카시오페이아자리 V509
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1. 개요
카시오페이아자리 V509는 카시오페이아자리에 있는 변광성으로, 밝기와 스펙트럼이 변화하는 특징을 보인다. 19세기부터 관측되었으며, 밝기는 증가하다가 감소하는 경향을 보였다. 스펙트럼 또한 G형 초거성에서 A형 초거성으로 변화했으며, 온도와 크기 역시 변동했다. 이러한 변화는 황색 극초거성이 겪는 불안정한 진화 단계와 관련이 있으며, 태양 질량의 25배에서 40배 사이인 별의 진화 과정에서 나타나는 "황색 진화 공백"을 통과하는 것으로 분석된다. 동반성을 가지고 있을 가능성이 있으며, 최종적으로는 초신성 폭발을 일으킬 것으로 예상된다.
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2. 관측
HR 8752는 육안으로도 볼 수 있지만, 바이어 명칭이나 플램스티드 명칭은 없으며, 19세기 이전의 주요 카탈로그에도 기재되어 있지 않다. 가장 빠른 기록은 래드클리프 천문대의 항성 목록과 본 천체 목록으로, 1840년대 관측에서 6등급으로 기록되었으며, 그 이전에는 6등급보다 어두웠을 것으로 예상된다.[1]
HR 8752는 약 1년 주기로 0.2등급 정도 밝기가 변하는 변광성이지만, 장기적으로 보면 평균 밝기가 서서히 상승하여 1950년대에는 5.0등급에 도달했다.[1] 1964년 이후 관측일이 명확하지 않지만, 1973년까지의 관측에서 4.75등급까지 밝아졌다.[1] 이후 더 빈번하게 관측되어 1976년에 최대 밝기 4.6등급을 기록한 후, 1년도 지나지 않아 4.9등급으로 어두워졌고, 이후 10년간은 4.7에서 4.9등급 사이를 오갔다.[2] 1972년 변광성 종합 목록에 등록되어 "카시오페이아자리 V509별"이라는 명칭이 붙여졌다.[3] 1980년대 후반 이후, 다시 서서히 어두워지는 것과 함께 0.1등급 이하의 불규칙한 변광이 더해져 2001년 이후에는 5.3등급 정도로 안정되어 있다.[2]
945년과 1264년에 카시오페이아자리에서 관측된 "새로운 별"이 HR 8752가 증광했을 때의 기록일 가능성이 있지만, 이는 추측일 뿐이다.[2]
HR 8752의 분광 관측은 한 세기 동안 정기적으로 수행되었다. 초기 관측에서는 스펙트럼이 시간과 함께 변하지 않는 것으로 여겨졌으며, UBV 시스템 개발 초기에 스펙트럼형이 G0 Ia의 표준성으로 취급되었다.[4]
HR 8752의 색은 색지수 ''B-V''로 분석되었다. 성간 적화를 고려한 ''B-V'' 수치는 초기에는 0.6 이하였으나 점차 붉게 변하여 1970년대에는 1 정도까지 적화되었다. 이후 ''B-V''는 푸르게 변하여 1990년대 후반에는 0.02까지 내려갔고, 이후 그 상태를 유지하고 있다.[2] 1980년대 이후의 조밀한 관측에서는 전체적인 청색화 외에 수백 일 단위로 ''B-V''가 0.2 정도 변동하고 있음이 나타났다.[2]
스펙트럼형도 밝기나 색지수와 비슷한 경향으로 변화하여 20세기 전반에 G형 초거성이었던 것이 1973년에는 K형으로 관측되었고, 이듬해에는 G형으로 돌아왔으며, 1990년대에는 F형, 2000년대에는 A형이 된 것으로 보인다.[5] 이러한 색과 스펙트럼형의 변화는 항성 표면 및 항성풍의 온도가 변화했음을 나타낸다.
