페가수스자리 IK

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1. 개요
2. 관측
3. 페가수스자리 IK A
- 3.1. 물리적 특징
- 3.2. 유사 항성
4. 페가수스자리 IK B
- 4.1. 진화 과정
- 4.2. 구성 및 구조
5. 페가수스자리 IK의 미래
참조

1. 개요

페가수스자리 IK는 지구에서 약 150광년 거리에 있는 쌍성계로, A형 주계열성인 페가수스자리 IK A와 백색 왜성인 페가수스자리 IK B로 구성되어 있다. 페가수스자리 IK A는 델타 방패자리 변광성으로, 맥동하며, 페가수스자리 IK B는 핵융합을 멈춘 상태이다. 이 항성계는 Ia형 초신성 또는 격변 변광성으로 진화할 가능성이 있으며, 특히 지구에서 가까운 초신성 후보로 주목받고 있다. 페가수스자리 IK A가 적색 거성 단계를 거쳐 페가수스자리 IK B로 질량을 이전하면서 신성 폭발을 일으키거나, 백색 왜성이 찬드라세카르 한계에 도달하여 Ia형 초신성이 될 수 있다.

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페가수스자리 IK
개요
페가수스자리 IK 별의 위치
별자리	페가수스자리
변광성 유형	방패자리 델타형 변광성
명칭
다른 이름	AB: V* IK Peg HR 8210 BD +18°4794 HD 204188 SAO 107138 HIP 105860 B: WD 2124+191 EUVE J2126+193
관측 정보
시대	J2000
적경	21시 26분 26.66066초
적위	+19° 22′ 32.3169″
겉보기 등급	6.08
특징
구성 요소 1	A
분광형	A8m: 또는 kA6hA9mF0
B-V 색지수	0.235 ± 0.009
U-B 색지수	0.03
변광성	방패자리 델타형 변광성
구성 요소 2	B
분광형	DA
위치 정보
시선 속도	−9.7 ± 0.2 km/s
고유 운동 (적경)	+80.964 mas/yr
고유 운동 (적위)	+16.205 mas/yr
시차	21.1287 mas
시차 오차	0.1410 mas
절대 등급	2.75
물리적 특징
구성 요소 1	A
질량	1.65 M☉
반지름	1.47 ± 0.07+0.09−0.09 R☉
광도	6.568 ± 0.051 L☉
표면 온도	7624 ± 237+181−181 K
금속 함량	117 % Sun
회전 속도	< 32.5 km/s
표면 중력	4.25
나이	50–600 백만 년
구성 요소 2	B
질량	1.15 M☉
반지름	0.006 R☉
표면 중력	8.95
광도	0.12 L☉
표면 온도	35,500 K

2. 관측

페가수스자리 IK 항성계는 19세기부터 관측되어 여러 천문 목록에 등재되었다. 횡방향속도는 이 항성계의 거리와 고유 운동을 조합하여 16.9 km/s로 측정되었다.^[131] 시선 속도는 항성 스펙트럼의 평균 적색 편이(또는 청색 편이)를 이용하여 계산할 수 있는데, 《윌슨 시선 속도 항성 목록》에는 -11.4 km/s로 등재되어 있다.^[132] 페가수스자리 IK 계의 천구상 적경과 적위는 각각 21시 26분 26.6624초, +19° 22′ 32.304″이다.^[118]

2. 1. 초기 관측 기록

이 항성계는 1862년 본소천성표(Bonner Durchmusterung^de^[126])에 "BD +18°4794B"로 처음 등재되었다. 1908년 에드워드 찰스 피커링이 《개정 하버드 광도측정성표》(Harvard Revised Photometry Catalogue)에 "HR 8210"으로 기재했다.^[127] 이후 프리드리히 빌헬름 아르겔란더가 아르겔란더 명명법에 따라 "페가수스자리 IK"로 명명했으며, 현재 이 명칭이 보편적으로 사용된다.

