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WR 102ka

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목차

1. 개요

WR 102ka는 우리 은하 중심 근처에 위치한 극도로 밝은 별로, 가시광선으로 관측이 어려워 적외선 관측을 통해 발견되었다. 2002년과 2003년에 적외선 조사를 통해 목록화되었으며, 분광형 WN10의 볼프-레이에별 또는 밝은 청색 변광성으로 추정된다. 스피처 우주 망원경 관측을 통해 태양 광도의 약 320만 배에 달하는 광도와 태양 질량의 약 150배에 달하는 초기 질량을 가진 것으로 밝혀졌다. WR 102ka는 주변에 먼지가 풍부한 성운을 가지고 있으며, 향후 수백만 년 내에 초신성 또는 극초신성으로 폭발할 가능성이 있다.

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WR 102ka
기본 정보
스피처 우주망원경이 발견한 작약성운
NASA의 스피처 우주망원경이 발견한 작약성운, 이 3색 적외선 합성 사진은 파란색의 3.6마이크로미터 파장대, 녹색의 8마이크로미터 파장대, 빨간색의 24마이크로미터 파장대로 구성된다. 작약성운은 작약성운 별을 둘러싸고 있는 흰색 원 안팎의 붉은 먼지 구름이다.
명칭
다른 이름작약 별, 작약성운 별, WR 102ka, 2MASS J17461811-2901366, ISOGAL-P J174618.2-290136, MSX6C G000.0003-00.1743
별자리궁수자리
관측 정보
J 등급13.0
H 등급10.3
K 등급8.8
J-H 색지수2.7
J-K 색지수4.2
시선 속도60 km/s
거리26,000 광년 (8,000 파섹)
특징
분광형Ofpe/WN9
종류빗금표 항성
질량~100 태양질량
반지름92 태양반지름
광도2,950,000 태양광도
표면 온도25,100 켈빈
나이~2 백만 년
기타
SIMBADWR102ka

2. 발견

WR 102ka는 은하중심 근처에 위치하고 있어, 두꺼운 먼지 때문에 가시광선 영역에서는 관측이 불가능하다. 따라서 먼지를 투과할 수 있는 긴 파장의 적외선으로 관측해야만 한다.

이 별은 2MASS, ISOGAL 등 여러 적외선 탐사를 통해 존재가 알려졌으며, 이후 세로 톨로 범미주 천문대, 라 실라 천문대 등의 망원경을 이용한 분광 관측을 통해 볼프-레이에별의 일종임이 밝혀졌다. 일부 연구에서는 밝은 청색변광성일 가능성도 제기되었다.

2005년 스피처 우주망원경에 의한 상세한 적외선 관측이 이루어지면서, 이 천체의 구체적인 물리적 특성을 연구할 수 있는 중요한 데이터가 확보되었다.

2. 1. 초기 관측

WR 102ka는 은하중심 근처에 위치하고 있어, 두꺼운 먼지 때문에 가시광선 영역에서는 관측이 거의 불가능하다. 따라서 먼지를 투과할 수 있는 긴 파장의 적외선을 이용하여 관측해야 한다.

WR 102ka는 세로 톨로 범미주 천문대에서 1996년부터 2000년까지 수행된 적외선 전천 탐사 이미지 분석 과정에서 처음 주목받았다. 은하 중심 부근의 휘선성 후보로 좁혀진 후, 2000년과 2002년에 라 실라 천문대의 신기술 망원경과 세로 톨로의 4m 망원경을 이용한 분광 관측을 통해 볼프-레이에별임이 확인되었다. 이 별은 그 이전부터 2MASS (Two-Micron All Sky Survey)의 근적외선 탐사(J, H, Ks 밴드) 와 ISOGAL의 젊은 항성체 후보 탐사(7 μm, 15 μm) 등 여러 적외선 탐사 목록에 포함되어 있었다.

특히 2002년과 2003년에 이루어진 협대역 적외선 관측 결과, 약 2 μm 부근의 여러 스펙트럼 특징을 통해 WR 102ka는 분광형 WN10으로 분류될 가능성이 있는 볼프-레이에별로 추정되었다. 또한, 밝은 청색변광성일 가능성도 제기되었다.

