카시오페이아자리 로
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1. 개요
카시오페이아자리 로는 카시오페이아자리에 있는 변광성으로, 극도로 높은 광도를 가지며 주기적인 폭발 현상을 보이는 항성이다. 1603년 요한 바이어의 항성 목록에 처음 수록되었으며, 1901년 변광성으로 분류되었다. 약 50년을 주기로 밝기가 변동하며, 1946년, 2000-2001년, 2013년 이후 여러 차례 폭발이 관측되었다. 현재는 핵 연료를 소진하여 초신성 폭발을 할 것으로 예상된다. 동양에서는 '등사12'로 불린다.
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카시오페이아자리 감마는 겉보기 등급이 불규칙하게 변하는 분출 변광성이자 카시오페이아자리 감마 변광성의 대표 별로, 빠른 회전 속도와 적도 팽창, 뜨거운 가스 원반을 특징으로 하며 X선 방출 메커니즘에 대한 논쟁이 있고, 분광 쌍성을 포함하는 다중성계이며 'Navi'라는 별칭으로도 알려져 있다.
| 카시오페이아자리 로 | |
|---|---|
| 개요 | |
 | |
| 관측 정보 | |
| 기원 | J2000 |
| 적경 | 23시 54분 23.0초 |
| 적위 | +57° 29′ 58″ |
| 겉보기 등급 | 4.1에서 6.2 (변광) |
| 별자리 | 카시오페이아자리 |
| 특징 | |
| 분광형 | G2Iae (F8pIa-K0pIa-0) |
| U-B 색지수 | 1.15 |
| B-V 색지수 | 1.26 |
| 변광성 유형 | SRd |
| 운동 | |
| 시선 속도 | -47 km/s |
| 고유 운동 (적경) | -4.54 mas/yr |
| 고유 운동 (적위) | -3.45 mas/yr |
| 연주 시차 | 0.9470 ± 0.2021 mas |
| 거리 | 8,150+1,630−1,630 광년 |
| 거리 (파섹) | 2,500+500−500 파섹 |
| 절대 등급 | –9.5 |
| 물리적 특성 | |
| 질량 | 40 태양 질량 |
| 반지름 | 564+67−67 또는 700+112−112 태양 반지름 |
| 광도 | 302,000+530,000−302,000 또는 129,000 태양 광도 |
| 표면 온도 | 4,571+6,044−4,571 켈빈 |
| 금속 함량 | 0.3 |
| 자전 속도 | 25 km/s |
| 표면 중력 | 0.1 |
| 나이 | 4+6−4 백만 년 |
| 식별 정보 | |
| 고유 명칭 | 카시오페이아자리 로 |
| 플램스티드 명명법 | 카시오페이아자리 7 |
| 기타 명칭 | HR 9045 BD+56°3111 HD 224014 SAO 35879 FK5 899 HIP 117863 GC 33160 |
| 기타 | |
| SIMBAD | HD+224014 |
2. 관측
이 별은 1603년 요한 바이어가 만든 항성 목록 우라노메트리아에 바이어 명명법으로 처음 수록되었다. 1712년 존 플램스티드가 출간한 항성 목록에서는 플램스티드 명명법에 따라 '카시오페이아자리 7'이라는 번호를 받았다.
카시오페이아자리 로는 하늘에서 두 번째로 밝은 황색 초거성으로, 북반구 하늘에서 주로 관측된다. 가장 밝은 황색 초거성은 남반구에서 주로 보이는 용골자리 V382이다. 평소 겉보기등급은 약 4.5등급이지만, 밝기가 크게 변하는 변광성으로 알려져 있다. 자세한 변광 양상은 하위 섹션에서 다룬다.
과거 히파르코스 위성의 초기 측정값에 따르면 이 별까지의 거리는 약 1만 광년으로 추정되어, 맨눈으로 볼 수 있는 별 중 매우 먼 거리에 있는 것으로 여겨졌다.[9][10][11] 하지만 이후 연구에서는 이보다 훨씬 가까운 거리에 있는 것으로 측정되었다.
