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아치스 성단

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목차

1. 개요

아치스 성단은 짙은 먼지에 둘러싸여 가시광선 관측이 어렵고, 엑스선, 적외선, 전파 영역으로 연구가 이루어진다. 이 성단은 약 1 광년의 반지름을 가지며, 약 150개의 젊고 뜨거운 별을 포함한다. 이 별들은 항성풍을 방출하여 충격파를 형성한다. 또한, 아치스 성단 내 항성들의 최대 질량에 대한 연구가 진행되었으며, 허블 우주 망원경으로 관측한 결과 태양 질량의 150배를 넘는 별은 발견되지 않았다. 주요 구성원으로는 다양한 분광형과 특징을 가진 항성들이 있다.

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아치스 성단
개요
아치스 성단
아치스 성단 (J, H, K 적외선 밴드, ESO의 Very Large Telescope의 NACO 적응 광학)
위치궁수자리
거리25,000 광년(8,500 파섹)
참고광학적으로 가려짐
나이250만 년
밀도알려진 가장 밀도가 높은 별 무리
물리적 특징
질량 범위~
기타 정보
별명해당 없음

2. 특징

이 성단은 주변이 짙은 먼지로 둘러싸여 있어, 별에서 나오는 가시광선은 가려져 관측할 수 없다. 따라서 현재 이 성단에 대해 알려진 내용은 엑스선, 적외선, 전파 영역을 통해 얻은 것이다. 성단의 반지름은 대략 1광년 정도이며, 안에는 젊고 뜨거우며 매우 밝은 별이 150개 정도 있다.[1] 이 별들은 극도로 밝아 수백만 년 내로 중심핵의 수소를 모두 소진할 것으로 예상된다.

성단 내 항성들은 각자 빠른 속도의 항성풍을 방출하며, 이 항성풍들이 서로 충돌하여 충격파를 형성한다.

2. 1. 물리적 특징

이 성단 주변을 짙은 먼지가 두르고 있어 별에서 나오는 가시광선은 여기에 가려서 관측할 수 없다. 따라서 우리가 이 성단에 대해 현재 알고 있는 내용들은 엑스선, 적외선, 전파 영역으로 찾아낸 것이다. 성단의 반지름은 대충 1광년 정도이다. 성단 안에는 젊고 뜨거우며 아주 밝은 별이 150개 정도 있다.[1] 이 정도로 큰 별은 극도로 밝기 때문에 수백만 년 내로 중심핵에 있는 수소를 모두 태워 버린다.

성단 내 항성들은 각자가 빠른 속도의 항성풍을 방출하는데 이 항성풍끼리 충돌하여 충격파를 형성하고 있다.

2. 2. 항성풍과 충격파

이 성단 주변을 짙은 먼지가 두르고 있어 별에서 나오는 가시광선은 여기에 가려서 관측할 수 없다. 따라서 우리가 이 성단에 대해 현재 알고 있는 내용들은 엑스선, 적외선, 전파 영역으로 찾아낸 것이다. 성단의 반지름은 대충 1ly 정도이다. 성단 안에는 젊고 뜨거우며 아주 밝은 별이 150개 정도 있다.[1] 이 정도로 큰 별은 극도로 밝기 때문에 수백만 년 내로 중심핵에 있는 수소를 모두 태워 버린다.

성단 내 항성들은 각자가 빠른 속도의 항성풍을 방출하는데 이 항성풍끼리 충돌하여 충격파를 형성하고 있다.

3. 구성원의 질량

허블 우주 망원경이 촬영한 아치스 성단의 위색(僞色) 사진.


로체스터 공과대학교 천문학자 도널드 피저는 현시대 우주에서 항성이 유지 가능한 최대 질량을 태양의 150배로 추정했다.[2] 그러나 이후 다른 연구 결과에서 피저가 계산한 항성 질량은 당시 사용한 소광 법칙에 대해 매우 큰 민감도를 보였고, 다른 소광 법칙을 적용하자 항성 질량 상한선은 30%가 줄어들었다.[3]

