R136a1

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1. 개요

R136a1은 큰마젤란 은하의 타란툴라 성운에 위치한 R136 성단의 구성원이며, 현재까지 발견된 별 중 가장 질량이 큰 항성이다. 1960년대에 처음 관측되었으며, 2010년 R136a1이 가장 밝고 뜨거운 별이라는 사실이 밝혀졌다. 표면 온도는 약 54,000켈빈이며, 태양의 805만 배에 달하는 밝기를 가진다. R136a1은 울프-레이에 별로 분류되며, 항성풍으로 인해 질량을 빠르게 잃고 있으며, 미래에는 쌍불안정형 초신성으로 생을 마감하고 블랙홀을 남길 것으로 예상된다.

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타란툴라 성운 - R136a3

R136a1
개요
R136 성단의 근적외선 이미지. R136a1은 중앙에 위치하며, R136a2가 가까이 있고, R136a3이 우측 하단에, R136b가 왼쪽에 위치함.
별자리	황새치자리
겉보기 등급	12.23
거리	약 163,000 광년 (약 49,970 파섹)
특징
종류	볼프-레이에별
분광형	WN5h
B-V 색지수	0.03
절대 등급	-8.18
질량	196 (+34/-27) 태양 질량
광도	4,677,000 태양 광도
반지름	42.7 태양 반지름
표면 온도	46,000 (+1,250/-2,375) 켈빈
표면 중력	3.65
자전 속도	160 km/s
나이	1.14 (+0.17/-0.14) 백만 년
식별 정보
다른 이름	BAT99 108, RMC 136a1, HSH95 3, WO84 1b, NGC 2070 MH 498, CHH92 1, P93 954
SIMBAD	RMC+136a1

2. 발견

2010년 7월, 영국 왕립천문학회 월보에 R136a1의 발견 사실이 게재되었다. 셰필드 대학교 천체물리학과 교수 폴 크라우서가 이끄는 관측단은 칠레 소재 유럽 남방 천문대의 거대 우주 망원경(VLT) 관측 자료와 허블 우주 망원경의 NGC 3603, R136a 연구 자료를 활용하여 R136a1을 발견했다.^[67] R136a는 한때 태양 질량의 1,000~3,000배에 이르는 매우 무거운 천체로 추측되었으나, 홀로그램 반점 간섭기를 사용하여 별들이 빽빽하게 뭉친 성단임이 밝혀졌다.^[68] 연구팀은 성단 내에서 표면 온도가 40,000켈빈이 넘고(이는 태양보다 7배 이상 뜨거운 값이다) 밝기는 수백만 배가 넘는 별 여러 개를 발견했으며, R136a1은 그중 가장 밝고 뜨거운 별이다. R136a1을 포함하여 이 별들 중 최소 세 개는 질량이 태양의 150배는 된다.

타란툴라 성운에서 R136 성단으로 확대해 들어가는 모습. 오른쪽 아래에 간신히 분해된 점으로 R136a1/2/3이 보인다

2. 1. 초기 관측 (1960년)

1960년, 프레토리아 래드클리프 천문대에서 일하던 천문학자들은 대마젤란 은하(LMC)에 있는 밝은 별들의 밝기와 스펙트럼을 체계적으로 측정했다. 이 목록에는 타란툴라 성운 중심부의 "별" RMC 136(래드클리프 천문대 마젤란 은하 목록 번호 136)이 있었는데, 관측자들은 이것이 다중성계일 것으로 추정했다. 이후 관측 결과 R136은 H II 영역으로 알려진 거대한 이온화된 성간 수소 영역 중앙에 위치하며, 별 생성 중심지 근처에 있다는 것이 밝혀졌다.^[6]

2. 2. R136의 분해 (1979년)

1979년, 유럽 남방 천문대(ESO)의 3.6m 망원경을 사용하여 R136을 R136a, R136b, R136c 세 개의 천체로 분해했다.^[7] R136a의 정확한 특성은 불분명하여 활발한 논쟁이 벌어졌다. 중심 영역의 밝기를 설명하려면 성단 중심 반 파섹 이내에 100개의 뜨거운 O형 별이 필요하다는 추정과, 태양 질량의 3,000배에 달하는 별이 더 그럴듯한 설명이라는 추측이 있었다.^[8]

2. 3. R136a의 성단 확인 (1985년)

1985년 바이겔트와 바이어는 스페클 간섭계 기술을 사용하여 R136a가 성단임을 처음으로 증명하였다. 이들은 R136a가 성단 중심 1각초 이내에 8개의 별로 구성되어 있으며, 그중 R136a1이 가장 밝다는 것을 보여주었다.^[9]

2. 4. 허블 우주 망원경 관측 (1990년대)

허블 우주 망원경 발사 후, R136a의 특성이 최종 확인되었다. 허블의 광시야 및 행성 카메라(WFPC)는 R136a를 최소 12개의 구성 요소로 분해했고, R136에는 200개 이상의 매우 밝은 별이 포함되어 있음을 보여주었다.^[13] 더욱 발전된 WFPC2를 통해 R136a 반 파섹 이내에 있는 46개의 질량이 크고 밝은 별과 4.7파섹 반경 내에 있는 3,000개 이상의 별을 연구할 수 있었다.^[10]

