돛자리 람다
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1. 개요
돛자리 람다는 바이어 명명법에 따른 항성 명칭으로, 전통적으로 수하일 알 와즌으로 불렸으며, 현재는 '수하일'이라는 고유 명칭을 사용한다. 이 별은 K형 항성으로 오렌지색 빛을 내며, 겉보기 등급이 변하는 느린 불규칙 변광성이다. 태양 질량의 약 7배에 달하며, 진화가 진행되어 중심핵에서 수소를 소진한 상태이다. 돛자리 람다는 점근거성가지 항성 단계에 있거나 접근 중이며, 항성 자기장을 가지고 있다. 중간 질량 항성 중 상한선에 해당하며, 행성상성운과 백색왜성으로 진화하거나 II형 초신성이 될 가능성이 있다.
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| 돛자리 람다 | |
|---|---|
| 위치 | |
| 명칭 | |
| 이름 | 람다 벨로룸 |
| 별칭 | 알수하일, 알 수하일 알 와즌, 수하일, 알 수칼 |
| 로마자 표기 | Lambda Velorum (Suhail) |
| 관측 정보 | |
| 별자리 | 돛자리 |
| 적경 (J2000.0) | 09시 07분 59.75787초 |
| 적위 (J2000.0) | -43° 25' 57.3273" |
| 겉보기 등급 | 2.21 (2.14–2.30, 변광) |
| 특징 | |
| 분광형 | K4 Ib |
| B-V 색지수 | +1.65 |
| U-B 색지수 | +1.80 |
| 변광성 유형 | LC |
| 고유 운동 | |
| 시선 속도 | +18.4 km/s |
| 적경 고유 운동 | -24.01 mas/yr |
| 적위 고유 운동 | +13.52 mas/yr |
| 연주 시차 | 5.99 ± 0.11 mas |
| 절대 등급 | -3.99 |
| 물리적 특징 | |
| 질량 | 7.0 ± 1.5 태양 질량 |
| 반지름 | 211 태양 반지름 |
| 표면 중력 | 0.64 |
| 중원소 함량 | +0.06 |
| 나이 | 3160만 ± 170만 년 |
| 광도 | 8,300 태양 광도 |
| 표면 온도 | 3,835 K |
| 자전 속도 | 5.6 km/s |
| 식별 정보 | |
| 기타 명칭 | CD−42°4990, FK5 345, HD 78647, HIP 44816, HR 3634, SAO 220878 |
2. 명칭
'''돛자리 람다'''는 바이어 명명법에 따른 학명으로 '''λ Velorum''' (약칭 '''λ Vel''')이다.
돛자리 람다는 분광형 K4 Ib로 분류되는, 상대적으로 광도가 낮은 적색 초거성이다. K형 항성 특유의 오렌지색 빛을 띤다. 질량은 태양 질량의 약 7배이며, 나이는 약 3,200만 년으로 추정된다.
전통적인 아랍어 명칭은 سهيل الوزن|수하일 알 와즌ar (Suhail al Wazn)이었으며, 이는 '명료하고 중요한 것' 또는 '명료한 무게'를 의미한다.[1] 근대에 들어 항해별로 사용되면서 '''수하일'''(Suhail)로 축약되어 불렸다. 하지만 '수하일'(아랍 남성 이름으로 흔함)이라는 이름은 전통적으로 최소 세 개의 다른 밝은 별에도 사용되었는데, 카노푸스, 돛자리 감마(알 수하일 알 물리프), 고물자리 제타(수하일 하다르)가 그것이다.
이러한 혼동을 정리하기 위해 2016년 국제천문연맹(IAU) 산하 항성명칭 워킹그룹(WGSN)은 별들의 고유 명칭을 목록화하고 표준화하는 작업을 진행했다. WGSN은 2016년 8월 21일 돛자리 람다의 공식 고유 명칭으로 '''수하일'''(Suhail)을 최종 승인했으며, 이 이름은 현재 IAU 항성명칭목록에 등재되어 있다.[4] 참고로 카노푸스는 기존 명칭 그대로 공식 인정되었고, 고물자리 제타는 나오스(Naos)라는 이름을 부여받았다.[3]
중화권에서는 이 별을 '''천기'''(天記|Tiānjì중국어)라고 부른다. 이는 '동물의 나이를 추정하는 판사'를 의미하며, 유령 성관에 속한 별 중 유일하게 이 별자리를 구성한다. 천기는 서구에 ''Tseen Ke''로 표기되기도 했는데, R. H. 앨런은 ''Tseen Ke''가 돛자리 프시의 이름이며 그 뜻은 '하늘의 기록물'이라고 주장하기도 했다.
