WOH G64

3. 물리적 특징

WOH G64는 극대거성으로, 태양 반지름의 1,540배로 측정되어 현재는 스티븐슨 2-18보다 작다.^[2] 만약 WOH G64를 태양계 중심에 위치시킨다면 항성 표면은 토성 궤도까지 미칠 것이다.

이 별의 주위에는 반지름이 최소 120 천문단위(AU) ~ 최대 30,000 AU에 이르는 도넛 모양의, 자신이 방출해 낸 두터운 가스 물질이 둘러싸고 있다.^[20] 이 가스 물질의 총 질량은 태양의 최소 3배에서 최대 9배에 이른다.^[20]

WOH G64의 정확한 물리적 특징은 측정 방법에 따라 다소 차이가 있으며, 불확실성이 존재한다.

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| 1730solar radius

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| 2009년 측정 (광학 및 근자외선 SED 스펙트럼 피팅)^[2]

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WOH G64는 수산화 라디칼(OH), 물(H₂O), 일산화 규소(SiO) 메이저 방출의 주요 원인으로 밝혀졌는데, 이는 OH/IR 초거성의 전형적인 특징이다.^[2] 특이한 스펙트럼의 성운 방출을 보이며, 뜨거운 가스는 질소가 풍부하고 별의 시선 속도보다 상당히 더 긍정적인 방사 속도를 가진다.^[2] 별의 대기는 중간 적외선 파장에서 강한 규산염 흡수 띠를 생성하고 있으며, 고도로 여기된 일산화 탄소로 인한 선 방출이 동반된다.^[15]

3. 1. 진화 단계

WOH G64의 분광형은 M5로 주어졌지만,^[2] 일반적으로 초거성에는 매우 드문 M7.5의 훨씬 더 차가운 분광형을 갖는 것으로 밝혀졌다.^[3] 이후 관측에서 이 별이 3,200,000에서 3,400,000 사이의 온도를 가진 M5–7.5 적색 초거성이었지만, 빠르게 진화하여 4,700,000의 온도에 도달하여 황색 초거성이 되었다는 것을 보여주었다.^[4][2]

WOH G64는 매우 밝은 M형 초거성으로 분류되었으며, 대마젤란 은하에서 가장 크고 가장 밝으며 가장 차가운 적색 초거성일 가능성이 높았다.^[2] 별의 온도와 광도의 조합은 헤르츠스프룽-러셀 도표의 오른쪽 위 모서리에 위치하게 했다. 별의 진화된 상태는 낮은 밀도, 높은 복사 압력, 열핵융합의 비교적 불투명한 생성물로 인해 더 이상 대기를 유지할 수 없음을 의미한다. 연간 에서 의 평균 질량 손실률을 보였는데, 이는 알려진 것 중 가장 높고 적색 초거성에게도 드물게 높다.^[11][12]

WOH G64의 매개변수는 불확실하다. 구형 껍질을 가정하는 분광 측정에 따르면, 이 별은 원래 490000L과 600000L 사이의 광도를 가졌으며, 초기 질량은 최소 40solar mass였고, 결과적으로 반경은 2575R과 3000R 사이의 더 큰 값을 가질 것으로 추정되었다.^[13] 2018년에 주변 먼지로부터 구면 대칭 복사를 가정한 측정에서는 432000L의 광도와 3,500,000의 유효 온도를 제시했다. 이는 1788R의 반경을 나타낸다.^[14]

VLT를 사용한 2007년 측정 결과 주변 토러스의 복사 전달 모델링을 기반으로 28200040000의 볼로미터 광도가 나타났으며, 이는 255의 초기 질량과 3,200,000의 유효 온도를 가정할 때 약 1730R의 반경을 나타낸다.^[4] 2009년, 레베스크는 광학 및 근자외선 SED의 스펙트럼 피팅을 통해 340025의 유효 온도를 계산했다. 이 새로운 온도와 Ohnaka 광도를 채택하면 오차 범위가 5% 또는 77R인 1540R의 반경이 나온다.^[2] 이러한 물리적 매개변수는 VY 카니스 마요리스와 같은 다른 곳에서 발견된 가장 큰 은하 적색 초거성 및 초거성과 가장 차갑고, 가장 밝고, 가장 큰 가능한 차가운 초거성에 대한 이론적 모델(예: 하야시 한계 또는 험프리스-데이비드슨 한계)과 일치한다.^[2][4] 먼지 토러스가 적외선 복사를 재지향하는 효과를 무시하면, 450000150000의 광도와 3,372,000 - 3,400,000의 유효 온도를 기반으로 1970R - 1990R의 추정치가 도출되었다.^[2]