HR 8752의 스펙트럼에는 몇 가지 특징적인 성분이 있다. 대표적인 것이 이온화된 질소와 백조자리 P형 윤곽이 보이는 수소원자의 Hα선, 헬륨 원자 등이다.[5] 1961년에 이온화 질소의 금지선이 발견되었지만, 처음에는 왜 질소가 이온화되는지 수수께끼였다.[6] 후에 동반성이 발견되면서 그 이유가 밝혀졌다.[7] Hα선의 윤곽은 백조자리 P형과 이중·삼중 휘선 등 여러 형태를 반복하여 나타내는 것으로 밝혀졌다. 그 복잡한 변화의 원인은 밝혀지지 않았지만 흡수선 성분의 시선 속도 변화로부터 항성에서 폭발적으로 방출된 물질, 또는 항성풍이 가속적으로 팽창하고 있음이 시사된다.[8]
HR 8752는 맥동 변광성의 일종으로 분류되지만, 주기의 규칙성은 약하고, 변광폭도 작으며, 맥동에 의해 별의 크기나 온도가 크게 변동하기보다는, 불안정성이 높은 별과 같은 행동을 보이고 있으며, 별의 진화와 관련된 더 대규모의 변화가 바로 진행되고 있는 상태로 보인다.
2. 1. 밝기 변화
HR 8752는 맨눈으로 볼 수 있는 별이지만, 바이어나 플램스티드 명칭이 없으며, 19세기 이전에는 다른 목록에도 기록되지 않았다. 1840년 래드클리프 천문대 목록에 처음 기록되었을 때 6등급이었으며, 그 이전에도 6등급 또는 그보다 어두웠을 것으로 추정된다. 이 별은 약 1년을 주기로 약간의 변광을 보이지만, 평균 밝기는 꾸준히 증가하여 1950년대에는 5.0등급에 도달했다.1973년까지 밝기가 4.75등급으로 상승했지만, 이 사건의 정확한 시작 시점은 제대로 관측되지 않았다. 그 이후 이 별은 훨씬 더 면밀히 연구되었다. 1976년에 4.6등급으로 최고조에 달한 후, 1979년까지 4.9등급으로 빠르게 하락했고, 그 후 10년 동안 4.75등급과 4.85등급 사이에서 변화했다. 그 이후 밝기는 일반적으로 감소하여 0.1등급 미만의 다소 불규칙한 변화를 보이며, 2000년에는 5.3등급까지 떨어졌으며, 그 수준에서 안정되었을 수 있다. 1972년에는 변광성으로서 변광성 종합 목록에 등록되어, 변광성의 명명 규칙에 따라 "카시오페이아자리 V509별"이라는 명칭이 붙여졌다.
역사상의 기록에서는, 945년, 1264년에 카시오페이아자리에서 보인 "새로운 별"이 이전에 HR 8752가 밝아졌을 때의 기록에 해당할 가능성이 있지만, 이것은 추측의 영역을 벗어나지 못한다.
2. 2. 스펙트럼 변화
분광형과 HR 8752의 색상 비교는 1세기 이상 동안 정기적으로 이루어져 왔다. 이 별은 다소 특이하고 매우 밝은 것으로 인식되었지만 변광성은 아니었다. 실제로 G0Ia형의 분광 표준으로 제안되었다.청색과 시각 등급(B−V)의 차이로 측정된 별의 색상은 1900년경 1.2에서 1960년대에는 0.8로 약간 감소했을 수 있다. 서로 다른 시대의 측정값은 항상 동일한 분광대에 맞춰 보정되지 않으며, 성간 소광을 설명하기 위해 값을 성간 감쇠해야 하지만 작은 변화는 스펙트럼 기록과 일치하며 실제인 것으로 간주된다. 그런 다음 색상이 1973년에 최대 1.6등급의 B−V 값으로 극적으로 붉어졌고, 2000년까지 빠르게 0.02로 떨어졌으며, 그 이후로는 거의 일정하게 유지되었다. 1960년 이후 이용 가능한 상세 관측에서는 전체적인 추세에 중첩된 1~5년 규모의 약 0.2 등급의 급격한 색상 변화도 나타난다.
같은 기간 동안 분광형은 20세기 초의 G0 초거성에서 1973년에는 초기 K형으로, 1977년까지 빠르게 G0으로 다시 돌아왔으며, 2011년에는 A6 Ia+에 도달했다. 이러한 분광형은 관찰된 색상 변화와 일치하며, 별의 온도 또는 밀집된 바람의 변화를 나타낸다. 스펙트럼에는 특이한 P 시그니 프로파일을 가진 질소와 헬륨 방출선이 포함되어 있으며, "역 P 시그니"와 이중 피크선 프로파일이 포함된다. 금지된 NII 선과 삼중 피크 Hα 선은 1993년 이후 극적으로 강화되었으며, 프로파일도 변화하여 별에서 방출된 것으로 보이는 주변 물질의 발달을 나타낸다.