2. 1. 변광성으로서의 발견
카시오페이아자리 로는 1901년에 처음으로 변광성으로 기록되었으며, 당시에는 변화 폭은 작지만 확실한 변광 범위가 있다는 의미의 'pec'로 분류되었다. 이 별은 맥동하며 질량을 잃고, 자신이 대량으로 방출한 물질에 주기적으로 가려지는 현상을 보이는, 매우 밝고 무거운 불안정한 항성으로 밝혀졌다.
이 별의 겉보기등급은 보통 4.5등급 정도이지만, 1946년에는 예기치 않게 6등급까지 어두워지는 큰 변화를 보였다. 이때 유효온도는 약 4,000,000까지 내려갔으며 (이는 평소보다 3,000,000 이상 냉각된 것이다), 스펙트럼은 평소의 F형과 달리 M형 항성의 특징인 낮은 들뜸 상태를 나타냈다. 이 현상은 항성 주변에서 발견된 팽창하는 껍질 구조와 관련이 있을 것으로 추정되었다. 1893년에도 비슷한 현상이 기록된 바 있어, 카시오페이아자리 로는 약 50년 주기로 이러한 급격한 변화를 겪는 것으로 보인다.
2000년부터 2001년 사이에 또다시 대규모 폭발 현상이 관측되었으며, 이는 윌리엄 허셜 망원경을 통해 자세히 연구되었다. 이 폭발 과정에서 항성은 지구 질량의 약 1만 배, 혹은 태양 질량의 약 3%에 달하는 엄청난 양의 물질을 우주 공간으로 방출했다. 이는 관측된 항성 질량 방출 사건 중 가장 큰 규모에 속한다. 이 기간 동안 항성의 온도는 수개월 만에 7,000,000에서 4,000,000까지 급격히 떨어졌다.
2013년에는 또 다른 껍질 방출 사건이 발생하여 스펙트럼에 극적인 변화가 나타났고, 가시광선에서의 밝기가 약 0.5등급 감소했다. 이후 2014년 후반에는 금속 원소의 약한 방출선과 이중 구조의 H-α 흡수선이 관측되었고, 2017년에는 특이한 삼중 구조의 흡수선이 나타났다. 밝기는 최대 4.3등급까지 상승했다가 5등급으로 어두워졌으며, 2018년에는 다시 4.2등급까지 밝아지는 등 불안정한 변화를 이어갔다.
이러한 반복적인 대규모 질량 방출 현상은 카시오페이아자리 로가 항성 진화의 마지막 단계에 이르러 핵융합 연료를 거의 소진했음을 시사한다. 일부 천문학자들은 이 별이 이미 초신성 폭발을 일으켰으나 그 빛이 아직 지구에 도달하지 않았거나, 가까운 미래에 초신성으로 폭발할 가능성이 높다고 보고 있다. 지속적인 관측을 통해 이 별은 앞으로 1만 년 동안 태양 질량의 약 20배에 해당하는 질량을 추가로 잃을 것으로 추정된다.
2. 2. 주기적인 대규모 폭발
카시오페이아자리 로는 1901년 변광성으로 처음 기록되었으며, 당시에는 변화량이 작지만 확실한 변동 범위를 가진다는 의미의 'pec.'(peculiar)로 분류되었다. 이 별의 광도는 불안정하여 겉보기등급이 4.1등급에서 6.2등급까지 변동한다.
이 별은 주기적으로 대규모 폭발을 일으키는 것으로 알려져 있다. 1893년에 첫 번째로 기록된 폭발이 있었고, 이후 약 50년 주기로 비슷한 현상이 반복되는 것으로 추정된다.