WOH G64는 OH, , 및 메이저 방출의 주요 원인으로 밝혀졌는데, 이는 OH/IR 초거성의 전형적인 특징이다.^[2] 그것은 특이한 스펙트럼의 성운 방출을 보여준다. 뜨거운 가스는 질소가 풍부하고 별의 시선 속도보다 상당히 더 긍정적인 방사 속도를 가지고 있다.^[2] 별의 대기는 중간 적외선 파장에서 강한 규산염 흡수 띠를 생성하고 있으며, 고도로 여기된 일산화 탄소로 인한 선 방출이 동반된다.^[15]

3. 2. 질량 손실

WOH G64는 극대거성으로, 그 주위에는 자신이 방출한 가스 물질이 도넛 모양으로 둘러싸고 있다. 이 물질의 총 질량은 태양의 최소 3배에서 최대 9배에 이른다.^[20] 띠의 질량을 고려할 때, WOH G64는 원래 갖고 있던 질량의 10 ~ 40 퍼센트를 방출한 것으로 추정된다.^[19][20]

이 가스 물질의 존재는 독일본에 있는 막스 플랑크 전파천문학 재단과 유럽 남방 천문대의 공동 연구를 통해 발견되었다. 연구진은 8.2미터 망원경 두 개를 조합하여 간섭계처럼 사용하여 60미터 망원경 수준의 성능을 낼 수 있도록 만들었다. 향상된 관측 성능에 힘입어 WOH G64 주변에 가스의 띠가 존재함을 알게 되었다.^[20]

이 별은 초신성 폭발 직전에 있는 상태로 보이며, 최초 이 별의 질량은 태양의 40배 정도로 예상되었으나, 별 주위를 두르고 있는 가스가 구체 형태가 아닌 도넛 모양임이 밝혀지면서 더 많은 부위가 지구 관측자에게 직접 노출되어 있음을 알게 되었다. 노출도를 고려할 때 이 별의 표면 온도는 너무 낮았다. 따라서 온도에 입각하여 새로 계산한 별의 질량은 기존의 절반 정도인 태양의 20배 수준으로 수정되었다.^[20]

WOH G64는 연간 에서 의 평균 질량 손실률을 보였는데, 이는 알려진 것 중 가장 높고 적색 초거성에게도 드물게 높다.^[11][12]

3. 3. 광도 및 크기

WOH G64는 극대거성으로, 태양 반지름의 1,540배 크기로 측정되어, 이전까지 가장 큰 별로 알려졌던 스티븐슨 2-18보다는 작다.^[2] 만약 WOH G64를 태양계 중심에 놓는다면, 그 표면은 토성 궤도까지 이를 것이다.

이 별은 독일본에 있는 막스 플랑크 전파천문학 재단과 유럽 남방 천문대의 공동 연구를 통해 발견되었는데, 연구진은 8.2미터 망원경 두 개를 간섭계처럼 조합하여 60미터 망원경 수준의 성능을 구현했다. 이 관측으로 WOH G64 주변에 반지름이 최소 120 천문단위 ~ 최대 30,000 천문단위에 이르는 도넛 모양의 가스 물질이 둘러싸고 있음을 확인했다.^[20] 이 물질의 총 질량은 태양의 최소 3배에서 최대 9배에 이른다.^[20]

띠의 질량을 고려할 때, WOH G64는 원래 질량의 10 ~ 40%를 방출한 것으로 추정된다.^[19][20] 이 별은 초신성 폭발 직전 상태로 보이며, 초기 질량은 태양의 40배로 예상되었으나, 이후 별 주위 가스가 구체가 아닌 도넛 모양으로 분포함이 밝혀지면서, 별의 표면 온도가 너무 낮다는 사실이 드러났다. 따라서 온도를 기준으로 새로 계산한 별의 질량은 태양의 20배 수준으로 수정되었다.^[20]

