백조자리 키

2. 역사

요한 바이어는 우라노메트리아에 χ 백조자리를 4등성으로 기록했지만, 존 플램스티드는 자신의 별 17 백조자리가 바이어의 χ 백조자리임을 기록했을 때 χ 백조자리는 보이지 않았다. 이러한 불일치는 1816년까지 발견되지 않았다.

1686년, 고트프리트 키르흐는 새로운 여우자리 관측을 위해 하늘을 연구하던 중, 바이어의 지도에 χ로 표시된 별이 없다는 것을 발견하고 백조자리 χ별의 변광성을 발견했다. 그는 1686년 10월 19일에 이 별을 5등성으로 기록했다. 키르흐는 χ 백조자리를 404.5일 주기의 규칙적인 변광성으로 여겼지만, 주기와 진폭은 주기마다 달랐다. 토머스 딕은 마랄디와 카시니는 주기를 405일로 정했지만, 피고트의 관측을 평균하면 392일 또는 396-7/8일인 것으로 보인다고 기록했다. 그는 또한 최대 밝기일 때 2주 동안 변화가 없고, 11등급에서 최대 밝기까지 3개월 반, 최소 밝기까지 3개월 반이 걸리며, 6개월 동안은 보이지 않는다고 기록했다. 최대 밝기는 5등성에서 7등성 사이에서 변한다고 덧붙였다.

아르겔란더와 슈미트는 1845년부터 1884년까지 연속적인 관측을 수행하여 빛의 변화 최솟값을 기록했다. 20세기 초부터 여러 관측자들이 이 별을 면밀히 관찰하고 있다.

χ 백조자리의 초기 스펙트럼은 최대 광도 부근에서만 얻을 수 있었는데, 약한 흡수선과 밝은 방출선이 겹쳐져 나타났으며, 최대 밝기에서 대략 M6e로 분류되었다. S형이 도입된 후, χ 백조자리는 M형과 S형 사이의 중간형(S5e 또는 M6-M8e)으로 간주되었다. 이후 최소 광도 부근에서 더 민감한 스펙트럼은 M10 또는 S10,1e까지 늦은 스펙트럼 유형을 나타냈다. 수정된 분류 시스템에서 최대값에서 χ 백조자리는 S6 Zr2 Ti6 또는 S6+/1e(MS6+와 동등)로 분류되었으며, 변동의 다른 위상에서의 스펙트럼 유형은 S6/1e에서 S9/1-e까지 다양했다. 1975년에는 SiO 메이저가, 2010년에는 H₂O 방출이 감지되었지만, H₂O 메이저는 발견되지 않았다.

3. 물리적 특징

백조자리 χ는 맥동 변광성으로, 약 408일 주기로 밝기가 변한다. 겉보기 등급은 3.3등급에서 14.2등급까지 변하며, 이는 모든 맥동 변광성 중 가장 큰 변화폭 중 하나이다. 평균 최대 밝기는 약 4.8등급, 평균 최소 밝기는 약 13.4등급이다. 광도 곡선은 주기마다 거의 일정하며, 상승이 하강보다 가파르다. 최소에서 최대로 가는 중간 지점에 밝기 증가가 일시적으로 둔화된 후 매우 빠르게 최대로 상승하는 "범프"가 있는데, 이는 300일보다 긴 주기를 가진 미라 변광성의 광도 곡선에서 흔히 나타나는 특징이다. 상승 시간은 하강 시간의 41~45%이다.

최대 및 최소 등급은 주기마다 상당히 다르다. 최대 밝기는 4.0등급보다 밝거나 6.0등급보다 어두울 수 있으며, 최소 밝기는 14.0등급보다 어둡거나 11.0등급보다 밝을 수 있다. 2015년의 최대 밝기는 관측된 것 중 가장 어두웠을 수 있으며, 6.5등급에 간신히 도달했다.^[1] 반면, 불과 10년 전인 2006년의 최대 밝기는 3.8등급으로 한 세기 이상 가장 밝았다.^[2] 가장 밝은 최소 밝기 중 일부는 관측 범위가 불완전했기 때문일 수 있다. 장기간의 BAA 및 AAVSO 데이터는 20세기 내내 약 13등급과 14등급 사이의 일관된 최소값을 보여준다.

최대에서 최대 또는 최소에서 최소까지의 주기는 일정하지 않으며, 평균에서 40일 정도까지 변동될 수 있다. 평균 주기는 사용된 관측 기간에 따라 다르지만 일반적으로 408.7일로 간주된다. 지난 3세기 동안 평균 주기가 약 4일 증가했다는 증거가 있다. 짧은 시간 척도의 주기 변동은 주기적인 것이 아니라 무작위적인 것으로 보이지만, 세속적인 주기 증가는 선형적이지 않을 가능성이 있다. 주기 변화는 최대값을 사용하여 계산할 때만 유의미하며, 최근 주기에 대해서만 사용할 수 있는 최소값을 사용할 때는 그렇지 않다.

