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피스톨별

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목차

1. 개요

피스톨별은 1990년대 초 허블 우주 망원경을 통해 발견된 매우 밝은 청색 변광성으로, 태양의 330만 배에 달하는 에너지를 방출한다. 은하 중심부, 궁수자리 방향으로 약 2만 5천 광년 거리에 위치하며, 4,000~6,000년 전 대규모 분출을 통해 태양 질량의 약 10배에 달하는 물질을 방출한 것으로 추정된다. 피스톨별은 100만~300만 년 안에 초신성 또는 하이퍼노바로 폭발할 것으로 예상되며, 질량은 태양의 100배 이상일 것으로 추정된다.

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피스톨별
기본 정보
피스톨별과 성운의 가색상 이미지
HST NICMOS 촬영
별자리궁수자리
종류밝은 청색변광성(LBV)
변광성cLBV
겉보기 등급>28
J대역 겉보기 등급11.828
H대역 겉보기 등급8.920
K대역 겉보기 등급7.291
시선 속도+130
거리7,700 pc
반지름420
광도3,300,000 L☉
표면 온도11,800–12,000 K
철 함유비0.1
나이~4 백만 년
명칭
변광성 명칭V4647 Sgr
기타 명칭qF 134
2MASS J17461524-2850035
카탈로그 정보
SimbadPistol_star

2. 물리적 특징

피스톨별은 밝은 청색변광성으로, 태양보다 훨씬 무겁고 밝지만 수명은 짧다. 항성풍은 태양보다 100억 배 이상 강하며, 100만 년에서 300만 년 안에 초신성이나 하이퍼노바로 폭발할 것으로 예상된다. 일부 천문학자들은 은하 중심부에 별의 재료가 많이 몰려 있기 때문에 피스톨별과 같이 매우 무거운 항성이 생겨난 것으로 추정한다. 이러한 별들은 자신이 방출한 빛에 의한 복사압의 영향을 크게 받는다.

2. 1. 질량과 크기

피스톨별은 1990년대 초 돈 파이거가 허블 우주 망원경을 사용하여 발견한 밝은 청색변광성이다. 처음 발견되었을 때는 태양의 1천만 배에 이르는 에너지를 방출하는 것으로 알려졌으나, 이후 밝기가 하향 조정되어 현재는 태양의 약 330만 배 정도의 밝기를 가진 것으로 추정된다. 이는 용골자리 에타 밝기의 10분의 7 정도이며, 태양이 1년 동안 생산하는 에너지를 10초 만에 방출하는 것과 같다.[5]

피스톨별의 질량은 정확히 알려져 있지 않지만, 처음 형성될 때는 태양의 200배에 달했지만, 극심한 질량 손실로 인해 현재는 상당히 줄어든 것으로 추정된다. 그럼에도 불구하고 여전히 태양의 100배 이상일 것으로 보인다.[10] 스펙트럼에 맞춰 별 자체를 모델링하면 태양 질량의 27.5배, 현재 속성을 진화 모델에 맞추면 태양 질량의 86~92배가 나온다.[7][11]

피스톨별의 반지름은 태양의 약 300배에서 400배 사이로 추정된다. 만약 피스톨별이 태양 위치에 있다면 화성 궤도 근처까지의 크기일 것이다. 피스톨별은 4,000년에서 6,000년 전(지구에서 관측) 거대한 분출로 거의 10 태양 질량의 물질을 방출한 것으로 생각된다. 항성풍은 태양보다 100억 배 이상 강하다.

피스톨별은 100만 년에서 300만 년 안에 찬란한 초신성이나 하이퍼노바로 생을 마감할 것으로 예상된다.

피스톨별은 이 이미지의 Quintuplet 성단에서 중심 바로 아래에 있는 가장 밝은 별이다.


피스톨별과 주변 성운을 중심으로 하는 킨투플렛 성단 지역

2. 2. 주변 환경

피스톨별은 1990년대 초 허블우주망원경이 우주먼지를 투과하는 적외선 파장의 빛을 이용하여 발견했다.[10] 만약 피스톨별과 지구 사이에 성간 물질이 시야를 방해하지 않을 경우 4등급 정도의 별로 보일 것이다.

