R136a2
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1. 개요
R136a2는 대마젤란 은하 내 R136 성단 중심부에 위치한 매우 밝은 별이다. 1960년대에 처음 관측되었으며, 스페클 간섭법을 통해 R136a가 여러 천체로 분해되면서 R136a2가 확인되었다. R136a2는 태양 질량의 약 490만 배에 달하는 광도를 가지며, 빠른 항성풍으로 질량을 잃고 있다. 약 100~200만 년 전에 태어난 것으로 추정되며, 두 개 이상의 별이 합쳐진 결과일 가능성이 있다. R136a2는 초신성 폭발이나 블랙홀로 진화할 것으로 예상된다.
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타란툴라 성운 중심부에 위치한 R136은 태양 질량의 약 45만 배에 달하는 거대한 성단으로, 높은 별의 밀도와 WNh형 별, O형 초거성 등 질량이 큰 별들로 구성되어 있으며, 타란툴라 성운의 주요 에너지원으로서 향후 구상 성단으로 진화할 가능성이 있다. - 대마젤란 은하의 항성 - R136a1
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WOH G64는 대마젤란 은하에 있는 밝은 적색 초거성으로, 가스와 먼지로 둘러싸여 있고 반지름은 태양의 약 1,540배이며, 초신성 폭발 직전 단계로 추정되지만 정확한 물리적 특성과 진화 단계, 동반성 존재 여부는 논쟁 중이다.
| R136a2 | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 별자리 | 황새치자리 |
| 겉보기 등급 | 12.34 |
| 거리 | 163,000 광년 (50,000 파섹) |
| 특징 | |
| 분광형 | 볼프-레이에별 WN5h |
| B-V 색지수 | 0.23 |
| 절대 등급 | -7.80 (가시광선) |
| 절대 복사 등급 | -12.0 |
| 물리적 특성 | |
| 질량 | 태양질량 |
| 반지름 | 태양반지름 |
| 광도 | 3,548,000 태양광도 |
| 표면 온도 | 50,000 켈빈 |
| 나이 | 백만 년 |
| 자전 속도 | 150 km/s |
| 식별 정보 | |
| 기타 명칭 | MH 511 RMC 136a2 HSH95 5 BAT99 109 CHH92 2 |
| SIMBAD | RMC+136a2 |
2. 발견
1960년 남아프리카 공화국 프리토리아의 래드클리프 천문대 천문학자들이 대마젤란 은하 내 밝은 별들의 광도와 스펙트럼을 측정하면서 R136을 최초로 관측했다. 이후 추가 관측을 통해 R136은 별이 활발하게 생성되는 거대한 전리수소영역 중심부에 위치한 것으로 밝혀졌다.[18] 1980년대 초, 스페클 간섭법을 통해 R136a가 여러 개의 천체로 분해되었고, 그중 R136a2가 R136 성단 중심부에서 매우 밝은 천체 중 하나로 확인되었다.
2. 1. 초기 관측 및 오해
1960년 프리토리아 래드클리프 천문대의 천문학자들은 대마젤란 성운에 있는 밝은 별들의 광도와 스펙트럼을 측정했다. 이들이 관측한 천체 중 하나는 RMC 136(래드클리프 천문대 마젤란 성운 목록 136번)이었으며, 이후 관측을 통해 R136이 별이 활발하게 태어나는 거대한 전리수소영역 중심부에 있다는 것이 밝혀졌다.[18]1980년대 초, 스페클 간섭법으로 R136a를 관측하여 한 덩어리처럼 보이던 것을 8개 천체로 분해하였다.[19] R136a2는 R136 성단 중심부에서 1초각 범위 내에서 두 번째로 밝은 별이었다. 초기에는 성단 중심부의 밝기를 보고 뜨거운 O형 항성 수십 개가 3.26광년 범위에 몰려 있으며, 총 질량이 태양의 수천 배에 이를 것으로 예상했다.[20][21] 그러나 실제로는 극도로 밝은 별 몇 개와 다수의 O형 항성이 뭉쳐 있는 것으로 밝혀졌다.[15]
3. 거리
R136a2까지의 정확한 거리를 결정하는 것은 여러 요인으로 인해 어렵다. 대마젤란 은하까지의 엄청난 거리 때문에 시차 방법은 현재 기술의 한계를 넘어선다. 대부분의 추정치는 R136이 대마젤란 은하와 같은 거리에 있다고 가정한다. 식쌍성의 각 크기와 선형 치수를 비교하여 얻은 대마젤란 은하까지의 가장 정확한 거리는 49.97kpc이다.[11]
