LBV 1806-20

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1. 개요
2. 위치
3. 물리적 특징
- 3.1. 관측의 어려움
4. 분광학적 특징
- 4.1. 스펙트럼
5. 쌍성계 가능성
참조

1. 개요

LBV 1806-20은 우리 은하 내 H II 영역인 W31 내 1806-20 성단에 속한 별로, 극도로 밝고 질량이 큰 것으로 추정된다. 태양 질량의 130~150배에 달하며, 밝기는 태양의 약 5백만 배에 이른다. 가시광선으로는 관측이 어렵지만, 적외선으로 관측이 가능하다. 분광형은 불확실하며, 스펙트럼에서 수소, 헬륨, 철, 마그네슘, 나트륨 등의 방출선을 보인다. LBV 1806-20은 쌍성계일 가능성이 제기되었으며, 펄서 PSR J1808-2024와 쌍성을 이룰 수 있다.

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LBV 1806-20
기본 정보
1806-20 성단의 적외선 이미지. 중앙 왼쪽에 보이는 가장 밝은 항성이 LBV 1806-20이다. (제공: 허블 우주 망원경)
별자리	궁수자리
명칭	LBV 1806-20
기타 명칭	2MASS J18084031-2024411
관측 정보
적경 (J2000)	18h 08m 40.31s
적위 (J2000)	-20° 24′ 41.1″
특징
종류	밝은 청색 변광성 후보
분광형	O9 - B2+PSR
나이	300만 – 450만 년
거리
거리	28,300 광년 (8,700 파섹)
물리적 특성
질량	36 태양 질량
반지름	46.1 - 145.7 태양 반지름
광도	~2,000,000 태양 광도
표면 온도	18,000 - 32,000 켈빈
겉보기 등급
J 대역	13.93
H 대역	10.75
K 대역	8.89
식별 정보
SIMBAD	NAME+LBV+1806−20

2. 위치

LBV 1806-20은 전파성운 G10.0-0.3의 중심부에 위치하며, 주로 항성풍에 의해 에너지를 공급받는 것으로 여겨진다.^[3] 이 별은 1806-20 산개성단의 구성원이며, 이 성단은 우리 은하 내 매우 큰 규모의 H II 영역 중 하나인 W31의 일부이다. 1806-20 성단은 탄소 울프-레이에별(carbon-rich Wolf-Rayet star) 두 개, 극대거성 두 개, OB형 별 여러 개, 마그네타(SGR 1806-20) 한 개 등 매우 특이한 별들로 구성되어 있다.

3. 물리적 특징

LBV 1806-20은 단독성인지 쌍성인지 확실하지 않으나, 총 질량은 태양의 130~150배에 이른다. 밝기는 용골자리 에타나 피스톨별과 비슷한, 태양의 약 5백만 배 수준으로 추측되며, 이는 현재까지 관측된 우주의 별들 중 가장 밝은 값이다.

현재 항성생성 이론에 따르면 항성의 질량 상한선은 태양의 120배 정도이다. 그러나 LBV 1806-20의 질량은 최소 태양의 130배이며, 천문학자에 따라서는 150~200배로 보기도 한다. 이 때문에 LBV 1806-20이 단독성인지 쌍성인지에 대한 논란이 있다. 반점화상법을 이용하여 이 별의 밝기를 측정한 결과 단독성이라는 결론이 나왔으나, 최근 고해상도 분광법을 이용한 연구에서는 쌍성일 가능성이 크며, 두 별을 합친 질량도 태양의 130배에 훨씬 못 미칠 것으로 예상된다.

3. 1. 관측의 어려움

LBV 1806-20은 매우 밝지만 지구에서 가시광선으로 관측할 수 없다. 그 이유는 이 별과 지구 사이 우주 공간에 있는 성간가스와 먼지가 가시광을 차단하기 때문이다. 이 별은 2마이크로미터 적외선 영역으로 관측할 경우 +8등급 정도의 밝기를 보인다.^[4] 반면 가시광선 영역에서의 밝기는 +35등급에 불과하여 보이지 않는 것이나 마찬가지이다.

