방패자리 UY
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1. 개요
방패자리 UY는 방패자리에 위치한 적색 초거성이자 반규칙 변광성으로, 1860년 독일 본 천문대에서 처음 목록에 수록되었다. 이 별은 약 740일 주기로 밝기가 변하며, 우리 은하 대균열 내에 위치하여 지구에서 맨눈으로 관측하기 어렵다. 2012년 VLT 관측 결과 태양보다 훨씬 크고 밝은 것으로 측정되었으나, 가이아 위성의 시차 측정에 따라 크기와 광도가 재추정되었다. 현재 헬륨 핵융합을 시작하여 초신성으로 진화할 것으로 예상된다.
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| 방패자리 UY | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 별자리 | 방패자리 |
| 명칭 | UY Sct |
| 다른 이름 | BD-12° 5055 IRC -10422 RAFGL 2162 HV 3805 Gaia DR2 4152993273702130432 |
| 관측 정보 | |
| 겉보기 등급 | 8.29 - 10.56 |
| 특징 | |
| 분광형 | M2-M4Ia-Iab |
| B-V 색지수 | +3.00 |
| U-B 색지수 | +3.29 |
| 변광성 유형 | SRc |
| 움직임 | |
| 시선 속도 | km/s |
| 고유 운동 (적경) | 1.3 mas/년 |
| 고유 운동 (적위) | "-1.6" mas/년 |
| 연주 시차 | 0.5166 mas |
| 거리 | |
| 절대 등급 | -6.2 |
| 물리적 특성 | |
| 반지름 | 909 태양 반지름 |
| 광도 | 124,000 태양 광도 |
| 표면 온도 | 3,550 켈빈 |
2. 명칭과 역사
방패자리 UY는 1860년 독일 본 천문대 소속 천문학자들이 처음으로 목록에 기록한 별이다.[33][9] 처음에는 '''BD-12°5055'''라는 명칭을 부여받았다. 이후 관측을 통해 밝기가 변하는 변광성임이 확인되었고, 변광성 명명법에 따라 방패자리에서 38번째로 발견된 변광성이라는 의미의 '''방패자리 UY'''(UY Scuti)라는 이름을 얻게 되었다.[34][10]
2. 1. 최초 발견
1860년 독일 본 천문대 소속 천문학자들이 본 천체 목록 작성을 완료하면서 이 별을 처음 발견하고 목록에 포함시켰다.[33][9] 당시 부여된 이름은 '''BD-12°5055'''였는데, 이는 적경 0시부터 시작하여 5055번째 별이며, 적위상 남위 12도와 13도 사이에 위치한다는 의미이다.
이후 두 번째 관측 연구에서 이 별의 밝기가 약간 변한다는 사실이 밝혀지면서 변광성으로 분류되었다.[34][10] 변광성 명명법의 국제 기준에 따라 이 별은 '방패자리 UY'(UY Scuti)라는 이름을 얻게 되었는데, 이는 방패자리 영역에서 38번째로 발견된 변광성이라는 뜻이다.[34]
방패자리 UY는 A형 항성인 방패자리 감마에서 북쪽으로 몇 도 떨어져 있으며, 독수리 성운의 북동쪽에 자리 잡고 있다.[35][11] 이 별은 광도 자체는 매우 높지만, 지구에서 볼 때는 가장 밝을 때조차 9등급에 불과하여 맨눈으로는 관측할 수 없다.[35] 이는 별까지의 거리가 멀고, 우리 은하의 대균열(백조자리 균열) 내 회피대 안에 위치하여 성간 물질에 의해 빛이 많이 소광되기 때문이다.[35][11]
2. 2. 변광성 발견
1860년 독일 본 천문대 소속 아르겔란더를 비롯한 천문학자들이 본 천체 목록(Bonner Durchmusterung)을 작성하면서 이 별을 처음으로 성표에 수록했다.[33][9] 당시 부여된 명칭은 '''BD-12°5055'''였는데, 이는 적경 0시부터 시작하여 5055번째에 있으며 천구적도 기준으로 남쪽 적위 12도와 13도 사이에 위치한다는 의미이다.이후 연구에서 이 별의 밝기가 미세하게 변한다는 사실이 밝혀지면서 변광성으로 확인되었다.[34][10] 변광성 명명 국제 표준에 따라 이 별은 방패자리에서 38번째로 발견된 변광성이라는 의미의 '''방패자리 UY'''(UY Scuti)라는 이름을 얻게 되었다.[34][10]