1946년에는 밝기가 예상치 못하게 6등급까지 크게 어두워졌으며, 유효온도는 3000K-change 이상 내려갔다. 이후 다시 원래 밝기로 돌아왔다. 이 사건의 정확한 원인은 밝혀지지 않았으나, 항성 주변에서 발견된 팽창하는 껍질 구조와 관련이 있을 것으로 추정되었다. 당시 별의 스펙트럼은 이전의 F8형과는 달리 M형 별의 특징인 낮은 들뜸 상태를 보였다. 이는 별이 맥동하면서 질량을 잃고, 주기적으로 방출된 두꺼운 물질층에 가려지기 때문에 나타나는 현상으로 밝혀졌다.
2000년부터 2001년에 걸쳐 또다시 대규모 폭발이 발생했으며, 이는 윌리엄 허셜 망원경을 통해 관측되었다. 이 폭발로 지구 질량의 약 1만 배, 또는 태양 질량의 약 3%에 해당하는 막대한 양의 물질이 방출된 것으로 추정되며, 이는 관측 역사상 가장 큰 규모의 항성 물질 방출 사례 중 하나이다. 이 기간 동안 온도는 수개월에 걸쳐 7,000,000에서 4,000,000까지 떨어졌다.
2013년에는 다시 껍질 방출 현상이 관측되어 스펙트럼에 극적인 변화가 나타났고, 가시광선 파장에서 밝기가 약 0.5등급 감소했다. 2014년 후반에는 금속 원소의 약한 방출선과 이중 H-α 흡수선이 관측되었고, 2017년에는 특이한 삼중 흡수선이 나타났다. 이 시기 밝기는 최대 4.3등급까지 올랐다가 5등급으로 어두워졌으며, 2018년에는 다시 4.2등급까지 밝아졌다.
이러한 주기적인 대규모 폭발과 질량 손실 현상은 카시오페이아자리 로가 항성 진화의 마지막 단계에 있으며, 핵융합 연료를 거의 소진했음을 시사한다. 이 별은 이미 초신성 폭발을 겪었지만 그 빛이 아직 지구에 도달하지 않았거나, 가까운 미래에 초신성으로 폭발할 가능성이 높은 것으로 여겨진다. 지속적인 관측을 통해 이 별은 앞으로 1만 년 동안 태양 질량의 약 20배에 달하는 물질을 추가로 잃을 것으로 예측된다.
3. 특성
카시오페이아자리 로(ρ Cas / Rho Cassiopeiae)는 우리 은하에서 알려진 항성 중 가장 광도가 높은 별 중 하나인 황색극대거성이다. 이 별은 극도로 불안정하여 밝기가 4.1등급에서 6.2등급까지 불규칙하게 변하며, 약 50년을 주기로 대규모 폭발을 일으켜 자신의 대기 일부를 우주 공간으로 방출하는 독특한 특성을 보인다. 이러한 주기적인 폭발은 상당한 질량 손실을 동반하며 별의 밝기와 온도를 크게 변화시킨다.
이 별은 1603년 요한 바이어가 저술한 성표 '우라노메트리아'에 바이어 부호 ρ가 부여되었고, 1712년 존 플램스티드의 성표에서는 '카시오페이아자리 7번 별'이라는 플램스티드 부호를 받았다. 역사적으로 1893년, 1946년, 2000-2001년, 2013년에 큰 밝기 변화와 폭발적 현상이 관측되었다.
카시오페이아자리 로는 현재 진화의 마지막 단계에 있으며, 중심핵의 핵융합 연료를 거의 소진한 상태로 추정된다. 이러한 불안정한 상태와 반복적인 폭발 현상 때문에 가까운 미래에 초신성으로 폭발할 가능성이 높은 항성으로 여겨진다. 일부에서는 이미 폭발했지만 그 빛이 아직 지구에 도달하지 않았을 가능성도 제기한다.
3. 1. 물리적 특징
right
카시오페이아자리 로(ρ Cas)는 알려진 항성 중에서도 광도가 극도로 높은 황색극대거성 중 하나이다. 이 별의 광도는 에딩턴 한계에 가까우며, 일반적으로 매년 태양 질량의 약 10−6배에 해당하는 물질을 항성풍 형태로 잃고 있다. 이는 태양풍 속도의 수억 배에 달하는 엄청난 양이다. 평상시 카시오페이아자리 로는 유효온도 7,000,000 이상, 반지름은 태양의 약 400배 정도를 유지하며, 불규칙하게 맥동하여 밝기에 작은 변화를 보인다.
