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밝은 청색변광성

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목차

1. 개요

밝은 청색변광성(LBV)은 거대하고 불안정한 별의 일종으로, 주기적인 분출과 대규모 폭발을 특징으로 한다. 17세기부터 특이한 변광성으로 관측되었으며, 20세기 후반에 이르러 그 본질이 밝혀졌다. LBV는 B형 별과 유사한 스펙트럼을 보이며, 'S 도라두스' 변광성과 같은 특징을 보인다. LBV는 항성 진화의 특정 단계로, 초신성으로 진화하거나 유사 초신성 현상을 겪기도 한다. 우리 은하, 대마젤란 은하, 소마젤란 은하, 안드로메다 은하, 삼각자리 은하 등 다양한 은하에서 발견되며, 용골자리 에타, 백조자리 P 등이 대표적인 예시이다.

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    용골자리 에타는 태양 근처의 극대거성이자 쌍성계로, 과거 두 차례의 폭발을 일으켰으며 미래에 초신성 또는 극초신성 폭발을 할 것으로 예상된다.
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밝은 청색변광성

2. 발견 및 역사

P 백조자리와 η 용골자리는 17세기부터 특이한 변광성으로 알려져 왔지만, 그 진정한 본질은 20세기 후반까지 완전히 이해되지 못했다.

1922년 존 찰스 던칸은 삼각자리 은하(M33)에서 변광성 1, 2, 3을 발표했고, 1926년 에드윈 허블은 M33에서 A, B, C 세 개의 변광성을 추가했다. 1929년 허블은 M31에서 발견된 변광성 목록을 추가했다. 이 중 M33의 Var A, Var B, Var C, Var 2와 M31의 Var 19는 1953년 허블과 앨런 샌디지의 상세한 연구가 이어졌다. M33의 Var 1은 너무 희미하여 제외되었고, Var 3은 이미 세페이드 변광성으로 분류되었다. 당시에는 이들을 단순히 불규칙 변광성으로 묘사했지만, 해당 은하에서 가장 밝은 별이라는 점에서 주목할 만했다.[1] 허블과 샌디지의 원본 논문에는 S 도라두스가 동일한 유형의 별일 수 있다는 각주가 있지만, 강한 유보를 표명했기 때문에 이 연결은 수십 년을 기다려야 확인될 수 있었다.

이후 논문에서는 이 다섯 개의 별을 허블-샌디지 변광성이라고 불렀다. 1970년대에는 M33의 Var 83, AE 안드로메다, AF 안드로메다(=Var 19), Var 15, M31의 Var A-1이 목록에 추가되었고, 여러 저자에 의해 "광도 청색 변광성"으로 묘사되었지만, 당시에는 정식 명칭으로 간주되지 않았다. 스펙트럼에서 P Cygni profile을 가진 선이 발견되었고, η 용골자리와 비교되었다.[2] 1978년, 로베르타 M. 험프리스는 M31과 M33의 8개의 변광성(Var A 제외)에 대한 연구를 발표하고, 이를 광도 청색 변광성이라고 지칭하는 동시에 S 도라두스 변광성과의 연관성을 밝혀냈다.[3] 1984년 국제천문연맹(IAU) 심포지엄에서, 피터 콘티는 S 도라두스 변광성, 허블-샌디지 변광성, η 용골자리, P 백조자리, 그리고 다른 유사한 별들을 "광도 청색 변광성"이라는 용어로 공식적으로 묶어 LBV로 단축했다. 그는 또한 이들을 다른 밝은 청색 별, 즉 울프-레이에별들과 명확히 구분했다.[4]

변광성 유형은 일반적으로 변광성으로 처음 확인된 구성원의 이름을 따서 명명된다. 예를 들어 δ Sct 변광성은 δ Sct의 이름을 따서 명명되었다. 변광성으로 확인된 최초의 광도 청색 변광성은 P 백조자리였으며, 이 별들은 P 백조자리형 변광성이라고 불렸다. 변광성 총람은 다른 유형의 별에서도 발생하는 P Cygni profile과의 혼동 가능성을 고려하여 "S 도라두스형 변광성"을 의미하는 약어 SDOR를 선택했다.[5] "S 도라두스 변광성"이라는 용어는 1974년에 P 백조자리, S 도라두스, η 용골자리, 그리고 허블-샌디지 변광성을 그룹으로 설명하는 데 사용되었다.[6]

3. 물리적 특징

밝은 청색변광성(LBV)은 매우 크고 불안정한 초거성 또는 극대거성으로, 주기적으로 '분출'을 일으키고 때로는 훨씬 더 큰 '폭발'을 일으킨다.

H-R 다이어그램의 상단 부분으로, S 도라두스 불안정대와 LBV 분출 위치를 보여준다. 주계열성은 왼쪽 하단의 얇은 기울어진 선이다.