4. 물리적 특징
R136a2는 볼프-레이에별로서, 강한 항성풍을 통해 빠른 속도로 질량을 잃고 있다. 항성풍의 속도는 초당 약 2400km에 달하며, 1년에 태양 질량의 약 4.6×10−5배를 잃는다.[22][23] 매우 큰 질량으로 인해 중심핵은 극도로 강한 압력을 받으며, CNO 순환 반응이 매우 빠르게 일어나 태양 광도의 약 490만 배에 달하는 에너지를 방출한다. 이는 태양이 1년 동안 만드는 에너지를 단 10초 만에 뿜는 것과 같다. 높은 온도로 인해 에너지의 대부분을 자외선 영역의 전자기 스펙트럼으로 방출하며, 시각적 밝기는 태양의 114,000배(MV −7.80)에 불과하다.[3]
4. 1. 질량과 크기
R136a2는 일반적인 볼프-레이에 별들과 마찬가지로 빠른 항성풍 형태로 질량을 우주로 계속 날려보내고 있다. 항성풍의 속도는 초당 2400km나 되며 1년에 태양 질량의 4.6×10−5배를 잃고 있다.[22][23] 질량이 매우 크기 때문에 중심핵은 극도로 강한 압력으로 눌려 CNO 순환 과정이 매우 빠르게 진행되며, 그 결과 별의 광도는 전체 파장에서 태양의 약 490만 배에 이른다. 이 속도는 태양이 1년 동안 만드는 에너지를 단 10초 만에 뿜는 것과 같다. R136a2는 지금으로부터 약 100 ~ 200만 년 전 태어난 것으로 보이며 이론에 따라 단순 계산 시 탄생 당시 질량은 태양의 240배 정도였으나 이후 태양 질량 40배 정도를 잃은 것으로 나온다.[23] 그러나 현재 항성 진화 이론상으로 태양 질량의 150배 이상 천체는 태어날 수 없음을 고려하면 R136a2는 두 개 이상의 별이 합쳐진 결과일 것이다.[24] 질량은 발견된 항성 중 최고 반열에 들어가지만 적색 초거성이나 일부 극대거성에 비하면 부피가 그리 크지 않다. 이 별의 반지름은 태양의 23.4배이며 부피는 태양의 1만 3천 배 정도이다.[22][25] 가시광선 영역만으로 밝기를 한정하면 태양의 3만 2천 배 수준에 머무르며 절대등급은 -6.5이다.[22]4. 2. 진화 과정
R136a2는 볼프-레이에 별로, 빠른 항성풍을 통해 질량을 우주로 방출하고 있다. 항성풍의 속도는 초당 2,400 킬로미터이며, 1년에 태양 질량의 4.6×10−5배를 잃고 있다.[22][23] 중심핵은 강한 압력으로 CNO 순환 과정이 빠르게 진행되어, 전체 파장에서 태양의 약 490만 배에 이르는 광도를 낸다. 이는 태양이 1년 동안 만드는 에너지를 단 10초 만에 뿜는 것과 같다.R136a2는 지금으로부터 약 100만 ~ 200만 년 전에 생성된 것으로 추정된다. 탄생 당시 질량은 태양의 약 240배로 추정되지만, 이후 항성풍으로 인해 태양 질량 40배 정도를 잃었을 것으로 예상된다.[23] 그러나 현재 항성 진화 이론상 태양 질량의 150배 이상인 천체는 생성될 수 없으므로, R136a2는 두 개 이상의 별이 합쳐진 결과일 가능성이 제기된다.[24]
5. 최후
R136a2는 질량을 잃는 속도와 양에 따라 미래가 달라진다. 그러나 중간 과정이 어떻든, 질량이 충분히 남아 있어 파국적인 종말을 피할 수 없을 것이다. Ib형 초신성 또는 Ic형 초신성, 극초신성 폭발을 일으키고, 감마선 폭발이 동반될 가능성이 있다. 또는 눈에 보이지 않는 폭발 후 블랙홀이나 중성자별로 진화할 수 있다.[26]
이처럼 질량이 큰 별들은 거대한 철핵의 붕괴로 인한 파멸적인 종말을 피할 만큼 충분한 질량을 잃지 못할 것으로 예상된다. 그 결과 초신성, 하이퍼노바, 감마선 폭발이 발생하거나, 거의 눈에 보이지 않는 폭발 후 블랙홀이 남을 수 있다. 정확한 세부 사항은 질량 손실의 시기와 양에 크게 좌우되며, 현재 모델은 관측되는 별과 초신성의 분포를 완전히 재현하지 못한다. 국부 우주에서 가장 질량이 큰 별들은 핵이 붕괴되기 전에 수소를 포함하지 않은 울프-레이에별로 진화하여 Ib형 또는 Ic형 초신성을 일으키고 블랙홀을 남길 것으로 예상된다. 감마선 폭발은 특이한 조건이나 질량이 작은 별에서만 예상된다.[14]
참조
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논문
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