2. 2. 분광 관측 및 궤도 연구

이 항성은 분광 사진 연구에서 쌍성계 특유의 흡수선 편이가 나타났다. 이 편이는 계를 구성하는 항성들이 관측자의 방향으로 다가왔다가 뒤로 물러나면서 흡수선의 파장에 도플러 효과가 발생할 때 생겨난다. 천문학자들은 이 편이를 측정함으로써 적어도 하나의 항성에 대한 상대적인 궤도 속도를 정할 수 있다.^[128] 1927년, 캐나다의 천문학자 윌리엄 에드먼드 하퍼는 이 방법을 사용해 페가수스자리 IK의 단선 분광 쌍성 주기를 측정하고 21.724일이라는 결과를 얻었다. 또한 하퍼는 궤도이심률을 0.027로 추측했다(이후 추정된 결과는 거의 0에 가까웠으며, 이것은 궤도가 원형이라는 것을 뜻한다).^[125] 속도 진폭은 41.5 km/s로 측정되었는데, 이 값은 태양계를 향한 시선에서 페가수스자리 IK A의 최대 속도이기도 하다.^[129]

2. 3. 거리 및 운동 측정

히파르코스 우주선은 연주 시차를 정밀 측정하여 페가수스자리 IK까지의 거리를 약 150 ly(오차 ±5 ly)으로 추정했다.^[130] 히파르코스는 페가수스자리 IK 계의 고유 운동도 측정했는데, 이를 통해 횡방향속도가 16.9 km/s로 계산되었다.^[131] 시선 속도는 《윌슨 시선 속도 항성 목록》에 -11.4 km/s로 등재되어 있다.^[132] 이 두 값을 조합하면 태양에 대한 상대적 공간 속도는 20.4 km/s가 된다.^[133]

2. 4. 추가 관측

허블 우주 망원경으로 이 쌍성계를 구성하는 두 별을 각각 촬영하려 했으나, 두 별이 너무 가까워 분해하지 못했다.^[134] 극자외선 우주 망원경을 이용한 더 정밀한 관측 결과 궤도 주기는 21.72168 ± 0.00009 일로 측정되었다.^[135] 이 항성계의 궤도면 경사각은 지구에서 보았을 때 거의 90°에 가까울 것으로 추정된다. 만약 그렇다면 식을 관측할 수도 있을 것이다.^[121]

3. 페가수스자리 IK A

페가수스자리 IK A는 헤르츠스프룽-러셀 도표(HR 도표) 상에서 주계열성에 속하며, 불안정띠에 위치하여 주기적으로 밝기가 변하는 맥동 현상을 보인다. 이는 항성 외부 대기 중 일부가 특정 원소들의 불완전 이온화로 인해 광학적으로 두꺼워지는 카파 메커니즘(''κ''-mechanism) 때문이다. 카파 메커니즘에 관여하는 원자들은 전자를 잃고 이온화하면서 에너지를 흡수하고, 온도가 높아져 팽창했다가 이온화 정도가 떨어지면서 에너지를 잃고 냉각되어 다시 줄어드는 순환 과정을 거친다. 이로 인해 항성 대기는 주기적으로 맥동하고, 광도도 변화하게 된다.^[136]

천문학자들은 헬륨보다 무거운 화학 원소의 존재도로 항성의 중원소함량을 결정한다. 항성 대기를 분광 분석하여 얻은 값을 계산된 항성 모형들과 비교하여 측정한다. 페가수스자리 IK A의 예상 금속 존재도는 [M/H] = +0.07 ± 0.20으로, 수소(H)에 대한 금속 원소들(M) 비율의 대수에서 태양의 금속 비율의 대수를 뺀 값이다. 항성의 금속 존재도가 태양과 일치하면 이 값은 0이 되며, 대수 값이 0.07인 경우 실제 금속 비율은 1.17에 해당한다. 즉, 태양보다 금속 원소가 약 17% 더 많다.^[123] 그러나 이 계산은 오차 범위가 상대적으로 크다.