3. 가시성

밤하늘에서 R136은 큰마젤란은하의 타란툴라 성운에 있는 NGC 2070 성단의 중심에 10등급 천체로 보인다.^[11] 1979년에 R136a를 R136의 구성 요소로 검출하려면 3.6m 망원경이 필요했으며,^[7] R136a1을 R136a와 분해하려면 우주 망원경 또는 적응 광학, 스페클 간섭법에 의한 관측이 필요하다.^[9]

남위 20도선 이남 지역에서는 날씨와 광공해의 영향을 받지 않으면 대마젤란은하를 매일 밤 종일 관측할 수 있다. 북반구에서는 북위 17도선 이남 지역에서 관측할 수 있다. 북아메리카(멕시코 제외), 유럽, 북아프리카, 아시아의 대부분 지역은 이러한 지역에 포함되지 않아 대마젤란은하를 관측할 수 없다.^[43]

4. 물리적 특징

R136a1은 울프-레이에 별로 표면 온도가 54,000K이 넘는다. 에딩턴 한계에 근접한 다른 별들과 마찬가지로, 탄생 이후 처음 지녔던 질량 중 상당량을 항성풍 형태로 우주 공간에 날려보내고 있다. 100만 년 전 태어났을 때 질량은 태양의 약 320배였으나 이후 태양 질량의 50~60배에 해당하는 물질을 잃은 것으로 추측된다.^[70]^[71] 그러나 현재 이론들은 거대질량의 별이 탄생할 때는 150 태양 질량을 넘지 않는 대신에, 다중성계의 병합을 통해 이와 같이 된 것일 수 있다고 주장한다.^[70]^[71] 밝기는 태양의 805만 배로, 태양과 보름달 밝기의 차이 정도이다.^[72] 이 별을 태양계 중심에 놓으면 막대한 자외선으로 인해 지구 생명체는 전멸한다.^[73]

태양 질량 8~150배의 별들은 초신성 폭발로 생을 마감하며, 중심부에 중성자별이나 블랙홀을 남긴다. 150~300배 무거운 별의 존재가 밝혀져, 천문학자들은 이러한 별이 일반 초신성의 100배 이상 에너지(10²⁴ 테라톤)를 방출하는 극초신성 형태로 죽을 것으로 추측한다. 질량이 너무 커서, 연료 부족으로 중심핵이 수축되기 훨씬 전에 "쌍불안정형 초신성" 형태로 생을 마칠 것으로 보인다. R136a1이 폭발하면 중심부에 블랙홀이 남고, 중심핵 내 태양 질량 10배 이상의 무거운 물질들은 초신성 잔해 모습으로 성간 물질에 섞인다.^[67]

R136a1은 초속 2600km/s의 강력한 항성풍으로 극심한 질량 손실을 겪는다. 이는 광구의 매우 고온 가속 물질에서 나오는 전자기 방사가 중력보다 강해 표면에서 멀어지기 때문이다. 질량 손실은 표면 중력이 작고 광구 내 중원소 함량이 많은 고광도 항성에서 최대이다. R136a1은 연간 (), 즉 태양의 10억 배 이상 속도로 질량을 잃는다고 예상된다.

자전 속도는 밀도 높은 항성풍이 광구를 가려 직접 측정할 수 없다. 광구 흡수선이 스펙트럼에 없기 때문이다. 항성풍 깊은 곳에서 생성되는 2.1 μm의 N_V 방출선으로 자전을 추정하는데, R136a1에서 이 선의 반값 전체 폭(FWHM)은 약 15 Å이다.^[14] 이는 느린 자전이나 비자전을 나타내지만, 지구를 향한 극 방향 정렬 가능성도 있다. R136a2와 a3는 빠르게 자전하며, R136a1의 가장 유사한 진화 모델은 약 175만 년 후 적도 속도 약 200 km/s로 여전히 자전하는 별과 일치한다.^[14]

4. 1. 분류

R136a1은 헤르츠스프룽-러셀 도표 극좌상단에 위치하는 고광도 WN5h형 항성이다.^[2] 울프-라이에 별은 강하고 넓은 방출선이 나타나는 스펙트럼으로 구분된다. 여기에는 이온화된 질소, 헬륨, 탄소, 산소, 그리고 때때로 규소가 포함되지만, 수소 선은 일반적으로 약하거나 없다. WN5형 항성은 중성 헬륨 선보다 이온화된 헬륨 방출이 상당히 강하고, NIII, NIV, NV의 방출 세기가 거의 동일하다는 기준으로 분류된다. 스펙트럼 형태의 "h"는 스펙트럼에서 상당한 수소 방출을 나타내며, 수소는 질량에 따른 표면 풍부도의 40%를 차지하는 것으로 계산된다.^[2]