은하 중심 방향의 중간 먼지는 가시광선 파장에서 약 35등급을 흡수하며, 따라서 대부분의 관측은 적외선 망원경을 사용하여 수행된다. 광도와 분광형을 바탕으로 LBV일 것으로 추정되지만, 이름에도 불구하고 특징적인 광도 및 분광 변화가 아직 관측되지 않아 후보로 남아있다.

LBV 1806-20은 파장 2 μm의 근적외선 파장에서 8등급의 밝기로 보이지만, 가시광선에서의 밝기는 약 35등급으로 계산되어 현재 관측 장비로는 가시광선으로 관측할 수 없다. 은하 중심 방향에 분포하는 먼지는 약 29등급 밝기의 가시광선을 흡수하므로 LBV 1806-20의 대부분 관측은 적외선 망원경을 사용하여 이루어진다. 그 광도와 스펙트럼 분류로부터 고광도 청색 변광성(LBV)으로 의심받고 있지만, 지금까지 특징적인 측광 및 분광 변동은 관측되지 않았기에, 명칭에 "LBV"가 있지만, 어디까지나 고광도 청색 변광성의 후보로 여겨지고 있다.

4. 분광학적 특징

LBV 1806-20은 매우 밝지만, 지구와 별 사이에 있는 성간가스와 먼지 때문에 지구에서 가시광선으로는 관측할 수 없다. 2마이크로미터 적외선 영역에서는 8등급 정도로 관측되지만,^[4] 가시광선 영역에서는 35등급에 불과해 보이지 않는다.

LBV 1806-20의 분광형은 불확실하며 가변적일 수 있다. 적외선 He_I 선 등가 폭을 기준으로 O9와 B2 사이로 제한된다.

4. 1. 스펙트럼

LBV 1806-20의 분광형은 불확실하며, 가변적일 수 있다. 스펙트럼 상의 적외선 He I선의 등가폭에 기초하여 O9형에서 B2형의 범위 내에 있다고 여겨진다.^[4] LBV 1806-20의 스펙트럼은 수소의 파셴 계열 및 브라켓 계열에서 강한 휘선을 나타내지만, 헬륨, Fe II, Mg II, Na I의 휘선도 나타난다. 이러한 휘선은 넓고 불균일한 프로파일을 가지며, 일부는 P Cyg 프로파일의 특징도 나타낸다. 고분해능 스펙트럼에서는 He I의 흡수선 일부가 이중으로 되어 있는 것이 나타난다.

5. 쌍성계 가능성

LBV 1806-20이 단독성인지 쌍성인지에 대해 논란이 있다. 반점화상법을 이용하여 이 별의 밝기를 측정한 결과 단독성이라는 결론이 나왔으나, 최근에 고해상도 분광법을 이용한 연구 결과 이 별은 쌍성일 가능성이 크며, 두 별을 합친 질량도 태양의 130배에 훨씬 못 미칠 것으로 예상된다.

LBV 1806-20의 스펙트럼에서 He_I 선이 두 배로 나타나고 질량, 광도, 나이 추정치가 일치하지 않는 점을 설명하기 위해 LBV 1806-20은 PSR J1808-2024로 명명된 펄서와 쌍성을 이루고 있다는 주장이 제기되었다.^[2] 방출 선이 하나이므로 고광도 청색 변광성(LBV)에서 예상할 수 있듯이 밀도가 높은 별의 바람을 가진 별은 하나로 보인다.

참조

_[1] 간행물 PSR J1808-2024 2024-07-12
_[2] 간행물 PSR J1808-2024 2024-07-12
_[3] 논문 Studying the SGR 1806-20/Cl* 1806-20 Region Using the Fermi Large Area Telescope
_[4] 저널 Massive Stars in the SGR 1806-20 Cluster

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