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1. 제목은 학번과 이름으로 한다.

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1. 제목은 학번과 이름으로 한다.

2. 우리은하를 이루는 천체에 대해 구글링한다.

✔️1~5번: 산개 성단 먼저

✔️6~10번: 구상 성단 먼저

✔️11~15번: 방출 성운 먼저

✔️16~20번: 반사 성운 먼저

✔️21~끝번: 암흑 성운 먼저

3. 해당 천체의 이름과 특징을 간단히 설명한다.

4. 사진을 꾹 눌러서 "이미지 주소 복사"하여 첨부한다.

5. 천체 5종류를 같은 방식으로 조사한다.

✨되도록 친구들과 겹치지 않도록!!

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거문고자리-여름철 별자리

학명

Lyra

약자

Lyr

위치

적경

18h 45m

적위

+36°

주요 구성별

학명

고유명

위치

밝기(등성)

색깔

거리(광년)

알파(α)별 베가

알파(α)별인 베가는 푸른색의 0.0등성으로, 하늘에서 네 번째로 밝은 별이며, 거리는 약 26광년이다. 베가란 '떨어지는 독수리'라는 아라비아어이지만, 우리 나라에서는 예로부터 직녀성이라 하여 슬픈 전설이 깃들여 있다.

변광성 세리아크

베타(β)별은 세리아크(거문고)라는 아라비아어 이름을 가지고 잇는데, 13일의 주기로 밝기가 변하는 식변광성이다. 12일 22시간을 주기로 3.3등급에서 4.3등급까지 밝기가 변하고, 작은 망원경으로 보면 8등급의 청색 동반성을 찾을 수 있다.

이중성 델타(δ)별과 엡실론(ε)별

델타(δ)별은 청백색과 붉은 색이 멋진 조화를 이룬 이중성으로, 각거리가 배, 3로 맨눈으로도 5.6등급과 4.5등급의 두 별을 나누어 볼 수 있다. 엡실론(ε)별 역시 각각의 이중성이 쌍을 이룬 사중성으로 일명 '쌍쌍별'이라고 한다.

구상성단 M56(NGC6779)

M56은 작은 구상성단으로 중심부가 매우 조밀하다. 쌍안경으로 보면 희면한 별처럼 보이며, 작은 망원경으로 보면 둥근 성운 처럼 보인다.

행성상성운 M57(NGC6720)

M57은 매우 유명한 행성상 성운으로 보통 "고리 성운","링성운"으로 불린다. 그러나 사진으로 보는 멋진 모습은 대형 망원경으로 촬영한 것이고, 보통 작은 망원경으로 보면 희미하고 둥근 행성같이 보여 행성상 성운이라고 불린다. 중형 이상의 망원경으로 보면 사진처럼 도넛 모양의 가스로 된 고리임을 알 수 있다. 거리는 약 2300광년이고 이 고리의 지름은 약 0.7광년 즉 7조km이다. 고리 성운은 거문고 자리 남쪽에 있는 베타(β)별에서 감마(γ)별을 이은선의 중간 정도의 약간 남쪽이다.
거문고자리유성군은 4월19일-25일, 6월 16일에 있다.

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거문고 | 별자리 구성 | 별자리 | 천문학습관 | 천문우주지식정보

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거문고자리-여름철 별자리 학명 Lyra 약자 Lyr 위치 적경 18h 45m 적위 +36° 주요 구성별 학명 고유명 위치 밝기(등성) 색깔 거리(광년) 알파(α)별 베가 알파(α)별인 베가는 푸른색의 0.0등성으로, 하늘에서 네 번째로 밝은 별이며, 거리는 약 26광년이다. 베가란 '떨어지는 독수리'라는 아라비아어이지만, 우리 나라에서는 예로부터 직녀성이라 하여 슬픈 전설이 깃들여 있다.

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이름: 플레이아데스 성단
메시에45, 좀생이 성단으로도 불림
지구에서 가장 가까운 성단 중 하나로 육안으로 관찰 가능하며 겨울철에 잘 보임
젊은 청색 별들이 두드러지게 보임

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뱀 성운(Snake Nebula, S-Type Nebula, Barnard 72)은 뱀주인자리에 있는 암흑 성운이다. 뱀주인자리 세타 부근의 은하 속에 있으며, 많은 별을 배경으로 흡수물질이 길쭉하게 마치 뱀과 같이 S자 모양을 하고 있다. 어둡지만 밝게 보이며, +2.5등으로 추정된다. S자형 성운은 은하수에 걸쳐 있어서 은하수가 보이지 않는 지역은 볼 수 없는 성운이다.

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말머리 성운(영어: Horsehead nebula, IC 434)은 오리온자리의 암흑 성운이다. 오리온의 벨트 가장 동쪽 별인 오리온자리 제타 알니탁 바로 아래에 위치한다. 지구로부터 약 1,500광년 떨어져 있는 것으로 추측된다.[2] 크기는 3.5광년 정도이다.[3]
천체에서 암흑성운(Dark nebula, 暗黑 星雲)은 성간구름중에서도 스스로 빛을 발하지 않고 항성등이 발하는 빛을 반사하지 않거나 흡수하여 검게 보이는 성간구름을 가리킨다. 성분은 성간매질중에서 질량이 작은 먼지나 가스로 이루어져 있으며, 그 분자구름의 규모가 커다란 것은 거대 암흑 성운(Giant Molecular Clouds), 작은 것은 복의 포자라고 부른다.

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플레이아데스성단(그림 1)은 일곱 개의 밝은 별을 볼 수 있는 황소자리의 산개성단이다. 이 별들은 그리스신화에서는 사냥꾼 오리온을 피해 도망가다 별이 되었다는 "일곱 자매의 별"로 알려져 있다. 맨눈으로 7개 정도의 별을 볼 수 있고, 6.5등급보다 밝은 별이 14개나 있는 매우 밝은 산개성단이다.

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독수리 성운은 확산 방출 성운 또는 Hil 영역의 일부이다. 이 활동적인 현재 별의 형성 영역은 약 7000 광년 떨어져 있다.

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뱀성운

뱀 성운(Snake Nebula, S-Type Nebula, Barnard 72)은 뱀주인자리에 있는 암흑 성운이다. 뱀주인자리 세타 부근의 은하 속에 있으며, 많은 별을 배경으로 흡수물질이 길쭉하게 마치 뱀과 같이 S자 모양을 하고 있다. 어둡지만 밝게 보이며, +2.5등으로 추정된다. S자형 성운은 은하수에 걸쳐 있어서 은하수가 보이지 않는 지역은 볼 수 없는 성운이다. 이와 비슷한 성운으로 E자형 성운이 있다.

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플레이아데스 성단
플레이아데스성단(Pleiades star cluster), 또는 좀생이성단(문화어: 모재기별떼)[7] 은 황소자리에 위치한 B형 항성들의 산개성단이다. 서양에서는 일곱자매별 (Seven Sisters)으로 더 알려져있다. 메시에 천체 목록에는 메시에 45(M45)로 등록되어 있다. 지구에 가장 가까운 산개성단 중 하나이며, 밤하늘에서 육안으로 가장 확실히 알아볼 수 있는 성단이다

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마치 심연의 우주 속에서 별들이 모여 불꽃놀이를 하는듯한 환상적인 성단의 모습이 공개됐다. 지난 10일(현지시간) 미 항공우주국(NASA)은 허블우주망원경으로 포착한 구상성단 NGC 6717의 이미지를 공개했다.

궁수자리 방향으로 지구에서 약 2만 광년 이상 떨어진 곳에 위치한 NGC 6717은 사진으로 보이듯 중심부에 별들이 중력에 묶여 빽빽이 모여있다. 이처럼 수많은 별들이 공처럼 둥글게 모여있는 것을 구상성단(球狀星團)이라 하는데 우리은하에만 적어도 150개 이상 있을 것으로 추정된다.

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메로페성운(다른 이름으로는 템펠의 성운, NGC 1435가 있다)은 플레이아데스성단 내에 있는 무정형 반사 성운으로 메로페를 감싸고 있으며, 초신성의 잔해일 가능성[2] 이 있다. 이 성운은 1859년 10월 19일 독일 천문학자 빌헬름 템펠이 발견했다. 존 허셜은 자신이 집필한 뉴 제너럴 카탈로그(NGC)에서 이 성운을 '보름달 크기의, 메로페 주변에 펼쳐진 매우 어두운 성운'이라고 설명했다.

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오리온 성운.
가장 흔하고, 가장 대중적인 성운. 주변 별들로부터 오는 자외선에 의해 전리된 수소 원자들이 재결합하면서 방출선을 내기 때문에 붉게 빛난다. 방출성운이라고도 불린다.