조용한 상태의 LBV는 헤르츠스프룽-러셀 도표(HRD) 상에서 S 도라두스 불안정대라고 불리는 영역에 위치하며, B형 별로 나타난다. 이 때 가장 덜 밝은 별은 약 10,000,000의 온도를 가지고 태양의 약 25만 배 밝기를 가지며, 가장 밝은 별은 약 25,000,000의 온도와 태양의 100만 배 이상의 밝기를 가져, 가장 밝은 별 목록에 속한다.

일반적인 분출 시 온도는 약 8,500,000로 감소하며, 시각적 밝기는 증가하지만 전체적인 밝기(볼로메트릭 광도)는 대개 일정하게 유지된다. 거대 폭발 시에는 질량 손실과 광도가 크게 증가하는데, 이 때문에 과거에는 몇몇 LBV들이 초신성으로 오인되기도 했다.[51] 이러한 반복적인 폭발로 인해 LBV 주변에는 보통 성운이 형성된다.[51] 용골자리 에타는 LBV 중 가장 밝고 자세히 연구된 천체이지만, 전형적인 LBV는 아닐 수 있다.[51]

LBV는 이론상 항성 질량의 상한선인 태양 질량의 150배에 이르는 질량을 가질 수 있다. 이들은 항성풍을 통해 질량을 꾸준히 우주 공간으로 방출하여 유체정역학적 균형을 유지한다. 질량과 밝기가 매우 크기 때문에 수명은 수백만 년 정도로 짧다.

현대 이론에 따르면, LBV는 여분의 질량을 외부로 분출하는 항성 진화 단계에 있으며,[52] 초신성이 되기 전 울프-레이에별 단계를 거칠 것으로 예상된다.

3. 1. 분광학적 특징

LBV의 스펙트럼은 P Cygni 윤곽을 나타내는 특징적인 방출선을 보인다.[7] "조용한" 상태에서는 일반적으로 B형 분광형을 보이며, 때때로 약간 더 뜨겁고 특이한 방출선을 갖는다. 헤르츠스프룽-러셀 도표의 S 도라두스 불안정대 영역에서 발견된다.[7]

일반적인 분출 동안 온도는 모든 별에서 약 8,500 K로 감소하는데, 이는 황색 극대거성보다 약간 더 뜨겁다. 볼로메트릭 광도는 대개 일정하게 유지되므로 시각적인 밝기는 1~2등급 정도 증가한다. AG 까리나는 분출 중에 광도가 약 30% 감소하기도 하고, AFGL 2298은 분출 중에 광도가 극적으로 증가하기도 한다.[7] S 도라두스는 이러한 행동의 전형적인 예이며, ''강력-활성 주기''라고 불린다. 20년 이상 또는 10년 미만의 변화로 두 가지 뚜렷한 주기가 나타난다. 어떤 경우에는 변화가 훨씬 작고 0.5등급 미만이며 온도 감소가 작은데, 이를 ''약-활성'' 주기라고 부르며 항상 10년 미만의 시간 척도로 발생한다.[8]

4. 진화

밝은 청색변광성(LBV)은 질량이 크고 광도가 매우 높아 수명이 짧은 항성 진화 단계이다. 이들은 총 수백만 년 정도의 수명을 가지며, LBV 단계는 100만 년을 넘지 않는다.[12]

현대 이론에 따르면, LBV는 매우 무거운 별이 과도한 질량을 잃는 단계로, 이후 울프-레이에별을 거쳐 초신성으로 진화한다. 초기 질량이 태양의 20~25배인 별은 LBV 단계를 거쳐 II-P형, IIb형, 또는 Ib형 초신성으로 폭발할 수 있다.[13] 더 무거운 별은 쌍불안정성 초신성으로 폭발할 가능성이 있다.

LBV는 대규모 폭발을 일으켜 필요한 질량을 잃을 수 있는데, 이는 때때로 희미한 초신성으로 오인되기도 한다. 최근 모델은 LBV 단계가 주계열성 단계를 거쳐 수소 고갈 울프-레이에 단계를 거치며, 본질적으로 모든 LBV 별이 결국 초신성으로 폭발한다는 데 동의한다. 별이 LBV 단계가 끝나기 전에 충분한 질량을 잃지 못하면 쌍불안정성 초신성을 겪을 수 있다.

