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섬광성

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목차

1. 개요

섬광성은 자기 활동으로 인해 밝기가 갑자기 증가하는 별을 의미한다. 섬광성은 태양 플레어와 유사한 과정을 통해 플레어를 생성하며, 플레어는 전 플레어, 임펄스, 플래시, 붕괴 단계로 진행된다. 섬광성은 태양과 같은 고립된 별뿐만 아니라 쌍성계나 별과 원반 사이의 상호 작용을 통해서도 발생할 수 있다. 프록시마 센타우리, 울프 359, 버나드 별, EV Lacertae, TVLM513-46546, 2MASS J18352154-3123385 A 등 지구 근처의 여러 별들이 섬광성으로 확인되었으며, II 페가시에서 관측된 플레어는 현재까지 기록된 가장 강력한 별 플레어로 추정된다.

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섬광성

2. 항성 플레어 모델

태양은 플레어를 일으키는 것으로 알려져 있으며, 태양 플레어는 전 스펙트럼에 걸쳐 광범위하게 연구되어 왔다. 평균적으로 태양은 분광형, 자전 주기 및 나이가 태양과 유사한 다른 별들에 비해 변동성이 적고 약한 플레어를 보이지만, 다른 별 플레어와 태양 플레어가 동일하거나 유사한 과정을 공유한다고 일반적으로 생각된다.[4] 따라서 태양 플레어 모델은 다른 별 플레어를 이해하기 위한 틀로 사용되어 왔다.

일반적인 아이디어는 플레어가 코로나의 자기장 선의 재결합을 통해 생성된다는 것이다.[5] 플레어에는 전 플레어 단계, 임펄스 단계, 플래시 단계 및 붕괴 단계의 여러 단계가 있다. 이러한 단계는 서로 다른 시간 척도와 스펙트럼 전반에 걸쳐 서로 다른 방출을 보인다.


  • 전 플레어 단계는 일반적으로 몇 분 동안 지속되며, 코로나 플라스마가 수천만 켈빈의 온도로 천천히 가열된다. 이 단계는 주로 연 X선과 EUV에서 관찰할 수 있다.
  • 임펄스 단계는 3~10분 동안 지속되며, 다수의 전자와 때로는 이온이 keV에서 MeV에 이르는 극도로 높은 에너지로 가속된다. 방출은 전파 파장에서 자이로싱크로트론 복사로, 경 X선 파장에서 제동 복사로 볼 수 있다. 이 단계에서 대부분의 에너지가 방출된다.[6]
  • 이후 플래시 단계는 Hα 방출의 급격한 증가로 정의된다. 자유롭게 흐르는 입자는 자기 선을 따라 이동하며 코로나에서 낮은 채층으로 에너지를 전달한다. 채층의 물질은 가열되어 코로나로 팽창한다. 플래시 단계에서의 방출은 주로 가열된 별 대기의 열 복사에 기인한다.
  • 물질이 코로나에 도달하면 에너지의 집중적인 방출이 둔화되고 냉각이 시작된다. 1~수 시간 동안 지속되는 붕괴 단계 동안 코로나가 원래 상태로 돌아간다.


이것은 고립된 별이 플레어를 생성하는 방식에 대한 모델이지만, 이것이 유일한 방법은 아니다. 별과 동반자 또는 때로는 환경 간의 상호 작용도 플레어를 생성할 수 있다. RS 카눔 베나티코룸 변광성과 같은 쌍성계에서 플레어는 시스템의 두 물체 간의 자기장 상호 작용을 통해 생성될 수 있다. 대부분의 경우 원시별 또는 주계열성 이전 별인 강착 원반을 가진 별의 경우, 별과 원반 사이의 자기장 상호 작용도 플레어를 일으킬 수 있다.[7]