스펙트럼형은 밝기 변화에 따라 S6에서 S10까지 변하며, 가장 빠른 스펙트럼형은 최대 밝기에서 발견된다. 최대값을 지나면 방출선의 세기가 증가하기 시작한다. 최소값으로 향하면 방출이 매우 강해지고 많은 특이한 금지선과 분자선이 나타난다.

χ 백조자리의 직경은 간섭계를 사용하여 직접 측정할 수 있다. 관측에 따르면 직경은 약 19 mas에서 26 mas까지 변한다. 크기 변화는 밝기 및 스펙트럼형과 거의 위상이 일치한다. 가장 작은 크기는 최대값 30일 전인 위상 0.94에서 관측된다.

백조자리 χ는 태양보다 훨씬 크고 차가운 적색 거성이지만, 낮은 온도에도 불구하고 수천 배 더 밝다. 이 별은 약 409일 주기로 반지름과 온도가 모두 변동하며 맥동한다. 온도는 약 2,400 K에서 2,700 K 사이에서 변동하며, 반지름은 약 태양 반지름의 350배에서 480배 사이에서 변동한다. 이러한 맥동은 별의 광도를 약 태양 광도의 6,000배에서 9,000배 사이로 변화시키지만, 시각적 밝기는 10등급 이상 변동시킨다. 거대한 시각적 등급 범위는 온도가 상승함에 따라 적외선에서 전자기파가 이동하고, 차가운 온도에서 시각적 광선을 흡수하는 분자들이 형성됨으로써 생성된다.

별의 시각적 등급은 스펙트럼형 및 온도의 변화와 밀접한 관련이 있다. 반지름은 온도와 거의 반비례 관계에 있다. 최소 반지름은 최대 온도보다 약 30일 전에 발생한다. 볼로메트릭 광도의 변화는 주로 별의 크기 변화에 의해 좌우되며, 최대 광도는 최대 반지름 및 최저 온도 도달 약 57일 전에 발생한다. 광도는 시각적 밝기보다 1/4주기 뒤에 변동하며, 이는 별이 최대 광도에서 최소 광도보다 더 어둡다는 것을 의미한다.

고립된 별의 질량을 정확하게 결정하는 것은 어렵다. χ 백조자리의 경우, 맥동은 대기층의 중력 가속도를 직접 측정할 수 있는 방법을 제공한다. 이 방식으로 측정된 질량은 태양 질량의 2.1배이다. χ 백조자리에 미라형 별에 대한 경험적 주기/질량/반지름 관계를 적용하면 태양 질량의 3.1배의 질량이 나온다. χ 백조자리는 8.5 km/s의 항성풍을 통해 매년 거의 태양 질량의 백만분의 1에 해당하는 질량을 잃고 있다.

χ 백조자리는 스펙트럼에 지르코늄 산화물과 이산화 티타늄의 띠가 나타나기 때문에 일반적으로 S형 별로 분류된다. 다른 S형 별에 비해 ZrO 띠가 약하고 VO 띠가 보이기 때문에 스펙트럼은 때때로 일반적인 M형 스펙트럼과 S형의 중간 단계인 MS형으로 묘사된다. 또한 테크네튬과 같은 s-과정 원소의 스펙트럼선이 나타나는데, 이는 미라 변광성과 같은 AGB 별에서 자연적으로 생성된다. S형 별은 대기에 탄소보다 산소가 더 많은 M형 별과 대기에 탄소가 더 많은 탄소별 사이의 중간 단계이다. 탄소는 세 번째 준설에 의해 대기로 이동하며, 이는 열적 펄스와 함께 발생한다. S형 별의 C/O 비율은 약 0.95에서 1.05 사이이다. χ 백조자리의 대기 중 C/O 비율은 0.95로, 경계선 S/MS형 별로서의 지위와 일치한다.

χ 백조자리는 자기장이 감지된 최초의 미라형 별이다. AGB 별에서 일반적으로 발견되는 매우 약한 자기장은 별의 대기 맥동 중 충격파에 의해 증폭되는 것으로 여겨진다.