이 별은 대략 50년을 주기로 큰 규모의 폭발을 일으켜 대기의 상당 부분을 우주 공간으로 날려 보낸다. 이 폭발 시 표면 온도는 약 1500K-change 떨어지고 밝기 역시 최대 1.5 등급까지 감소한다. 역사적으로 1893년에 유사한 폭발이 기록되었으며, 1946년에는 밝기가 6등급까지 어두워지고 온도는 약 4,000,000까지 내려갔다. 가장 최근의 대규모 폭발은 2000년부터 2001년에 걸쳐 일어났는데, 이때 질량 손실률이 연간 태양 질량의 5×10−2배로 급증했으며, 총 태양 질량의 약 3% 또는 지구 질량의 약 1만 배에 해당하는 엄청난 양의 물질을 방출했다. 이 몇 달 사이에 온도가 7,000,000에서 4,000,000까지 떨어지는 것이 관측되었다. 폭발 중에도 별의 총 광도는 태양의 약 50만 배 정도로 거의 일정하게 유지되지만, 방출되는 복사 에너지의 파장은 가시광선보다 긴 적외선 영역으로 이동한다. 2013년에도 껍질 물질 방출로 인해 스펙트럼에 극적인 변화가 관측되었고, 가시광선 밝기가 0.5등급 감소했다.
2024년, CHARA 배열을 이용한 간섭 측정법 관측 결과, 카시오페이아자리 로의 각지름은 2.08 ± 0.01 밀리초로 측정되었다. 이 별까지의 거리를 2.5 ~ 3.1 킬로파섹(kpc)으로 가정할 경우, 물리적인 광구 반지름은 각각 태양의 564 ± 67배 또는 700 ± 112배로 추정되며, 이는 이전에 알려진 평균값(약 400배)보다 크고 베텔게우스와 비슷한 크기이다.[5]
카시오페이아자리 로의 표면에는 태양에 비해 무거운 원소들의 함량이 높게 나타나지만, 탄소(C)와 산소(O)는 상대적으로 고갈된 상태이다. 이는 거대한 항성 내부에서 수소 핵융합이 주로 CNO 순환 과정을 통해 일어나기 때문에 나타나는 현상이다. 표면으로 대류 현상을 통해 올라온 헬륨(He)과 질소(N) 외에도 나트륨(Na)의 함량이 눈에 띄게 증가했는데, 이는 이 별이 과거 적색초거성 단계에서 내부 물질이 표면으로 섞여 올라오는 준설 과정을 겪었음을 시사한다. 따라서 카시오페이아자리 로는 현재 중심핵에서 삼중알파과정을 통해 헬륨 핵융합을 진행하며, 점차 더 뜨거운 표면 온도를 갖는 방향으로 진화하고 있을 것으로 추정된다.
적색초거성 단계를 지난 별이 상대적으로 질량이 작고 광도가 높으면 에딩턴 한계에 가까워지면서 불안정해진다. 특히 카시오페이아자리 로와 같은 황색 극대거성은 표면 온도가 수소(H)와 헬륨(He)이 부분적으로 이온화되는 영역에 놓여 있는데, 이 영역에서는 불투명도의 변화가 별의 맥동을 유발한다. 이는 세페이드 변광성의 맥동 원리와 유사하다. 극대거성의 경우 이러한 맥동은 일반적으로 불규칙하고 진폭이 작지만, 별 외부층의 전반적인 불안정성과 결합하여 앞서 언급된 대규모 폭발로 이어질 수 있다. 이러한 폭발과 질량 손실은 별이 점차 대기를 잃으면서 더 뜨거운 온도로 진화해 가는 과정의 일부로 여겨진다.