방패자리 UY는 A형 항성인 방패자리 감마로부터 북쪽으로 수 도 떨어져 있으며, 독수리 성운의 북동쪽에 자리 잡고 있다. 이 별은 원래 매우 밝은 항성이지만, 우리은하의 대균열 내 회피대에 위치하여 성간소광이 심하기 때문에 지구에서 볼 때는 가장 밝을 때조차 겉보기등급이 9등급에 불과하여 맨눈으로는 관측할 수 없다.[35][11]
3. 물리적 특징
방패자리 UY는 먼지에 둘러싸인 적색초거성[36][12]이자, 약 740일의 맥동 주기를 가진 준규칙 변광성이다.[37][38][39][13][14][15] 과거 연구에서는 관측된 항성 중 가장 큰 반지름을 가진 것으로 여겨졌으나, 이후 가이아 위성 등의 관측 데이터를 통해 거리가 재측정되면서 반지름과 광도 추정치가 크게 변경되었다. 정확한 질량은 동반성이 없어 직접 측정하기 어렵지만, 이론적으로 태양 질량의 7배에서 10배 사이로 추정된다.[32][4] 이 별은 활발한 항성풍을 통해 매년 상당량의 질량을 우주 공간으로 방출하고 있으며, 이로 인해 별 주위에는 복잡한 구조의 가스와 먼지로 이루어진 별주위 환경이 형성되어 있다.[42][20] 방패자리 UY의 구체적인 크기, 광도, 질량, 변광성으로서의 세부 특징 등은 아래 문단에서 더 자세히 설명한다.
3. 1. 크기 및 광도
방패자리 UY는 먼지에 둘러싸인 적색초거성이며[36][12] 준규칙 변광성으로 분류된다. 맥동 주기는 약 740일이다.[37][38][39][13][14][15]
2012년 여름, 아로요-토레스 연구진은 칠레 아타카마 사막에 있는 VLT의 AMBER 간섭계를 이용하여 은하중심 부근의 적색초거성 3개(방패자리 UY, 전갈자리 AH, 궁수자리 KW)의 매개변수를 측정했다.[32][4] 연구진은 세 별 모두 반지름이 태양의 1,000배 이상이고 광도는 태양의 10만 배 이상이라고 결론 내렸다. 별들의 크기는 항성의 광학적 깊이가 2/3가 되는 지점인 로스랜드 반지름을 기준으로 계산했으며,[40][17] 별까지의 거리는 이전 연구들의 값을 사용했다. 방패자리 UY는 각지름 5.48 ± 0.10 밀리초각과[4] 약 2.9 kpc (약 9,500 ly)[8]으로 추정된 거리를 바탕으로 계산한 결과, 반지름이 약 1,708 ± 192 R☉[4][31]으로 세 별 중 가장 크고 밝은 것으로 분석되었다. 이 거리는 1970년 방패자리 UY의 스펙트럼 모형을 기반으로 추정된 값이다.[8] 이는 당시 알려진 항성 중 가장 큰 반지름 값이며 베텔게우스 반지름의 약 1.7배에 해당한다. 이때 유효온도 3,365,000 ± 134 K를 기준으로 계산한 광도는 약 340,000 L☉이며, 초기 질량은 약 25 M☉ (별이 회전하지 않는다고 가정하면 최대 40 M☉)으로 추정되었다.[4][32]
그러나 가이아 데이터 2차 방출(Gaia DR2)에서 측정된 방패자리 UY의 시차는 0.6433 ± 0.1059 밀리초각으로,[5] 이를 통해 계산된 거리는 약 1.55 kpc (약 5,100 ly)[18]으로 이전 추정치보다 훨씬 가깝다. 이 거리를 적용하면 방패자리 UY의 광도는 약 86,300–87,100 L☉, 반지름은 약 755 R☉[19]으로 크게 줄어든다.[30] 다만 이 가이아 시차 값은 천문학적 잡음(astrometric noise) 수준이 높아 추가 관측이 이루어지기 전까지는 신뢰도가 낮을 수 있다는 지적이 있다.[5] 2021년에는 Bailer-Jones 등이 가이아 EDR3 데이터를 기반으로 시차, 색상, 겉보기 밝기 등을 종합하여 거리를 재측정한 결과 약 1.8 kpc (약 5,900 ly)이라는 값을 제시했다.