2. 2. 스피처 우주망원경 관측

WR 102ka는 은하중심 근처에 위치하여 가시광선으로는 두꺼운 먼지에 가려져 관측이 불가능하며, 먼지를 투과할 수 있는 장파장 적외선으로 관측해야 한다. 이 별은 2002년과 2003년 2MASS (1.2 μm, 1.58 μm, 2.2 μm의 근적외선 J, H, Ks 밴드) 및 ISOGAL (7 μm, 15 μm) 적외선 탐사를 통해 목록화되었다. 초기 협대역 적외선 관측 결과, 2 μm 부근의 스펙트럼 특징을 통해 WR 102ka는 WN10 분광형의 볼프-레이에별일 가능성이 제기되었으며, 밝은 청색변광성일 가능성도 제시되었다.

스피처 우주망원경은 2005년 4월 20일에 3.6 μm, 8 μm, 24 μm 파장에서 WR 102ka를 관측했다. 이 관측을 통해 이 극도로 밝은 천체의 물리적 특성을 처음으로 신뢰성 있게 계산할 수 있게 되었다.

3. 명칭

WR 102ka라는 명칭은 은하계 내 볼프-레이에 별을 정리한 '반 데르 후흐트'의 천체 목록 제7판의 명명 규칙을 따른다. 이 규칙은 목록 제6판에서 WR 1부터 WR 158까지 적경 순으로 부여한 명칭을 변경하지 않고, 새롭게 발견된 볼프-레이에 별을 적경을 기준으로 제6판의 목록에 삽입하며, 추가된 별에는 적경 순서대로 알파벳 소문자 "a"부터 접미사를 추가하는 방식이다. WR 102ka는 이 별의 적경이 목록 제7판에 수록된 WR 102k와 WR 102l 사이에 있음을 의미한다.

4. 특징

WR 102ka는 천구면에 투영했을 때 궁수자리 A*로부터 약 62 광년 (19 파섹) 떨어진 은하계 중심 근처에 위치하는 것으로 계산된다.

4. 1. 광도 및 질량

스피처 우주 망원경을 이용한 근적외선 및 중간 적외선 관측 결과, WR 102ka의 광도는 태양 광도의 약 320만 배에 달하는 것으로 추정된다. 이는 우리 은하에서 알려진 별들 중 용골자리 η별에 이어 두 번째로 높은 수준이다. 하지만 두 별 모두 정확한 광도 측정에는 불확실성이 있어, WR 102ka가 용골자리 η별과 비슷한 수준의 광도를 가질 가능성도 있다.

WR 102ka는 매우 무거운 별로, 초기 질량은 태양 질량의 약 150배, 현재 질량은 태양의 약 100배에 이를 것으로 예상된다.

4. 2. 별 주위 환경

중간 적외선 스펙트럼에서는 먼지가 풍부한 성운에서 방출되는 적외선 초과가 뚜렷하게 나타난다. 이는 WN형 울프-레이에 별에서 별 주위 먼지의 증거가 발견된 첫 번째 사례이다. 이 먼지 껍질의 안쪽 반지름은 별 자체 반지름의 약 1,000배로 추정된다. 또한 수소 분자의 순수한 회전 전이에 의한 휘선도 감지되었는데, 이는 진화가 상당히 진행된 거대 질량 별에서 감지된 첫 번째 사례이기도 하다. 따뜻한 수소 분자에서 나오는 방출은 별 주위 물질이 중심별의 복사 에너지에 의해 광해리되는 영역과 관련이 있으며, 그 안쪽은 H II 영역으로 여겨진다. 이를 통해 추정되는 WR 102ka 주변 H II 영역의 반지름은 대략 몇 파섹 정도로, 일반적으로 진화된 뜨거운 별 주변에서 발견되는 H II 영역보다 훨씬 작다. 이는 WR 102ka가 성간 물질의 밀도와 압력이 모두 높은 영역에 위치하고 있음을 시사한다. 중간 적외선 이미지에서는 WR 102ka를 둘러싼 성운이 직접 관측되었으며, 그 모습 때문에 "목단 성운"이라는 별명이 붙었다.

4. 3. 변광성

은하 중심 부근에서 장주기 변광성을 찾는 천체 관측을 통해 WR 102ka에서는 근적외선에서 0.1에서 0.2 등급의 변광도 감지되었다.

