain) 명칭이 부여되었다. 이 기둥의 높이는 약 3 광년(0.92 파섹)이며 기둥 내부에는 갓 태어난 별들이 가스 제트를 뿜고 있다.

===WR 22===
{{본문|WR 22}}
'''WR 22'''는 [[식쌍성]]이다. 공전 운동으로부터 도출한 동역학적 질량은 주성이 태양의 70 배 이상에서 60 배 미만, 반성이 태양의 21 ~ 27 배 범위이다.<ref name="revised">{{저널 인용|title=Revised mass determination of the super massive Wolf-Rayet star WR 22 |journal=Astronomy & Astrophysics |first1=J. |last1=Schweickhardt |first2=W. |last2=Schmutz |first3=O. |last3=Stahl |first4=Th. |last4=Szeifert |first5=B. |last5=Wolf |display-authors=1 |volume=347 |issue=1 |pages=127–136 |date=July 1999 |bibcode=1999A&A...347..127S}}</ref> 분광기로 측정한 주성의 질량은 태양의 74 배<ref name=hamann>{{저널 인용|title=The Galactic WN stars. Spectral analyses with line-blanketed model atmospheres versus stellar evolution models with and without rotation |journal=Astronomy & Astrophysics |last1=Hamann |first1=W.-R. |last2=Gräfener |first2=G. |last3=Liermann |first3=A. |display-authors=1 |volume=457 |issue=3 |pages=1015–1031 |date=October 2006 |doi=10.1051/0004-6361:20065052 |bibcode=2006A&A...457.1015H |arxiv=astro-ph/0608078}}</ref> 또는 78.1 배이다.<ref name=grafener>{{저널 인용|title=Mass loss from late-type WN stars and its Z-dependence. Very massive stars approaching the Eddington limit |journal=Astronomy & Astrophysics |last1=Gräfener |first1=G. |last2=Hamann |first2=W.-R. |last-author-amp=yes |volume=482 |issue=3 |pages=945–960 |date=May 2008 |doi=10.1051/0004-6361:20066176 |bibcode=2008A&A...482..945G |arxiv=0803.0866}}</ref>

===WR 25===
{{본문|WR 25}}
[[파일:WR 25 and Tr16-244 region (cropped).jpg|섬네일|가장 밝은 별이 WR 25이다.]]
'''WR 25'''는 트럼플러 16 성단의 구성원으로 용골자리 성운의 중심부에 있는 쌍성계이다. 주성은 [[울프-레이에별]]로 아마도 우리은하에서 가장 밝은 별일 것이다. 반성은 관측하기 어려우나 광도 높은 OB 항성으로 생각된다.

===HD 93129===
{{본문|HD 93129}}
'''HD 93129'''는 O형 항성들로 이루어진 [[다중성계|삼중성계]]이다. {{nowrap|HD 93129}}의 세 별 모두 우리은하에서 아주 밝은 별의 반열에 들어간다.<ref name="cohen">{{저널 인용|title=Chandra X-ray spectroscopy of the very early O supergiant HD 93129A: Constraints on wind shocks and the mass-loss rate |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |last1=Cohen |first1=D. H. |last2=Gagné |first2=M. |last3=Leutenegger |first3=M. A. |last4=MacArthur |first4=J. P. |last5=Wollman |first5=E. E. |last6=Sundqvist |first6=J. O. |last7=Fullerton |first7=A. W. |last8=Owocki |first8=S. P. |display-authors=1 |volume=415 |issue=4 |pages=3354–3364 |date=August 2011 |doi=10.1111/j.1365-2966.2011.18952.x |bibcode=2011MNRAS.415.3354C |arxiv=1104.4786}}</ref> HD 93129 A와 B는 확연하게 구별하여 관측되는 구성원들이며 A 자체는 다시 [[분광쌍성|매우 가까이 붙어 있는 항성 둘]]로 이루어져 있다.