HR 8752의 분광 관측은 한 세기 동안 정기적으로 수행되어 왔다. 초기 관측에서는 스펙트럼이 시간과 함께 변하지 않는 것으로 여겨졌으며, UBV 시스템 개발 초기에 스펙트럼형이 G0 Ia의 표준성으로 취급되었다.
HR 8752의 색은 색지수 ''B-V''로 분석되었다. 성간 적화를 고려한 ''B-V''의 수치는 초기에는 0.6 이하였으나 점차 상승, 즉 붉게 변하여 1970년대에는 1 정도까지 적화되었고, 이후 ''B-V''는 저하, 즉 푸르게 변하여 1990년대 후반에는 0.02까지 내려갔고, 이후 그 상태를 유지하고 있다. 또한, 1980년대 이후의 조밀한 관측에서 전체적인 청색화 외에 수백 일 단위로 ''B-V''가 0.2 정도 변동하고 있음이 나타났다.
스펙트럼형도 밝기나 색지수와 비슷한 경향으로 변화하여 20세기 전반에 G형 초거성이었던 것이 1973년에는 K형으로 관측되었고, 이듬해에는 G형으로 돌아왔으며, 1990년대에는 F형, 2000년대에는 A형이 된 것으로 보인다. 이러한 색과 스펙트럼형의 변화는 항성 표면 및 항성풍의 온도가 변화했음을 나타낸다.
HR 8752의 스펙트럼에는 몇 가지 특징적인 성분이 있다. 대표적인 것이 이온화된 질소와 백조자리 P형 윤곽이 보이는 수소원자의 Hα선, 헬륨 원자 등이다. 이온화 질소의 금지선은 1961년에 발견되었지만, 처음에는 왜 질소가 이온화되는지 수수께끼였다. 후에 동반성이 발견되면서 그 이유가 밝혀졌다. Hα선의 윤곽은 백조자리 P형과 이중·삼중 휘선 등 여러 형태를 반복하여 나타내는 것으로 밝혀졌다. 그 복잡한 변화의 원인은 밝혀지지 않았지만 흡수선 성분의 시선 속도의 변화로부터 항성에서 폭발적으로 방출된 물질, 또는 항성풍이 가속적으로 팽창하고 있음이 시사된다.
3. 물리적 특징
HR 8752는 맥동 변광성의 일종으로 분류되지만, 주기의 규칙성은 약하고 변광폭도 작다. 맥동에 의해 별의 크기나 온도가 크게 변동하기보다는, 불안정성이 높은 별과 비슷한 행동을 보이며, 별의 진화와 관련된 더 큰 규모의 변화가 진행되고 있는 것으로 보인다.
스펙트럼에서 얻은 화학 원소의 함량은 대략 태양과 비슷한 금속성을 나타내지만, 일부 화학 원소는 HR 8752의 진화 상태로 인해 강화되었다.
3. 1. 온도 및 크기 변화
HR 8752는 불안정한 별의 특성처럼 밝기, 온도, 크기가 변동할 뿐만 아니라, 실제로 더 차가운 온도에서 더 뜨거운 온도로 진화하는 모습을 보이고 있다.유효 온도는 스펙트럼 및 색상 관측을 통해 비교적 정확하게 추정할 수 있다. 1900년에는 4,500K에서 1960년에는 5,000K로 증가했다. 이 시기에 광도는 약 , 반지름은 이었다.
1973년까지 불규칙하게 변동하던 이 별은 급격히 팽창하며 온도가 낮아졌다. 1977년의 자세한 스펙트럼 분석에 따르면 온도는 4,000K로 낮아졌고, 1976년에는 광도가 으로 최대에 달했으며 반지름은 이상이었다. 이때 표면 중력은 log(g) = -2로 계산되었는데, 이는 가시 표면이 별에서 사실상 분리되었음을 의미한다. 이후 별은 빠르게 이전 온도인 5,000K, 광도 , 반지름 으로 되돌아갔다.
1985년부터 HR 8752는 놀라운 변화를 보이며 온도가 약 8,000K로 상승하고 크기가 2000년까지 으로 감소했으며, 광도는 이었다. 그 이후 물리적 변수들은 안정되었지만, 항성풍은 계속 변하고 있다. 표면 중력은 log(g) = 1.0 근처의 밝은 초거성에 해당하는 값으로 돌아왔다. 이러한 변화는 수십 년 안에 별이 헤르츠스프룽-러셀 도표의 불안정 영역을 통과했음을 의미하며, 이는 다른 별에서는 관측되지 않은 진화적 변화이다.