5. 우리 은하의 다른 밝은 항성들

WR 102ka 외에도 우리 은하에는 매우 밝은 항성들이 존재한다. 예를 들어, WR 25는 WR 102ka보다 더 밝을 수 있으며,[20][2] 19세기에 잠시 매우 밝았던 용골자리 에타 역시 WR 102ka보다 약간 더 밝을 것으로 보이지만 쌍성계로 확인되었다.[20][3] 최근 발견된 피스톨별 또한 WR 102ka와 견줄 만한 밝기를 가진 별이다.[21][3]

이러한 극도로 밝은 별들(피스톨별, 용골자리 에타, WR 102ka 등)의 정확한 광도를 측정하는 데에는 공통적인 어려움이 따른다. 별들 앞에 놓인 성간 먼지가 빛을 상당 부분 가리기 때문에, 관측된 겉보기 밝기로부터 실제 총 복사 에너지(복사 광도)를 추정하기 위해서는 먼지에 의한 감광 효과를 보정해야 한다.[22][4]

용골자리 에타와 WR 102ka는 모두 앞으로 수백만 년 안에 초신성 또는 극초신성(하이퍼노바)으로 폭발할 가능성이 있는 것으로 여겨진다.[23][5][20][2] 이처럼 매우 무겁고 밝은 별들은 형성 초기에 가졌던 질량의 상당 부분을 밀도 높은 거대 항성풍을 통해 우주 공간으로 방출하는 공통적인 특징을 보인다.[24][6][20][2]

5. 1. 용골자리 에타

19세기에 잠시 하늘에서 두 번째로 밝았던 별 용골자리 에타는 WR 102ka보다 약간 더 밝을 것으로 추정되지만, 쌍성계로 알려져 있다.[20][3] 용골자리 에타는 1830년대에서 1840년대 사이에 유사 초신성과 같은 폭발을 겪었으며, 이때 허블 우주망원경으로 관측된 돌출부(엽)가 생성되었다.[21][3] 이는 피스톨별의 성운 형성 과정과 유사한 점이 있다.

피스톨별, 용골자리 에타, WR 102ka의 광도는 모두 전경의 은하 먼지에 의해 심하게 가려져 있어 정확한 측정이 다소 불확실하다. 따라서 총 복사 에너지, 즉 복사 광도를 추정하기 위해서는 겉보기 밝기에 미치는 먼지의 영향을 보정해야 한다.[22][4] 스피처 우주 망원경을 이용한 관측 결과, WR 102ka의 광도는 태양 광도의 약 320만 배로 추정되었는데, 이는 우리 은하 내에서 용골자리 에타 다음으로 밝은 수준일 수 있다. 그러나 두 별 모두 정확한 광도 측정이 어려워, WR 102ka가 용골자리 에타와 비슷한 광도를 가질 가능성도 배제할 수 없다.

용골자리 에타와 WR 102ka는 모두 앞으로 수백만 년 안에 초신성 또는 극초신성으로 폭발할 가능성이 있는 것으로 여겨진다.[23][5][20][2] 매우 무겁고 밝은 별들의 일반적인 특징처럼, 용골자리 에타와 WR 102ka 모두 형성 초기에 가졌던 질량의 상당 부분을 밀도 높은 거대 항성풍의 형태로 우주 공간으로 방출했다.[24][6][20][2]

5. 2. 피스톨별

최근 발견된 매우 밝은 별 중 하나인 피스톨별은 WR 102ka와 유사한 밝기를 가진 천체이다. 이 별의 이름은 자신이 속한 성운의 독특한 모양에서 유래했는데, 이 성운은 강력한 항성풍을 통한 막대한 질량 손실 과정에서 형성된 것으로 추정된다.[21][3] 또한, 1830년대에서 1840년대 사이에 용골자리 에타가 겪었던 폭발과 유사하게, 피스톨별 역시 과거에 '미니 초신성'과 같은 유사 초신성 폭발을 경험했을 가능성이 제기된다. 당시 용골자리 에타의 폭발은 허블 우주망원경으로 관측된 특징적인 돌출부(엽)를 만들어낸 바 있다.[21][3]