WOH G64의 분광형은 M5로 주어졌지만,^[2] 일반적으로 초거성에서는 매우 드문 M7.5의 훨씬 더 차가운 분광형을 갖는 것으로 밝혀졌다.^[3] 이후 관측에서 이 별이 3,200,000에서 3,400,000 사이의 온도를 가진 M5–7.5 적색 초거성이었지만, 빠르게 진화하여 4,700,000의 온도에 도달하여 황색 초거성이 되었다는 것을 보여주었다.^[4][2]

WOH G64는 매우 밝은 M형 초거성으로 분류되었으며, 대마젤란 은하에서 가장 크고 가장 밝으며 가장 차가운 적색 초거성일 가능성이 높았다.^[2] 별의 진화된 상태는 낮은 밀도, 높은 복사 압력, 열핵융합의 비교적 불투명한 생성물로 인해 더 이상 대기를 유지할 수 없음을 의미한다. 연간 }}에서 }}의 평균 질량 손실률을 보였는데, 이는 알려진 것 중 가장 높고 적색 초거성에게도 드물게 높다.^[11][12]

WOH G64의 정확한 광도와 크기는 측정 방법에 따라 다소 차이가 있다.

측정 방법	광도 (L☉)	초기 질량 (M☉)	유효 온도 (K)	반지름 (R☉)
구형 껍질 가정 분광 측정[13]	490,000 ~ 600,000	40 이상	-	2,575 ~ 3,000
2018년 측정 (구면 대칭 복사 가정)[14]	432,000	-	3,500,000	1,788
2007년 측정 (VLT, 주변 토러스 복사 전달 모델링 기반)[4]	28200040000	25 ± 5	{{cvt|}

측정 방법	광도 (L☉)	초기 질량 (M☉)	유효 온도 (K)	반지름 (R☉)
구형 껍질 가정 분광 측정[13]	490,000 ~ 600,000	40 이상	-	2,575 ~ 3,000
2018년 측정 (구면 대칭 복사 가정)[14]	432,000	-	3,500	1,788
2007년 측정 (VLT, 주변 토러스 복사 전달 모델링 기반)[4]	282,000 ± 40,000	25 ± 5	3,200	1,730
2009년 측정 (광학 및 근자외선 SED 스펙트럼 피팅)[2]	-	-	3,400 ± 25	1,540 (오차 범위 5% 또는 77)
먼지 토러스 효과 무시[2]	450,000 ± 150,000	-	3,372 ~ 3,400	1,970 ~ 1,990

WOH G64는 OH, , 및 메이저 방출의 주요 원인이며, 이는 OH/IR 초거성의 전형적인 특징이다.^[2] 특이한 스펙트럼의 성운 방출을 보이며, 뜨거운 가스는 질소가 풍부하고 별의 시선 속도보다 상당히 더 긍정적인 방사 속도를 가진다.^[2] 별의 대기는 중간 적외선 파장에서 강한 규산염 흡수 띠를 생성하고 있으며, 고도로 여기된 일산화 탄소로 인한 선 방출이 동반된다.^[15]

4. 변광성

WOH G64는 가시광선 파장에서 약 800일을 주기로 밝기가 1등급 이상 규칙적으로 변한다.^[9] 이 별은 가시광선 파장에서 6등급 이상의 소광을 겪으며, 적외선 파장에서의 변동은 훨씬 작다.^[2] 미라 변광성 또는 장주기 변광성으로 묘사되어 왔으며, 이는 초거성보다는 점근 거성 (AGB별)일 것이다.^[10] 일부 스펙트럼 대역에서 밝기 변동이 다른 연구자들에 의해 확인되었지만, 실제 변광성 유형이 무엇인지는 불분명하다. 유의미한 스펙트럼 변동은 발견되지 않았다.^[2]

5. 동반성

2016년부터 WOH G64의 스펙트럼은 B[e]별과 황색 별의 특징을 모두 나타내는데, 이는 황색 초거성이 물질을 잃고 강착하는 B형 별 동반성에게로 물질을 잃는 거대한 공생 쌍성의 스펙트럼 신호로 해석된다. 주변의 뜨거운 먼지가 지속적으로 존재하고, 간섭 영상에서 초거성의 모습이 길쭉하게 나타나며, WOH G64가 적색 초거성 단계에서 벗어나는 동안 격렬한 폭발이 없었다는 점은 WOH G64의 쌍성 특성을 더욱 뒷받침한다.^[8] HR 5171의 상호작용 쌍성계는 WOH G64와 유사하다고 여겨지는데, 이 또한 B형 별 동반성을 가진 황색 초거성을 포함하고 있기 때문이다. WOH G64의 뜨거운 별 동반성의 존재는 2009년 Levesque 등이 처음 의심했는데, 이들은 늦은 O형 주계열성 동반성이 WOH G64의 주변 성운을 이온화하여 성운 방출선과 WOH G64의 스펙트럼 특징 간의 50 km/s 이동을 설명할 수 있다고 제안했다.^[2]