WNh형 항성은 핵에서 여전히 수소를 태우고 있는 질량이 크고 밝은 항성이다. 방출 스펙트럼은 강력하고 밀도가 높은 항성풍에서 생성되며, 헬륨과 질소의 증가된 수준은 CNO 순환 생성물이 표면으로 대류 혼합되는 것에서 비롯된다.^[20]

4. 2. 질량

R136a1은 울프-레이에 별로 표면 온도가 매우 높다. 에딩턴 한계에 근접한 다른 별들과 마찬가지로, R136a1은 태어난 이래로 자신이 처음 지녔던 질량 중 상당량을 항성풍 형태로 우주 공간으로 날려보내고 있다. 이 별은 100만 년 전 태어났을 때 질량이 태양의 약 320배였으나 이후 태양 질량의 50~60배에 해당하는 물질을 잃어버렸을 것으로 추측된다.^[70]^[71] 그러나 현재 이론들은 거대질량의 별이 탄생할 때는 150 태양 질량을 넘지 않는 대신에, 다중성계의 병합을 통해 이와 같이 된 것일 수 있다고 주장하고 있다.

태양 질량의 8배에서 150배에 이르는 별들은 삶의 끝을 초신성 폭발로 마감하며 중심부에 중성자별이나 블랙홀을 남긴다. 태양보다 150배에서 300배 무거운 별의 존재가 밝혀졌기 때문에, 천문학자들은 이처럼 덩치 큰 별은 일반 초신성의 100배 이상 에너지(10²⁴ 테라톤)를 방출하는 극초신성 형태로 죽음을 맞을 것으로 추측하고 있다. 이 별은 질량이 너무 커서, 연료 부족으로 중심핵이 수축되기 훨씬 전에 "쌍불안정형 초신성"의 형태로 생을 마칠 것으로 보인다. R136a1이 폭발로 죽음을 맞는다면 중심부에는 블랙홀이 남을 것이며, 중심핵 내부에 있던 태양 질량 10배 이상의 무거운 물질들은 초신성 잔해의 모습으로 성간 물질 속으로 불려 날아갈 것이다.^[67]

R136a1의 질량 측정치는 다음과 같다:

2024년 기준: 약 ^[21]
허블 우주 망원경(HST) 가시광선 스펙트럼 분석: (진화 질량, 불확실성 큼)^[21]
이전 자외선 분광 분석: 현재 , 초기 ^[22]
PoWR(Potsdam Wolf–Rayet) 대기 모델 분석 (단일 항성 가정): 현재 ^[2]

R136a1은 에 달하는 항성풍을 통해 극심한 질량 손실을 겪고 있다. 이는 매우 뜨거운 광구에서 나오는 강렬한 전자기 복사로 인해 중력이 유지할 수 있는 것보다 더 강력하게 물질이 표면에서 가속되어 멀어지기 때문이다.^[14] R136a1은 매년 ()의 질량을 잃고 있는데, 이는 태양이 잃는 질량보다 10억 배 이상 많으며, 형성 이후 약 을 잃었을 것으로 예상된다.^[4]

R136a1은 현재까지 알려진 항성 중 '''가장 질량이 큰 항성'''이다.

4. 3. 광도

R136a1은 울프-레이에 별로 표면 온도는 54,000켈빈이 넘으며, 밝기는 태양의 805만 배로 이는 우리 태양과 보름달 밝기의 차이 정도에 해당된다.^[72] 만약 이 별을 태양 대신 우리 태양계 중심에 놓는다고 가정하면 막대한 자외선으로 인해 지구상의 생명체는 전멸할 것이다.^[73]

R136a1은 현재까지 알려진 별 중 가장 밝은 별이며, 광도는 약 8710000L이다. 태양이 1년 동안 방출하는 에너지보다 많은 에너지를 단 4초 만에 방출한다. 만약 태양계 내에서 R136a1을 태양의 위치에 놓는다면, 지구에서는 태양보다 94,000배 밝은, -39등급의 밝기로 보일 것이다. 태양계에 가장 가까운 별인 프록시마 켄타우리(약 4.2광년, 약 1.3파섹) 위치에 R136a1이 있다면, 지구에서는 보름달과 거의 같은 밝기로 보일 것이다. 10파섹(32.6광년) 떨어진 위치에서의 겉보기 밝기를 나타내는 절대등급은 -7.9등급으로, 지구에서 본 금성보다 3배 밝다.