페가수스자리 IK A와 같은 A형 주계열성의 스펙트럼에서는 393.9 nm 파장에서 나타나는 이온화된 칼슘의 K선 등 이온화된 금속들의 흡수선과 함께 수소의 발머선이 두드러지게 나타난다.^[139] 페가수스자리 IK A의 스펙트럼은 "한계 Am"(Am:)으로 분류되는데, 이는 A형 항성의 분광 특징을 나타내지만 가장자리에 금속선이 나타난다는 것을 의미한다.^[140] Am 분광형의 항성은 일반적으로 질량이 비슷한 항성들이 쌍성계를 이루고 있는데, 페가수스자리 IK도 그러하다.^[141]

3. 1. 물리적 특징

페가수스자리 IK A는 HR 도표에서 주계열성에 속하며, 불안정띠라고 불리는 영역에 위치한다. 이 별은 주기적으로 밝기가 변하는 방패자리 델타 변광성으로, 하루에 22.9회 맥동한다.^[123] 이러한 맥동은 항성 대기 일부가 특정 원소의 불완전 이온화로 인해 광학적으로 두꺼워지는 '카파 메커니즘' 때문에 발생한다.^[136]

페가수스자리 IK A(왼쪽), B(중앙 아래) 및 태양(오른쪽)의 상대적인 크기.

페가수스자리 IK A는 분광형이 A형 주계열성이며, "한계 Am"(Am:)으로 분류된다. 이는 가장자리에 금속선이 나타난다는 특징을 의미한다.^[140] 중원소함량은 [M/H] = +0.07 ± 0.20으로, 태양보다 금속 원소가 약간 더 많다(약 17%).^[123] 이 별의 질량은 약 1.65 태양질량이며,^[142] 주계열성 수명은 20억~30억 년 정도로, 현재 태양 나이의 절반 정도이다.^[142] 태양과 비교하면, 페가수스자리 IK A는 더 뜨겁고 무겁지만, 수명은 더 짧다.

전체 쌍성계는 시리우스 항성계와 유사하게 A형 주성과 백색 왜성으로 구성되어 있다. 하지만 시리우스 A가 더 무겁고, 동반성 궤도도 더 크다.

3. 2. 유사 항성

알타이르는 질량 측면에서 페가수스자리 IK A와 유사한 항성 중 태양에서 가장 가까운 항성으로, 질량은 약 1.7 태양질량이다. 페가수스자리 IK 항성계는 시리우스 항성계와도 몇 가지 유사점이 있는데, 시리우스도 A형 항성과 백색 왜성이 쌍성계를 이루고 있다. 하지만 시리우스 A는 페가수스자리 IK A보다 질량이 더 크고, 동반성의 궤도는 반장축이 20 AU로 더 크다.^[142]

4. 페가수스자리 IK B

페가수스자리 IK B는 밀도가 높은 백색 왜성이다. 항성 진화의 마지막 단계에 이른 천체로, 핵융합을 통해 에너지를 생성하지 않는다. 대신 축적된 열에너지를 꾸준히 방출하며 수십억 년에 걸쳐 서서히 식고 어두워진다.^[143]^[31]^[89]

4. 1. 진화 과정

페가수스자리 IK B는 항성 진화의 마지막 단계에 도달하여 핵융합을 통한 에너지 생산을 멈춘 백색 왜성이다. 백색 왜성은 수십억 년에 걸쳐 축적된 열을 방출하며 서서히 식고 어두워진다.^[143]

대부분의 중소 질량(11 M_☉ 이하) 항성들은 핵융합 연료를 모두 소진하면 백색 왜성이 된다.^[144] 항성은 일생의 대부분을 주계열성 단계에서 보내는데, 이 기간은 질량이 클수록 짧아진다.^[145] 페가수스자리 IK B가 동반성 A보다 먼저 백색 왜성으로 진화한 것은 B의 질량이 A보다 컸기 때문이며, B의 과거 질량은 6 ~ 10 M_☉ 정도로 추정된다.^[125]

적색 거성으로 부풀어올라 동반성을 일시적으로 집어삼키는 페가수스자리 IK B.