이러한 관측 결과들은 카시오페이아자리 로가 중심핵의 핵연료를 거의 소진했음을 보여준다. 따라서 이 별은 가까운 미래에 초신성 폭발을 일으킬 것으로 예상되며, 어쩌면 이미 폭발했지만 그 빛이 아직 지구에 도달하지 않았을 가능성도 제기된다. 현재의 질량 손실률을 고려할 때 앞으로 1만 년 안에 태양 질량의 20배에 달하는 물질을 추가로 잃을 것으로 추정된다.
3. 2. 화학적 조성
카시오페이아자리 로의 표면에는 태양보다 무거운 원소가 풍부하게 존재하지만, 탄소와 산소는 상대적으로 고갈되어 있다. 이는 질량이 큰 별에서 주로 일어나는 수소 핵융합 방식인 CNO 순환의 결과로 여겨진다. 표면으로 대류를 통해 올라온 헬륨과 질소 외에도 나트륨의 함량이 눈에 띄게 증가했는데, 이는 별이 이전에 적색초거성 단계를 거치면서 내부 물질이 표면으로 섞여 올라오는 끌어올림(준설, dredge-up) 과정을 겪었음을 시사한다. 이러한 화학적 조성은 카시오페이아자리 로가 현재 표면 온도가 높아지는 방향으로 진화하고 있음을 보여주며, 별의 중심핵에서는 삼중알파과정을 통해 헬륨을 탄소로 바꾸는 핵융합이 진행 중인 것으로 추정된다.3. 3. 진화 상태
카시오페이아자리 로는 알려진 항성 중 광도가 극도로 높은 별 중 하나로, 에딩턴 한계에 가까운 밝기를 가진다. 이 별은 일반적으로 매년 태양 질량의 10−6 배에 달하는 물질을 잃고 있는데, 이는 태양풍 속도의 수억 배에 해당한다. 대부분의 시간 동안 유효온도는 7,000,000 이상, 반지름은 태양 반지름의 약 400배를 유지하며, 불규칙하게 맥동하여 밝기에 작은 변화를 보인다.약 50년을 주기로 큰 규모의 폭발을 일으켜 대기 중 상당량을 방출하는데, 이때 표면 온도는 약 1,500,000 떨어지고 밝기는 최대 1.5 등급까지 감소한다. 유사한 폭발이 1893년과 1946년(6등급까지 어두워지고 온도는 약 4,000,000까지 하강)에도 기록되었다. 2000년에서 2001년에 일어난 폭발에서는 질량 손실률이 연간 태양 질량의 5×10−2배로 급증했으며, 이는 태양 질량의 약 3% 또는 지구 질량의 1만 배에 해당하는 총 질량을 방출한 것이다. 이 폭발 기간 동안 온도는 7,000,000에서 4,000,000까지 떨어졌으며, 별의 광도는 태양 광도의 약 50만 배 정도로 거의 일정하게 유지되었으나, 복사 에너지는 주로 적외선 영역으로 이동했다. 2013년에도 껍질 방출로 인해 스펙트럼이 극적으로 변하고 가시광선에서 0.5등급 어두워지는 현상이 관측되었다.
2024년, CHARA 배열을 이용한 간섭 측정법 관측 결과, 로 카시오페이아자리의 각지름은 2.08 ± 0.01 밀리초로 측정되었다. 채택된 거리 추정치인 2.5 kpc에서 3.1 kpc를 적용하면, 이는 각각 태양 반지름의 564 ± 67배 또는 700 ± 112배에 해당하는 물리적 광구 반지름을 의미하며, 이는 베텔게우스와 비슷한 크기이다.[5]
로 카시오페이아자리의 표면에는 대부분의 무거운 원소 함량이 태양에 비해 높지만, 탄소와 산소는 고갈된 상태이다. 이는 무거운 항성에서 주로 CNO 순환을 통해 수소 핵융합이 일어난 결과로 예상되는 현상이다. 표면으로 대류하여 올라온 헬륨과 질소 외에도 나트륨(소듐) 함량이 크게 증가했는데, 이는 별이 적색초거성 단계에서 준설 과정을 겪었음을 시사한다. 따라서 로 카시오페이아자리는 현재 더 뜨거운 온도로 진화하고 있을 것으로 추정되며, 중심핵에서는 삼중 알파 과정을 통해 헬륨 핵융합을 진행하고 있다.