피스톨별은 은하 중심에 가깝고 궁수자리 방향으로 지구에서 약 2만 5,000광년 거리에 있다. 은하계 중심 부분은 많은 별과 암흑 성운 등의 성간 물질이 밀집해 있어 지구상에서는 육안으로 관측이 불가능하며, 허블 우주 망원경의 적외선 영역 관측으로 발견되었다.

주변 성운에 숨겨진 가까운 점 광원이 발견되었지만, 이것이 별인지 또는 물리적으로 관련되어 있는지에 대한 확인은 없었다.[13]

3. 항성 진화

피스톨별은 약 4천 년 ~ 6천 년 전에 태양 질량의 10배에 이르는 물질을 분출한 것으로 관측되었다.[10] 피스톨별의 항성풍은 태양보다 1천만 배나 더 빠르다.[10] 정확한 나이와 이후 운명은 확실하게 밝혀지지 않았으나, 대략 1백만 년에서 3백만 년 이후에 초신성 또는 극초신성 폭발을 일으킬 것으로 예상된다.[10]

처음 형성될 때는 태양의 200배에 달했지만, 극심한 질량 손실로 인해 현재는 상당히 줄어들었지만, 여전히 태양의 100배 이상일 것으로 보인다.[10] 스펙트럼에 맞춰 별 자체를 모델링하면 의 질량이 나오며,[7] 현재 속성을 진화 모델에 맞추면 훨씬 더 높은 질량()이 나온다.[11] 이전 연구에서는 한때 피스톨별을 약 로 알려진 가장 질량이 큰 별이라고 주장했다.[4]

후속 연구에서는 추정 광도를 줄여 약 인 광도 청색 변광성 후보로 만들었으며(쌍성계 에타 카리나의 1/3), 이에 따라 주변의 유효 온도를 기준으로 의 반지름을 가지거나,[7] 최대 으로, 이에 따라 에서 사이의 반지름을 가질 수 있다.[5] 심지어 10초 동안 방출하는 에너지는 태양이 1년 동안 방출하는 에너지와 거의 같다.

피스톨별은 외층이 날아가기 전에는 태양의 200배 이상의 질량을 가졌으며, 약 300만 년 전에 생성된 것으로 추정된다. 주변을 둘러싼 성운은 4,000~6,000년 전에 중심별의 외층이 날아가면서 10태양 질량 정도의 물질로 만들어진 것으로 생각된다. 질량이 매우 거대하기 때문에 물리적으로 불안정하여, 자주 폭발을 일으키며 질량을 방출하여 주변에 성운을 형성하고 있다. 현재는 태양이 1년 동안 방출하는 에너지와 동일한 양을 단 6초 만에 방출한다.

이러한 대질량 별의 수명은 짧기 때문에, 100만 년에서 300만 년 사이에 초신성이 될 것으로 예상된다.

재관측 결과에 따라, 피스톨별의 밝기를 하향 조정해야 한다는 의견도 있으며, 그 중에는 태양의 200만 배 이하라는 설도 있다.

4. 아주 밝은 별들

최근 몇 년 동안 피스톨별 외에도 아주 밝은 항성들이 여럿 발견되었다. 그러나 이들 중 대부분은 자세한 연구 결과, 예상보다 덜 밝고 덜 무거운 것으로 밝혀졌다. 대표적인 예가 용골자리 에타인데, 이는 하나의 별이 아니라 쌍성일 가능성이 크다. 우리 은하에는 용골자리 에타보다 밝은 별이 10개에서 100개 정도 있을 것으로 추정되지만, 이들은 가시광선 영역에서는 지구와 별 사이의 성간 먼지 때문에 가려져 보이지 않고 적외선 영역을 통해 관측된다. 이러한 관측의 어려움 때문에 천문학자들은 이 별들을 제대로 분석하는 데 어려움을 겪고 있다.[10]

피스톨별은 1990년대 초 UCLA의 천문학자 돈 파이거가 허블 우주 망원경을 사용하여 발견했다. 이 별은 4,000년에서 6,000년 전(지구에서 관측 기준) 거대한 분출로 거의 10 태양 질량의 물질을 방출한 것으로 추정된다. 항성풍은 태양보다 100억 배 이상 강하다. 정확한 나이와 미래는 알려져 있지 않지만, 100만에서 300만 년 안에 찬란한 초신성이나 하이퍼노바로 끝날 것으로 예상된다.[10]

후속 연구에서는 피스톨별의 추정 광도를 낮춰 약 인 광도 청색 변광성 후보로 보기도 한다(이는 쌍성계 용골자리 에타의 1/3 수준). 이에 따라 주변의 유효 온도를 기준으로 의 반지름을 가지거나,[7] 최대 으로, 에서 사이의 반지름을 가질 수 있다고 추정한다.[5] 심지어 10초 동안 방출하는 에너지가 태양이 1년 동안 방출하는 에너지와 거의 같다.