R136a1은 O7형 주계열성 70개에 해당하는 타란툴라 성운 전체의 약 7%의 이온화 플럭스(Ionizing flux)를 공급하고 있다. 그리고 R162a2, R136a3, R136c와 함께 R136 전체의 43~46%의 라이만 연속 복사(Lyman continuum radiation)를 생성하고 있다.^[14]

질량이 큰 별은 표면에서 바깥쪽으로 작용하는 복사압이 별의 중심 방향으로 작용하는 중력의 강도와 같아지는 광도인 에딩턴 한계(에딩턴 광도)에 가까운 광도를 갖는다. 에딩턴 한계에 가까워지면, 별은 매우 많은 에너지를 생성하기 때문에, 외층이 우주 공간으로 빠르게 방출된다. 이로 인해 별이 장기간에 걸쳐 더 강한 광도로 빛나는 것은 사실상 제한된다.^[52] R136a1은 현재 에딩턴 한계의 약 70%의 광도로 빛나고 있다.^[14]

4. 4. 온도

R136a1의 표면 온도는 약 50,000,000이며, 이는 태양보다 거의 10배 가까이 뜨거운 것이다. 이 별은 극자외선에서 최대 복사를 나타낸다.^[4]

R136a1의 B-V 지수는 약 0.03으로, F형 항성의 전형적인 색이다. HST WFPC2의 및 필터에서 얻은 "U-V" 색은 -1.28이며, 이는 매우 뜨거운 별을 나타낸다.^[10] 성간 먼지로 인해 붉어지는 현상(E_B–V)은 0.29~0.37로 측정되었으며, 이로 인한 흡광(A_V)은 약 1.80, 적색화를 제거한 B-V(B-V₀)는 -0.30으로 추정된다. 다만, 근처의 별 R136a2의 영향으로 불확실성이 존재한다.^[2]^[14]

별의 유효 온도는 색을 통해 대략적으로 추정할 수 있지만, 정확한 측정을 위해서는 대기 모델에 대한 스펙트럼 피팅이 필요하다. 여러 대기 모델을 통해 R136a1의 온도는 53,000~56,000 K로 계산되었다. 과거에는 약 로 추정되어 광도가 낮게 평가되기도 했다. 이 별은 극단적인 온도로 인해 최대 복사가 약 부근에서 나타나며, 방출되는 복사의 거의 99%는 가시광선 밖에서 방출된다(볼로미터 보정 약 -5).

4. 5. 크기

R136a1의 반지름은 태양의 42.7배 이상 (42.7solar radius)이며, 부피는 태양보다 약 80,000배 더 크다.^[4]

R136a1은 지구나 태양과 같이 잘 정의된 가시 표면을 가지고 있지 않다. 항성의 정역학적 주요 부분은 밀도가 높은 대기로 둘러싸여 있으며, 항성풍으로 바깥쪽으로 가속된다. 이 바람 내부의 임의의 지점이 반지름을 측정하기 위한 표면으로 정의되며, 저자에 따라 다른 정의가 사용될 수 있다. 예를 들어, 로젤란드 광학 깊이 2/3는 가시 표면에 대략적으로 해당하는 반면, 로젤란드 깊이 20 또는 100은 물리적 광구에 더 가깝게 해당한다. 항성 온도는 일반적으로 동일한 깊이에서 인용되므로 반지름과 온도는 광도에 해당한다.^[2]^[14]

R136a1의 크기는 가장 큰 항성인 적색 초거성보다 훨씬 작다. 적색 초거성은 태양 반지름의 수백 배에서 천 배가 넘으며, R136a1보다 수십 배 더 크다. 큰 질량과 적당한 크기에도 불구하고, R136a1의 평균 밀도는 태양의 1% 미만이다. 약 5 kg/m³로, 해수면에서 지구 대기보다 약 4배 더 밀도가 높거나, 또는 물 밀도의 100분의 1 미만이다.

4. 6. 자전

R136a1의 자전 속도는 밀도 높은 항성풍이 광구를 가리고 있어 직접 측정할 수 없다. 광구 흡수선이 스펙트럼에 나타나지 않기 때문이다. 항성풍 깊은 곳에서 생성되는 2.1 μm의 N_V 방출선을 사용하여 자전을 추정할 수 있는데, R136a1에서 이 선의 반값 전체 폭(FWHM)은 약 15 Å이다.^[14] 이는 별이 느리게 자전하거나 자전하지 않음을 나타내지만, 지구를 향한 극 방향으로 정렬되어 있을 가능성도 있다. R136a2와 a3는 빠르게 자전하며, R136a1에 대한 가장 유사한 진화 모델은 약 175만 년 후 적도 속도가 약 200 km/s인 상태로 여전히 자전하는 별과 일치한다.^[14]

4. 7. 항성풍 및 질량 손실

R136a1은 울프-레이에 별로 표면 온도는 54,000 K이 넘는다. 에딩턴 한계에 근접한 다른 별들과 마찬가지로 R136a1은 태어난 이래로 자신이 처음 지녔던 질량 중 상당량을 항성풍 형태로 우주 공간으로 날려보내고 있다. 100만 년 전 태어났을 때 질량이 태양의 약 320배였으나 이후 태양 질량의 50~60배에 해당하는 물질을 잃어버렸을 것으로 추측된다.^[70]^[71] 그러나 현재 이론들은 거대질량 별이 탄생할 때는 150 태양 질량을 넘지 않는 대신에, 다중성계의 병합을 통해 이와 같이 된 것일 수 있다고 주장하고 있다.