한편, 2023년 초신성 다중 신호 관측(multi-messenger monitoring)을 기반으로 한 연구에서는 반지름을 909 R☉, 광도를 124,000 L☉, 유효온도를 3,550,000으로 추정하기도 했다.
방패자리 UY는 동반성이 발견되지 않아 중력 상호작용을 이용한 직접적인 질량 측정이 어렵다. 이론적인 추정에 따르면 질량은 약 7 ~ 10 M☉ 사이일 것으로 예상된다.[4][32] 이 별은 연간 약 5.8 × 10-5 M☉에 달하는 질량을[20] 항성풍으로 잃고 있으며, 이로 인해 별 주위에는 가스와 먼지로 이루어진 복잡하고 광범위한 별주위 환경이 형성되어 있다.[42]
3. 2. 질량 및 별주위 환경
방패자리 UY는 먼지에 둘러싸인 적색초거성[36][12]이며 준규칙 변광성으로 분류된다.[37][38][39][13][14][15]방패자리 UY의 질량은 동반성이 없어 중력적 간섭을 통해 직접 측정하기 어렵기 때문에 불확실하다.[32][4] 이론적인 근거에 따르면, 질량은 대략 태양 질량의 7배에서 10배 사이일 것으로 예상된다.[32][4]
이 별은 매년 태양 질량의 약 5.8 × 10−5 배에 해당하는 물질을 잃고 있다.[42][20] 이 과정에서 방출된 기체와 먼지가 별 주위에 광범위하고 복잡한 별주위 환경을 형성하고 있다.[42][20]
3. 3. 변광성으로서의 특징
1. 수성 < 화성 < 금성 < 지구
2. 지구 < 해왕성 < 천왕성 < 토성 < 목성
3. 목성 < 프록시마 켄타우리 < 태양 < 시리우스
4. 시리우스 < 폴룩스 < 아크투루스 < 알데바란
5. 알데바란 < 리겔 < 안타레스 < 베텔게우스
6. 베텔게우스 < 큰개자리 VY < 백조자리 V1489 < '''방패자리 UY'''.