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런닝맨 성운(NGC1977이라고도 함)은 오리온 대성운 위에 위치한 반사성운이다. 반사성운 중 어두운 부분(사진으로 보면 붉은색 부분)이 마치 '뛰는 사람(Running man)'같다 해서 런닝맨 성운으로 불리게 되었다. 오리온자리에 위치하였으며 오리온 대성운에서 30광년 떨어져 있다. 거리는 지구에서 1600광년 떨어져 있으며, 겉보기등급은 7.0으로, 밝은 편이지만 소형 망원경으로는 거의 보이지 않는다.

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린즈 암흑 성운 (LDN) 1251 안에서 별들이 태어나고 있다. 약 1,000 광년 정도 떨어진 채 우리은하의 원반 속을 떠돌고 있는 이 먼지로 자욱한 분자 구름은 세페우스 불꽃 지역 방향에 있는 복잡한 암흑 성운의 일부다

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오리온자리에 위치한 암흑성운으로 지구로부터 약 1500광년 떨어져 있으며, 기체와 먼지 구름이 말의 머리 형상을 하고 있어서 말머리성운으로 불린다

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석탄자루 성운(Coalsack Dark Nebula)은 하늘의 암흑 성운 중 가장 뚜렷한 성운으로, 간단하게 석탄자루(Coalsack)라고도 한다. 남쪽 방향의 은하수 위에 떠있는 시커먼 실루엣 모양으로 육안으로도 관측 가능하다. 남반구에서는 선사 시대부터 유명했으며, 1499년에 빈센테 야네즈 핀존이 관측했다. 석탄자루는 지구에서 남십자자리 방향으로 600 광년 떨어진 곳에 위치한다.

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구상선단 M3(메시에 3, NGC 5272, 적경 α = 13: 42:11.62, 적위 δ = +28: 22:38.2)은 사냥개자리에 있는 대표적인 북반구 구상성단이다. 우리은하의 헤일로에 위치하고 있는데, 은하 중심으로부터는 12.0 킬로파아섹(kpc ≃ 39,000 광년), 은하 평면으로부터는 10.0 킬로파아섹(10.0 kpc ≃ 32,600 광년) 의 위치에 존재한다. 그리고 태양으로부터 10.2 킬로파아섹(10.2 kpc ≃ 33,300 광년) 떨어져 있다. 은하 평면으로부터 높은 위치(은위 ≃ 79)에 존재하기 때문에 이 성단에 대한 색초과 또는 성간소광량은 매우 작다 [E(B-V) = 0.01].

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고리 성운
고리성운, 메시에 57, NGC 6720은 북반구의 별자리인 거문고자리에 있는 행성상성운이다. 행성상성운은 적색거성의 전리기체 외피층이 주위의 성간매질로 팽창해 나가면서 형성되는 천체로, 백색왜성이 되기 전 항성진화의 최후 단계에 해당된다
발광성운(영어: Emission Nebula)은 이온화된 기체가 다양한 색깔을 내는 성간 구름이다. 이온화의 가장 주된 이유는 근처의 항성에서 나온 고에너지 광자이다. 발광성운의 종류로는 새로 태어나는 무거운 항성을 끼고 있는 전리수소영역과 뜨거운 항성핵이 기체 입자를 이온화시키는 행성상성운이 있다.

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센타우루스자리 오메가(Omega Centauri; ω Cen), NGC 5139는 센타우루스자리 방향에 있는 구상성단이다. 1677년 에드먼드 핼리가 발견했다. 지구에서 약 15,800 광년(4,859 파섹) 떨어진 곳에 위치한 오메가는 우리은하의 구상성단 중 가장 거대한 것으로서 직경이 약 150 광년에 달한다. 약 1천만 개의 별들이 성단 속에 포함되어 있을 것으로 추산되며, 총 질량은 태양의 4백만배에 상당한다.[7]

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북아메리카 성운
백조자리에 있는 산광성운인 NGC7000으로 방출성운, 반사성운, 암흑성운으로 이루어져 있다. 북아메리카 대륙과 비슷한 모습을 하고 있고 거리는 약 2,600광년이다

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마귀할멈성운
독일·영국의 천문학자 윌리엄 허셜이 1786년 발견한 이 성운은 지구로부터 1,000광년 떨어진 곳에 위치하고 있다. 오리온자리의 1등성 리겔(Rigel)의 빛을 받아 반사하여 모습을 밝히고 있다. 퀭한 눈, 큰 매부리코, 돌출한 주걱턱의 모습이 마귀할멈 얼굴의 모습을 하고 있을 뿐만 아니라, 신비스러운 푸른빛을 띠고 있어 더욱 오싹한 기분이 들게 한다.

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산개성단은 하나의 성간구름에서 수백만 년 정도의 비교적 짧은 시간 내에 태어난 수십에서 수천 개 별들로 구성된 별의 집단(성단)이다. 성단에는 산개성단과 구상성단 두 종류가 있다. 산개는 느슨하게 흩어져 열려있다는 의미로서, 산개성단은 빽빽하게 뭉쳐진 공모양의 구상성단과 모습이 전혀 다르다. 성단은 하나의 성간구름에서 태어난 별들이므로, 같은 거리에 있으며 물리적, 화학적 특성도 거의 동일하다. 이러한 이유로 낱별(field stars)로부터는 얻기 어려운 거리와 나이와 같은 중요한 정보를 얻을 수 있다. 성단은 나이가 거의 같은 별들의 집단이므로, 관측으로 별의 진화를 검증할 수 있는 중요한 천체이다.

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히아데스성단은 황도12궁의 하나인 황소자리의 알파별인 알데바란 주변에 있는 산개성단이다(그림 1). 멜로트(Melotte, 약자 Mel) 25 또는 콜린더(Collinder, 약자 Cr) 50번으로도 불린다. 47파섹(약 153광년)의 거리에 있는 가장 가까운 산개성단이어서 천문학자에게는 매우 중요한 천체이나 일반인의 주목을 받지 못하는 것은 매우 밝은 별인 알데바란 근처에 있어 플레이아데스성단만큼 두드러져 보이지 않기 때문이다(그림1, 2).

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장미 성운 영역은 NGC 목록에 2237, 2238, 2239, 2244, 2246으로 등록되어 있다. 이 중 NGC 2244는 장미 성운의 중심에 있는 산개 성단으로 나이는 약 3백만년 정도이다. NGC 2239는 NGC 2244를 잘못 확인한 것으로 동일한 산개성단이기 때문에 잘 쓰이지 않는다. NGC 2237, 2238, 2246은 천구 상의 위치는 약간씩 다르게 지정되었지만 결국 하나의 성운을 나타내는데, 이는 관측 기술의 한계 때문에 발견 당시에는 이들이 하나의 천체임을 알지 못했기 때문이다. 성운 전체를 나타낼 때는 NGC 2237을 주로 사용한다.

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히아데스 (콜린더 50)

성단 유형: 산개성단

등급: 0.5

별자리: 황소자리

관찰 가능 지점: 북반구

보기 가장 좋은 기간: 1월-4월

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Ic4499 다이아몬드 처럼 빛남

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수만 내지 수백만 개의 별이 공 모양으로 밀집한 성단. 은하계의 중심으로부터 지름 약 5만 광년의 공 모양의 은하핵 부근에 약 100개의 구상성단이 분포한다. 사냥개자리 M3, 헤라클레스자리 M13이 대표적이다.

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메시에 15(Messier 15, M15) 또는 NGC 7078은 페가수스자리에 위치한 구상성단으로, 1746년 진-도미니크 마릴디가 발견하였고 1764년 샤를 메시에의 "혜성과 유사한 천체 목록"에 포함되었다. 메시에 15의 나이는 120억 년으로 추정된다.

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메시에 78 (M78, NGC 2068)은 오리온자리에 있는 반사 성운이다. 파란색 빛이 산란이 더 잘 되기 때문에, 반사성운은 대개 푸른빛을 띤다(지구의 하늘이 파란 색이 것과 같은 원리다). 반사성운과 발광성운은 함께 관측되는 경우도 있으며, 둘을 묶어 무정형성운(또는 확산성운, 산광성운)이라고 한다. 현재까지 약 500개의 반사성운이 발견되어 있다. 플라이아데스성단을 둘러싼 성운이 반사성운의 대표적인 예이며, 삼렬 성운 같은 전리수소영역 속에 반사성운이 포함되어 있는 경우도 있다. 적색초거성 안타레스는 붉은색의 반사성운으로 둘러싸여 있다. 반사성운은 항성 형성의 장소가 되기도 한다.