3. 1. 최대 질량 논쟁

로체스터 공과대학교 천문학자 도널드 피저는 현시대 우주에서 항성이 유지 가능한 최대 질량은 태양의 150배라고 추정했다.[2] 그는 허블 우주 망원경으로 아치스 성단 내 약 1,000개 항성을 관측했는데, 통계적으로 태양 질량 150배 이상 천체가 여러 개 나올 것으로 추측했으나 임계질량을 넘는 경우는 한 개도 없었다. 그러나 이후 다른 연구 결과, 피저가 계산한 항성 질량은 당시 사용한 소광 법칙에 대해 매우 큰 민감도를 보였다. 다른 소광 법칙을 적용한 결과 항성 질량 상한선은 30%가 줄어들었기 때문이다(태양 질량 150배에서 100배까지 감소).[3]

3. 2. 질량 한계 연구

로체스터 공과대학 천문학자 도널드 피저는 현시대 우주에서 항성이 유지 가능한 최대 질량은 태양의 150배라고 추정했다.[2] 그는 허블 우주 망원경으로 아치스 성단 내 약 1,000개 항성을 관측했는데 통계적으로 태양 질량 150배 이상 천체가 여러 개 나올 것으로 추측했으나, 임계 질량을 넘는 경우는 한 개도 없었다. 그러나 이후 다른 연구 결과 피저가 계산한 항성 질량은 당시 사용한 소광 법칙에 대해 매우 큰 민감도를 보였다. 그 이유로 다른 소광 법칙을 적용한 결과 항성 질량 상한선은 30 퍼센트가 줄어들었기 때문이다.(태양 질량 150배에서 100배까지 감소)[3]

4. 주요 구성원

아치스 성단은 볼프-레이에별과 O형 항성을 포함한 매우 뜨겁고 밝은 별들로 구성되어 있다. 이 별들은 질량이 크고 수명이 짧아, 성단이 생성된 지 얼마 되지 않았음을 보여준다.[4][5][6][7][8] 성단의 주요 구성원에 대한 자세한 정보는 하위 섹션인 '항성 목록'에 표로 정리되어 있다.

4. 1. 항성 목록

주요 항성
항성
(B=블럼,[4] F=피저[5])		분광형[6]절대등급[6]표면온도[6] (K)질량[7]반지름[8]나이
(백만 년)
B1WN8-9h−10.131,70050 - 6032~1.8 - 2.5
F1WN8-9h−11.033,200101 - 11943~1.8 - 2.5
F2WN8-9h−10.233,50042 - 4930~1.8 - 2.5
F3WN8-9h−10.529,60052 - 6343~1.8 - 2.5
F4WN7-8h−11.036,80066 - 7635~1.8 - 2.5
F5WN8-9h−10.132,10031 - 3631~1.8 - 2.5
F6WN8-9h−11.133,900101 - 11944~1.8 - 2.5
F7WN8-9h−11.032,90086 - 10244~1.8 - 2.5
F8WN8-9h−10.532,90043 - 5135~1.8 - 2.5
F9WN8-9h−11.136,600111 - 13138~1.8 - 2.5
F10O4-6If+−10.132,20055 - 6924~1.8 - 2.5
F12WN7-8h−10.836,90070 - 8231~1.8 - 2.5
F14WN8-9h−10.234,50054 - 6528~1.8 - 2.5
F15O4-6If+−10.635,60080 - 9732~1.8 - 2.5
F16WN8-9h−10.032,20046 - 5629~1.8 - 2.5
F18O4-6I−10.436,90067 - 8226~1.8 - 2.5
F20O4-6I−10.038,20047 - 5721~1.8 - 2.5
F21O4-6I−10.135,50056 - 7025~1.8 - 2.5
F28O4-6I−10.139,60057 - 7223~1.8 - 2.5


참조

[1] 저널 The massive star initial mass function of the Arches cluster http://adsabs.harvar[...] 2014-12-05
[2] 뉴스 NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy http://www.nasa.gov/[...] NASA News 2006-08-04
[3] 저널 The Arches cluster out to its tidal radius: dynamical mass segregation and the effect of the extinction law on the stellar mass function http://adsabs.harvar[...] 2014-12-05
[4] 저널 2 Micron Narrowband Adaptive Optics Imaging in the Arches Cluster
[5] 저널 Massive Stars in the Arches Cluster https://archive.org/[...]
[6] 저널 The most massive stars in the Arches cluster
[7] 저널 The Eddington factor as the key to understand the winds of the most massive stars. Evidence for a Gamma-dependence of Wolf-Rayet type mass loss http://arxiv.org/abs[...]
[8] 웹사이트 http://pacrowther.st[...]


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