HD 93129 A는 구성원 둘로 분리된다. 반성의 밝기가 주성과 0.9 등급밖에 차이나지 않지만 계의 [[스펙트럼]]은 좀 더 밝은 주성이 압도한다. {{nowrap|HD 93129 Aa}}는 분광형 O2 [[초거성]], Ab는 O3.5의 [[주계열성]]이다.<ref name="benaglia">{{저널 인용|title=Radio observations of HD 93129A: The earliest O star with the highest mass loss? |journal=Astronomy & Astrophysics |first1=P. |last1=Benaglia |first2=B. |last2=Koribalski |last-author-amp=yes |volume=416 |issue=1 |pages=171–178 |date=March 2004 |doi=10.1051/0004-6361:20034138 |bibcode=2004A&A...416..171B |arxiv=astro-ph/0312003}}</ref> 두 별 사이의 각거리는 2004년 55 밀리초각이었으나 2013년 측정에서는 27 밀리초각까지 줄어들었다. 다만 계 구성원들의 정확한 공전궤도는 밝혀지지 않았다.<ref name="sana">{{저널 인용|title=Southern Massive Stars at High Angular Resolution: Observational Campaign and Companion Detection |journal=The Astrophysical Journal Supplement |last1=Sana |first1=H. |last2=Le Bouquin |first2=J.-B. |last3=Lacour |first3=S. |last4=Berger |first4=J.-P. |last5=Duvert |first5=G. |last6=Gauchet |first6=L. |last7=Norris |first7=B. |last8=Olofsson |first8=J. |last9=Pickel |first9=D. |last10=Zins |first10=G. |last11=Absil |first11=O. |last12=De Koter |first12=A. |last13=Kratter |first13=K. |last14=Schnurr |first14=O. |last15=Zinnecker |first15=H. |display-authors=1 |volume=215 |issue=1 |at=15 |date=November 2014 |doi=10.1088/0067-0049/215/1/15 |bibcode=2014ApJS..215...15S |arxiv=1409.6304}}</ref>

HD 93129 B는 Aa-Ab 계로부터 3 초각 떨어져 있는 O3.5형 주계열성이다. B는 HD 93129 A의 전체 밝기보다 약 1.5 등급 어두우며 HD 93129 Ab와 밝기가 거의 같다.<ref name="tycho2">{{저널 인용|title=The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars |journal=Astronomy & Astrophysics |last1=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. |display-authors=1 |volume=355 |pages=L27–L30 |date=March 2000 |bibcode=2000A&A...355L..27H}}</ref><ref name="vazquez">{{저널 인용|title=Investigation on the region of the open cluster TR 14 |journal=Astronomy and Astrophysics Supplement |last1=Vazquez |first1=R. A. |last2=Baume |first2=G. |last3=Feinstein |first3=A. |last4=Prado |first4=P. |display-authors=1 |volume=116 |pages=75–94 |date=March 1996 |bibcode=1996A&AS..116...75V}}</ref>

===HD 93250===
{{본문|HD 93250}}
'''HD 93250'''은 용골자리 성운 영역에 있는, 광도가 아주 높은 항성이다. 이 별은 용골자리 에타로부터 7.5 분각 거리만큼 떨어져 있으며<ref name="sana2011">{{저널 인용|title=The Non-thermal Radio Emitter HD 93250 Resolved by Long Baseline Interferometry |journal=The Astrophysical Journal Letters |last1=Sana |first1=H. |last2=Le Bouquin |first2=J.-B. |last3=De Becker |first3=M. |last4=Berger |first4=J.-P. |last5=De Koter |first5=A. |last6=Mérand |first6=A. |display-authors=1 |volume=740 |issue=2 |at=L43 |date=October 2011 |doi=10.1088/2041-8205/740/2/L43 |bibcode=2011ApJ...740L..43S |arxiv=1110.0831}}</ref> 위치는 좀 더 작은 산개성단 트럼플러 14에 가까운 것처럼 보이지만 실제로는 트럼플러 16의 구성원일 것으로 추정된다.<ref name="smith2006mnras">{{저널 인용|title=A census of the Carina Nebula. I. Cumulative energy input from massive stars |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |last1=Smith |first1=Nathan |volume=367 |issue=2 |pages=763–772 |date=April 2006 |doi=10.1111/j.1365-2966.2006.10007.x |bibcode=2006MNRAS.367..763S |arxiv=astro-ph/0601060}}</ref>

