센타우루스자리 V766

3. 관측 역사

센타우루스자리 V766은 19세기에 처음으로 항성 목록에 등재되었으며, 1927년에는 이중성으로 분류되었다.^[18][27] 20세기 중반인 1956년에는 6.4등급, G5p 분광형의 심하게 적색화된 별로 기록되었고,^[19][28] 1966년에는 변광성으로 언급되었다.^[20] 1971년, 센타우루스자리 V766 A는 G8 초거성으로 확인되었으며, 성간 소광과 별 주위 물질에 의한 소광으로 인해 붉게 보였다.^[11] 1979년에는 절대 시각 등급이 −9.2로 매우 밝은 별 중 하나로 밝혀졌다.^[9] 이후 분광형은 K0 0-Ia로 조정되었다.^[21]

1973년, 센타우루스자리 V766은 공식적으로 변광성으로 인정받았다.^[22][30] 이 별은 밝기와 분광형이 430일에서 494일 주기로 변동하며, 표면 온도는 4,000K에서 5,000K 사이에서 변화하는 것으로 계산되었다.^[23]

4. 거리

(ESO/디지털화된 하늘 탐사 2)]]

센타우루스자리 V766(HR 5171)은 HII 영역 곰 48d(Gum 48d)의 중심 근처에 나타나며, 별과 성운 모두 지구에서 약 4,000 파섹(4 kpc) 떨어진 센타우루스자리 나선 팔에 위치하는 유사한 공간 운동을 보인다.^[13] 이는 지구에서 3.2 kpc에서 5.5 kpc 사이의 거리에 있는 광범위한 분자 구름 복합체의 일부인 것으로 보인다. 곰 48d는 수백만 년 전 HR 5171 항성계의 별들을 포함한 하나 또는 두 개의 O형 별에 의해 이온화된 것으로 추정된다. 곰 48d의 나이는 350만 년 또는 400만년으로 계산되었으며, 이는 가장 오래된 HII 영역 중 하나이다.^[13]

HR 5171B의 추정 광도를 기반으로 한 초기 계산은 3.2 kpc의 거리와 3.2 등급의 성간 소광을 제시했다. HR 5171A와 마젤란 은하의 유사한 별들을 비교하면 3.7 kpc의 거리가 나타난다. 이러한 계산을 바탕으로 평균 3.6 kpc의 거리가 널리 받아들여지고 있다.^[11][5]

곰 48d는 RCW 80으로도 분류되지만, 이 명칭은 때때로 겹쳐 보이는 더 먼 초신성 잔해 G309.2-00.6에 사용되기도 한다.^[5] 산개 성단 NGC 5281은 센타우루스자리 V766에서 19' 떨어져 있지만, 지구에서 약 1,200 파섹 떨어져 있어 배경에 투영된 것이다.^[24][31]

5. 스펙트럼

HR 5171의 스펙트럼은 밝은 황색 별과 뜨거운 청색 초거성으로 쉽게 분리된다. 세 번째 구성 요소인 HR 5171Ab는 분해되지 않으며, 분광형은 불확실하다.^[21] 두 별 모두 먼지 소멸로 인해 3~4등급의 적색화를 보인다.^[11][5]

황색 별은 K0 0-Ia형 별의 분광 표준으로 정의되었다.^[21] 이 별은 늦은 G형 또는 초기 K형 초거성의 일반적인 특징을 보이지만, 몇 가지 특이성을 지닌다. 높은 광도는 421.5 nm CN 흡수선의 강도와 적외선 산소 삼중선의 존재로 나타난다. 또한, 이 별은 큰 적외선 과잉과 예외적으로 강한 규산염 흡수를 보이는데, 이 두 가지는 별에서 방출된 물질에서 응축된 먼지 껍질에 의해 발생한다.^[11] 383.8 nm 근처의 특이한 청색 과잉은 다환 방향족 탄화수소 (PAH) 발광 때문일 수 있다.^[5] 스펙트럼은 별의 확장된 대기의 영향을 크게 받으며, 별의 바람에서 강한 방출선이 형성되고, 연속체는 광구의 날카로운 표면이 아닌 확장된 영역에서 형성된다. 이 별은 실제로 별의 진정한 표면을 숨기는 의사 광구를 가지고 있다.^[1]

청색 동반성은 B0 Ibp로 분류되었으며, 보통의 광도를 가진 뜨거운 초거성이다. 분광 특이성 코드는 이 별의 흡수선이 해당 유형의 별에 비해 덜 날카롭다는 것을 나타낸다.^[11]