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메시에 103
M103(NGC 581)은 카시오페이아자리에 있는 산개 성단이다. 발견된 성단 중 가장 어두운 산개 성단이다. 10~11등급의 별이 모여 있다.

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둘째! 반사성운(反射星雲, Reflection Nebula)이란, 스스로 빛을 내지는 못하지만주변의 항성 빛을 반사해 밝게 보이는 성운을 말합니다.  흔히 잘 알려진 오리온자리의 마귀할멈(마녀머리) 성운 (Witch Head, Orion)이 이곳에 속합니다.

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가장 희귀한 형태의 성운으로 주변의 별이 내는 빛을 반사해서 자기 모습을 드러내는 성운을 말한다. 오리온자리의 마귀할멈 성운(Witch Head Nebula)이 이에 해당한다.

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산개성단(散開星團, open cluster, 문화어: 널린별떼)[1]은 같은 분자구름에서 태어났으며 나이가 거의 같은 수천개의 항성이 모인 집단이다.

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석탄자루 성운(Coalsack Dark Nebula)은 하늘의 암흑 성운 중 가장 뚜렷한 성운으로, 간단하게 석탄자루(Coalsack)라고도 한다. 남쪽 방향의 은하수 위에 떠있는 시커먼 실루엣 모양으로 육안으로도 관측 가능하다. 남반구에서는 선사 시대부터 유명했으며, 1499년에 빈센테 야네즈 핀존이 관측했다. 석탄자루는 지구에서 남십자자리 방향으로 600 광년 떨어진 곳에 위치한다.

석탄자루

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NGC 457(또는 Owl Cluster,E.T Cluster)은 카시오페이아 자리에 있는 산개성단이다. 이 성단을 보면, 부엉이 모양 또는 E.T 모양을 볼 수 있다. 또, 이 대상은 허셜 400 천체 목록에도 들어가 있다. 겉보기 등급은 6.0으로 시골에서 맨눈으로 볼 수도 있다.

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히아데스(Hyades, 그리스어: Ὑάδες) 또는 콜드웰 41, 멜로테 25, 콜린더 50은 지구에서 매우 가까운 산개성단이자 우리가 많은 것을 알고 있는 성단들 중 하나이다. 태양으로부터 약 153 광년 (47 파섹)[1][2][3][4] 떨어져 있으며 나이, 태어난 장소, 화학적 특성, 우주 공간에서의 운동 양태가 같은 별들 수백 개가 구체에 가까운 형태로 뭉쳐 있다.[1][5] 지구 관측자의 시점으로 볼 때 히아데스 성단은 황소자리에 있는 것처럼 보이며, 이 자리에서 성단의 밝은 별들은 보다 밝은 알데바란과 함께 'V'자 모양을 그린다. 그러나 알데바란은 이 산개 성단의 구성원이 아니며 우연히 같은 시선 방향에 있어서 그렇게 보일 뿐이다.

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그림 1. 장미성운. 붉은색, 녹색, 파란색은 각각 수소, 산소, 황 원소로부터 방출된 빛을 나타낸다. 장미성운의 중심 근처에 있는 별들은 산개성단 NGC 2244의 구성원으로 17개 이상의 OB형 별을 포함하고 있으며 장미성운을 전리시켜 밝게 빛나도록 만든다.(출처: T. A. Rector, B. Wolpa, M. Hanna(AURA/NOAO/NSF))

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남반구 별자리인 센타우루스자리에 있는 구상성단으로, 밤하늘에서 가장 밝은 구상성단이자, 우리 은하에서 가장 규모가 큰 성단이다. 지구에서 1만 6000광년 정도 거리에 있다.

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큰부리새자리 성단 (NGC 104)

성단 유형: 구상성단

등급: 4.0

별자리: 큰부리새자리

관찰 가능 지점: 남반구

보기 가장 좋은 기간: 9월-11월

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메시에4

M4(NGC 6121)는 전갈자리에 있는 구상 성단이다. 1746년Philippe Loys de Chéseaux에 의해 발견되었고 1764년 샤를 메시에가 목록에 추가했다.

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보석상자 성단(Jewel Box) 또는 남십자자리 카파 성단, NGC 4755는 남십자자리에 있는 산개 성단이다. 보석상자 성단이 별들이 뭉쳐 있는 것임을 최초로 알아낸 사람은 니콜라 루이 드 라카유이다. 존 허셜은 이 성단을 망원경으로 바라보고 "엄청나게 멋진 장신구 조각"이라고 묘사했으며 여기에 '보석상자' 이름을 붙였다. 보석상자 성단은 남십자자리 베타별(미모사)의 남동쪽 방향으로 1.0° 거리에 있으며 흐릿한 별 하나처럼 보인다. 이 흐릿한 별 형상은 바이어 명명법으로 남십자자리 카파 명칭을 부여받았으며 이 명칭 때문에 '남십자자리 카파 성단'으로도 불린다. 다만 현대 명칭 남십자자리 카파는 성단 전체가 아니라 성단 내 밝은 별들 중 하나에 부여되어 있다.

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부메랑 성운
나비넥타이 성운이라고 불리기도 하는 이 성운은, 온도가 -272°C로

이론적으로 가능한 최하 온도인 절대 0°C보다 1도 정도만 높다.

특히 부메랑 성운은 중심에 있는 별에서 분출되는 가스에 의해 생성 됐는데 이 가스의 팽창 속도가

무려 초속 164km나 되기 때문에 부메랑 성운의 온도가 극도로 낮게 된 것이다.

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대표적인 반사성운으로 에리다누스자리에 위치한 마녀머리성운(Witch Head Nebula,그림 1), 플레이아데스성단의 메로페성운(Merope Nebula, 그림 2), 전갈자리의 안타레스성운(Antares Nebula, 그림 3) 등이 있다. 안타레스는 표면 온도가 약 3600 K이며 적색초거성(red supergiant)이므로 푸른색 빛을 방출하지 않는다. 따라서 이 별빛을 반사시키는 안타레스성운의 색은 노란색에 가깝다.

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말머리 성운은 오리온자리의 암흑 성운이다. 오리온의 벨트 가장 동쪽 별인 오리온자리 제타 알니탁 바로 아래에 위치한다. 지구로부터 약 1,500광년 떨어져 있는 것으로 추측된다.크기는 3.5광년 정도이다.

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오리온 성운(M42, NGC 1976)[3]은 오리온자리의 오리온 띠 부근에 있는 우리은하의 대표적인 확산성운이다. 일부 문헌에서는 대성운이나 오리온 대성운이라고도 한다.[4] 지구에서 대략 1,344 ± 20 광년 거리에 있다.[1][5] 하늘에 보이는 성운 중 가장 밝은 성운 중 하나이며 밤하늘에서도 육안으로 관측 가능하다. 오리온 성운은 지구에서 제일 가까운 항성 형성 밀집 지대다. 성운 지름은 대략 24광년으로 추정하며, 질량은 대략 태양의 2천 배 가량이다.

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M28는 지구에서 18,000~19,000광년 떨어져 있다. 겉보기 등급은 7.66등급으로, 시직경은 11.2분으로 반경이 약 30광년이다. 성단 내에 18개의 거문고자리 RR 변광성들이 있다. 1986년에는 Jodrell Bank Observatory의 Lovell Telescope에 의해서 구상 성단으로는 처음으로 밀리초 펄사가 발견되었다.

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암흑성운은 밀도가 매우 높아 입사하는 빛을 흡수, 산란하기 때문에 가시광선에서 주변보다 어둡게 보이는 성간물질이다. 암흑성운은 온도가 낮아 가시광선을 방출하지 못하지만 적외선과 전파는 방출할 수 있다. 방출성운 또는 별이 많이 밀집한 영역에서와 같이 배경이 밝을수록 암흑성운이 두드러져 보인다. 대표적인 암흑성운으로 오리온자리에 위치한 말머리성운(Horsehead nebula)이나 땅꾼자리에 위치한 버나드(Barnard) 68과 뱀성운(Snake nebula) 등이 있다(그림 1). 말머리성운은 방출성운인 IC434를 배경으로 어둡게 보이며, 버나드 68과 뱀성운은 은하수의 무수히 많은 별을 배경으로 어둡게 보인다.

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센타우루스자리 오메가는 우리은하에서 가장 크고 밝은 구상성단으로 우리은하에서 육안으로 볼 수 있는 몇 안 되는 구상성단 중 하나이다. 그것은 희미하고 흐릿한 별처럼 보이며 남반구에서 가장 잘 관찰되지만 북반구에서 저녁 하늘에서도 볼 수 있다.