LBV에는 두 그룹이 있는 것으로 추정되는데, 하나는 태양의 63만 배 이상의 광도를, 다른 하나는 태양의 40만 배 미만의 광도를 가진다. 그러나 최근 연구에서는 이에 대한 논쟁이 있다.[15] 일부 모델에서는 LBV가 매우 거대한 별이 과도한 질량을 잃기 위해 필요한 진화 단계라고 제시하는 반면,[17] 다른 모델에서는 대부분의 질량이 이전의 차가운 초거성 단계에서 손실되어야 한다고 주장한다.[16]

4. 1. 질량 손실

LBV는 이론상 항성 질량의 상한선인 태양 질량의 150배에 이른다. 만약 질량이 이보다 더 크면, 자체 중력보다 복사압이 강해져 항성이 형태를 유지할 수 없게 된다. LBV는 항성풍을 통해 자신의 질량을 꾸준히 우주 공간으로 날려 보내는 덕분에 유체정역학적 균형을 겨우 유지하고 있다.[51]

현 이론에 따르면, 밝은 청색변광성은 여분의 질량을 외부로 분출하는 진화 단계에 있다. 이들이 외포층의 가스를 우주 공간으로 날리는 모습은 마치 간헐천의 물이 뿜어져 나오는 것이나 화산 폭발로 가스가 분출하는 것과 흡사하다.[52]

5. 초신성과의 관계

밝은 청색변광성(LBV)은 극적인 질량 손실과 광도 증가를 보이는 "거대한 분출"을 겪을 수 있다. 에타 카리나는 이러한 현상의 대표적인 예시이며,[19] P 백조자리는 300~400년 전에 하나 이상의 유사한 분출을 겪었다.[20] 외부 은하에서 관측된 수십 개의 LBV 중 다수는 초신성으로 분류되었다가 특이한 특징으로 인해 재검토되었다.[21] 이러한 분출과 모항성의 특성은 매우 다양하며,[22] 분출은 여러 원인에 의해 발생할 가능성이 높다. 에타 카리나와 P 백조자리와 같은 역사적인 분출, 그리고 최근 외부 은하에서 관측된 사례들은 수년에서 수십 년 동안 지속되었지만, 일부 초신성 사기꾼 사건은 수개월 내에 정상 밝기로 감소했다. 잘 연구된 예시는 다음과 같다.


  • SN 1954J
  • SN 1961V
  • SN 1997bs


초기 별의 진화 모델은 LBV를 생성하는 고질량 별이 종종 초신성으로 생을 마감하지만, LBV 단계에서는 초신성 폭발이 발생하지 않을 것이라고 예측했다. 그러나 SN 1987A의 모항성이 청색 초거성이자 LBV일 가능성이 제기되면서, 이후 몇몇 초신성이 LBV 모항성과 관련이 있는 것으로 밝혀졌다. SN 2005gl의 모항성은 불과 몇 년 전 분출된 LBV로 확인되었다.[23] 다른 여러 유형 IIn 초신성의 모항성도 LBV일 가능성이 높은 것으로 나타났다.[24]

  • SN 2009ip
  • SN 2010jl


모델링에 따르면 태양 금속성 근처에서 초기 질량이 20~25 태양 질량인 별은 생애의 LBV 단계에서 초신성으로 폭발할 수 있다. 이들은 태양의 수십만 배에 달하는 광도를 가진 적색 초거성 후기 별이 될 것이며, 초신성은 II형, 대부분 IIb형일 것으로 예상되지만, LBV와 황색 과거성 단계에서 발생하는 질량 손실 증가로 인해 IIn형이 될 수도 있다.[25]

현대 항성 진화론에서 LBV는 거대한 항성이 과도한 질량을 잃는 단계로 해석된다.[48] 이러한 폭발 현상은 초신성은 아니지만 IIn형 초신성과 스펙트럼형이 유사하여 초신성 사기꾼(Supernova impostor)이라고 불린다. LBV는 결국 울프-레이에 별로 진화하고, 최종적으로 초신성 폭발을 일으킬 것으로 예상된다. LBV 단계에서 질량 손실이 적었던 천체는 쌍불안정형 초신성 폭발이라는 특이한 초신성 폭발을 일으킬 수 있다.

6. 밝은 청색변광성의 목록

밝은 청색변광성(LBV)은 특징적인 스펙트럼 및 광도 변화를 보이지만, 수십 년 또는 수 세기 동안 "휴지기"를 가질 수 있어 다른 뜨겁고 밝은 별과 구별하기 어려울 때도 있다. 후보 밝은 청색변광성(cLBV)은 스펙트럼이나 광도를 기반으로 비교적 빠르게 식별할 수 있으며, 최근 조사에서 은하수에 수십 개가 목록화되었다.[26]

최근의 밀집된 성단 연구와 밝은 별의 질량 분광 분석을 통해 은하수에 수백 개의 LBV가 존재할 것으로 추정되지만, 특징적인 변동 유형을 확인할 수 있을 만큼 자세히 관측된 것은 거의 없다. 마젤란운에서는 대부분의 LBV가 확인되었으며, 안드로메다 은하(M31)와 삼각형자리 은하(M33)에서 수십 개, 그리고 다른 국부 은하군 은하에서 몇 개가 확인되었다.[27]

η 카리나는 찬드라 X-선 관측소에서 관측된 밝은 청색 변광성이다.