피스톨별을 비롯하여 용골자리 에타, WR 102ka와 같은 별들의 정확한 광도를 측정하는 데에는 어려움이 따른다. 이는 별과 관측자 사이에 존재하는 성간 먼지가 별빛을 심하게 가리기 때문이며, 이로 인해 겉보기 밝기가 실제보다 어둡게 보인다. 따라서 이들 별의 총 복사 에너지, 즉 복사 광도(볼로미터 광도)를 정확히 추정하기 위해서는 관측된 겉보기 밝기에서 성간 먼지에 의한 감광 효과를 먼저 보정하는 과정이 필수적이다.[22][4]

5. 3. 기타 밝은 별

WR 25는 WR 102ka보다 더 밝을 가능성이 있는 별이다.[20][2] 또한 19세기에 몇 년 동안 하늘에서 두 번째로 밝았던 용골자리 에타 역시 WR 102ka보다 약간 더 밝아 보이지만, 이 별은 쌍성계로 알려져 있다.[20][2] 최근에 발견된 피스톨별도 매우 밝은 별 중 하나인데, 이 이름은 주변 성운의 모양에서 유래했다. 이 성운은 강력한 항성풍을 통한 막대한 질량 손실 과정에서 생성된 것으로 추정되며, 이는 1830년대-1840년대 용골자리 에타가 겪었던 유사 초신성 폭발과 비슷할 수 있다. 당시 용골자리 에타의 폭발은 허블 우주망원경으로 관측된 돌출부를 만들었다.[21][3]

WR 102ka, 용골자리 에타, 피스톨별과 같은 별들의 정확한 광도는 측정하기 어렵다. 그 이유는 별들 앞에 놓인 은하 먼지가 빛을 상당 부분 가리기 때문이다. 따라서 이 별들의 실제 총 복사 에너지, 즉 복사 광도를 추정하기 위해서는 겉보기 밝기에 영향을 미치는 먼지의 효과를 먼저 보정해야 한다.[22][4]

용골자리 에타와 WR 102ka는 모두 앞으로 수백만 년 안에 초신성 또는 극초신성(하이퍼노바)으로 폭발할 가능성이 있는 것으로 여겨진다.[23][20][5][2] 이처럼 극도로 거대하고 밝은 별들은 일반적으로 형성 초기에 가졌던 질량의 상당 부분을 밀도 높고 거대한 항성풍의 형태로 우주 공간으로 방출하는 특징을 보인다.[24][20][6][2]

참조

[1] 논문 The Wolf-Rayet stars WR102c and 102ka and their isolation https://ui.adsabs.ha[...] 2015-01-01
[2] 웹사이트 WR 102ka – a Blue Supergiant Star - Assignment Point https://www.assignme[...] 2022-03-08
[3] 웹사이트 Hubble Captures the Galaxy's Biggest Ongoing Stellar Fireworks Show http://www.nasa.gov/[...] 2019-07-01
[4] 논문 1962IAUS...15..347Z Page 347 https://adsabs.harva[...] 2022-03-08
[5] 웹사이트 Eta Carinae's epic supernova explosion comes to life in new visualization https://www.space.co[...] 2022-01-26
[6] 웹사이트 The turbulent heart of Eta Carinae https://www.mpg.de/1[...] 2022-03-08
[7] 간행물 WR 102ka -- Wolf-Rayet Star https://simbad.u-str[...] CDS 2019-05-18
[8] 웹사이트 Brightest Star in the Galaxy has New Competition http://www.spitzer.c[...] JPL-Caltech 2008-07-15
[9] 간행물 One of the most massive stars in the Galaxy may have formed in isolation 2013-12
[10] 간행물 Results from a near infrared search for emission-line stars in the Inner Galaxy: Spectra of new Wolf-Rayet stars 2003-09
[11] 간행물 The VIIth catalogue of galactic Wolf-Rayet stars 2001-02
[12] 간행물 New Galactic Wolf-Rayet stars, and candidates. An annex to The VIIth Catalogue of Galactic Wolf-Rayet Stars 2006-11
[13] 간행물 The distance to the center of the Galaxy 1993
[14] 간행물 Two extremely luminous WN stars in the Galactic center with circumstellar emission from dust and gas 2008-08
[15] 간행물 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources 2003-06
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[18] 간행물 A near-infrared survey of Miras and the distance to the Galactic Centre 2009-11
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[24] 웹인용 The turbulent heart of Eta Carinae https://www.mpg.de/1[...] 2022-03-08


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