2009년에는 별의 각지름이 밀리초로 측정되었으며, 이는 추정 거리에 따라 물리적 반지름이 로 환산된다.
3. 2. 표면 중력 및 금속량
HR 8752의 표면 중력은 온도가 낮았을 때 log(g) = -2로 계산되었는데, 이는 가시 표면이 별에서 효과적으로 분리되었음을 나타낸다. 이후 온도가 상승하고 등급 변동이 멈춘 시기와 동시에 log(g) = 1 g/cm2로 밝은 초거성으로서 일반적인 값으로 돌아왔다.스펙트럼으로부터 추정한 HR 8752의 금속량은 거의 태양과 같다.
4. 진화 단계
카시오페이아자리 V509(HR 8752)는 1973년 이전에는 G형 황색 극대거성이었으나, 이후 급격한 변화를 겪으며 현재는 A형 별로 안정되었다.
HR도상에서 이 별은 "옐로 보이드(yellow void)"라고 불리는, 별이 거의 존재하지 않는 영역의 저온 쪽 가장자리에 위치한다. 영년 주계열성(ZAMS) 질량이 태양의 25~40배인 별은 옐로 보이드를 먼저 고온에서 저온으로, 다시 고온으로 가로지르며 진화한다. 옐로 보이드에 별이 드문 이유는 이 영역을 통과하는 별의 진화 속도가 매우 빨라 천문학적으로는 순간적으로 지나가기 때문이다.
옐로 보이드를 저온에서 고온으로 통과할 때 별은 큰 불안정성을 겪으며 대규모 질량 방출을 일으킨다. HR 8752는 이러한 불안정 영역 중 하나를 통과한 것으로 보이며, 초기 질량은 태양의 25배 정도였으나 현재는 태양의 11배 정도로 줄어든 것으로 추정된다.
대부분의 무거운 별은 중심핵 붕괴와 함께 초신성 폭발로 생을 마감한다. 초기 질량이 비교적 작은 별은 적색 초거성을 거쳐 II형 초신성이 되고, 질량이 큰 별은 울프-레이에 별을 거쳐 Ib·Ic형 초신성이 된다. 중간 질량의 별은 황색 극대거성이나 고광도 청색 변광성(LBV) 단계를 거쳐 IIb형 또는 IIn형 초신성이 될 것으로 예상된다. HR 8752는 이러한 중간 질량 별에 해당하며, LBV로 진화한 후 초신성 폭발을 일으킬 가능성이 있다.
4. 1. 황색 진화 공백
1973년 이전 HR 8752는 초기 G 분광형의 차가운 황색 초거성이었다. 외부 층의 극적인 방출 이후, 현재 중기 A형 초거성으로 도약했으며, 차가운 상태로 돌아갈 것으로 예상되지 않는다. 주계열성 모델은 이 별이 "황색 진화 공백" 불안정 영역을 먼저 더 차가운 온도로, 그 다음에는 더 뜨거운 온도로 다시 통과하는 것을 보여준다. 황색 진화 공백은 매우 적은 수의 별이 H–R도의 해당 부분에서 발견되기 때문에 명명되었다. 이는 이러한 매개변수를 가진 별의 진화가 매우 빠르며, 아마도 천문학적 용어로 거의 즉각적이기 때문일 것이다.
황색 진화 공백의 첫 번째 통과는 매우 빠르지만 별은 주요 불안정성을 경험하지 않는다. 황색 초거성으로 시간을 보낸 후 더 뜨거운 온도로 돌아가는 두 번째 통과는 별이 주요 불안정성을 경험하는 영역, 또는 아마도 두 개의 영역을 통과하는 것을 포함하며, 이는 강한 질량 손실의 에피소드로 나타날 것으로 예상된다. HR 8752는 두 개의 주요 불안정 영역 중 첫 번째를 통과했으며, 천 년 정도의 시간 척도로 더 뜨거운 온도로 이동할 것으로 예상된다. 현재 관측된 상태를 기반으로, HR 8752는 초기 질량에서 현재 질량이 남았을 것으로 추정되며, 더 나아가 울프-레이에별로 진화하기 전에 비교적 낮은 광도의 밝은 청색 변광성이 될 가능성이 높다.