HD 93250은 쌍성으로 알려져 있으나 구성원 둘의 개별 스펙트럼은 분리하여 관측된 바 없다.다만 둘의 스펙트럼은 매우 유사할 것으로 보인다. HD 93250의 분광형은 그동안 O5,<ref name="thackeray1973">{{저널 인용|title=Radial velocities of southern B stars determined at the Radcliffe Observatory—VII |journal=Memoirs of the Royal Astronomical Society |last1=Thackeray |first1=A. D. |last2=Tritton |first2=S. B. |last3=Walker |first3=E. N. |display-authors=1 |volume=77 |pages=199 |date=1973 |bibcode=1973MmRAS..77..199T}}</ref> O6/7,<ref name="houk1975">{{서적 인용|title=University of Michigan Catalogue of Two-Dimensional Spectral Types for the HD Stars. Volume 1. Declinations −90° to −53° |publisher=Department of Astronomy, University of Michigan |last1=Houk |first1=Nancy |last2=Cowley |first2=Anne P. |last-author-amp=yes |date=1975 |isbn=978-0-8357-0331-4 |bibcode=1975mcts.book.....H}}</ref> O4,<ref name="walborn2010">{{저널 인용|title=Early Results from the Galactic O-Star Spectroscopic Survey: C III Emission Lines in of Spectra |journal=The Astrophysical Journal Letters |last1=Walborn |first1=Nolan R. |last2=Sota |first2=Alfredo |last3=Maíz Apellániz |first3=Jesús |last4=Alfaro |first4=Emilio J. |last5=Morrell |first5=Nidia I. |last6=Barbá |first6=Rodolfo H. |last7=Arias |first7=Julia I. |last8=Gamen |first8=Roberto C. |display-authors=1 |volume=711 |issue=2 |pages=L143–L147 |date=March 2010 |doi=10.1088/2041-8205/711/2/L143 |bibcode=2010ApJ...711L.143W |arxiv=1002.3293}}</ref> O3<ref name="williams2011">{{저널 인용|title=Radial Velocities of Galactic O-type Stars. I. Short-term Constant Velocity Stars |journal=The Astronomical Journal |last1=Williams |first1=S. J. |last2=Gies |first2=D. R. |last3=Hillwig |first3=T. C. |last4=McSwain |first4=M. V. |last5=Huang |first5=W. |display-authors=1 |volume=142 |issue=5 |at=146 |date=November 2011 |doi=10.1088/0004-6256/142/5/146 |bibcode=2011AJ....142..146W}}</ref> 등 다양하게 부여되어 왔으며 광도분류상 주계열성 또는 거성으로 분류된 적도 있다.<ref name="walborn2010" /><ref name="williams2011" /> 은하 O형 항성 분광기 조사(Galactic O-Star Spectroscopic Survey)에서는 이 별을 새로 만들어진 O4형 [[준거성]] 분광형의 표준 항성으로 사용했다.<ref name="gosss">{{저널 인용|title=The Galactic O-Star Spectroscopic Survey (GOSSS). III. 142 Additional O-type Systems |journal=The Astrophysical Journal Supplement Series |last1=Maíz Apellániz |first1=J. |last2=Sota |first2=A. |last3=Arias |first3=J. I. |last4=Barbá |first4=R. H. |last5=Walborn |first5=N. R. |last6=Simón-Díaz |first6=S. |last7=Negueruela |first7=I. |last8=Marco |first8=A. |last9=Leão |first9=J. R. S. |last10=Herrero |first10=A. |last11=Gamen |first11=R. C. |last12=Alfaro |first12=E. J. |display-authors=1 |volume=224 |issue=1 |at=4 |date=May 2016 |doi=10.3847/0067-0049/224/1/4 |bibcode=2016ApJS..224....4M |arxiv=1602.01336}}</ref>