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독수리 성운(Eagle Nebula, M16 또는 NGC 6611)은 뱀자리에 있는 전리수소영역이자 산개성단이다. 1745 ~ 46년에 장필리프 드 세조(Jean-Philippe de Cheseaux)가 발견하였다. 모양이 수리와 유사하여 이러한 이름이 붙었다. 이 성운 내부에는 항성 형성이 활동적으로 일어나는 수많은 가스와 먼지가 있으며, 그 중 허블우주망원경이 촬영한 창조의 기둥은 특히 유명하다.

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구상성단(球狀星團, globular cluster, 문화어: 둥근별떼)[1] 은 구형의 항성의 모임(성단)으로, 은하중심의 주위를 마치 위성처럼 돈다. 구상성단은 중력에 의해 단단히 유지되고 있으며, 이에 따라 구형의 모양을 유지하고, 중심으로 들어갈수록 별의 개수밀도가 높아진다.

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 암흑성운은 지구과학 교육과정에서도 다루는 중요한 성운 중 하나이다. 대표적인 것은 그림 1에도 있는 말머리 성운인데, 말머리 성운 외에도 수 많은 암흑성운이 많다. 오늘은 암흑성운을 주제로, 교과서에서는 깊이있게 다루지 않지만, 천문학자들에게는 중요한 내용을 다루어 보고자 한다.

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<그림 1. 대표적인 암흑성운인 말머리 성운(horse head nebula, IC434)>

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히아데스(Hyades, 그리스어: Ὑάδες) 또는 콜드웰 41, 멜로테 25, 콜린더 50은 지구에서 매우 가까운 산개성단이자 우리가 많은 것을 알고 있는 성단들 중 하나이다. 태양으로부터 약 153 광년 (47 파섹)[1][2][3][4] 떨어져 있으며 나이, 태어난 장소, 화학적 특성, 우주 공간에서의 운동 양태가 같은 별들 수백 개가 구체에 가까운 형태로 뭉쳐 있다.[1

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허큘리스 대성단(M13, NGC 6205)은 허큘리스자리에 있는 구상 성단이다. 1714년 에드먼드 핼리가 처음 발견하였고 1764년 6월 1일 샤를 메시에가 메시에 천체 목록에 넣었다. 허큘리스 대성단은 지구에서 25,100광년 떨어져 있으며, 겉보기 등급은 5.8등급이다. 시직경은 23분으로 약 75광년정도의 크기이다.

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프레세페성단은 황도12궁의 하나인 게자리에 위치한다. M44, NGC 2362, 및 Cr 189로 알려져 있다.

맨눈으로 볼 때 프레세페성단이 별과 달리 퍼져 보인다는 사실을 인지한 것은 매우 오래되었다. 프레세페는 라틴어로 '여물통(구유)'을 나타낸다고 한다. 프레세페성단의 북쪽에 있는 별(
Cnc, 북쪽 당나귀, Asellus Borealis)과 남쪽에 있는 별(
Cnc, 남쪽 당나귀, Asellus Australis)을 당나귀라고 생각했기 때문에 프레세페성단을 이들 당나귀의 여물통이라 생각했다(그림 1 참조). 히파르쿠스(Hipparchus)는 '작은 구름'을 뜻하는 네펠리온(Nephelion)이라 하였고, 프톨레마에우스(Ptolemy)는 알마게스트(Almagest)에서 성운이라고 언급하였다. 이 성단의 영어 이름은 "벌집"을 의미하는 Beehive이다. 동양에서 게자리는 귀신의 별자리인 귀수이며, 그 중심에 있는 프레세페성단은 시체가 쌓여 있다는 적시기로 불렸다. 동양에서도 홀로 있는 별과 다르게 빛이 퍼져있음을 인식하였다. 이 성단에 있는 비교적 밝은 별들이 직경 2도 내에 있으며, 성단 전체의 밝기는 약 3.7등급 정도이기 때문에 쌍안경으로 보기에 적당한 천체이다.

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오리온 성운(M42, NGC 1976)[3]은 오리온자리의 오리온 띠 부근에 있는 우리은하의 대표적인 확산성운이다. 일부 문헌에서는 대성운이나 오리온 대성운이라고도 한다.[4] 지구에서 대략 1,344 ± 20 광년 거리에 있다.[1][5] 하늘에 보이는 성운 중 가장 밝은 성운 중 하나이며 밤하늘에서도 육안으로 관측 가능하다. 오리온 성운은 지구에서 제일 가까운 항성 형성 밀집 지대다. 성운 지름은 대략 24광년으로 추정하며, 질량은 대략 태양의 2천 배 가량이다.

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메시에 M22(NGC 6656)는 궁수자리에 있는 구상 성단이다. 1665년 Abraham Ihle가 처음 발견하고, 1764년 샤를 메시에가 메시에 천체 목록에 넣었다.M22는 지구에서 10,600광년 떨어져 있다. 겉보기 등급은 6.17등급으로 맨눈으로 겨우 보이지만, 밤하늘에 볼 수 있는 성단들중 가장 밝은 편에 속한다. 시직경은 32분으로 직경이 99±9광년이다. M22는 은하팽대부정면에 위치해 있어 미소중력렌즈현상을 볼 수 있다.

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M35는 쌍둥이자리에 있는 산개성단이다.  비교적 크고 밝아 쌍안경으로도 쉽게 형태를 확인할 수 있다.  나이가 약 1억년 정도의 중년 산개성단으로 분류된다.

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플레이 아데스성단은 황소자리에 위치한 B형 항성들의 산개성단입니다. 메시에 천체 목록에는 메시에 45로 등록되어 있으며, 좀생이 성단으로 부르기도 합니다. 지구에서 가장 가까운 성단 중 하나이며, 지구에서 육안으로 관측할 수 있는 성단입니다.

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고양이눈성운
고양이 눈 성운은 1786년 2월 15일 윌리엄 허셜이 최초로 발견하였다.

이후 1864년에는 천문학자 윌리엄 허긴스가 행성상 성운 중에서는 최초로 스펙트럼을 측정하여 행성상 성운이 뜨거운 이온화된 기체로 이루어진 옅은 성운이며 별이 아니라는 사실이 증명하는 등 최초의 분광학적 조사가 이루어졌다.

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메시에(Messier) 38의 불가사리 성단이라고도 불리며, 밝은 별들은 그리스 문자인 'Pi(파이)'와 비슷한 모양으로도 보입니다. M38은 1654년 이탈리아의 천문학자 지오반니 바티스타 오더나(Giovanni Battista Hodierna)에 의해 주변에 있는 M36, M37과 함께 처음 발견되었습니다. 성단의 나이는 약 2억 9천만년으로 겉보기등급은 7.9등급입니다. 지구로부터 3,480광년 정도에 M38이 있으며,  시직경은 M37과 유사하게 대략 20' 이지만, 실제 크기는 13광년 정도 됩니다.

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발광성운(영어: Emission Nebula)은 이온화된 기체가 다양한 색깔을 내는 성간 구름이다. 이온화의 가장 주된 이유는 근처의 항성에서 나온 고에너지 광자이다. 발광성운의 종류로는 새로 태어나는 무거운 항성을 끼고 있는 전리수소영역과 뜨거운 항성핵이 기체 입자를 이온화시키는 행성상성운이 있다.

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머리털자리 성단(영어: Coma Berenice Star Cluster)은 머리털자리에 있는 산개 성단이다. 많이 퍼져 있으며, 5~10등성의 40개 정도의 별이 모여 있다. 거리는 288광년으로 히아데스 성단에 이어 두 번째로 가깝다. 메시에 목록에도 NGC 목록에도 등록되어 있지 않은 잘 알려지지 않은 천체이다. 이 성단의 항성 수는 40 개이며(겉보기 등급 - +5 ~ +10) 기원전 240년부터 관측이 되어 왔다. 중심별은 머리털자리 감마이며, 분광형은 F형 주계열성이다.

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용골자리 성운은 용골자리에 위치한 거대한 전리수소영역이자 발광성운이다.

1751년 프랑스의 천문학자 루이 드 라카유가 발견하였다. 천구에서 손에 꼽히는 영역을 가진 발광성운이고 대략 보름달 8개 정도의 영역을 가지고 있다. 또 오리온 성운보다 밝고 화려하지만 남반구에 위치하다보니 유명세는 덜 하다.

대부분 용골자리 에타가 워낙 스케일이 크고 저 성운을 만든 것으로 오해를 하는 사람이 있는데, 용골자리 에타는 저 성운에서 탄생한 별이다.