3. 특성
이 별은 중심핵의 수소를 소진하여 별의 진화가 상당히 진행된 상태이며, 겉보기 등급이 +2.14에서 +2.30 사이에서 불규칙하게 변하는 느린 불규칙 변광성(Lc형)이다. 현재 점근거성가지(AGB) 단계에 있거나 이 단계로 진입하는 중일 가능성이 높다. 항성의 최후는 행성상성운과 백색왜성이 될 수도 있지만, 질량이 커서 초신성 폭발을 일으키고 중성자별을 남길 가능성도 있다.
1897년 T. J. J. 시에 의해 14.8 등급의 어두운 동반성이 발견되었으며, 'λ109'로 명명되었다.
3. 1. 변광성
돛자리 람다는 분광형 K4 Ib의 적색 초거성으로 분류되며, 광도 계급 Ib는 상대적으로 광도가 낮은 초거성임을 나타낸다. 이 별의 외부 대기층, 즉 외포층의 유효 온도는 약 3,835,000(다른 측정치로는 약 4000 K)으로, 이 온도 때문에 람다는 K형 항성 특유의 차가운 오렌지색 빛을 띤다. 람다는 변광성으로, Lc형 느린 불규칙 변광성 또는 불규칙형 맥동 변광성으로 분류되며, 겉보기 등급이 +2.14에서 +2.30 사이에서 불규칙하게 변한다.
람다는 중심핵의 수소를 모두 소진하여 별의 진화가 상당히 진행된 상태의 항성이다. 질량은 태양의 약 7배에 달한다. 현재 점근거성가지(AGB) 단계에 있거나 이 단계로 진입하는 중일 가능성이 높지만, 적색거성가지(RGB) 상에 있는 약간 더 무거운 별일 가능성도 배제할 수는 없다. AGB 별 단계에 있다면, 중심핵은 활동을 멈춘 탄소와 산소로 이루어져 있고, 그 바깥의 두 개 층에서 헬륨과 수소 핵융합이 번갈아 일어나고 있을 것이다. 중심핵에서는 헬륨이 탄소로 융합되는 과정이 진행 중일 수 있다. 항성의 외부 대기층은 크게 팽창하여 두꺼운 대류권을 형성했으며, 이 대류 활동과 수소 연소층은 자기장을 생성한다. 이 자기장의 표면 강도는 1.72 ± 0.33 G로 측정되었다. 무거운 별일수록 연료인 수소를 빠르게 소모하기 때문에, 돛자리 람다의 나이는 약 3,200만 년(다른 추정치로는 약 2,700만 년) 정도로 비교적 젊은 것으로 추정된다.
돛자리 람다는 중간 질량 항성의 상한선에 가까워, 최후를 행성상성운과 백색왜성으로 마칠 것으로 예상되지만, 전자 포획 초신성(II형 초신성의 일종)을 일으켜 중성자별을 남길 만큼 충분히 무거울 가능성도 있다. 이는 게 성운을 형성한 초신성과 유사한 경로이다. 또한, 항성의 자기력에 의해 가열된 코로나에서 초당 40 ~ 60 km/s 속도의 완만한 항성풍이 불고 있는 것으로 생각된다.
1897년 T. J. J. 시에 의해 14.8 등급의 어두운 동반성이 발견되어 'λ109'로 기록되었다.
3. 2. 진화 상태
돛자리 람다는 중심핵의 수소를 모두 소진하고 별의 진화가 상당히 진행된 항성이다. 분광형은 K4 Ib로, 광도가 낮은 적색 초거성에 해당하며, 겉보기 등급이 +2.14와 +2.30 사이에서 변하는 Lc형 느린 불규칙 변광성이다.
이 별의 질량은 태양의 약 7배이며, 나이는 약 3,200만 년으로 추정된다. 현재 점근거성가지(AGB) 단계에 있거나 접근 중일 가능성이 높지만, 적색거성가지(RGB) 상의 더 무거운 별일 가능성도 있다. 별의 구체적인 내부 구조와 활동은 하위 문단에서 더 자세히 다룬다.
돛자리 람다는 질량으로 볼 때, 생의 마지막을 행성상성운과 백색왜성으로 맞이할 수도 있지만, II형 초신성이나 전자 포획 초신성 폭발을 일으켜 중성자별을 남길 가능성도 제기된다.