페가수스자리 IK B는 핵의 수소 연료를 모두 소모하고 적색 거성으로 진화했다. 핵 안쪽은 껍질에서 수소 핵융합이 일어날 때까지 찌그러들었고, 외피는 주계열성 시절의 반지름보다 백여 배로 부풀어 올랐다. 이후 핵이 헬륨 핵융합을 시작할 수 있는 온도와 압력에 도달하자 항성은 수평가지항성(HB)으로 변했다. 헬륨 핵융합 결과 핵에는 탄소와 산소가 쌓였고, 핵의 헬륨마저 모두 소모되자 항성은 점근거성가지항성(AGB)으로 변화했다. 충분한 질량을 가진 항성은 탄소 연소 과정을 통해 산소, 네온, 마그네슘을 만들어낼 수 있었다.^[146]^[147]^[148]

적색 거성이나 AGB 항성의 외피는 태양 반지름의 수백 배까지 부풀어 오르는데, AGB 항성 미라의 경우 반지름이 약 5 × 10⁸ km (3 AU)나 된다.^[149] 이는 페가수스자리 IK A와 B 사이의 평균 거리보다 훨씬 커서, 이 기간 동안 두 별은 외피층을 공유했을 것이며, 그 결과 페가수스자리 IK A의 외부 대기 동위원소들이 강화되었을 가능성이 있다.^[121]

나선 성운은 항성이 백색 왜성으로 진화하면서 형성되었다.
NASA & ESA 사진

산소-탄소(또는 산소-마그네슘-네온) 핵이 형성된 후, 핵을 중심으로 두 개의 껍질부에서 열핵반응융합이 일어났다. 수소는 가장 바깥쪽 껍질에서, 헬륨은 핵 주위에서 핵융합을 일으켰다. 그러나 이 이중 껍질 단계는 불안정하여 열적 펄스^[150]를 일으켜 항성 외피층에서 대량의 물질 분출이 일어났다.^[151] 분출된 물질은 행성상 성운이라 불리는 거대한 물질 구름을 형성하고, 수소 외피 일부를 제외한 모든 물질이 항성에서 날아가고 핵 찌꺼기만 남아 백색 왜성이 된다.^[152]

4. 2. 구성 및 구조

페가수스자리 IK B는 항성 진화의 마지막 단계에 있는 고밀도의 백색 왜성이다. 이 별은 더 이상 핵융합으로 에너지를 생성하지 않고, 축적된 열을 방출하며 수십억 년에 걸쳐 서서히 식고 어두워진다.^[143]

내부는 탄소와 산소, 또는 산소와 네온으로 이루어져 있을 것으로 추정된다.^[153]^[154] DA형 백색 왜성으로, 표면은 거의 순수한 수소 대기층으로 덮여 있다. 높은 원자 질량 때문에 헬륨은 수소층 아래로 가라앉아 있다.^[155]

이 도표는 이론상의 백색 왜성의 반경과 질량의 관계를 나타낸다. 녹색 곡선은 상대론적 전자 가스 모델이다.

질량은 약 1.15 M_☉으로, 백색 왜성 중에서도 질량이 큰 편이다.^[4] 반지름은 태양반경의 약 0.6%(지구반경의 66%)로 추정된다.^[155] 따라서 이 별은 지구보다 작은 부피에 태양보다 큰 질량이 갇혀 있어 극도로 밀도가 높다.^[158]

표면 중력은 지구의 90만 배 이상이다. (log ''g'' = 8.95)^[155] 표면 온도는 약 35,500 ± 1,500 K으로, 강력한 자외선을 방출한다.^[121]

5. 페가수스자리 IK의 미래

1993년 데이비드 워나코트, 배리 J. 켈레트, 그리고 데이비드 J. 스트릭랜드는 페가수스자리 IK 항성계가 Ia형 초신성이나 격변 변광성으로 진화할 가능성이 있는 후보로 확인했다.^[125] 페가수스자리 IK는 지구에서 불과 150 광년 떨어져 있어, 지금까지 알려진 것들 중 지구에 가장 가까운 초신성 후보이다.