3. 가까운 섬광성

섬광성은 본질적으로 희미하지만, 지구로부터 1,000 광년 떨어진 거리에서도 발견되었다.[8] 2014년 4월 23일, 미국 항공우주국(NASA)의 스위프트 위성은 인근 적색 왜성인 사냥개자리 DG(DG Canum Venaticorum)에서 관측된 사상 가장 강력하고, 뜨겁고, 오래 지속된 일련의 별 섬광을 감지했다. 이 기록적인 일련의 폭발에서 처음 발생한 섬광은 지금까지 기록된 가장 큰 태양 플레어보다 10,000배나 더 강력했다.[9]

섬광성은 절대 등급이 작은 적색 왜성이며, 채층이 매우 발달해 있다. 섬광성에서 일어나는 플레어는 태양처럼 채층에서 일어나는 예측 불가능한 폭발 현상으로 생각되지만, 태양에서는 표면의 일부만 활동하고 가시광선 범위에서는 변화가 거의 보이지 않는 반면, 섬광성에서는 별 전체가 플레어를 일으켜 수 초에서 수십 초 만에 급격히 밝아진다. 증광 규모는 평상시의 3배에서 200배 이상으로 다양하며, 수 분에서 수십 분 만에 원래 밝기로 돌아온다. 증광은 가시광선뿐만 아니라, X선에서 전파 부분에까지 미친다.

최초로 발견된 섬광성은 1924년 백조자리 V1396 별이나 현미경자리 AT 별이지만, 1948년 발견된 고래자리 UV별(루이텐 726-8B)이 잘 알려져 있다. 고래자리 UV형 변광성이라는 별명은 이 별에서 유래했다. 태양계에서 가장 가까운 항성인 프록시마 센타우리나 울프 359 등도 섬광성이다.

현재 확인된 섬광성은 태양계에서 약 60광년 이내의 근거리에 있는 항성뿐이지만, 이는 섬광성의 성질상 근거리가 아니면 플레어에 의한 증광을 관측할 수 없고, 섬광성으로 분류되는 어두운 적색 왜성은 거리가 멀어지면 발견 자체가 어려워지기 때문이라고 생각된다.

갈색 왜성도 섬광성이 될 가능성이 제시되고 있지만, 적색 왜성보다 더 작고 어두워서 발견과 확인이 어렵다.

3. 1. 프록시마 센타우리

태양과 가장 가까운 이웃 별인 프록시마 센타우리는 자기 활동으로 인해 가끔 밝기가 증가하는 섬광성이다.[10] 프록시마 센타우리의 자기장은 별 전체의 대류에 의해 생성되며, 그 결과 섬광 활동은 태양과 유사한 총 X선 방출을 생성한다.[11] 울프 359 또한 섬광성 중 하나이다.

프록시마 센타우리 (앞쪽), 행성 c (앞쪽), 알파 센타우리 쌍성 (배경)

3. 2. 울프 359

울프 359의 예술적 해석


울프 359는 지구에서 가까운 적색 왜성이자 UV Cet형 섬광성으로, 비교적 높은 플레어 발생률을 보인다. 글리제 406 또는 CN 레오로도 알려져 있으며, 분광형은 M6.5이고 X선을 방출한다.[12][13]

울프 359의 평균 자기장은 약 2.2kG (0.2조)의 세기를 가지지만, 6시간과 같이 짧은 시간 척도에서도 크게 변동한다.[14] 이에 비해 태양의 자기장은 평균 1G (100µT)이지만, 활동적인 흑점 지역에서는 3kG (0.3조)까지 상승할 수 있다.[15]

3. 3. 버나드 별

목성, 버나드 별 및 태양의 크기 비교


버나드 별은 태양에서 네 번째로 가까운 별이다. 70억~120억 년의 나이로, 버나드 별은 태양보다 훨씬 오래되었다. 오랫동안 항성 활동 측면에서 조용할 것으로 추정되었다. 그러나 1998년, 천문학자들은 강력한 별 플레어를 관측했으며, 버나드 별이 섬광성임을 보여주었다.[16][17]

