R136c
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1. 개요
R136c는 분광형 WN5h의 볼프-레이에별로, 표면 온도는 약 56,000 켈빈이며 태양 질량의 130~175배에 달하는 매우 밝고 뜨거운 별 중 하나이다. CNO 순환을 통해 에너지를 생성하고 강력한 항성풍을 통해 질량을 우주로 방출하며, 엑스선 방출로 인해 쌍성일 가능성이 제기된다. R136c는 수백만 년밖에 되지 않아 빠르게 진화하고 있으며, 초신성 폭발을 일으키고 블랙홀을 남길 것으로 예상된다.
R136c는 볼프-레이에별로 분류되며 표면 온도는 56,000 K이다. 질량은 태양의 130~175배이며 밝기는 태양의 300만 배 이상이다. 중심핵은 강하게 압축되어 CNO 순환 과정을 통해 밝은 빛을 만들어 낸다. 빠른 항성풍(초속 2,000km) 형태로 스스로의 질량을 우주로 내보내고 있으며, 방출하는 물질의 양은 1년에 태양 질량의 10만 분의 1 정도이다.[12]
R136c는 생성된 지 몇백만 년밖에 되지 않았지만 활발한 별이기 때문에 처음 가지고 있던 질량의 상당 부분을 이미 잃었다. CNO 순환에 의해 수소 핵융합이 일어나기 때문에 실질적으로는 주계열성이지만, 열대류에 의해 핵융합으로 생성된 물질이 혼합되어 표면으로 나오기 때문에 격렬한 별풍의 원인이 되며, 진화한 별에서만 볼 수 있는 스펙트럼이 나타난다.[7]
2. 특징
2. 1. 물리적 특성
R136c는 분광형 WN5h의 울프-레이에별로, 표면 온도는 약 56,000 K으로 알려진 가장 뜨거운 별 중 하나이다. 태양 질량의 142배로, 가장 질량이 큰 별 중 하나이며, 밝기는 태양의 380만 배로 가장 밝은 별 중 하나이다.[7] 이처럼 극심한 밝기는 고도로 압축된 뜨거운 핵에서 일어나는 CNO 순환이라는 핵융합 반응 과정에 의해 생성된다.
다른 울프-레이에별과 마찬가지로 R136c는 초속 2,000 km 이상의 빠른 항성풍 형태로 스스로의 질량을 우주로 내보내고 있으며, 연간 태양 질량의 10만 분의 1 이상을 잃고 있다.[7] R136c에서는 엑스선이 검출되는데, 이는 쌍성계 구성원이 각자 방출하는 항성풍이 충돌하면서 나타나는 현상이다. 따라서 R136c가 쌍성일 가능성은 매우 높지만, 짝별이 전체 밝기에서 차지하는 비중은 그리 크지 않을 것으로 추정된다.[8]
2. 2. CNO 순환과 항성풍
R136c는 분광형 WN5h의 울프-레이에별로, 표면 온도는 56,000 K이다. 이 별은 태양 질량의 142배에 달하며, 380만 배 이상 밝게 빛나는, 가장 밝은 별 중 하나이다. 이처럼 극심한 광도는 고도로 압축된 뜨거운 핵에서 일어나는 CNO 순환 과정에 의한 것이다.
R136c는 전형적인 볼프-레이에별처럼 빠른 항성풍(초속 2,000 킬로미터 이상)을 통해 질량을 잃고 있으며, 연간 태양 질량의 10만 분의 1 이상을 우주로 방출한다.[7] R136c에서는 엑스선이 검출되는데, 이는 쌍성계 구성원 각자가 방출하는 항성풍이 충돌하면서 나타나는 현상이다. 따라서 R136c가 쌍성일 가능성은 매우 높지만, 짝별이 전체 밝기에서 차지하는 비중은 그리 크지 않을 것으로 추정된다.[8]
2. 3. 쌍성계 가능성
R136c에서는 엑스선이 검출되는데, 이는 쌍성계 구성원이 각자 방출하는 항성풍이 충돌하면서 나타나는 현상이다. 따라서 R136c가 쌍성일 가능성은 매우 높지만, 전체 밝기에서 짝별이 차지하는 비중은 크지 않을 것으로 추정된다.[11][8][7]
3. 진화와 최후
이 별의 운명은 중력 붕괴 전에 잃는 질량에 따라 다르지만, 초신성으로 변화할 가능성도 있다. 쌍성이 아니고, 금속량이 태양과 유사한 별의 최근 모델에서는 R136c와 같은 질량이 최대인 별은 Ic형 초신성이 될 것으로 생각되지만, 쌍성에서는 다른 결과가 나올 가능성이 있다. 이러한 초신성 중 일부는 감마선 폭발을 일으키고, 최종적으로 블랙홀이 될 것으로 예상된다.[9]
3. 1. 진화 과정
R136c는 생성된 지 몇백만 년밖에 되지 않아 주계열 단계를 벗어났지만, 태양의 46억 년에 비하면 매우 짧은 시간이다. 이 별은 중심핵이 붕괴하기 전 남아있는 질량에 따라 최후가 결정되지만, 결국 초신성으로 생을 마감할 것으로 보인다. 태양과 비슷한 금속함량을 가지면서 R136c처럼 질량이 큰 단독성은 바깥 껍질이 상당량 벗겨져 나간 Ic형 초신성으로 진화할 것으로 예상되지만, 짝별이 있는 경우에는 다른 결과가 나올 수 있다. 이러한 초신성 중 일부는 감마선 폭발을 일으키고 블랙홀을 남길 것으로 보인다.[14]