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M80(NGC 6093)은 전갈자리에 있는 II형 구상 성단이다. 1781년 샤를 메시에가 발견했으며 그가 최초로 발견한 것들 중 하나이다.[1]

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오메가 성운는 궁수자리에 있는 H II 영역이다. Philippe Loys de Chéseaux가 1746년 봄에 발견하였고, 1764년 샤를 메시에가 메시에 천체 목록에 넣었다. 오메가 성운은 지구에서 5,000~6000광년 떨어져 있으며, 겉보기 등급은 6등급이다.

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타란툴라성운의 실시등급은 8등급이다. 성운까지의 거리가 49 킬로파섹[1](160,000 광년)임을 생각해 볼 때, 이 천체는 극도로 밝은 비항성 천체이다. 타란툴라성운의 광도는 너무 크기 때문에, 만약 타란툴라성운이 오리온 성운마냥 지구에 가까이 있었다면 그 빛은 그림자를 지울 수 있을 정도로 밤하늘에서 밝게 빛났을 것이다.[3]타란툴라성운은 국부은하군에서 가장 활동적인 폭발적 항성생성 영역이다. 또한 타란툴라성운은 직경 약 200 파섹으로 국부은하군에서 가장 큰 폭발적 항성생성 영역이기도 하다.[2] 성운은 LMC의 가장자리에 자리잡고 있으며, 이곳의 램 압력으로 인해 성간매질이 압축되어 이런 구조를 만들어낸 것으로 보인다. 성운의 중심에는 거대한 산개성단인 R136(직경 약 35광년)이 자리잡고 있으며,[4] 이 성단이 성운이 보일 수 있게 하는 에너지 대부분을 생산한다. 성단의 추정 질량은 450,000 태양질량

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M42 - The Great Orion Nebula (hubble Palette)

info: Location : Corinth - Greece Telescopes : William Optics ed72 + astro-tech 65ed quadruplet Ccd : QHY 9 Mount : ASA DDM60 Guiding : unguided Field flattener : astrotech for w.o. ed72 Gain/Offset : 30% - 106 Temp : -25 Exposures : Ha bin 1x1 20x600sec Sii bin 3x3 10x900sec Oiii bin 3x3 10x900sec Calibration files : Darks - Bias - Flats - Dark Flats . Applications : Nebulosity - Photoshop - Maxim - Pixinsight - Cartes du ciel - Autoslew.

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거품 성운은 카시오페이아자리에 존재하는 방출 성운으로, M 52와 가까이 있다.

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머리털자리 성단(영어: Coma Berenice Star Cluster)은 머리털자리에 있는 산개 성단이다. 많이 퍼져 있으며, 5~10등성의 40개 정도의 별이 모여 있다. 거리는 288광년으로 히아데스 성단에 이어 두 번째로 가깝다. 메시에 목록에도 NGC 목록에도 등록되어 있지 않은 잘 알려지지 않은 천체이다. 이 성단의 항성 수는 40 개이며(겉보기 등급 - +5 ~ +10) 기원전 240년부터 관측이 되어 왔다. 중심별은 머리털자리 감마이며, 분광형은 F형 주계열성이다.

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용골자리 성운은 용골자리에 위치한 거대한 전리수소영역이자 발광성운이다.

1751년 프랑스의 천문학자 루이 드 라카유가 발견하였다. 천구에서 손에 꼽히는 영역을 가진 발광성운이고 대략 보름달 8개 정도의 영역을 가지고 있다. 또 오리온 성운보다 밝고 화려하지만 남반구에 위치하다보니 유명세는 덜 하다.

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삼렬 성운은 궁수자리에 위치한 내부에 산개성단을 갖고 있는 발광 성운이자 전리수소영역이다.

1764년 샤를 메시에가 발견하였다. 세 잎 모양의 외관으로 유명하며 M42 오리온 성운과 함께 가장 잘 알려진 발광 성운중에 하나이다.

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마귀할멈 성운 또는 IC 2118은 오리온자리에 있는 반사 성운이다. 마녀머리 성운이라고도 한다. 독일·영국의 천문학자 윌리엄 허셜이 1786년 발견한 이 성운은 지구로부터 1,000광년 떨어진 곳에 위치하고 있다. 오리온자리의 1등성 리겔의 빛을 받아 반사하여 모습을 밝히고 있

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반사성운(反射星雲, reflection nebulae)은 성간진이 근처의 별빛을 받아 빛나는 성간운이다. 별빛의 에너지가 강하면 성운을 이루는 기체들이 전리되어 발광성운이 되겠지만, 에너지가 약해서 전리는 안 일어나고 산란만 일어날 경우 반사성운이 된다. 때문에 반사성운의 스펙트럼은 별빛의 그것과 유사하다.

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M3(NGC 5272)는 사냥개자리에 있는 구상 성단이다. 1764년 샤를 메시에에 의해 발견되었으며, 윌리엄 허셜이 1784년 재발견하였다. 가장 크고 밝은 성단 중 하나로 중심부에 약 500,000개의 별이 밀집되어 있다. 지구로부터 약 33,900광년 떨어져 있으며, 겉보기등급은 6.2등급으로 맨눈으로 관측이 가능하다.

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거품 성운은 1787년 윌리엄 허셜에 의해 발견되었다.

거품 성운은 카시오페이아자리의 서쪽 끝 세페우스자리와의 경계 부근에 위치하며, M 52에서 남서쪽으로 40' 정도 가면 볼 수 있을 정도로 가까이 있다. 성운은 어두워서 망원경으로 직접 보기는 어렵다.

지구로부터의 거리는 약 11,000광년 정도이며, 반지름은 3~5광년 정도의 이온화된 가스들로 이루어진 전리수소영역이다.

이 성운에 존재하는 별인 BD+60°2522는 강력한 항성풍을 통하여 이 성운의 거품을 만든 중심별이며, 태양 질량의 무려 44배나 되는 거대한 O형 항성이다.

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마귀할멈 성운(Witch Head Nebula) 또는 IC 2118은 오리온자리에 있는 반사 성운이다. 마녀머리 성운이라고도 한다.

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큰부리새자리 47은 밤하늘에서 센타우루스자리 오메가 다음으로 두 번째로 밝은 구상성단이다. 이 성단을 망원경으로 관측하여 대략 1만 개 정도의 항성이 뭉쳐 있음을 밝혀냈으며 이들 중 다수는 성단 중심부의 좁은 영역에 조밀하게 몰려 있다.

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메시에 78 은 오리온자리에 있는 반사 성운이다. 1780년 피에르 메생이 발견했고 같은 해 샤를 메시에의 혜성형 천체 목록에 포함되었다. 1919년에는 로웰천문대의 베스토 슬라이퍼에 의해서 반사성운임이 밝혀졌다.

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장미 성운 영역은 NGC 목록에 2237, 2238, 2239, 2244, 2246으로 등록되어 있다. 이 중 NGC 2244는 장미 성운의 중심에 있는 산개 성단으로 나이는 약 3백만년 정도이다. NGC 2239는 NGC 2244를 잘못 확인한 것으로 동일한 산개성단이기 때문에 잘 쓰이지 않는다. NGC 2237, 2238, 2246은 천구 상의 위치는 약간씩 다르게 지정되었지만 결국 하나의 성운을 나타내는데, 이는 관측 기술의 한계 때문에 발견 당시에는 이들이 하나의 천체임을 알지 못했기 때문이다. 성운 전체를 나타낼 때는 NGC 2237을 주로 사용한다.

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두 번째로 크고 밝은 큰부리새 47 구상성단은 쌍안경으로 볼 수 있을 정도로 매우 조밀한 구조를 가지고 있다. 맨눈으로 보면 꼬리가 없는 혜성의 머리처럼 약간 흐릿한 별처럼 보이다. 발견자조차 처음에는 그 성단을 혜성으로 착각했다

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히아데스성단

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히아데스(Hyades, Ὑάδες) 또는 콜드웰 41, 멜로테 25, 콜린더 50은 지구에서 매우 가까운 산개성단이자 우리가 많은 것을 알고 있는 성단들 중 하나이다. 태양으로부터 약 153 광년 (47 파섹) 떨어져 있으며 나이, 태어난 장소, 화학적 특성, 우주 공간에서의 운동 양태가 같은 별들 수백 개가 구체에 가까운 형태로 뭉쳐 있다. 지구 관측자의 시점으로 볼 때 히아데스 성단은 황소자리에 있는 것처럼 보이며, 이 자리에서 성단의 밝은 별들은 보다 밝은 알데바란 과 함께 'V'자 모양을 그린다. 그러나 알데바란은 이 산개 성단의 구성원이 아니며 우연히 같은 시선 방향에 있어서 그렇게 보일 뿐이다.