적색초거성 단계를 지난 별이 상대적으로 질량이 작고 광도가 높으면 에딩턴 한계에 가까워지면서 불안정해진다. 특히 황색 극대거성은 수소와 헬륨의 부분 이온화 영역에서 불투명도 변화가 맥동을 일으키는 온도 범위에 놓여 있는데, 이는 세페이드 변광성의 맥동 원리와 유사하다. 극대거성에서 이 맥동은 일반적으로 불규칙하고 작지만, 별 외부층의 전반적인 불안정성과 결합하여 앞서 언급된 것과 같은 큰 규모의 폭발로 이어질 수 있다. 이러한 현상들은 별이 대기를 잃으면서 더 뜨거운 온도로 진화해 가는 과정의 일부로 여겨진다.
이러한 관측 결과들은 로 카시오페이아자리가 핵융합 연료를 거의 소진했음을 보여주며, 가까운 미래에 초신성 폭발을 일으킬 가능성이 있음을 시사한다. 일부에서는 이미 폭발했을 가능성도 제기하지만, 그 빛이 아직 지구에 도달하지 않았을 수도 있다. 폭발이 주기적으로 계속 관측됨에 따라, 이 별은 앞으로 1만 년 동안 태양 질량의 20배에 달하는 질량을 추가로 잃을 것으로 추정된다.
4. 명칭
(내용 없음)
4. 1. 동양 별자리
카시오페이아자리 로는 동양의 별자리 실수에서 '등사'(螣蛇)의 일원이다. '등사'는 총 22개의 항성으로 이루어져 있으며, 카시오페이아자리 로는 이 중에서 '등사12'(螣蛇十二)라는 이름으로 불린다.중국 별자리에서는 '날으는 뱀' 螣蛇|텅셔중국어에 속하며, 이십팔수 중 둔영 수(宿)에 해당한다. '날으는 뱀'을 구성하는 22개의 별은 알파 도마뱀자리, 4 도마뱀자리, π2 백조자리, π1 백조자리, 별 5와 6, HD 206267, 13 세페우스자리, ε 세페우스자리, β 도마뱀자리, σ 카시오페이아자리, ρ 카시오페이아자리, τ 카시오페이아자리, AR 카시오페이아자리, 9 도마뱀자리, 3 안드로메다자리, 7 안드로메다자리, 8 안드로메다자리, λ 안드로메다자리, ψ 안드로메다자리, κ 안드로메다자리, 그리고 ι 안드로메다자리이다. 따라서 카시오페이아자리 로의 중국식 이름은 '날으는 뱀의 열두 번째 별'이라는 의미의 螣蛇十二|텅셔스얼중국어이다.
참조
[1]
DR2
[2]
학술지
Unity and Diversity of Yellow Hypergiants Family
[3]
뉴스
Finite Light — Why We Always Look Back In Time
https://www.universe[...]
2019-12-29
[4]
뉴스
How to See the Farthest Thing You Can See
https://www.skyandte[...]
2019-12-29
[5]
학술지
Chromospheric activity and photospheric variation of ''α'' Ori during the great dimming event in 2020
2023
[6]
웹사이트
http://jumk.de/astro[...]
[7]
서적
2008年 天文観測年表
地人書館
2007-11-20
[8]
저널
Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties
https://ui.adsabs.ha[...]
2020-02-11
[9]
웹인용
Rho Cassiopeiae (7 Cassiopeiae) Star Facts
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2019-12-29
[10]
뉴스 인용
Finite Light — Why We Always Look Back In Time
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2019-12-29
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뉴스 인용
How to See the Farthest Thing You Can See
https://www.skyandte[...]
2019-12-29
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