3. 4. EV Lacertae

EV Lacertae의 플레어 폭발에 대한 예술적 표현


EV Lacertae는 지구에서 16.5광년 거리에 있는 별로, 해당 별자리에서 가장 가까운 별 중 하나이다. 약 3억 년 된 젊은 별이며, 강력한 자기장을 가지고 있다. 2008년에는 관측된 가장 큰 태양 플레어보다 수천 배 더 강력한 기록적인 플레어를 발생시켰다.[18]

3. 5. TVLM513-46546

TVLM 513-46546는 적색 왜성과 갈색 왜성의 경계에 있는 극저 질량 M9 섬광성이다. 아레시보 천문대에서 얻은 전파 파장의 데이터에 따르면, 이 별은 7054초마다 0.01초의 정밀도로 섬광을 일으킨다.[19]

4. 기록적인 플레어

2005년 12월 현재까지 감지된 가장 강력한 별 플레어는 활동적인 쌍성 II 페가시에서 발생했을 가능성이 있다.[20] 스위프트 감마선 폭발 탐사선의 관측에 따르면, 이는 태양 플레어에서 관찰되는 확립된 노이퍼트 효과의 경성 X선 존재를 시사한다.

5. 기타

(내용 없음)

5. 1. 갈색 왜성의 섬광성

갈색 왜성도 섬광성이 될 가능성이 제시되고 있지만, 적색 왜성보다 더 작고 어두워서, 발견과 확인이 어렵다.

참조

[1] 논문 Variable Stars of Low Luminosity 1954-02
[2] 논문 Superflares on Ordinary Solar-Type Stars 2000-02
[3] 논문 Are Superflares on Solar Analogues Caused by Extrasolar Planets? 2000-02
[4] 논문 Scaling Laws of Solar and Stellar Flares https://ui.adsabs.ha[...] 2008
[5] 논문 Flare Observations https://ui.adsabs.ha[...] 2017
[6] 논문 Physical Processes in Magnetically Driven Flares on the Sun, Stars, and Young Stellar Objects https://ui.adsabs.ha[...] 2010
[7] 논문 High-Energy Processes in Young Stellar Objects https://ui.adsabs.ha[...] 1999
[8] 논문 The Nature of the Deep Lens Survey Fast Transients 2006
[9] 뉴스 NASA's Swift mission observes mega flares from nearby red dwarf star https://www.scienced[...] NASA/Goddard Space Flight Center 2014-09-30
[10] 논문 A Detailed Study of Opacity in the Upper Atmosphere of Proxima Centauri 2004
[11] 논문 Observational Estimates for the Mass-Loss Rates of α Centauri and Proxima Centauri Using Hubble Space Telescope Lyα Spectra 2001
[12] 논문 The X-Ray View of the Low-Mass Stars in the Solar Neighborhood 1995-09
[13] 논문 Characteristics of activity energetics of the UV Cet-type flare stars 1983
[14] 논문 Rapid magnetic flux variability on the flare star CN Leonis http://www.aanda.org[...] 2007
[15] 뉴스 Calling Dr. Frankenstein! : Interactive Binaries Show Signs of Induced Hyperactivity http://www.noao.edu/[...] National Optical Astronomy Observatory 2006-05-24
[16] 웹사이트 A Flare for Barnard's Star http://www.astronomy[...] Kalmbach Publishing Co. 2006-08-10
[17] 웹사이트 V2500 Oph http://www.aavso.org[...] 2015-11-18
[18] 웹사이트 Pipsqueak Star Unleashes Monster Flare https://www.nasa.gov[...] 2023-12-28
[19] 논문 Timing Analysis of the Periodic Radio and Optical Brightness Variations of the Ultracool Dwarf, TVLM 513-46546 2014
[20] 기타 Swift Observations of Stellar Flares http://swift.gsfc.na[...] 2007-05-01
[21] 서적 オックスフォード天文学辞典 朝倉書店
[22] 서적 天文学辞典 改訂増補第2刷 地人書館


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