밝기는 408.05일 주기로 3.3 등급에서 14.2 등급까지 변하는데^[7], 극대 시 밝기가 반드시 3.3 등급까지 밝아지는 것은 아니다. 평균 극대 광도는 4.3 등급 ~ 5.1 등급 정도이며, 2014년에는 극대 시에도 7 등급 전후까지만 광도가 증가했다.^[6] 반면 극소 시에도 14.2 등급까지 어두워지는 것은 아니지만, 극대만큼 큰 변화는 없으며, 평균 극소 광도는 13.3 등급 ~ 14.1 등급 정도이다. 스펙트럼형은 S6,2e-S10,4e까지 변화한다.^[5] S형이라는 스펙트럼 분류는 적색 거성에서만 보이는 특수한 스펙트럼형으로, 지르코늄 산화물의 흡수선이 관측된다. 일반적인 저온 별의 스펙트럼 분류는 K형 또는 M형이며, 이산화 티타늄의 흡수선이 관측된다. 또한, K형 및 M형은 적색 왜성 · 적색 거성 · 적색 초거성과 같이 모든 저온 별에서 보이는 반면, S형의 항성은 적색 왜성이나 적색 초거성에 존재하지 않는다.

3. 1. 관측 정보

백조자리 키는 γ별(사드르)과 β별(알비레오) 사이에 있는 η별 근처에 위치한다. 옅은 노란색의 5등성인 17번별과 가까운 두 개의 6등성으로 이루어진 직각삼각형을 찾으면 쉽게 찾을 수 있다. 극대기에는 쌍안경으로도 관측 가능하지만, 극소기에는 구경 15cm~20cm 정도의 천체 망원경이 필요하다.

3. 2. 거리

히파르코스 위성의 관측 데이터를 재계산한 결과 백조자리 키의 연주 시차는 5.53 밀리초각(mas)으로, 지구로부터 약 590 광년 떨어져 있는 것으로 나타났다. 그러나 이 시차는 별의 각 직경의 약 4분의 1에 불과하며, 통계적 오차 범위는 약 20%이다. 각 직경 변화와 시선 속도를 비교하여 거리를 도출하면 5.9mas의 시차, 즉 550 광년 거리가 나온다.

과거 연구에서는 345 광년, 370 광년, 430 광년 등 더 작은 거리가 도출되기도 했다. 히파르코스 위성의 초기 관측에서는 시차가 9.43mas로 계산되어 거리가 346 광년으로 나타나기도 했다. 백조자리 키의 겉보기 등급을 주기-광도 관계에서 계산된 절대 등급과 비교하면 최신 시차 값과 일치하는 거리를 얻을 수 있다.

3. 3. 물리적 성질

백조자리 χ는 태양보다 훨씬 크고 차가운 적색 거성이지만, 낮은 온도에도 불구하고 수천 배 더 밝다. 이 별은 약 409일 주기로 반지름과 온도가 모두 변동하며 맥동한다. 온도는 약 2,400 K에서 2,700 K 사이에서 변동하며, 반지름은 약 태양 반지름의 350배에서 480배 사이에서 변동한다. 이러한 맥동은 별의 광도를 약 태양 광도의 6,000배에서 9,000배 사이로 변화시키지만, 시각적 밝기는 10등급 이상 변동시킨다. 거대한 시각적 등급 범위는 온도가 상승함에 따라 적외선에서 전자기파가 이동하고, 차가운 온도에서 시각적 광선을 흡수하는 분자들이 형성됨으로써 생성된다.

별의 시각적 등급은 스펙트럼형 및 온도의 변화와 밀접한 관련이 있다. 반지름은 온도와 거의 반비례 관계에 있다. 최소 반지름은 최대 온도보다 약 30일 전에 발생한다. 볼로메트릭 광도의 변화는 주로 별의 크기 변화에 의해 좌우되며, 최대 광도는 최대 반지름 및 최저 온도 도달 약 57일 전에 발생한다. 광도는 시각적 밝기보다 1/4주기 뒤에 변동하며, 이는 별이 최대 광도에서 최소 광도보다 더 어둡다는 것을 의미한다.

고립된 별의 질량을 정확하게 결정하는 것은 어렵다. χ 백조자리의 경우, 맥동은 대기층의 중력 가속도를 직접 측정할 수 있는 방법을 제공한다. 이 방식으로 측정된 질량은 태양 질량의 2.1배이다. χ 백조자리에 미라형 별에 대한 경험적 주기/질량/반지름 관계를 적용하면 태양 질량의 3.1배의 질량이 나온다. χ 백조자리는 8.5 km/s의 항성풍을 통해 매년 거의 태양 질량의 백만분의 1에 해당하는 질량을 잃고 있다.