R136a1은 초속 2,600 ± 150 km에 달하는 강력한 항성풍으로 인해 극단적인 질량 손실을 겪고 있다. 이는 광구 상에 있는 매우 고온의 가속 물질(Accelerating material)에서 나오는 전자기 방사가 중력보다 강하기 때문에 표면에서 멀어짐으로써 발생한다. 질량 손실 정도는 표면 중력이 작고 광구 내 중원소 함량이 많은 고광도 항성에서 최대가 된다. R136a1은 연간 () 즉, 태양의 10억 배 이상의 속도로 질량을 잃고 있다고 예상된다.

5. 진화

R136a1은 CNO 순환을 통해 수소를 헬륨으로 핵융합하고 있으며, 울프-레이에 별의 스펙트럼 특징을 보인다. 100만 년이 조금 넘는 젊은 별이지만, 강한 빛 때문에 밀도 높은 항성풍이 발생하여 방출 스펙트럼을 만들어낸다. 헬륨과 질소는 강력한 대류에 의해 중심부에서 표면으로 섞이고 있다.^[20] 별의 90% 이상이 대류층이며, 표면에는 작은 비대류층이 존재한다.^[29]

분자 구름으로부터의 강착을 통한 별 형성 모델은 항성이 방출하는 방사선 때문에 추가적인 강착이 방해를 받아 별의 질량에 상한선이 있다고 예측한다. 종족 I 항성의 금속량을 기준으로 하는 가장 단순한 강착 모델에서는 별 질량의 한계가 정도로 낮게 예측되지만, 더 복잡한 이론에서는 이보다 몇 배 더 높은 질량까지 가능하다.^[30] 현재는 약 정도의 경험적 한계가 널리 받아들여지고 있다.^[31] R136a1은 이러한 한계를 명확히 넘어서고 있어, 새로운 단일성 강착 모델 및 별들 간의 합체를 통한 거대 항성 형성 가능성이 제시되고 있다.^[32]^[33]^[34]

강착을 통해 형성된 단일성으로서, 이러한 거대 항성의 특성은 아직 불확실하다. 합성 스펙트럼에 따르면, 주계열성의 광도 계급(V)이나 일반적인 O형 항성의 스펙트럼을 가지지 않을 것으로 보인다. 에딩턴 한계에 가까운 높은 광도와 강력한 항성풍은 R136a1이 항성으로 보이기 시작하면 If*형이나 WNh형 스펙트럼을 생성했을 가능성이 높다. 헬륨과 질소는 큰 대류핵과 격렬한 질량 손실로 인해 표면에서 빠르게 혼합되며, 항성풍 속에 존재한다면 특징적인 울프-레이에 별 형태의 방출 스펙트럼이 생성된다.^[14] 매우 큰 질량을 가진 영세 주계열성(ZAMS)은 온도가 약간 낮아지며, 대마젤란운의 금속량 값을 기준으로 ~ 항성에서 예측되는 최대 온도는 약 56,000 K이다. 따라서 R136a1은 질량이 약간 더 작은 다른 몇몇 주계열성보다 온도가 약간 낮다.^[29]

비리얼 정리에 따라 핵의 압력과 온도가 증가하여 광도가 증가한다.^[35] 이에 따라 R136a1은 처음 형성될 때보다 약간 더 밝아졌다. 온도는 약간 낮아지지만, 항성의 외층이 팽창하여 더 격렬한 질량 손실이 발생한다.^[14]

R136a1의 미래 진화는 불확실하며, 예측을 확인할 만한 비슷한 별이 없다. 거대 질량 별의 진화는 질량 손실량에 크게 좌우되며, 다양한 모델이 서로 다른 결과를 제시하지만 관측 결과와 완전히 일치하는 것은 없다. 핵에서 수소가 고갈되기 시작하면서 WNh형 별이 LBV로 진화하는 것으로 여겨진다. 이는 극심한 질량 손실의 중요한 단계로, 태양 금속량에 가까운 별이 수소가 없는 울프-레이에 별로 전이될 수 있게 한다.^[20] 매우 큰 대류핵, 높은 금속량 또는 추가적인 회전 혼합으로 인해 핵에서 표면까지 강력한 혼합이 일어나는 별은 LBV 단계를 건너뛰고 수소가 풍부한 WNh 단계에서 수소가 부족한 WN 단계로 직접 진화할 수 있다.^[36] 수소 핵융합은 2백만 년 조금 넘게 지속되며, 별의 최종 질량은 이 될 것으로 예상된다.^[29] 대마젤란 은하의 금속량을 가진 별은, 아무리 빠르게 회전하는 별이라도 수소 연소가 끝날 무렵에는 거의 0에 가까운 회전 속도로 감속될 것이다.^[38]

핵 헬륨 융합이 시작된 후, 대기 중의 나머지 수소는 빠르게 손실되고 R136a1은 수소가 없는 WNE형 별로 빠르게 수축하며 광도는 감소한다. 이 시점의 울프-레이에 별은 대부분 헬륨으로 구성되며, 헬륨 주계열의 영년(He-ZAMS)에 위치한다.^[29]