5. 1. 센타우루스자리 V766 A

5. 2. 센타우루스자리 V766 B

5. 3. 센타우루스자리 V766 Ab

6. 변광성

센타우루스자리 V766은 밝기와 색지수가 불규칙하게 변화하는 변광성이다.^[4] 이러한 변화는 주성인 센타우루스자리 V766 A의 물리적 변화, 주변 외피의 변화, 그리고 두 동반성 사이의 식 현상으로 인해 발생한다.^[1] 주성과 부성의 식 현상은 각각 0.21등급과 0.14등급의 밝기 감소를 일으킨다.^[1] 광도 곡선은 거의 지속적인 변화를 보이지만, 부성이 주성 앞을 통과할 때 뚜렷한 평평한 바닥을 나타낸다.^[1] 이는 궤도가 지구에서 보았을 때 거의 측면(에지 온)에 가깝고, 부성(센타우루스자리 V766 Ab)이 주성(센타우루스자리 V766 Aa)보다 온도가 높다는 것을 의미한다.^[1]

20세기 중반부터 2013년까지 이 시스템은 평균 6.54등급의 밝기와 0.23등급의 변동을 보였다.^[1] 1975년, 1993년, 2000년에는 7등급 이하로 떨어지는 깊은 최저점이 관찰되었다.^[1] 이러한 최저점에서의 색상 변화는 냉각 또는 주변 외피의 재활용의 결과로 시각에서 적외선으로의 광도 이동을 시사한다.^[1] 깊은 최저점 이후에는 더 작은 밝기 피크가 관찰되며, 2000년 이후 밝기 변동이 더 강해졌다.^[1]

B-V 색지수는 1942년부터 1982년까지 1.8에서 2.6으로 꾸준히 증가한 후 거의 일정하게 유지되고 있다.^[1] 이는 겉보기 등급 변화와 무관하며, 별 자체가 변화하고 있음을 나타낸다. 가장 가능성 있는 변화는 극대거성이 냉각되고 크기가 증가한 것이다.^[1]

변광은 불규칙하지만, 히파르코스 위성의 광도 측정에서 657일의 강한 주기가 감지되었다.^[1] 최근의 변동에서는 약 3,300일의 주기가 가장 강하게 나타났으며, 1,304일마다 두 번 일어나는 식 현상과 관련된 주기도 관측되었다.^[1] 센타우루스자리 V766은 변광성 총목록에 S 도라다스 변광성(고광도청색변광성) 및 식 변광성으로 분류되어 있다.^[4]

7. 물리적 특성

센타우루스자리 V766 A의 각지름은 초거대 망원경 VLT로 세 번 측정되었으며, 두 번은 AMBER 간섭계로, 한 번은 PIONIER 간섭계로 측정되었다.^[1][12][14] 모든 측정에서 각지름은 약 3.3~4.1 밀리초였으며, 지구로부터의 거리를 3,600 파섹으로 가정하면 크기가 1,000 태양 반지름을 훨씬 넘는다는 예상보다 훨씬 큰 결과를 얻었다.

2012년 3월 가장 초기의 AMBER 간섭계는 특정 범위의 파장의 적외선을 관측했다. 이를 기반으로 한 HR 5171의 모델 중 가장 잘 맞는 것은, 주성이 선명하고 균일한 원반이고, 그 주위를 희미하게 퍼진 외피가 감싸며, 주성의 가장자리에는 작은 빛점(반성)이 부착되어 있는 모델이다. HR 5171 Aa를 둘러싸고 있으며 거대한 유사 광구를 형성하고 있는 원반을 포함한 각지름은 3.39 밀리초로, 이는 태양 반지름의 1,315 ± 260 배(9억 1,500만 ± 1억 8,100만 km, 6.12 ± 1.21 au)에 해당한다.^[1] 2014년 4월에 K 밴드를 이용한 AMBER 간섭계를 사용한 두 번째 관측이 이루어졌다. 균일한 원반 모델에서의 최적 해와 모델 대기에서의 로스랜드 반지름(Rosseland radius)의 각지름은 각각 3.87 밀리초와 3.86 밀리초로 거의 동일했으며, 태양 반지름의 1,492 ± 540 배(6.94 ± 2.51 au)에 해당한다고 했다.^[12] 2016년부터 2017년 사이에 6개의 서로 다른 적외선 파장을 사용하여 PIONIER 간섭계로 관측이 이루어졌다. 이때 개구 합성 기법이 궤도 상의 연성계의 세 가지 상태의 이미지를 촬영하기 위해 사용되었다. 촬영된 이미지 중 두 개에서는 Ab가 Aa의 전방에 보이지만, B는 A계의 후방에 있을 것으로 예측되었기 때문에 관측할 수 없었다. 퍼져 있는 균일한 원반으로 둘러싸인 항성 대기로 모델화된, HR 5171 A의 광구의 각지름은 3.3~4.8 밀리초 사이인 것으로 밝혀졌다. 이로 인해 전체적으로 Aa와 Ab의 반지름은 각각 태양의 1,575 ± 400 배(7.32 ± 1.86 au)와 650 ± 150 배(3.02 ± 0.70 au)로 계산되었다.^[14] 반지름은 통계적으로 서로 일치하지만, 이 크기는 황색 초거성이라기보다는 극단적인 적색 초거성에 가깝다. 이것이 연성 간의 상호 작용에 의한 것인지, 비정상적으로 붉은 스펙트럼의 오해석에 의한 것인지는 불분명하다.^[1]