히아데스에서 제일 밝은 다섯 별들은 중심핵에 있던 수소를 소진했으며 현재 거성으로 진화하고 있다. 이 다섯 별 중 넷에는 감마, 델타 ¹, 엡실론, 세타의 바이어 명칭이 붙어 있으며 이들은 전통적으로 별자리에서 황소의 머리 부분으로 인식되어 왔다. 이들 중 다섯 번째 별인 황소자리 세타 ¹은 맨눈으로 볼 때 더 밝은 세타 ²에 가까이 붙어 있는 것처럼 보인다. 아인(황소의 눈)으로 알려져 있는 황소자리 엡실론은 가스로 된 외계행성 후보를 하나 거느리고 있으며 이 행성은 산개성단에서 발견된 최초의 외계 행성이다.

히아데스 성단의 관측은 1990년대부터 본격화되었다. 성단의 나이는 6억 2500만 년이고 항성들이 가장 조밀하게 몰려 있는 성단의 중심부는 반지름이 8.8 광년 (2.7 파섹), 성단의 조석 반경(성단 구성원들이 주변 우리은하의 중력에 보다 강하게 영향을 받는 곳)은 33 광년 (10 파섹), 성단의 지름은 65 광년 정도이다. 그러나 이 성단은 운동성단이므로 성단 지름의 최댓값은 더욱 커진다. 히아데스의 구성원 중 대략 3분의 1은 조석 반경의 경계로부터 넉넉히 바깥쪽에 있는 '확장된 헤일로'에 있는 것으로 관측되었으며, 여기 있는 항성들은 성단의 중력적 영향으로부터 벗어나는 과정에 있는 것 같다. 태양 대비 히아데스 성단의 중원소 함량 은 [Fe/H] = +0.14이다.

사실 이 성단은 게자리에 위치한 메시에 44, 즉 프레세페 성단이 생성될 때 같이 태어났다. 그러나 오랜 시간에 걸쳐 점차 분리되면서 떨어져 나가 두 개의 성단으로 독립한 것으로 추정된다. 히아데스 성단은 큰곰자리 운동성단 과 더불어 태양계에서 매우 가까운 운동 성단 두 개 중 하나이다.

히아데스 성단은 태양에 충분히 가까워서 지구가 태양을 공전하면서 발생하는 성단 구성원들의 연주 시차를 관측하여 거릿값을 직접 계산할 수 있다. 이 값은 히파르코스 위성과 허블 우주망원경을 통해 매우 높은 정확도로 측정되었다. 거리를 계산하는 다른 방법으로 성단의 구성원들을 분광형에 따라 표준화 적외선 색등급도 에 맞춘 다음 도출되는 자료로 항성 본연의 밝기를 이끌어내는 것이 있다. 이 자료를 지구에서 바라본 항성들의 밝기와 비교하면 항성까지의 거리를 추정할 수 있다. 앞의 두 방법 모두 성단 중심부까지의 거리 추정치는 153 광년 (47 파섹)으로 도출되었다.

히아데스의 항성들은 태양 및 태양계에 이웃한 여타 일반적인 별들보다 무거운 원소들이 풍부하여 성단 전체의 금속함량은 +0.14로 나온다. 히아데스 성단은 태양에서 가까운 다른 성군들과 연관성이 있다. 히아데스의 나이, 금속함량, 고유운동은 히아데스보다 더 크고 지구에서 더 멀리 있는 프레세페 성단과 매우 비슷하며 두 성단의 운동 궤적을 추적하면 우주 공간상 같은 영역으로 수렴하므로 둘은 같은 곳에서 태어났음을 짐작할 수 있다. 또다른 성군으로는 히아데스 성단과 유사한 고유운동을 공유하는, 흩어진 항성들의 거대한 집합인 히아데스 성류를 들 수 있다. 최근 연구에 따르면 히아데스 성류 내 있는 항성들 중 최소 15%는 히아데스 성단 내 항성들과 똑같은 화학적 지문(指紋)을 갖고 있음이 밝혀졌다. 그러나 성류 내 약 85%의 항성들은 나이와 중원소 함량이 성단 구성원들과 달라 히아데스와 전혀 관련이 없는 것으로 보인다. 이들의 운동 양상이 성단의 별들과 유사한 이유는 은하중심에 있는 질량 크고 회전하는 막대 구조가 일으키는 조석 효과 때문이다. 히아데스 성류에 남아 있는 구성원들 중 외계 행성을 거느리는 항성 시계자리 요타 는 최근 연구에 따르면 히아데스 성단의 초창기 멤버였다가 탈출해 나온 항성일 가능성이 있다.

히아데스는 근처에 있는 플레이아데스 및 큰곰자리 운동성단 과는 연결되어 있지 않다.(후자 둘은 관측조건이 양호할 경우 맨눈으로 쉽게 볼 수 있다.)

그리스 신화에서 휘아데스는 아틀라스의 다섯 딸로 플레이아데스의 이복자매들이었다. 그녀들의 남자 형제 휘아스가 사냥 중 죽었고 이에 슬프게 흐느끼던 휘아데스는 하늘로 올라가 별들로 바뀌었다. 이후 이들은 비 와 연결되었다.

맨눈으로 볼 수 있는 천체이기에 히아데스 성단은 선사 시대부터 알려져 있었고, 호메로스부터 오비디우스까지 수많은 고전 작가들이 이 성단의 이름을 언급했다. 일리아스 제18권에서 히아데스는 헤파이스토스가 아킬레우스를 위해 만들어 준 방패 위에 플레이아데스, 큰곰자리, 오리온자리 와 함께 등장한다.

잉글랜드 사람들은 이 성단을 4월에 내리는 소낙비와 연결시켜 '4월에 비를 내리게 하는 자' April Rainers 라고 불렀으며 잉글랜드 민요 Green Grow the Rushes, O 의 가사에 이 내용이 실려 있다.

히아데스를 최초로 성표에 수록한 사람은 1654년 조반니 바티스타 오디에르나였던 것 같으며 이후 히아데스는 17세기 및 18세기 다수 항성 목록에 등장했다. 그러나 샤를 메시에는 그의 1781년 심원천체 목록에 히아데스를 포함시키지 않았다. 고로 히아데스에는 M44 ( 프레세페), M45 ( 플레이아데스), M67 등 훨씬 더 멀리 있는 산개성단들과는 달리 메시에 번호가 붙어 있지 않다.

1869년 천문학자 R.A. 프락터는 히아데스로부터 멀리 떨어져 있는 수많은 항성들이 우주 공간에서 유사한 움직임을 공유하고 있음을 관측했다. 1908년 루이스 보스는 프락터의 가정을 뒷받침해 주는, 거의 25년에 걸친 관측의 결과를 발표했다. 보스는 항성들이 무리를 지어 우주 공간을 함께 이동하고 있다고 주장했으며 이를 황소자리 성류(Taurus Stream, 지금은 보통 히아데스 성류 또는 히아데스 초성단으로 알려져 있음)라고 명명했다. 보스는 흩어진 항성들의 움직임을 역추적하면 항성들의 궤적이 공통의 장소로 수렴함을 보여주는 도표를 출판했다.

1920년대에 이르러 히아데스가 프레세페 성단과 탄생 지점을 공유하고 있다는 관념이 널리 퍼지게 되었는데 일례로 1927년 루돌프 클라인-바싱크는 두 성단이 '아마도 우주적으로 연결되어 있을 것이다.'라고 언급한 바 있다. 20세기 기간 대부분에 걸쳐 히아데스 성단에 대한 연구는 성단까지의 거리를 결정하거나, 성단의 진화 모형을 정립하고, 항성이 성단의 구성원인지의 여부를 확정하거나, 성단을 구성하는 개별 항성들의 특성을 밝혀내는 것 등에 집중되었다.

모든 항성들은 성단 내에서 태어나지만 성단 대부분은 항성 탄생이 종료된 뒤 5천만 년 내로 해체되며 이 과정을 천문학적 용어로 '항성 이탈'(stellar evaporation)이라고 부른다. 은하 중심으로부터 멀리 떨어져 있으며 극도로 질량이 큰 성단들만이 확장된 시간척도에서도 항성 이탈을 피할 수 있다. 이렇게 살아남은 성단들 중 하나인 히아데스는 탄생기 때에는 지금보다 항성의 수효가 많았을 것으로 추정된다. 히아데스의 최초 질량은 태양의 800 ~ 1600 배로 예상되며 이는 성단을 구성하는 별의 수가 지금보다 훨씬 많았다는 뜻이다.