===HD 93205===
{{본문|HD 93205}}
'''HD 93205'''는 거대한 항성 둘로 이루어진 쌍성계이다. 둘 중 더 무거운 쪽은 O3.5 분광형의 주계열성이다. 스펙트럼에는 이온화된 [[질소]]와 [[헬륨]]의 [[방출선|방출선들]]이 나타나며 이는 '핵융합 부산물들이 혼합된 것이 표면으로 올라온 것'과 '강력한 [[항성풍]]'의 증거이다. 궤도의 근점운동으로부터 계산한 주성의 질량은 태양의 40 ~ 60 배이다. 이 값은 항성 진화 모형 및 관측된 매개변수들로부터 예상한 값보다 다소 작다.<ref name="benvenuto2002">{{저널 인용|title=Calculation of the masses of the binary star HD 93205 by application of the theory of apsidal motion |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |last1=Benvenuto |first1=O. G. |last2=Serenelli |first2=A. M. |last3=Althaus |first3=L. G. |last4=Barbá |first4=R. H. |last5=Morrell |first5=N. I. |display-authors=1 |volume=330 |issue=2 |pages=435–442 |date=February 2002 |doi=10.1046/j.1365-8711.2002.05083.x |bibcode=2002MNRAS.330..435B |arxiv=astro-ph/0110662}}</ref>

좀 더 가벼운 반성은 O8형의 주계열성이며 질량은 태양의 약 20 배이다.<ref name="antokhina2000">{{저널 인용|title=Light Curve Solution of HD 93205 (O3 V+O8 V) Containing the Earliest Known Star in a Well-studied Binary |journal=The Astrophysical Journal |first1=Eleonora A. |last1=Antokhina |first2=Anthony F. J. |last2=Moffat |first3=Igor I. |last3=Antokhin |first4=Jean-François |last4=Bertrand |first5=Robert |last5=Lamontagne |display-authors=1 |volume=529 |issue=1 |pages=463–476 |date=January 2000 |doi=10.1086/308228 |bibcode=2000ApJ...529..463A}}</ref> 반성은 궤도를 초당 300 킬로미터 속도로 움직여서 상대론적 쌍성으로 간주되며 이 때문에 궤도의 양쪽 끝은 예측할 수 있는 방향으로 변화하게 된다.<ref name="morrell2001">{{저널 인용|url=http://orbi.ulg.ac.be/bitstream/2268/34118/1/0105014.pdf |title=Optical spectroscopy of X-Mega targets – II. The massive double-lined O-type binary HD 93205 |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |last1=Morrell |first1=N. I. |last2=Barbá |first2=R. H. |last3=Niemela |first3=V. S. |last4=Corti |first4=M. A. |last5=Albacete Colombo |first5=J. F. |last6=Rauw |first6=G. |last7=Corcoran |first7=M. |last8=Morel |first8=T. |last9=Bertrand |first9=J.-F. |last10=Moffat |first10=A. F. J. |last11=St-Louis |first11=N. |display-authors=1 |volume=326 |issue=1 |pages=85–94 |date=September 2001 |doi=10.1046/j.1365-8711.2001.04500.x |bibcode=2001MNRAS.326...85M |arxiv=astro-ph/0105014}}</ref>

==산개성단 목록==
{{As of|1998}}으로 용골자리 성운을 구성하는 것으로 천체목록에 등재된 [[산개성단]]들은 총 8 개이며 구체적 목록은 아래와 같다.<ref name="messier.seds.org"/>
*보훔 10 (Bo 10)
*보훔 11 (Bo 11)
*콜린더 228 (Cr 228)<ref name="seds-cr228">{{웹 인용|url=http://messier.seds.org/xtra/ngc/cr228.html |title=Collinder 228 |website=SEDS.org |first1=Hartmut |last1=Frommert |first2=Christine |last2=Kronberg |last-author-amp=yes |date=6 May 2001 |accessdate=29 November 2016}}</ref>
*콜린더 232 (Cr 232)
*콜린더 234 (Cr 234)
*트럼플러 14 (Tr 14, Cr 230)
*트럼플러 15 (Tr 15, Cr 231)
*트럼플러 16 (Tr 16, Cr 233)