헬륨 연소 동안, 탄소와 산소가 핵에 축적되고 질량 손실이 계속된다. 이는 결국 WC 스펙트럼의 발달로 이어지지만, 대마젤란 은하의 금속량에서는 별이 헬륨 연소 단계의 대부분을 WN 스펙트럼으로 보낼 것으로 예상된다. 헬륨 연소가 끝날 무렵, 핵 온도 상승과 질량 손실로 광도와 온도가 모두 증가하고 스펙트럼 형태는 WO가 된다. 헬륨 융합에는 수십만 년이 걸리지만, 더 무거운 원소의 연소 최종 단계는 수천 년이 채 걸리지 않는다.^[38]^[37] R136a1은 결국 조금 넘는 크기로 수축하며, 핵 주위에는 의 헬륨만 남게 된다.^[38]

탄소-산소(C-O)핵의 질량이 백색왜성의 최대 질량(약 )을 넘는 모든 별은 필연적으로 핵붕괴를 겪는다. 이는 일반적으로 철핵이 생성되고 핵융합으로 더 이상 에너지를 생산할 수 없을 때 발생하지만, 다른 상황에서도 발생할 수 있다.

약 에서 사이의 C-O핵은 매우 뜨거워져 감마선이 자발적으로 전자-양전자 쌍을 생성하고, 핵에서 에너지가 갑자기 손실되어 쌍불안정 초신성(PISN)으로 붕괴된다. PISN은 일반적으로 금속 함량이 매우 낮은 별에서만 생성되는데, 이는 C-O핵의 크기를 이하로 유지하기 위해 충분한 질량을 잃지 않기 때문이다. 매우 무거운 별의 경우 LMC 금속 함량에서도 발생할 수 있지만, R136a1의 예상되는 C-O핵 크기는 미만이므로 PISN은 발생 가능성이 낮다.^[38]

철핵 붕괴는 초신성 폭발과 때로는 감마선 폭발(GRB)을 생성할 수 있다. 별에 수소가 없기 때문에 초신성 폭발의 유형은 I형이 되고, 헬륨이 거의 없기 때문에 Ic형이 된다.^[38] 특히 질량이 큰 철핵은 눈에 보이는 폭발 없이 전체 별을 블랙홀로 붕괴시키거나, 방사성 ⁵⁶Ni가 블랙홀로 다시 떨어지면서 밝기가 낮은 초신성을 생성할 수 있다.^[39]

별이 회전하고 적절한 질량을 가지고 있다면 Ic형 초신성은 GRB를 생성할 수 있다. R136a1은 핵붕괴 훨씬 전에 거의 모든 회전력을 잃을 것으로 예상되므로 GRB는 발생 가능성이 낮다.^[38]

Ic형 핵붕괴 초신성의 잔해는 전구체 핵의 질량에 따라 중성자별 또는 블랙홀이다. R136a1만큼 질량이 큰 별의 경우, 잔해는 중성자별이 아닌 블랙홀일 가능성이 매우 높다.^[37]

5. 1. 현재 상태

R136a1은 현재 주로 높은 중심 온도 때문에 CNO 순환을 통해 수소를 헬륨으로 핵융합하고 있다. 울프-라이에 별의 스펙트럼 특징을 보이지만, 100만 년이 조금 넘는 젊은 별이다. 강한 빛 때문에 발생하는 밀도 높은 항성풍이 방출 스펙트럼을 만들어내며, 강력한 대류에 의해 헬륨과 질소의 양이 중심부에서 표면으로 섞여 있다. 사실상 WR형 주계열성이다.^[20] 별의 90% 이상이 대류층이며, 표면에는 작은 비대류층이 있다.^[29]

5. 2. 형성 과정

분자 구름으로부터의 강착을 통한 별 형성 모델은 방출되는 방사선 때문에 추가적인 강착이 방해를 받아 별의 질량에 상한선이 있다고 예측한다. 종족 I 항성의 금속량을 기준으로 하는 가장 단순한 강착 모델에서는 별 질량의 한계가 40태양질량 정도로 낮게 예측되지만, 더 복잡한 이론에서는 이보다 몇 배 더 높은 질량까지 가능하다.^[30] 현재는 약 150태양질량 정도의 경험적 한계가 널리 받아들여지고 있다.^[31] R136a1은 이러한 한계를 명확히 넘어서고 있어, 이 한계를 없앨 가능성이 있는 새로운 단일성 강착 모델의 개발로 이어졌다.^[32] 또한, 별들 간의 합체를 통해 더 거대한 별이 형성될 가능성도 제시되고 있다.^[33]^[34]

강착을 통해 형성된 단일성으로서, 이러한 거대 항성의 특성은 아직 불확실하다. 합성 스펙트럼에 따르면, 주계열성의 광도 계급(V)이나 일반적인 O형 항성의 스펙트럼을 가지지 않을 것으로 보인다. 에딩턴 한계에 가까운 높은 광도와 강력한 항성풍은 R136a1이 항성으로 보이기 시작하면 If*형이나 WNh형 스펙트럼을 생성했을 가능성이 높다. 헬륨과 질소는 큰 대류핵과 격렬한 질량 손실로 인해 표면에서 빠르게 혼합되며, 항성풍 속에 존재한다면 특징적인 울프-레이에 별 형태의 방출 스펙트럼이 생성된다.^[14] 매우 큰 질량을 가진 영세 주계열성(ZAMS)은 온도가 약간 낮아지며, 대마젤란운의 금속량 값을 기준으로 150~200 태양질량의 항성에서 예측되는 최대 온도는 약 56,000 K이다. 따라서 R136a1은 질량이 약간 더 작은 다른 몇몇 주계열성보다 온도가 약간 낮다.^[29]