백색 왜성이 신성으로 폭발하지 않고 서서히 질량을 축적하는 모형을 근접쌍성 초연엑스선원(CBSS) 모형이라고 부른다. 이 시나리오에서는 이웃 별에서 백색 왜성으로 질량이 이동하는 비율이, 이동한 수소를 열핵융합으로 소비하여 헬륨을 생산함으로써, 별 표면에서 융합 연소가 꾸준히 일어날 수 있을 정도로 유지된다. 이런 초연원(super-soft sources)의 종류로는 표면 온도가 매우 높은(0.5 × 10⁶ ~ 1 × 10⁶ 켈빈^[167]) 큰 질량을 가진 백색 왜성들이 꼽힌다.^[168]

백색 왜성의 질량이 1.44 M_☉의 찬드라세카르 한계에 가까워지면 더 이상 그 형체가 전자 축퇴압으로 유지되지 못하고 붕괴하게 된다. 핵이 주로 탄소로 이루어져 있다면 증가하는 압력과 온도 때문에 찬드라세카르 한계에 도달하기 전에 중심에서 탄소 핵융합이 시작된다. 그 결과, 항성은 짧은 시간동안 자기 대부분을 소비해버리는 핵융합 폭주를 일으킨다. 결국 백색 왜성은 격변 변광성의 굴레를 벗고 Ia형 초신성이 되어 대폭발을 일으킬 것이다.^[170]

페가수스자리 IK A가 짧은 시간 안에 적색 거성으로 진화할 것으로 보이지는 않지만, 이런 초신성 폭발은 지구의 생명체에게도 위협을 끼칠 수 있다. 이 별의 태양에 대한 상대 공간 속도는 20.4 km/s로, 14,700년마다 1 광년씩 움직인다. 5백만 년 정도 후에는 이 별은 태양에서 500 광년 이상 떨어져 있을 것이다.

초신성이 폭발하면, 페가수스자리 IK A의 잔해는 쌍성계를 이루고 있던 때의 최종 속도를 계속해서 가지게 된다. 상대 속도는 100~200 km/s 정도로 매우 빠르며, 우리 은하에서 가장 속도가 빠른 천체 중 하나가 될 것이다. 동반성인 백색 왜성도 폭발로 인해 질량을 일부 소실하고, 우주 공간으로 퍼져 나가는 초신성 잔해들 사이에 틈새를 만들 것이다. 그 후 페가수스자리 IK B는 홀로 남아 단일 백색 왜성이 된다.^[173]^[174] IK A의 초신성 폭발로 만들어진 초신성 잔해는 계속해서 우주 공간으로 확산되고, 결과적으로 주위를 둘러싼 성간 매질과 하나가 된다.^[175]

5. 1. 적색거성 단계

미래의 어느 시점에서 페가수스자리 IK A는 중심부에 있는 수소 연료를 다 써버린 뒤 주계열성을 벗어나 적색 거성으로 진화할 것이다. 적색 거성으로 진화하면서 A의 부피는 원래 반경의 100 배 이상으로 늘어날 것이다.^[162] 페가수스자리 IK A가 동반성인 페가수스자리 IK B의 로슈엽으로 외피가 흘러들어갈 정도로 부풀어 오르면 기체 상태의 강착 원반이 페가수스자리 IK B의 주위로 형성될 것이다. 주로 수소와 헬륨으로 이루어진 이 기체는 서서히 B의 표면에 흡수되어갈 것이고 이 질량 이동 때문에 두 항성 간의 상호 궤도는 오그라들 것이다.^[162]