방패자리 UY는 먼지에 둘러싸인 밝은 적색초거성이며,[36][12] 약 740일의 맥동 주기를 가진 준규칙 변광성으로 분류된다.[37][38][39][13][14][15] 이 맥동은 기본 맥동 주기의 배음이거나, 더 작은 반경에 해당하는 기본 모드일 수 있다.[16]
2012년 여름, 칠레 아타카마 사막에 있는 VLT의 AMBER 간섭계를 이용하여 은하중심 영역 근처에 있는 세 개의 적색초거성(방패자리 UY, 전갈자리 AH, 궁수자리 KW)의 매개변수를 측정했다.[32][4] 연구진은 세 별 모두 태양보다 1,000배 이상 크고 태양보다 100,000배 이상 밝다고 결론 내렸다. 별들의 크기는 항성의 광학적 깊이가 2/3가 되는 지점인 로스랜드 반지름을 기준으로 계산했다.[40][17] 당시 방패자리 UY까지의 거리는 1970년 스펙트럼 모형에 기초하여 도출된 약 2.9 ± 0.317 킬로파섹(kpc) (약 9,500 ± 1,030 광년)으로 가정되었고,[8] 이를 바탕으로 한 각지름 5.48 ± 0.10 밀리초각(mas) 측정 결과, 반지름은 태양 반지름의 약 1,708 ± 192배로 계산되었다.[31][4] 이는 당시까지 발견된 항성들 중 물리적 부피가 가장 큰 값이었으며, 베텔게우스 반지름의 약 1.7배에 달했다. 이 크기는 빛의 속력으로 일주하는 데 약 7시간이 걸리는 정도이다.[41] 당시 계산된 광도는 유효온도 3,365 ± 134 K를 기준으로 태양 광도의 약 340,000배였으며, 초기 질량은 태양 질량의 약 25배(자전을 하지 않는다고 가정하면 최대 40배)로 추정되었다.[32][4]
그러나 이후 가이아 위성의 관측 데이터가 발표되면서 거리 측정값이 크게 달라졌다. 가이아 데이터 릴리스 2(DR2)에서 발표된 방패자리 UY의 시차는 0.6433 ± 0.1059 밀리초각(mas)으로,[5] 이를 통해 계산된 거리는 약 1.55 kpc(약 5,100 광년)으로 기존 추정치보다 훨씬 가까워졌다.[30][18] 이 새로운 거리를 적용하면 방패자리 UY의 광도는 태양 광도의 약 86,300–87,100배, 반지름은 태양 반지름의 약 755배로 크게 줄어든다.[19] 다만, 이 가이아 시차 측정값은 천문학적 노이즈가 매우 높아 추가 관측이 이루어지기 전까지는 신뢰도가 낮을 수 있다는 지적이 있다.[5] 2021년에는 Bailer-Jones 등이 가이아 EDR3 데이터를 기반으로 항성 시차, 색상, 겉보기 밝기 등을 종합적으로 분석하여 약 1.8 kpc(약 5,900 광년)라는 더 가까운 거리 값을 제시하기도 했다.
초신성의 다중 메신저 모니터링을 기반으로 한 2023년 측정에서는 방패자리 UY의 반지름을 태양 반지름의 909배, 광도를 태양 광도의 124,000배, 유효 온도를 3,550 K로 제시했다.
방패자리 UY는 동반성이 발견되지 않아 중력 상호작용을 통한 질량 측정이 불가능하여 정확한 질량은 불확실하다. 다만 이론적인 모델을 통해 태양 질량의 7배에서 10배 사이일 것으로 추정된다.[32][4] 방패자리 UY는 매년 태양 질량의 5.8 × 10⁻⁵배에 해당하는 물질을 잃고 있으며, 이로 인해 별 주위에 넓고 복잡한 형태의 기체와 먼지로 이루어진 별주위 환경을 형성하고 있다.[42][20]
4. 위치
UY 방패자리는 1860년 독일 본 천문대의 천문학자들이 ''본 천체 목록''(Bonner Durchmusterungdeu) 별 조사를 완료하면서 처음 목록에 올렸다.[9] 이때 이 별은 적경 0시부터 시작하여 적위 남위 12°에서 13° 사이에 있는 5,055번째 별이라는 의미로 BD-12°5055라는 식별 번호를 부여받았다.