χ 백조자리는 스펙트럼에 지르코늄 산화물과 이산화 티타늄의 띠가 나타나기 때문에 일반적으로 S형 별로 분류된다. 다른 S형 별에 비해 ZrO 띠가 약하고 VO 띠가 보이기 때문에 스펙트럼은 때때로 일반적인 M형 스펙트럼과 S형의 중간 단계인 MS형으로 묘사된다. 또한 테크네튬과 같은 s-과정 원소의 스펙트럼선이 나타나는데, 이는 미라 변광성과 같은 AGB 별에서 자연적으로 생성된다. S형 별은 대기에 탄소보다 산소가 더 많은 M형 별과 대기에 탄소가 더 많은 탄소별 사이의 중간 단계이다. 탄소는 세 번째 준설에 의해 대기로 이동하며, 이는 열적 펄스와 함께 발생한다. S형 별의 C/O 비율은 약 0.95에서 1.05 사이이다. χ 백조자리의 대기 중 C/O 비율은 0.95로, 경계선 S/MS형 별로서의 지위와 일치한다.

χ 백조자리는 자기장이 감지된 최초의 미라형 별이다. AGB 별에서 일반적으로 발견되는 매우 약한 자기장은 별의 대기 맥동 중 충격파에 의해 증폭되는 것으로 여겨진다.

밝기는 408.05일 주기로 3.3 등급에서 14.2 등급까지 변하는데^[7], 극대 시 밝기가 반드시 3.3 등급까지 밝아지는 것은 아니다. 평균 극대 광도는 4.3 등급 ~ 5.1 등급 정도이며, 2014년에는 극대 시에도 7 등급 전후까지만 광도가 증가했다.^[6] 반면 극소 시에도 14.2 등급까지 어두워지는 것은 아니지만, 극대만큼 큰 변화는 없으며, 평균 극소 광도는 13.3 등급 ~ 14.1 등급 정도이다. 스펙트럼형은 S6,2e-S10,4e까지 변화한다.^[5]

4. 진화

백조자리 χ별은 점근거성가지(AGB)에 있는 밝고 변광성이 큰 적색거성이다. 중심핵의 헬륨 연소는 끝났지만, 더 무거운 원소를 연소하기에는 질량이 부족하여 동심원 껍질에서 수소와 헬륨을 융합하고 있다. 특히, 헬륨 껍질이 수소 껍질에 가깝고 융합을 잠시 중단하고 수소 연소 껍질에서 새로운 물질이 축적되면서 주기적인 헬륨 섬광이 발생하는 열적 맥동 AGB(TP-AGB) 단계에 있다.

AGB 별은 질량을 잃고 내부 껍질이 표면에 가까워짐에 따라 더 밝아지고 커지며 차가워진다. 질량 손실은 질량이 감소하고 광도가 증가하며 더 많은 융합 생성물이 표면으로 긁혀 올라옴에 따라 증가한다. 질량 손실이 극심해져 온도가 상승하기 시작하면 후-AGB 단계로 들어가 결국 백색왜성이 된다.

미라 변광성의 진화는 맥동의 불안정한 영역에 머무르는 것을 가정할 때 주기가 증가하게 된다. 그러나 이러한 장기적인 추세는 열적 맥동에 의해 중단된다. 이러한 열적 맥동은 수만 년 간격으로 발생하지만, 맥동 후 천 년 미만의 기간 동안 급격한 주기 변화를 생성하는 것으로 이론화되었다. 백조자리 χ별에 대해 감지된 주기 변화는 열적 맥동 이후의 급격한 변화가 끝났음을 시사한다. 맥동 간의 주기 변화는 현재 관측으로는 감지하기에는 너무 느리다.

TP-AGB에서의 열적 맥동은 AGB 단계의 끝까지 점진적으로 더 극적인 변화를 생성한다. 각 맥동은 수소 껍질을 향해 표면에서 대류를 유발하는 내부 불안정성을 일으킨다. 이 대류 영역이 충분히 깊어지면 껍질의 융합 생성물을 표면으로 이동시킨다. 이를 세 번째 준설이라고 하며, 여러 번의 세 번째 준설이 발생할 수 있다. 이러한 융합 생성물이 표면에 나타나는 것은 M형 항성이 S형 항성을 거쳐 궁극적으로 탄소별로 변하는 원인이 된다.

AGB 별의 초기 질량과 나이를 정확하게 유도하기는 어렵다. 중간 질량 별은 AGB 시작까지 상대적으로 적은 질량(10% 미만)을 잃지만, AGB, 특히 TP-AGB에서 강한 질량 손실을 보인다. 초기 질량이 매우 다른 별은 AGB에서 매우 유사한 특성을 보일 수 있다. 3M_☉의 초기 질량을 가진 별은 AGB에 도달하는 데 약 4억 년, TP-AGB에 도달하는 데 약 600만 년이 걸리고, TP-AGB 단계에서 100만 년을 보낸다. TP-AGB 전에 약 0.1M_☉을 잃고, TP-AGB에서 0.5M_☉을 잃을 것이다. 0.6M_☉의 탄소-산소 핵은 백색 왜성이 되고, 남은 외피는 행성상성운이 될 가능성이 있다.