S형 별
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1. 개요
S형 별은 차가운 별의 일종으로, 스펙트럼에 이산화 지르코늄(ZrO) 띠가 나타나는 것이 특징이다. S형 별은 ZrO 띠의 강도와 다른 원소들의 존재 여부에 따라 MS형, SC형 등으로 세분화된다. S형 별의 분류는 1922년에 처음 시작되었으며, 이후 분광형 분류 방식이 여러 차례 수정되었다. S형 별은 콤마 표기법, 원소 강도 표기법, 슬래시 표기법, 별표 표기법 등 다양한 방식으로 분류되어 왔다. S형 별은 내인성 S형 별과 외인성 S형 별로 나뉘며, 내인성 S형 별은 열 맥동 점근 거성 가지(TP-AGB) 별이고, 외인성 S형 별은 쌍성계에서 물질 이동을 통해 형성된다. S형 별은 은하 내에서 탄소별과 유사한 분포를 보이며, 미라 변광성 등 다양한 유형이 존재한다. S형 별은 항성풍을 통해 질량을 잃고, 먼지를 형성하며, 질량 손실과 먼지 형성은 별의 진화에 영향을 미친다.
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| S형 별 | |
|---|---|
| 특징 | |
| 설명 | 대략적으로 동일한 양의 탄소와 산소를 대기 중에 가지고 있는 차가운 거대한 별 |
| 분류 | |
| 분광형 | 후기형 거성 점근거성열(AGB) 탄소별 |
| 스펙트럼 특징 | 산화 지르코늄 (ZrO) 띠가 두드러짐 기타 s-과정 원소의 증거 |
| 구성 | |
| 질량 | 태양 질량과 비슷 |
| 위치 | 점근거성열 (AGB) |
| 대기 | 탄소와 산소가 거의 동일한 비율로 존재 |
| 관련 천체 | |
| C형 별 | 탄소별의 하위 유형, 탄소가 산소보다 풍부 |
| M형 별 | 산소가 풍부한 별, S형 별과 진화적 연관성 가짐 |
| Ba형 별 | S형 별과 유사한 스펙트럼 특징을 보이는 거성 |
| 추가 정보 | |
| 중요성 | 항성 진화 및 핵합성 연구에 중요 |
2. 스펙트럼 특징
차가운 별, 특히 M형 별은 이산화 타이타늄(TiO) 분자 띠를 강하게 보여준다. 그러나 일부 차가운 별들은 이산화 지르코늄(ZrO) 띠 또한 강하게 나타낸다. 시각적 스펙트럼에서 ZrO 띠가 뚜렷하게 관측되는 것이 S형 별을 정의하는 기준이다.
ZrO의 주요 계열은 다음과 같다:
- α 계열: 파란색 (464.06 nm, 462.61 nm, 461.98 nm)
- β 계열: 노란색 (555.17 nm, 571.81 nm)
- γ 계열: 빨간색 (647.4 nm, 634.5 nm, 622.9 nm)
S형 별의 초기 정의는 저분산 사진 스펙트럼 판에서 ZrO 띠가 쉽게 검출되어야 한다는 것이었지만, 현대의 고해상도 스펙트럼은 훨씬 약한 ZrO를 가진 별들도 식별할 수 있게 해준다. MS형 별은 일반적인 M형 별과 S형 별의 중간 형태로, ZrO는 거의 감지할 수 없지만 M형 스펙트럼의 다른 특징들은 정상적으로 나타난다. SC형 별은 탄소별과의 중간 형태로, ZrO는 약하거나 감지할 수 없지만 강한 나트륨 D선과 약한 C2 띠를 가진다.
S형 별 스펙트럼은 일반적인 M형 거성과 비교했을 때 다른 특징들도 보인다. 차가운 거성의 특징인 TiO 띠는 대부분의 S형 별에서 약해지거나 아예 나타나지 않는다. YO 띠, Sr 선, Ba 선, LaO 띠와 같은 s-과정 동위원소 관련 특징과 나트륨 D선은 모두 훨씬 더 강하다. 반면 VO 띠는 없거나 매우 약하다. 주기 5원소인 테크네튬 (Tc)의 스펙트럼 선은 s-과정 중성자 포획의 결과로 예상되지만, 많은 S형 별에서 Tc의 징후가 나타나지 않는다. 강한 Tc 선을 가진 별은 테크네튬 별이라고 불리며, M형, S형, C형 또는 중간 형태인 MS형 및 SC형일 수 있다.