HD 168607는 오메가 성운 아래 쌍의 오른쪽 별이다. 다른 하나는 초거성 HD 168625이다.


스피처 우주 망원경으로 관측한 성운과 함께 LBV 및 의심되는 LBV의 선택.


다음은 밝은 청색변광성(LBV) 및 후보 목록이다.

밝은 청색변광성 및 후보 목록
은하이름
우리 은하
대마젤란 은하
소마젤란 은하
안드로메다 은하
삼각형자리 은하 (M33)
기타 은하


6. 1. 우리 은하

6. 2. 대마젤란 은하


  • S 도라두스[34]
  • HD 269858 (= R127)[34]
  • HD 269006 (= R71)[34]
  • HD 269929 (= R143)[34]
  • HD 269662 (= R110)[34]
  • HD 269700 (= R116)[34]
  • HD 269582 (= MWC 112)[34]
  • HD 269216[35]
  • R136a1 - 태양 질량의 265배로, 질량이 가장 큰 별[34]

6. 3. 소마젤란 은하

HD 5980[1]

HD 6884[2]

6. 4. 안드로메다 은하

안드로메다자리 AF, 안드로메다자리 AE, Var A-1[36] 등은 안드로메다 은하에 있는 밝은 청색변광성(LBV)이다.

6. 5. M33 (삼각형자리 은하)

M33에는 밝은 청색변광성(LBV) 후보가 여럿 있다.[36]

이름
Var 83[36]
Var B[36]
Var C[36]


6. 6. 기타 은하

NGC 2366 내에 있는 NGC 2363-V1는 밝은 청색변광성 후보이다. 고질라는 Sunburst galaxy 내에 있는 밝은 청색변광성이다.

참조

[1] 논문 The Brightest Variable Stars in Extragalactic Nebulae. I. M31 and M33 1953
[2] 논문 The spectrum of the bright variable A-1 in M31 1975
[3] 논문 Luminous variable stars in M31 and M33
[4] 서적 Observational Tests of the Stellar Evolution Theory 1984
[5] 서적 Variable Stars and Stellar Evolution
[6] 논문 Variations of S Dor and HDE 269006 1974
[7] 서적 Eta Carinae and the Supernova Impostors
[8] 논문 Cycles and cyclicities in Luminous Blue Variables: The S Dor phenomenon
[9] arXiv Pulsations and Hydrodynamics of Luminous Blue Variable Stars
[10] 논문 S Doradus variables in the Galaxy and the Magellanic Clouds
[11] 논문 Outbursts of luminous blue variable stars from variations in the helium opacity 2018-09
[12] 논문 The evolution of massive stars and their spectra I. A non-rotating 60 Msun star from the zero-age main sequence to the pre-supernova stage 2014
[13] 논문 Massive star evolution: Luminous blue variables as unexpected supernova progenitors
[14] 논문 The evolution of massive stars and their spectra I. A non-rotating 60 Msun star from the zero-age main sequence to the pre-supernova stage 2014
[15] 논문 Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death
[16] 논문 Evolution of Massive Stars into Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet Stars for a Range of Metallicities: Theory versus Observation
[17] 논문 On the Role of Continuum-driven Eruptions in the Evolution of Very Massive Stars and Population III Stars
[18] 논문 Binary Interaction Dominates the Evolution of Massive Stars
[19] 논문 A revised historical light curve of Eta Carinae and the timing of close periastron encounters
[20] 논문 Eta Carinae's Second Eruption and the Light Curves of the eta Carinae Variables
[21] 논문 Luminous blue variable eruptions and related transients: Diversity of progenitors and outburst properties
[22] 논문 Unmasking the Supernova Impostors
[23] 논문 A massive hypergiant star as the progenitor of the supernova SN 2005gl
[24] 논문 Interacting supernovae and supernova impostors. LSQ13zm: An outburst heralds the death of a massive star
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[30] 논문 Discovery of two new Galactic candidate luminous blue variables with Wide-field Infrared Survey Explorer★ http://libres.uncg.e[...]
[31] 논문 WS1: One more new Galactic bona fide luminous blue variable★
[32] 논문 Discovery of a new bona fide luminous blue variable in Norma
[33] 논문 MN48: A new Galactic bona fide luminous blue variable revealed by Spitzer and SALT★
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[38] 논문 A New Luminous Blue Variable in the Outskirts of the Andromeda Galaxy
[39] 논문 The half-century history of studies of Romano's star
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[43] 논문 Search for LBVS in the Local Volume galaxies: Study of four stars in NGC 4449
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[45] 논문 Recurring outbursts of the supernova impostor AT 2016blu in NGC 4559 2022
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[52] 저널 http://adsabs.harvar[...]


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