==지도==
[[파일:NGC 3372d.jpg|섬네일|600px|center|주석이 첨부된 용골자리 성운. 성운 내 다양한 천체들의 위치를 보여준다. 사진의 폭은 50 광년 (15 파섹)으로 허블 우주망원경과 지상 망원경들이 촬영한 사진들을 조합하였다.<ref>{{웹 인용 |url=http://heritage.stsci.edu/2007/16/caption.html |title=The Carina Nebula: Star Birth in the Extreme |work=The Hubble Heritage Project |publisher=Space Telescope Science Institute |date=24 April 2007 |accessdate=29 November 2016 |보존url=https://web.archive.org/web/20161226091410/http://heritage.stsci.edu/2007/16/caption.html |보존날짜=2016-12-26 |url-status=dead }}</ref>]]

==갤러리==
<center><gallery style="margin:auto;">
파일:The spectacular star-forming Carina Nebula imaged by the VLT Survey Telescope.jpg|용골자리 성운의 전체 모습. 열쇠구멍 성운은 중앙부 밝은 영역 위에 겹쳐 있으며 용골자리 에타는 열쇠구멍 바로 옆에 있는 밝은 별이다.
파일:The Carina Nebula in infrared light.jpg|적외선으로 촬영한 용골자리 성운.<ref>{{웹 인용|url=https://www.eso.org/public/news/eso1828/ |title=Stars v. Dust in the Carina Nebula |publisher=European Southern Observatory |date=29 August 2018 |accessdate=30 August 2018}}</ref>
파일:ESO - The Carina Nebula (by).jpg|용골자리 성운의 중심부를 확대하여 찍은 사진.
파일:Carina Nebula around the Wolf–Rayet star WR 22.jpg|울프-레이에별 WR 22
파일:Eta Carinae winds&radiation.jpg|강력한 항성풍에 의해 형성된 용골자리 에타 주변의 역동적인 환경
파일:"Finger of God" Bok globule in the Carina Nebula.jpg|용골자리 성운 내 '신의 손가락' 별명이 붙은 보크 구상체. [[파레이돌리아]] 문서 참조.
파일:Hs-2007-16-e-800x800.jpg|'애벌레' 별명이 붙은 보크 구상체.<ref>{{웹 인용|url=http://hubblesite.org/image/2104/news/112-hubble-heritage |title=Carina Nebula Details: The Caterpillar |work=Hubblesite |publisher=Space Telescope Science Institute |date=24 April 2007 |accessdate=29 November 2016}}</ref>
파일:Region R44 in the Carina Nebula.jpg|용골자리 성운 내 R44 영역.<ref>{{웹 인용|url=https://www.eso.org/public/news/eso1639/ |title=Pillars of Destruction |publisher=European Southern Observatory |date=2 November 2016 |accessdate=7 December 2016}}</ref>
</gallery></center>

== 같이 보기 ==
* [[타란툴라 성운]]
== 각주 ==
{{각주|30em}}

== 외부 링크 ==
{{위키공용분류}}
* {{언어링크|en}} [http://messier.seds.org/xtra/ngc/n3372.html Carina Nebula] at SEDS.org
* {{언어링크|en}} [http://www.atlasoftheuniverse.com/nebulae/ngc3372.html Carina Nebula] at Atlas of the Universe
* {{언어링크|en}} [http://www.constellation-guide.com/carina-nebula/ Carina Nebula] at Constellation Guide
*{{WikiSky}}

{{NGC 천체|3372}}
{{Sky|10|45|08.5|-|59|52|04|100000}}

[[분류:용골자리 성운| ]]
[[분류:초신성잔해]]
[[분류:용골자리]]
[[분류:전리수소영역]]
[[분류:1751년 발견한 천체]]
[[분류:궁수자리-용골자리 팔]]
[[분류:콜드웰 천체|092]]
[[분류:NGC 천체|3372]]