지구로부터의 거리를 3,700 파섹, 성간 감광으로 인해 겉보기 밝기가 3.2 등급 감소했다고 가정하고, 스펙트럼 에너지 분포로부터 광도를 계산하면, HR 5171 Aa의 광도는 630,000 태양 광도가 된다.^[9] 이것은 예상되는 모든 적색 초거성보다 훨씬 밝고, 황색 초거성에서도 극단적인 밝기이다.^[5] 적외선 스펙트럼과의 일치로부터 도출되는 유효 표면 온도는 5,000 K이며,^[1] 태양의 1,490 배의 반지름과 630,000 배의 광도로부터 계산되는 표면 온도는 4,290 ± 760 K이다.^[12]

반성 HR 5171 Ab는 Aa의 약 3분의 1 크기와 거의 같은 표면 온도를 가진 밝은 황색 별이다. 식의 시 광도 곡선의 형태로부터, Ab는 Aa의 12% 밝기이며, 표면 온도는 약간 Aa보다 높다고 한다. 질량은 Aa와 비교하면 훨씬 작고, 약 10분의 1로 추정된다. 정확한 특성에 대해서는, Ab를 거대한 Aa와 분리하여 관측하는 것이 거의 불가능하며, 스펙트럼도 구별할 수 없기 때문에, 모델로부터 예측할 수 밖에 없다.^[1]

고온의 반성 HR 5171 B는 태양의 316,000 배의 밝기를 가진 B0^영어 초거성이다.^[7] 복사 광도는 HR 5171 A의 약 절반이지만, 그 복사의 대부분은 자외선이기 때문에, HR 5171 A보다 3 등급 어둡다.

7. 1. 센타우루스자리 V766 A

7. 2. 센타우루스자리 V766 Ab

7. 3. 센타우루스자리 V766 B

8. 진화

센타우루스자리 V766 A의 진화 과정은 특이한 물리적 특성과 쌍성계의 존재로 인해 복잡하고 불확실하다.^[12][1] 주성 A는 원래 태양 질량의 32~40배에 달하는 무거운 별이었을 것으로 추정되며, 현재는 적색 초거성 단계를 지나 더 뜨거운 상태로 진화하고 있을 가능성이 있다.^[12] 주성 A는 바람 로슈 로브 오버플로(WRLOF) 현상을 겪으며 물질의 일부를 동반성 Ab로 이동시키고 있을 수 있다.^[1] 이는 주성 A가 벗겨진 외피 울프-레이에 쌍성계로 진화할 수 있는 경로를 제시한다.^[1] 주성과 동반성 사이의 상호작용은 주성의 자전을 가속화시켜, 빠르게 회전하는 광도 청색 변광성 또는 B[e] 별로 진화할 가능성도 있다.^[1] 이러한 별들은 적색 초거성 단계에서 II-P형 초신성을 생성하기에는 너무 질량이 크며, 더 높은 온도로 진화하여 다른 유형의 초신성 폭발을 일으킬 가능성이 높다.^[12]

9. 사진첩

참조

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_[2] 논문 The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars
_[3] 논문 The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars
_[4] 논문 VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)
_[5] 논문 An early detection of blue luminescence by neutral PAHs in the direction of the yellow hypergiant HR 5171A?
_[6] 논문 Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system
_[7] 논문 Pulsations, eruptions, and evolution of four yellow hypergiants
_[8] Gaia DR3
_[9] 논문 Studies of luminous stars in nearby galaxies. I. Supergiants and O stars in the Milky Way
_[10] Gaia DR3
_[11] 논문 High-luminosity G supergiants
_[12] 논문 VLTI/AMBER spectro-interferometry of the late-type supergiants V766 Cen (=HR 5171 A), σ Oph, BM Sco, and HD 206859
_[13] 논문 Gum 48d: An Evolved H II Region with Ongoing Star Formation
_[14] 논문 Multi-epoch VLTI-PIONIER imaging of the supergiant V766 Cen: Image of the close companion in front of the primary 2017-09-28
_[15] 웹사이트 V766 Centauri http://stars.astro.i[...] 2015-11-21
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_[18] 논문 Southern double star catalogue -19 deg. To -90 deg
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