이후 두 번째 조사에서 이 별의 밝기가 약간 변동하는 것이 관측되어 새로운 변광성일 가능성이 제기되었다. 변광성 명명법에 따라 이 별은 방패자리에서 발견된 38번째 변광성이라는 의미로 UY 방패자리(UY Scuti)라는 이름을 얻게 되었다.[10]
UY 방패자리는 하늘에서 A형 별인 감마 방패자리 (γ Scuti)의 북쪽으로 몇 도 떨어진 곳, 그리고 독수리 성운 (M16)의 북동쪽에 위치한다. 이 별은 실제로 매우 밝지만, 지구에서 관측할 때는 가장 밝을 때조차 겉보기 등급이 9등급에 불과하다. 이는 별까지의 거리가 매우 멀고, 우리 은하의 회피대 안에 있는 백조자리 균열 지역에 위치하여 성간 소광의 영향을 크게 받기 때문이다.[11]
5. 진화와 초신성
현재 항성 진화 모델에 따르면, 방패자리 UY는 중심핵에서 헬륨 핵융합을 시작했으며, 핵 주위의 껍질에서는 수소를 계속 융합하고 있는 단계에 있다.[43][21][24] 우리은하 원반 깊숙한 곳에 위치하여 금속 함량이 풍부한 별일 것으로 추정된다.[43][21][24]
향후 방패자리 UY는 온도가 상승하며 황색 초거성, 밝은 청색변광성, 또는 볼프-레이에별로 진화할 가능성이 있다.[44][22] 최종적으로는 중심핵에서 철이 생성되면서 중력과 복사압의 균형이 깨져 중심핵 붕괴형 초신성으로 폭발하며 생을 마감할 것으로 예측된다.[44][22][24] 이때 강력한 항성풍으로 외부 물질을 방출한 뒤 IIb형, IIn형, 또는 Ib/Ic형 초신성으로 폭발할 것으로 보인다.[44][22]
5. 1. 항성 진화
현재 항성 진화 모델에 따르면, 방패자리 UY는 중심핵에서 헬륨 핵융합을 시작했으며, 중심핵 주변의 껍질에서는 수소 핵융합을 계속하고 있다.[24][43][21] 우리은하 원반 깊숙한 곳에 위치하여, 이 별은 금속 함량이 풍부한 별일 것으로 추정된다.[43][21][24]방패자리 UY와 같은 별은 앞으로 온도가 올라가 황색 초거성, 밝은 청색변광성, 또는 볼프-레이에별로 진화할 것으로 예상된다.[44][22] 중원소를 융합한 후에는 중심핵에서 철이 생성되기 시작하며, 이로 인해 중심핵 내부의 중력과 복사압의 균형이 깨져 중심핵 붕괴형 초신성으로 최후를 맞이할 것이다.[44][22] 이 과정에서 강력한 항성풍이 별의 바깥층을 날려 보내 중심핵을 노출시키고, 최종적으로는 IIb형, IIn형, 또는 Ib/Ic형 초신성으로 폭발할 것으로 보인다.[44][22]
5. 2. 초신성 폭발
현재의 항성진화 모형에 따르면, 방패자리 UY는 중심핵에서 헬륨 핵융합을 시작했으며, 중심핵 주변의 껍질에서는 수소 핵융합을 계속하고 있다.[43][21][24] 우리은하 원반 깊숙한 곳에 위치한 것으로 보아, 무거운 원소가 풍부한 항성일 것으로 추정된다.[43][21][24]무거운 원소들을 융합한 후, 방패자리 UY의 중심핵은 철을 생산하기 시작하여 중심핵 내의 중력과 복사압 균형을 무너뜨릴 것이다. 이는 결국 중심핵 붕괴를 동반하는 초신성 폭발로 이어질 것으로 예상된다.[44][22][24] 초신성 폭발 이전에 방패자리 UY는 온도가 다시 올라가 황색초거성, 밝은 청색변광성 또는 볼프–레이에별로 진화할 가능성이 있다. 이 과정에서 강력한 항성풍이 별의 외부층을 날려버리고 중심핵을 노출시키며, 최종적으로는 IIb형, IIn형, 또는 Ib/Ic형 초신성으로 폭발할 것으로 예측된다.[44][22]
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