6. 화학적 조성

WOH G64는 매우 밝은 M형 초거성으로, 대마젤란 은하에서 가장 크고 밝으며 가장 차가운 적색 초거성일 가능성이 높았다.^[2] 분광형은 M5로 주어졌지만,^[2] 일반적으로 초거성에는 매우 드문 M7.5의 훨씬 더 차가운 분광형을 갖는 것으로 밝혀졌다.^[3] 이후 관측에서는 M5–7.5 적색 초거성이었지만, 빠르게 진화하여 황색 초거성이 되었다는 것을 보여주었다.^[4][2]

WOH G64는 OH, H₂O, SiO 메이저 방출의 주요 원인으로 밝혀졌는데, 이는 OH/IR 초거성의 전형적인 특징이다.^[2] 특이한 스펙트럼의 성운 방출을 보여주는데, 뜨거운 가스는 질소가 풍부하고 별의 시선 속도보다 상당히 더 긍정적인 방사 속도를 가지고 있다.^[2] 별의 대기는 중간 적외선 파장에서 강한 규산염 흡수 띠를 생성하고 있으며, 고도로 여기된 일산화 탄소로 인한 선 방출이 동반된다.^[15]

7. 거리

WOH G64는 지구로부터 약 50000pc 떨어져 있는 것으로 추정되는데, 이는 대마젤란 은하 내에 위치해 있기 때문이다.^[2] 가이아 데이터 릴리스 2에 따르면 WOH G64의 시차는 -0.2280±0.0625 mas이며, 음수 시차는 신뢰할 수 있는 거리를 제공하지 못한다.

참조

_[1] 논문 Multiwavelength Period-Luminosity and Period-Luminosity-Color Relations at Maximum Light for Mira Variables in the Magellanic Clouds
_[2] 논문 The Physical Properties of the Red Supergiant WOH G64: The Largest Star Known?
_[3] 논문 The luminosities of cool supergiants in the Magellanic Clouds, and the Humphreys–Davidson limit revisited
_[4] 논문 Resolving the dusty torus and the mystery surrounding LMC red supergiant WOH G64
_[5] 논문 The SAGE-Spec Spitzer Legacy program: the life-cycle of dust and gas in the Large Magellanic Cloud. Point source classification – III https://www.research[...] 2017-05-07
_[6] 논문 Supergiant and giant M type stars in the Large Magellanic Cloud.
_[7] 논문 Photometry and spectroscopy of stars in the region of a highly reddened cluster in ARA 1987
_[8] 논문 Imaging the innermost circumstellar environment of the red supergiant WOH G64 in the Large Magellanic Cloud 2024-11
_[9] 논문 The Properties of Long-Period Variables in the Large Magellanic Cloud from MACHO
_[10] 논문 The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. IV. Long-Period Variables in the Large Magellanic Cloud
_[11] 논문 The wind speeds, dust content, and mass-loss rates of evolved AGB and RSG stars at varying metallicity 2017-02
_[12] 논문 Properties of luminous red supergiant stars in the Magellanic Clouds
_[13] 논문 High-Resolution Imaging of Dust Shells by Using Keck Aperture Masking and the IOTA Interferometer
_[14] 논문 Luminosities and mass-loss rates of Local Group AGB stars and Red Supergiants 2018
_[15] 논문 The mass-loss rates of red supergiants at low metallicity: detection of rotational CO emission from two red supergiants in the Large Magellanic Cloud 2016-11-01
_[16] 논문 VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003)
_[17] 논문 The Physical Properties of the Red Supergiant Woh G64: The Largest Star Known?
_[18] 논문 Resolving the dusty torus and the mystery surrounding LMC red supergiant WOH G64
_[19] 웹인용 WOH G64 Is 2000X The Size Of Our Sun, But Still Half Of What Was Thought http://www.scientifi[...] 2008-05-27
_[20] 웹인용 Close-up of a dying heavyweight http://www.mpg.de/en[...] 2008-05-27