중심핵에서 수소 연소가 일어나는 동안 핵 내부의 헬륨 비율이 증가하고, 비리얼 정리에 따라 핵의 압력과 온도가 증가한다.^[35] 이에 따라 광도가 증가하여 R136a1은 처음 형성될 때보다 약간 더 밝아진다. 온도는 약간 낮아지지만, 항성의 외층이 팽창하여 더 격렬한 질량 손실이 발생한다.^[14]

5. 3. 미래

R136a1은 태어난 지 약 100만 년 정도로, 태양(약 46억 년)에 비해 매우 젊어 보이지만, 질량이 큰 별은 수명이 기하급수적으로 짧아 R136a1은 이미 중년에 접어든 것으로 볼 수 있다.^[69]

R136a1은 울프-레이에 별로, 에딩턴 한계에 가까운 다른 별들처럼 태어난 후 상당량의 질량을 항성풍 형태로 우주 공간으로 날려 보내고 있다. 처음 태어났을 때는 태양 질량의 약 320배였으나, 이후 태양 질량의 50~60배에 해당하는 물질을 잃었을 것으로 추측된다. 하지만, 현재 이론들은 거대 질량 별이 탄생할 때 150 태양 질량을 넘지 않는 대신, 다중성계의 병합을 통해 이와 같이 된 것일 수 있다고 주장하고 있다.^[70]^[71]

태양 질량의 8배에서 150배 사이의 별들은 삶의 끝을 초신성 폭발로 마감하며, 중심부에 중성자별이나 블랙홀을 남긴다. 태양보다 150배에서 300배 무거운 별의 존재가 밝혀졌기 때문에, 천문학자들은 이러한 별들이 일반 초신성의 100배 이상 에너지를 방출하는 극초신성 형태로 죽음을 맞을 것으로 예상한다. R136a1은 질량이 너무 커서 연료 부족으로 중심핵이 수축되기 훨씬 전에 "쌍불안정형 초신성" 형태로 생을 마칠 가능성이 있다. 이 별이 폭발하면 중심부에는 블랙홀이 남고, 중심핵 내부에 있던 태양 질량 10배 이상의 무거운 물질들은 초신성 잔해 형태로 성간 물질로 흩뿌려질 것이다.^[67]

R136a1의 미래 진화는 불확실하며, 예측을 확인할 만한 비슷한 별이 없다. 거대 질량 별의 진화는 질량 손실량에 크게 좌우되며, 다양한 모델이 서로 다른 결과를 제시하지만 관측 결과와 완전히 일치하는 것은 없다. 핵에서 수소가 고갈되기 시작하면서 WNh형 별이 LBV로 진화하는 것으로 여겨진다. 이는 극심한 질량 손실의 중요한 단계로, 태양 금속량에 가까운 별이 수소가 없는 울프-레이에 별로 전이될 수 있게 한다.^[20] 매우 큰 대류핵, 높은 금속량 또는 추가적인 회전 혼합으로 인해 핵에서 표면까지 강력한 혼합이 일어나는 별은 LBV 단계를 건너뛰고 수소가 풍부한 WNh 단계에서 수소가 부족한 WN 단계로 직접 진화할 수 있다.^[36] 수소 핵융합은 2백만 년 조금 넘게 지속된다.^[29]

핵 헬륨 융합이 시작된 후, 대기 중의 나머지 수소는 빠르게 손실되고 R136a1은 수소가 없는 WNE형 별로 빠르게 수축하며 광도는 감소한다. 이 시점의 울프-레이에 별은 대부분 헬륨으로 구성되며, 헬륨 주계열의 영년(He-ZAMS)에 위치한다.^[29]

헬륨 연소 동안, 탄소와 산소가 핵에 축적되고 질량 손실이 계속된다. 이는 결국 WC 스펙트럼의 발달로 이어지지만, 대마젤란 은하의 금속량에서는 별이 헬륨 연소 단계의 대부분을 WN 스펙트럼으로 보낼 것으로 예상된다. 헬륨 연소가 끝날 무렵, 핵 온도 상승과 질량 손실로 광도와 온도가 모두 증가하고 스펙트럼 형태는 WO가 된다. 헬륨 융합에는 수십만 년이 걸리지만, 더 무거운 원소의 연소 최종 단계는 수천 년이 채 걸리지 않는다.^[38]^[37] R136a1은 결국 50 태양 질량보다 조금 넘는 크기로 수축하며, 핵 주위에는 0.5 태양 질량의 헬륨만 남게 된다.^[38]