3. 2. 1. 점근거성가지 항성
돛자리 람다는 중심핵 영역의 수소를 모두 소진한, 진화가 상당히 진행된 항성이다. 질량은 대략 태양의 7배 정도이다. 현재 점근거성가지(AGB) 단계에 있거나 이 단계로 진입하는 중인 것으로 보이지만, 적색거성가지(RGB) 상에 있는 약간 더 무거운 별일 가능성도 배제할 수는 없다.
만약 람다가 AGB 항성이라면, 중심핵은 활동을 멈춘 탄소와 산소로 이루어져 있고, 그 바깥의 두 개 층에서 헬륨과 수소 핵융합이 번갈아 일어나고 있다. 항성의 외부 대기층(외포층)은 크게 팽창하여 두꺼워졌으며, 깊은 대류 활동을 보이고 수소 연소 층을 형성한다. 이 외포층은 자기장을 생성하며, 표면에서의 자기장 세기는 1.72 ± 0.33 G로 측정되었다.
람다의 외포층 유효 온도는 약 3,835,000 (다른 측정값으로는 약 4,000,000)으로, 이 온도에서 별은 K형 항성 특유의 차가운 오렌지색 빛을 띤다. 분광형은 K4 Ib이며, 광도 계급 Ib는 상대적으로 광도가 낮은 적색 초거성임을 나타낸다. 람다는 Lc형 느린 불규칙 변광성으로 분류되며, 겉보기 등급이 +2.14에서 +2.30 사이에서 불규칙하게 변한다.
무거운 별은 가벼운 별보다 핵융합 연료를 훨씬 빠르게 소모하기 때문에, 돛자리 람다의 나이는 약 3,200만 년 정도로 비교적 젊을 것으로 추정된다.
돛자리 람다는 중간 질량 항성의 상한선에 가까운 질량을 가지고 있어, 대부분의 중간 질량 별처럼 행성상성운을 형성하고 백색왜성으로 생을 마감할 것으로 예상된다. 하지만 질량이 충분히 커서 게 성운을 만든 초신성처럼 전자 포획 초신성 폭발을 일으키고 중성자별을 남길 가능성도 있다.
3. 2. 2. 항성 자기장
돛자리 람다의 외부 외피는 확장되어 깊은 대류권을 형성하고 있으며, 이 대류 활동이 항성 자기장을 생성하는 것으로 보인다. 이 자기장의 표면 강도는 1.72 ± 0.33 G로 측정되었다. 또한, 항성의 자기력은 바깥쪽 코로나를 가열하여 태양풍을 발생시키는 데 영향을 미치는 것으로 생각된다. 이로 인해 초당 40~60 km/s 속도의 완만한 항성풍이 불고 있을 가능성이 있다.
3. 3. 항성의 최후
돛자리 람다는 중심핵의 수소를 모두 소진하여 별의 진화가 상당히 진행된 항성이다. 질량은 태양의 약 7배 정도로 추정되며, 현재 점근거성가지(AGB) 단계에 있거나 이 단계로 진입하는 중으로 보인다. 이 단계의 별은 중심부에 탄소와 산소로 이루어진 비활성 핵을 가지며, 그 바깥의 껍질들에서 헬륨과 수소를 번갈아 핵융합시킨다.
돛자리 람다는 중간 질량 별의 상한선에 가까운 질량을 가지고 있어, 그 최후가 어떻게 될지에 대해 여러 가능성이 제시된다. 일반적으로 이 정도 질량의 별들은 행성상성운을 형성하고 중심부에 백색왜성을 남기며 생을 마감한다. 하지만 돛자리 람다는 II형 초신성이나 전자 포획 초신성(게 성운을 형성한 유형)으로 폭발할 만큼 충분히 무거울 가능성도 있다. 만약 초신성 폭발을 겪는다면, 백색왜성 대신 중성자별이라는 매우 밀도 높은 천체를 남길 수 있다. 따라서 돛자리 람다는 최종적으로 산소나 탄소로 구성된 무거운 백색왜성이 되거나, 초신성 폭발을 거쳐 중성자별이 될 운명에 놓여 있다.
참조
[1]
서적
星の名前のはじまり
誠文堂新光社
[2]
웹인용
Basic data: lam Vel -- Long-period variable star
http://simbad.u-stra[...]
2020-03-16
[3]
웹인용
IAU Catalog of Star Names
http://www.pas.roche[...]
2016-07-28
[4]
간행물
IAU Working Group on Star Names (WGSN)
International Astronomical Union
2016-05-22
[5]
웹사이트
AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 6 月 29 日
http://aeea.nmns.edu[...]
2021-06-05
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