R136c는 매우 강력하여 수백만 년밖에 되지 않았음에도 초기 질량의 상당 부분을 이미 잃었다. 여전히 주계열성에 있으며, CNO 순환을 통해 중심핵에서 수소를 융합하고 있지만, 융합 생성물을 표면으로 이동시켜 혼합하여 강력한 항성풍과 방출 스펙트럼을 생성하는데, 이는 고도로 진화된 별에서만 일반적으로 나타난다.[7]
이 별의 운명은 중심핵 붕괴 전에 잃는 질량에 따라 달라지지만, 초신성 폭발을 일으킬 가능성이 높다. 최근 단일 별 진화 모델에서는 태양과 거의 같은 금속함량을 가진 가장 무거운 별들이 Ic형 초신성으로 폭발할 것이라고 예측하지만, 쌍성에서는 다른 결과가 나올 수 있다. 이러한 초신성 중 일부는 감마선 폭발을 일으킬 것으로 예상되며, 남은 잔해는 블랙홀이 될 것이다.[9]
3. 2. 최후: 초신성과 블랙홀
R136c는 몇백만 년밖에 되지 않아 태양의 46억 년에 비하면 찰나의 삶을 산 것처럼 보이나, 매우 빠른 속도로 진화하고 있기 때문에 이미 주계열 단계를 이탈했다. 이 별의 최후는 중심핵이 붕괴하기 전 얼마만큼의 질량이 남아 있느냐에 달려 있으나 결국 초신성으로 죽음을 맞을 것으로 보인다. 태양과 중원소 함량이 비슷하면서 질량은 R136c처럼 매우 무거운 단독성이 어떻게 최후를 맞는지를 모형으로 만든 결과 바깥 껍질이 상당량 벗겨져 나간 Ic형 초신성으로 진화하는 것으로 나타났다. 다만 홑별이 아니라 짝별이 있을 경우 결과는 다르게 나올 수 있다. 이런 초신성 중 일부는 감마선 폭발을 일으키고 블랙홀을 남길 것으로 보인다.[14]
R136c는 매우 에너지가 넘쳐 불과 수백만 년밖에 되지 않았음에도 초기 질량의 상당 부분을 이미 잃었다. 여전히 효과적으로 주계열성에 있으며, CNO 순환을 통해 중심핵에서 수소를 융합하고 있지만, 융합 생성물을 표면으로 이동시켜 혼합했으며, 이는 고도로 진화된 별에서만 일반적으로 보이는 강력한 항성풍과 방출 스펙트럼을 생성한다.[7]
참조
[1]
논문
The R136 star cluster dissected with Hubble Space Telescope/STIS. I. Far-ultraviolet spectroscopic census and the origin of He II λ1640 in young star clusters
[2]
논문
An eclipsing-binary distance to the Large Magellanic Cloud accurate to two per cent
2013-03-07
[3]
논문
The VLT-FLAMES Tarantula Survey - XI. A census of the hot luminous stars and their feedback in 30 Doradus
2013
[4]
논문
An excess of massive stars in the local 30 Doradus starburst
[5]
논문
Gemini/GMOS Search for Massive Binaries in the Ionizing Cluster of 30 Dor
2009
[6]
논문
The central object R 136 in the gas nebula 30 Doradus - Structure, color, mass and excitation parameter
[7]
논문
The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M⊙ stellar mass limit
[8]
논문
The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud
[9]
논문
Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death
[10]
문서
log L=6.75 L☉よりval(e=6.75)から算出している。
[11]
논문
The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud
[12]
논문
The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M⊙ stellar mass limit
[13]
논문
The central object R 136 in the gas nebula 30 Doradus - Structure, color, mass and excitation parameter
[14]
논문
Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death
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