5. 2. 격변 변광성 단계

미래의 어느 시점이 되면 페가수스자리 IK A는 중심핵의 수소 연료를 모두 소진하고 주계열성 단계를 벗어나 적색거성으로 진화할 것이다. 적색거성이 된 페가수스자리 IK A는 그 크기가 원래 반지름의 100배 이상으로 크게 팽창한다. 페가수스자리 IK A가 팽창하여 짝별인 페가수스자리 IK B의 로슈엽을 넘어설 정도로 커지면, 기체로 이루어진 강착 원반이 백색왜성인 페가수스자리 IK B 주위에 형성된다. 이 가스는 주로 수소와 헬륨으로 구성되어 있으며, 서서히 페가수스자리 IK B의 표면에 쌓이게 된다. 이러한 질량 이동으로 인해 두 별 사이의 궤도는 점차 줄어든다.^[162]

백색왜성인 페가수스자리 IK B의 표면에 쌓인 가스는 압축되고 가열된다. 축적된 가스가 수소 핵융합을 일으킬 수 있는 조건에 도달하면, 열폭주 반응이 일어나 가스 일부가 표면에서 떨어져 나간다. 이로 인해 신성 폭발, 즉 격변 변광성 현상이 발생하고, 페가수스자리 IK B의 밝기는 수일에서 수개월에 걸쳐 급격하게 등급 단위로 변화한다.^[163] 적색거성과 백색왜성으로 이루어진 이러한 형태의 쌍성계는 뱀주인자리 RS와 유사하며, 뱀주인자리 RS는 주기적으로 신성 폭발을 일으키는 것으로 알려져 있다. 뱀주인자리 RS는 최소 6번의 신성 폭발을 일으켰으며, 폭발할 때마다 임계 질량의 수소가 축적되었을 것으로 추정된다.^[164]^[165] 페가수스자리 IK B도 이와 비슷한 패턴을 따를 것으로 예상된다.^[164]

하지만 페가수스자리 IK B가 질량을 축적하기 위해서는 강착된 가스 중 일부만 방출되어야 하므로, 매 주기마다 백색왜성의 질량은 꾸준히 증가한다. 따라서 신성 폭발이 반복되더라도 페가수스자리 IK B의 외피는 계속 성장할 것이다.^[166]

5. 3. Ia형 초신성 단계

페가수스자리 IK B는 동반성인 페가수스자리 IK A가 적색거성으로 진화하여 부피가 팽창하면, A의 외피 물질이 B로 흘러들어 강착되면서 질량이 증가한다. 이렇게 증가한 질량이 찬드라세카르 한계(약 1.44 M_☉)에 가까워지면 전자 축퇴압으로 더 이상 지탱할 수 없게 되어 붕괴한다.

핵이 주로 탄소로 이루어져 있다면, 증가하는 압력과 온도 때문에 중심에서 탄소 연소 과정이 시작되고, 이는 곧 폭주하는 핵융합 반응으로 이어진다. 그 결과, 페가수스자리 IK B는 Ia형 초신성 폭발을 일으키며 격변하게 붕괴한다.^[170] 반면, 핵이 주로 산소, 네온, 마그네슘으로 이루어진 경우 붕괴한 백색 왜성은 중성자별이 된다.^[169]

초신성 폭발 후, 페가수스자리 IK A는 우리 은하에서 가장 속도가 빠른 천체 중 하나인 고속성이 되고, 페가수스자리 IK B는 단일 백색 왜성이 된다.^[173]^[174]

5. 4. 지구에 미치는 영향 (부정적)

페가수스자리 IK는 지구에서 150광년 떨어져 있어 현재까지 알려진 가장 가까운 초신성 후보이다.^[125] 그러나 페가수스자리 IK가 초신성으로 폭발할 때쯤이면, 이 항성계는 우주 공간을 이동하여 지구에서 훨씬 더 멀어져 있을 것이다.

Ia형 초신성이 1,000파섹(3,300광년) 이내에서 폭발하면 지구에 영향을 줄 수 있지만,^[171] 육상 생물권에 피해를 주려면 10파섹(약 30광년) 이내에서 폭발해야 한다.^[172]

참조

_[1] 논문 A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae
_[2] 웹사이트 The Colour of Stars http://outreach.atnf[...] Australia Telescope Outreach and Education 2004-12-21
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