5. 4. 쌍불안정형 초신성 가능성

R136a1은 질량이 매우 커서 연료 부족으로 중심핵이 수축되기 훨씬 전에 "쌍불안정형 초신성" 형태로 생을 마칠 가능성이 제기된다. 중심핵은 다량의 전자–양전자 쌍을 만드는데, 이 쌍들은 별 내부의 복사압을 국지적 붕괴가 일어날 수준까지 떨어뜨린다. R136a1이 폭발로 죽음을 맞는다면 중심부에는 블랙홀이 남을 것이며, 중심핵 내부에 있던 태양 질량 10배 이상의 무거운 물질들은 초신성 잔해의 모습으로 성간 물질 속으로 흩뿌려질 것이다.^[67] 그러나 이처럼 강력한 폭발을 하더라도 지구에서 너무 멀리 떨어져 있기 때문에 우리 눈으로 R136a1의 폭발을 볼 수 없을 것이다.^[72]

탄소-산소(C-O)핵의 질량이 백색왜성의 최대 질량(약 )을 넘는 모든 별은 필연적으로 핵붕괴를 겪는다. 이는 일반적으로 철핵이 생성되고 핵융합으로 더 이상 에너지를 생산할 수 없을 때 발생하지만, 다른 상황에서도 발생할 수 있다.

약 에서 사이의 C-O핵은 매우 뜨거워져 감마선이 자발적으로 전자-양전자 쌍을 생성하고, 핵에서 에너지가 갑자기 손실되어 쌍불안정 초신성(PISN, 때때로 쌍생성 초신성(PCSN)이라고도 함)으로 붕괴된다. PISN은 일반적으로 금속 함량이 매우 낮은 별에서만 생성되는데, 이는 C-O핵의 크기를 이하로 유지하기 위해 충분한 질량을 잃지 않기 때문이다. 매우 무거운 별의 경우 LMC 금속 함량에서도 발생할 수 있지만, R136a1의 예상되는 C-O핵 크기는 미만이므로 PISN은 발생 가능성이 낮다.^[38]

철핵 붕괴는 초신성 폭발과 때로는 감마선 폭발(GRB)을 생성할 수 있다. 별에 수소가 없기 때문에 초신성 폭발의 유형은 I형이 되고, 헬륨이 거의 없기 때문에 Ic형이 된다.^[38] 특히 질량이 큰 철핵은 눈에 보이는 폭발 없이 전체 별을 블랙홀로 붕괴시키거나, 방사성 ⁵⁶Ni가 블랙홀로 다시 떨어지면서 밝기가 낮은 초신성을 생성할 수 있다.^[39]

별이 회전하고 적절한 질량을 가지고 있다면 Ic형 초신성은 GRB를 생성할 수 있다. R136a1은 핵붕괴 훨씬 전에 거의 모든 회전력을 잃을 것으로 예상되므로 GRB는 발생 가능성이 낮다.^[38]

Ic형 핵붕괴 초신성의 잔해는 전구체 핵의 질량에 따라 중성자별 또는 블랙홀이다. R136a1만큼 질량이 큰 별의 경우, 잔해는 중성자별이 아닌 블랙홀일 가능성이 매우 높다.^[37]

6. 주변 환경

밤하늘에서 R136은 대마젤란 은하의 타란툴라 성운에 있는 NGC 2070 성단의 중심에 10등급 천체로 보인다.^[11] R136a를 분해하여 R136a1을 검출하려면 우주 망원경이나 적응광학 또는 스페클 간섭계와 같은 정교한 기술이 필요하다.^[9]

남위 약 20도 이남에서는 큰마젤란 은하가 천구의 북극에 걸쳐 있어 날씨와 광공해만 허락한다면 일년 내내 매일 밤(적어도 부분적으로) 볼 수 있다. 북반구에서는 북위 20도 이남에서 볼 수 있는데, 이는 북아메리카(멕시코 남부 제외), 유럽, 북아프리카 및 북아시아를 제외한 지역이다.^[12]

R136 중심부의 R136a 시스템은 적어도 12개의 항성을 포함하는 밀집된 밝은 항성 무리이며,^[13] 그중 가장 두드러진 것은 R136a1, R136a2, R136a3이다. 이들은 모두 극도로 밝고 질량이 큰 WN5h형 항성이다. R136a1은 이 성단에서 두 번째로 밝은 항성인 R136a2와 5,000 AU 떨어져 있다.^[14]

R136은 지구로부터 약 15만 7천 광년 떨어진 대마젤란 은하에 위치하며, 은하의 남동쪽 모서리에 위치한 타란툴라 성운(30 Doradus로도 알려짐)의 중심부에 있다. R136 자체는 훨씬 더 큰 NGC 2070 산개성단의 중심부 응축체이다.^[15]

매우 먼 거리에 있는 항성임에도 불구하고, R136a1은 성간먼지에 의해 상대적으로 가려지지 않는다. 적색화는 시각적 밝기를 약 1.8 등급 감소시키지만, 근적외선에서는 약 0.22 등급만 감소시킨다.^[14]

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