이론상 히아데스 크기의 젊은 성단에는 뜨거운 O형 항성부터 희미한 갈색왜성까지 모든 분광형의 항성 및 준항성 천체들이 태어나야 한다. 그러나 히아데스를 연구한 결과는 질량이 매우 크거나 아주 작은 부류 모두 이 성단 내에 부족함을 보여준다. 성단의 나이인 6억 2500만 년의 시점에서 주계열의 한계선은 태양질량의 약 2.3 배로 이는 이 값보다 질량이 큰 항성들은 전부 준거성 또는 거성, 백색왜성으로 진화했으며, 2.3 배보다 가벼운 항성들은 아직 주계열상에서 수소를 융합하고 있음을 뜻한다. 정밀한 연구 결과 성단 중심부에는 백색왜성이 전부 8 개 있음을 알아냈으며 이들은 주계열이었을 시절 대략 태양질량의 3 배 정도 되는 B형 항성들이었고 지금의 모습이 최종적인 진화 단계이다. 이보다 앞선 진화 단계는 현재 성단 내 레드클럼프 거성 넷으로 대표된다. 이들 거성의 현재 분광형은 K0 III이나 이들은 사실 전원이 태양질량의 2.5 배 정도인 '퇴역한 A형 항성들'이다. 추가로 분광형 A7 III의 백색거성 하나는 황소자리 세타 ² 계(주성보다 질량이 작은 A 분광형의 동반천체와 함께 쌍성을 구성함)의 주성이다. 세타 ² 쌍성계는 세타 ¹과 함께 안시이중성을 구성하는데 세타 ¹은 적색거성 넷 중 하나로 세타 ² 와 마찬가지로 A형 동반성을 거느린 쌍성계이다.

성단의 구성원으로 검증된 별들 중 상기 항성들을 제외한 나머지는 A형(최소 21개), F형(60개 정도), G형(50개 정도)의 밝은 별 다수를 포함하고 있다. 이 분광형들은 성단의 조석반경인 10 파섹(32.6 광년) 범위 내에 빽빽하게 집중되어 있으며 그 밀도는 우리 태양계 주위 10 파섹에 비해 훨씬 높다. 참고로 태양계 주변의 같은 범위 안에는 A형 항성이 4 개, F형은 6 개, G형은 21 개밖에 없다.

성단 내 K나 M형처럼 질량 작은 항성집단에 대해서는 가까운 거리와 오랜 기간에 걸친 관측에도 불구하고 알아낸 것이 많지 않다. K형으로 확인된 구성원은 최소 48 개이며 M0~M2 분광형은 열 개 남짓 있다. 추가로 발견된 M형 왜성들이 있으나 M3보다 차가운 별들은 몇 없으며 현재 보고된 갈색왜성 은 12 개 정도에 불과하다. 이처럼 질량 하한선의 구성원 수효가 모자라는 것은 태양 근처 10 파섹 이내 항성들의 분포(M형 왜성이 최소 239 개로 이웃별 전체 중 76%를 차지)와는 크게 대조적이다.

히아데스 성단 내 항성 분광형들의 분포는 질량 분리의 역사를 보여준다. 성단 중앙부의 6.5 광년 범위 내에는 백색왜성을 제외하면 구성원의 질량이 최소 1 태양질량이다. 따라서 히아데스의 전체적 구조는 중심부에는 밝은 별로 이루어진 항성계들 이 조밀하게, 주변 헤일로에는 어두운 항성들이 성기게 분포해 있는 모양새가 된다. 성단 중심부의 반지름은 8.8 광년(태양부터 시리우스까지의 거리보다 약간 더 멀다.)이며 성단 전체 질량의 절반이 들어가는 반지름은 19 광년이다. 히아데스의 평균적인 바깥쪽 한계를 나타내는 조석 반지름은 33 광년으로 이보다 먼 곳에 있는 별은 성단의 중심부에 중력적으로 묶여 있지 않을 가능성이 높다.

항성 이탈은 성단 헤일로에서 발생한다. 질량이 작은 항성들은 안쪽에 있는 무거운 항성들에 의해 성단 바깥쪽 방향으로 흩어지게 된다. 이렇게 헤일로로 이동한 항성들은 은하중심이 가하는 조석력이나, 표류하는 수소구름들과 충돌하여 생기는 충격에 의해 성단을 떠날 것이다. 이런 식으로 지금까지 히아데스는 탄생 때 거느리고 있었던 M형 왜성들의 절대다수와, 그보다 좀 더 밝은 항성들 중 상당 비율을 잃어버렸을 것으로 보인다.

질량 분리의 또다른 결과는 성단 중심부에 쌍성계 들이 집중되었다는 것이다. 알려져 있는 F 및 G형 항성들의 절반 이상은 쌍성계이며 이들은 우선적으로 성단 중심부에 위치해 있다. 태양 가까이 있는 천체들을 보면 알 수 있듯 항성의 질량이 증가할수록 쌍성계를 구성하고 있을 가능성은 올라간다. 히아데스 내 특정 분광형 내 쌍성계의 비율은 K형의 경우 26%에 불과하나 A형은 87%까지 올라간다. 히아데스의 쌍성 구성원들은 서로 가까이 있는 편으로 궤도를 공유하는 구성원들의 공전궤도 긴반지름은 대다수가 50 천문단위 이내이다. 단독성 대비 다중성계의 정확한 비율은 밝혀지지 않았으나 이 비율은 우리가 성단을 구성하는 별의 수효를 알아내는 데에 막대한 영향을 끼친다. 예를 들어 Perryman 연구진은 히아데스 구성원 200 개를 실은 신뢰도 높은 목록을 작성했는데 만약 쌍성계의 비율이 50%라면 성단을 구성하는 항성의 총수효는 최소 300 개일 것이다.

논문들에 따르면 산개성단들 중 90%는 생겨난 지 10억 년 이내로 흩어지며 극히 일부만이 태양계 의 현재 나이(약 46억 년) 정도 되는 기간을 버틸 수 있다고 한다. 앞으로 수억 년 기간에 걸쳐 히아데스는 성단의 밝은 별들이 주계열을 떠나고 어두운 별들은 성단 헤일로로부터 탈출하면서 질량과 구성원 모두를 잃어갈 것이다. 히아데스는 종국적으로 항성계 십여 개(대부분은 쌍성이나 삼중성일 것이다.) 규모로 축소될 것이며 이 계들은 성단으로부터 계를 탈출시키는 힘에 지속적으로 노출될 것이다.

아래는 4.5 등급보다 밝게 보이는 히아데스 성단 구성원들의 목록이다.

1. van Leeuwen, F. "Parallaxes and proper motions for 20 open clusters as based on the new Hipparcos catalogue", A\&A, 2009

2. Majaess, D.; Turner, D.; Lane, D.; Krajci, T. "Deep Infrared ZAMS Fits to Benchmark Open Clusters Hosting delta Scuti Stars", Journal of the American Association of Variable Star Observers, 2011

3. McArthur, Barbara E.; Benedict, G. Fritz; Harrison, Thomas E.; van Altena, William "Astrometry with the Hubble Space Telescope: Trigonometric Parallaxes of Selected Hyads", AJ, 2011

4. Bouvier J, Kendall T, Meeus G, Testi L, Moraux E, Stauffer JR, James D, Cuillandre J-C, Irwin J, McCaughrean MJ, Baraffe I, Bertin E. (2008) Brown dwarfs and very low mass stars in the Hyades cluster: a dynamically evolved mass function. Astronomy & Astrophysics, 481: 661-672. Abstract at http://adsabs.harvard.edu/abs/2008A%26A...481..661B.

5. Sato B, Izumiura H, Toyota E, et al. (2007) A planetary companion to the Hyades giant Epsilon Tauri. Astrophysical Journal, 661: 527-531. Abstract at http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...661..527S.

6. Information on the Hyades from SEDS

7. Homer. The Iliad. Translated by Richmond Lattimore. University of Chicago Press, 1951.

8. Weideman V, Jordan S, Iben I, Casertano S. (1992) White dwarfs in the halo of the Hyades Cluster - The case of the missing white dwarfs. Astronomical Journal, 104: 1876-1891. 1992AJ....104.1876W.

9. Armstrong, JT; Mozurkewich, D; Hajian, AR; 외. (2006). "The Hyades binary Theta2 Tauri: Confronting evolutionary models with optical interferometry". 《Astronomical Journal》 131 (5): 2643-2651. Bibcode:2006AJ....131.2643A. CiteSeerX 10.1.1.1000.4076. doi:10.1086/501429.