주변 성운에 숨겨진 가까운 점 광원이 발견되었지만, 이것이 별인지 또는 물리적으로 관련되어 있는지 확인되지는 않았다.[13]

피스톨별은 외층이 날아가기 전에는 태양의 200배 이상의 질량을 가졌으며, 약 300만 년 전에 생성된 것으로 추정된다. 주변을 둘러싼 성운은 4,000~6,000년 전에 중심별의 외층이 날아가면서 10태양 질량 정도의 물질로 만들어진 것으로 생각된다. 질량이 매우 거대하기 때문에 물리적으로 불안정하여, 자주 폭발을 일으키며 질량을 방출하여 주변에 성운을 형성하고 있다. 현재는 태양이 1년 동안 방출하는 에너지와 동일한 양을 단 6초 만에 방출한다. 은하 중심에 가깝고 궁수자리 방향으로 지구에서 약 2만 5,000광년 거리에 있으며, 실제 광도가 추정치와 같다면 지구에서는 4등급 정도의 밝기로 보일 것이라고 예상되지만, 은하계 중심 부분은 많은 별과 암흑 성운 등의 성간 물질이 밀집해 있어, 이들이 방해하여 지구상에서는 육안으로 관측하는 것이 불가능하다. 허블 우주 망원경의, 성간 물질의 영향을 적게 받는 적외선 영역의 관측으로 발견되었다.

이러한 대질량 별의 수명은 짧기 때문에, 100만 년에서 300만 년 사이에 초신성이 될 것으로 예상된다. 한편, 관측 사상 가장 밝은 항성의 자리는 2004년에 발견된 LBV 1806-20에 넘겨주게 되었다.

재관측 결과에 따라, 피스톨별의 밝기를 하향 조정해야 한다는 의견도 있으며, 그 중에는 태양의 200만 배 이하라는 설도 있다.

참조

[1] 논문 VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003) http://vizier.u-stra[...]
[2] 논문 The first X-ray survey of Galactic luminous blue variables
[3] 논문 High-Resolution Infrared Imaging and Spectroscopy of the Pistol Nebula: Evidence for Ejection
[4] 논문 X-shooter, NACO, and AMBER observations of the LBV Pistol Star
[5] 논문 Nature Versus Nurture: Luminous Blue Variable Nebulae in and Near Massive Stellar Clusters at the Galactic Center
[6] 논문 Discovery of a Luminous Blue Variable with an Ejection Nebula Near the Quintuplet Cluster
[7] 논문 Metallicity in the Galactic Center: The Quintuplet Cluster
[8] 논문 Stellar Populations in the Galactic Center
[9] 논문 The Quintuplet cluster. III. Hertzsprung-Russell diagram and cluster age
[10] 웹사이트 What is the biggest star we know? https://starchild.gs[...] NASA 2000-05
[11] 논문 On the evolution and fate of super-massive stars
[12] 논문 The Fate of the Most Massive Stars
[13] 논문 High-angular resolution observations of the Pistol star
[14] 논문 VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003) http://vizier.u-stra[...]
[15] 논문 The first X-ray survey of Galactic luminous blue variables
[16] 논문 High-Resolution Infrared Imaging and Spectroscopy of the Pistol Nebula: Evidence for Ejection
[17] 논문 X-shooter, NACO, and AMBER observations of the LBV Pistol Star
[18] 논문 Nature Versus Nurture: Luminous Blue Variable Nebulae in and Near Massive Stellar Clusters at the Galactic Center
[19] 논문 Discovery of a Luminous Blue Variable with an Ejection Nebula Near the Quintuplet Cluster
[20] 논문 Metallicity in the Galactic Center: The Quintuplet Cluster
[21] 논문 Stellar Populations in the Galactic Center
[22] 논문 The Quintuplet cluster. III. Hertzsprung-Russell diagram and cluster age


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