4. 2. 미래 진화
주계열성 모델은 이 별이 "황색 진화 공백" 불안정 영역을 먼저 더 차가운 온도로, 그 다음에는 더 뜨거운 온도로 다시 통과하는 것을 보여준다. 황색 진화 공백은 매우 적은 수의 별이 H–R도의 해당 부분에서 발견되기 때문에 명명되었다. 이는 이러한 매개변수를 가진 별의 진화가 매우 빠르며, 아마도 천문학적 용어로 거의 즉각적이기 때문이다.황색 진화 공백의 첫 번째 통과는 매우 빠르지만 별은 주요 불안정성을 경험하지 않는다. 황색 초거성으로 시간을 보낸 후 더 뜨거운 온도로 돌아가는 두 번째 통과는 별이 주요 불안정성을 경험하는 영역, 또는 아마도 두 개의 영역을 통과하는 것을 포함하며, 이는 강한 질량 손실의 에피소드로 나타날 것으로 예상된다. HR 8752는 두 개의 주요 불안정 영역 중 첫 번째를 통과했으며, 천 년 정도의 시간 척도로 더 뜨거운 온도로 이동할 것으로 예상된다. 현재 관측된 상태를 기반으로, HR 8752는 초기 에서 현재 가 남았을 것으로 추정되며, 더 나아가 울프-레이에별로 진화하기 전에 비교적 낮은 광도의 밝은 청색 변광성이 될 가능성이 높다.
모든 거대한 별의 궁극적인 운명은 중심 붕괴와 일종의 초신성 폭발이다. 약 미만에서는 적색 초거성 전구체로부터 II형 초신성으로 발생할 것으로 예상된다. 더 무거운 별은 Ib형 또는 Ic형 초신성으로 폭발하기 전에 울프-레이에별로 진화한다. 중간 질량 범위의 별의 경우, 별은 생애의 황색 초거성 또는 LBV 단계에서 중심 붕괴를 겪어 IIb형 또는 아마도 IIn형 초신성을 초래할 것으로 생각된다. HR 8752는 그러한 별일 수 있으며, 폭발하기 전에 현재 진화 단계를 넘어서지 못할 수도 있다.
5. 동반성
HR 8752는 동반성을 가질 수 있다. 자외선 스펙트럼 분포 측정 결과, B1형 주계열성의 방출과 일치하는 초과 현상이 나타난다. 동반성의 절대 등급은 -4.5로 추정되며, 가시광선 파장에서 주성보다 약 40배 더 어둡다. 두 별이 1400AU 미만으로 가깝게 위치해야 함에도 불구하고, 주성의 스펙트럼 선에서는 방사 속도 변화가 감지되지 않았고, 동반성에서 직접 기인하는 선도 관찰되지 않았다. 관측된 스펙트럼은 주로 두 별을 둘러싼 껍질에서 비롯된 것일 수 있다. 일부 스펙트럼 선 프로파일의 변화는 동반성이 근점을 통과할 때 발생하는 충돌하는 항성풍이나 이전에 방출된 물질의 교란 때문에 발생한다는 주장이 제기되었다.
동반성은 1978년 국제 자외선 천문 위성(IUE)의 자외선 스펙트럼 관측에서 G형 별로는 설명할 수 없는 자외선 초과 현상이 관측되면서 발견되었다. 자외선 스펙트럼은 유효 온도 25,000K일 때 관측과 가장 잘 일치하며, 이에 따라 동반성은 스펙트럼형 B1 V, 절대 등급 약 -4.5, 겉보기 등급 약 10으로 추정된다. 주성으로부터의 거리는 대략 200AU이며, 공전 주기는 500년 정도로 예상된다. 주성에서 방출된 물질이 형성하는 주변 껍질은 반지름이 1,400AU에 달한다는 추정도 있는데, 이 경우 동반성은 주변 껍질 안에 묻혀 있게 된다. HR 8752 스펙트럼에서 나타나는 질소 이온의 금지선 윤곽은 시간에 따라 크게 변화한다. 이 휘선은 주변 껍질과 고온의 동반성 사이의 상호작용으로 발생한다고 여겨지므로, 휘선의 시간 변화는 동반성의 공전에 따른 위치 관계 변화를 반영하는 것으로 생각된다.
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