10. Research Consortium on Nearby Stars (RECONS). Ten-parsec census at http://joy.chara.gsu.edu/RECONS/census.posted.htm.

11. Röser, S.; 외. (July 2011), "A deep all-sky census of the Hyades", 《Astronomy & Astrophysics》 531: 15, arXiv:1105.6093, Bibcode:2011A&A...531A..92R, doi:10.1051/0004-6361/201116948, A92. In the Vizier catalogue, sort on Vmag using '<4.51'. See also the linked entries in the All-sky Compiled Catalogue of 2.5 million stars (Kharchenko+ 2009).

좌표: 04h 28m 17s, +15° 45′ 40″

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히아데스 성단 - 위키백과, 우리 모두의 백과사전

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히아데스(Hyades, Ὑάδες) 또는 콜드웰 41, 멜로테 25, 콜린더 50은 지구에서 매우 가까운 산개성단이자 우리가 많은 것을 알고 있는 성단들 중 하나이다. 태양으로부터 약 153 광년 (47 파섹) 떨어져 있으며 나이, 태어난 장소, 화학적 특성, 우주 공간에서의 운동 양태가 같은 별들 수백 개가 구체에 가까운 형태로 뭉쳐 있다.

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메시에 78(Messier 78, M78, NGC 2068)은 오리온자리에 있는 반사성운이다. 1780년 피에르 메셍이 발견하였다. 메시에 천체 목록에서 유일한 반사성운이다.

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암흑성운(Dark nebula, 暗黑 星雲)은 성간구름 중에서도 스스로 빛을 발하지 않고 항성등이 발하는 빛을 반사하지 않거나 흡수하여 검게 보이는 성간구름을 가리킨다. 성분은 성간매질중에서 질량이 작은 먼지나 가스로 이루어져 있으며, 그 분자구름의 규모가 커다란 것은 거대 암흑 성운(Giant Molecular Clouds), 작은 것은 복의 포자라고 부른다.

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플레이아데스 성단(Messier 45, M45, 일곱 자매들의 별, 좀생이별, 묘(昴)수) 황소자리에 있는 산개성단이다. 최초의 언급은 B.C 750년 '일리아드'를 쓴 고대 그리스의 시인 호메로스이다. 할로 섀플리 산개성단 분류법에 따르면 c형 산개성단이며, 로버트 트럼플러 산개성단 분류법에 따르면 I,3,r,n형 산개성단이다.

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안타레스 성운
위의 사진에 나타난 영역은 전갈자리의 심장에 해당하는 안타레스, 구상성단 M4등이 위치하는 영역으로 푸른색의 반사성운과 붉은 색의 방출성운, 그리고 배경의 빛을 차단하는 검은 암흑성운이 아름다운 조화를 이루어, 하늘에서 가장 아름다운 색으로 빛나는 영역이다.

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린드 암흑 성운 (LDN) 1251에서 별들이 만들어지고 있다. 약 1,000 광년 떨어진 이 어두운 분자 구름은 아주 복잡한 세페우스 플레어 영역의 일부로, 우리 은하수의 약간 위쪽을 흘러가고 있다. 스펙트럼을 따라 천문학적으로 연구한 결과 시야를 가리고 있는 성간 구름은 새롭게 태어난 별에서 불어져 나오는 충격파와 항성풍에 연관되어 있으며, 붉은 허빅-하로 천체에 의해 달궈진 것으로 생각된다. 아주 멀리 배경에 은하가, 뿌옇게 퍼진 먼지 속에 파묻혀 있다. 이 망원경으로 촬영한 깊은 사진은 보름달 두 개 정도의 시야를 담고 있으며, LDN 1251 까지의 거리를 고려했을 때 약 17광년의 너비를 아우르고 있는 셈이다.

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메로페성운(다른 이름으로는 템펠의 성운, NGC 1435가 있다)은 플레이아데스성단 내에 있는 무정형 반사 성운으로 메로페를 감싸고 있으며, 초신성의 잔해일 가능성[2] 이 있다. 이 성운은 1859년 10월 19일 독일 천문학자 빌헬름 템펠이 발견했다. 존 허셜은 자신이 집필한 뉴 제너럴 카탈로그(NGC)에서 이 성운을 '보름달 크기의, 메로페 주변에 펼쳐진 매우 어두운 성운'이라고 설명했다.

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NGC 1333은 가시광으로 볼 수 있는 반사 성운이며, 성간 먼지에 의해 반사된 특징적인 푸른 별빛으로 채워져 있다. 영웅의 별자리 페르세우스자리 방향으로 고작 1,000 광년 거리에 떨어져 있는 이 곳은 거대한 별 탄생 분자 구름의 가장자리에 자리하고 있다. 이 환상적인 확대 장면은 하늘에서 약 보름달 두 개 정도 너비로 펼쳐져 있으며 NGC 1333까지 거리를 감안하면 이는 약 15 광년 정도에 해당한다. 이 사진에서 아주 세밀한 먼지 구조들로 둘러 싸인 채 상대적으로 붉게 보이는 허빅-아로 천체를 볼 수 있으며, 최근 새롭게 만들어진 별에서 방출되는 제트와 충격파에 밀려 가열된 가스로 빛나고 있다. 사실 NGC 1333는 수 백만 년도 되지 않은 별 수 백 개를 포함하고 있으며, 대부분은 짙은 별 먼지에 가려져 광학 망원경으로는 볼 수 없다. 이 혼란스러운 환경은 약 45억 년 전 우리 태양이 만들어지던 환경과 비슷할 것이다.

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석탄자루 성운(Coalsack Dark Nebula)은 하늘의 암흑 성운 중 가장 뚜렷한 성운으로, 간단하게 석탄자루(Coalsack)라고도 한다. 남쪽 방향의 은하수 위에 떠있는 시커먼 실루엣 모양으로 육안으로도 관측 가능하다. 남반구에서는 선사 시대부터 유명했으며, 1499년에 빈센테 야네즈 핀존이 관측했다. 석탄자루는 지구에서 남십자자리 방향으로 600 광년 떨어진 곳에 위치한다.

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전갈자리의 안타레스 성운
사진 위쪽의 세 개의 별로 이루어진 것은 뱀주인자리 ρ별로, 푸른색의 반사성운 IC 4604에 파묻혀있고, 사진 맨 아래쪽의 오렌지색으로 빛나는 별은 전갈자리 안타레스이다. 그리고 안타레스의 오른쪽 위의 별 집단이 구상성단 M4이다.

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타란툴라성운은 독거미 성운이라고도 불리며,[3] 플램스티드 명명법을 따라 황새치자리 30이라고 부르기도 한다. 과거에 황새치자리 30이라는 명칭은 중심부의 성단과 성운인 NGC 2070을 가리켰지만, 지금은 타란둘라 성운 전체를 가리키는 것으로 보고 있다.

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M2는 물병자리에 있는 구상성단이다. 섀플리-소여 집중도 분류에 의하면 II형 구상성단이다.

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거품 성운은 카시오페이아자리에 존재하는 방출 성운으로, M 52와 가까이 있다.

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NGC2264내부에 위치하고있는 성운으로 거대한 먼지기둥이다

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반사성운은 성간진이 근처의 별빛을 받아 빛나는 성간운이다. 별빛의 에너지가 강하면 성운을 이루는 기체들이 전리되어 발광성운이 되겠지만, 에너지가 약해서 전리는 안 일어나고 산란만 일어날 경우 반사성운이 된다.

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M75

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콘 성운
콘 성운이라 불리는 거대한 먼지 기둥에서 별들이 만들어지고 있습니다. 별아기방에서는 원뿔, 기둥, 그리고 장엄한 흐름의 형태을 쉽게 발견할 수 있습니다. 왜냐하면 갓 태어난 별들의 강한 항성풍이 자기가 태어난 가스와 먼지 구름을 뒤흔들기 때문입니다. 그 사례로써 잘 알려진 콘 성운은 우리은하의 밝은 별 생성 영역 NGC 2264 안에 위치하고 있습니다. 지구주위를 돌고 있는 허블 우주망원경이 관측한 이 근접 합성사진은 전례 없이 상세한 콘 성운의 모습을 담고 있습니다

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말머리 성운 Horsehead Nebula in Orion 은 밤하늘 에서 볼 수 있는 가장 큰 성운중 하나로 커다란 암흑 분 자구름molecular cloud 의 일부이다.

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메생이 발견했고 같은 해 샤를 메시에의 혜성형 천체 목록에 포함되었다. 1919년에는 로웰천문대의 베스토 슬라이퍼에 의해서 반사성운임이 밝혀졌다.