일부 S형 별, 특히 미라 변광성은 강한 수소 방출선을 보인다. Hβ 방출은 정상적인 M형 별의 다른 발머 계열 선에 비해 이례적으로 강하게 나타나는 경우가 많은데, 이는 Hβ 방출을 희석시킬 수 있는 TiO 띠가 약하기 때문이다.
2. 1. 분광형 분류
S형 별의 분광형은 1922년에 처음 정의되었으며, 장주기 변광성(미라 변광성)과 유사한 특이한 스펙트럼을 가진 여러 별들을 나타내기 위해 사용되었다. 스펙트럼의 많은 흡수선이 특이한 것으로 인식되었지만, 관련된 원소는 알려지지 않았다. 현재 ZrO에 의한 것으로 인식되는 흡수 띠는 S형 스펙트럼의 주요 특징으로 명확하게 나열되어 있다.차가운 별, 특히 M형은 분자 띠를 보여주며, 특히 이산화 타이타늄(TiO)이 강하게 나타난다. 이러한 차가운 별의 작은 비율은 이에 상응하게 강한 지르코늄 산화물(ZrO) 띠를 보여준다. 시각적 스펙트럼에서 명확하게 감지 가능한 ZrO 띠의 존재가 S형 별의 정의이다.
ZrO 주요 계열은 다음과 같다:
- α 계열, 파란색에서 464.06nm, 462.61nm 및 461.98nm
- β 계열, 노란색에서 555.17nm 및 571.81nm
- γ 계열, 빨간색에서 647.4nm, 634.5nm 및 622.9nm
S형 별의 분류는 처음 도입된 이후 여러 번 수정되었으며, 이는 가용 스펙트럼의 해상도 향상, 더 많은 S형 별의 발견, 다양한 차가운 발광 거성 분광형 간의 관계에 대한 더 나은 이해를 반영하기 위한 것이다.
S형 별의 분류에는 여러가지 표기법이 사용된다.
- 콤마 표기법(Comma notation)
- 원소 강도 표기법(Elemental intensities)
- 슬래시 표기법(Slash notation)
- 별표 표기법(Asterisk notation)
VLT의 PIONIER가 촬영한 적색 거성 π1 Gruis의 표면은
2. 1. 1. 콤마 표기법 (Comma notation)
1954년 S형 별 분류를 공식화하면서 SX,Y 형태의 2차원적인 방식을 도입했다. 예를 들어, R 안드로메다는 S6,6e로 표기된다.X는 '온도 등급'이다. 이는 1(실제로 목록에 있는 가장 작은 유형은 S1.5)에서 9 사이의 숫자로, 대략 M1에서 M9까지의 온도 척도를 나타내도록 의도되었다. 온도 등급은 ZrO 및 TiO 띠의 강도를 추정하여 계산한 다음, 더 큰 강도에 작은 강도의 절반을 더하여 계산한다.
Y는 '풍부도 등급'이다. 또한 1에서 9 사이의 숫자로, ZrO와 TiO 띠의 비율에 온도 등급을 곱하여 할당된다. 이 계산은 일반적으로 풍부도 등급 숫자로 반올림될 수 있는 숫자를 생성하지만, 더 높은 값에 대해서는 아래와 같이 수정된다:
- 6.0 – 7.5는 6으로 매핑
- 7.6 – 9.9는 7로 매핑
- 10.0 – 50은 8로 매핑
- > 50은 9로 매핑
실제로, 새로운 별에 대한 스펙트럼 유형은 표준 별을 참조하여 할당되는데, 강도 값은 주관적이며, 서로 다른 조건에서 촬영된 스펙트럼에서 재현하는 것이 불가능하기 때문이다.
S형 별을 더 자세히 연구하고 스펙트럼 뒤에 숨겨진 메커니즘을 이해하면서 여러 단점이 드러났다. ZrO와 TiO의 강도는 온도와 실제 풍부도에 의해 모두 영향을 받는다. S형 별은 산소가 탄소보다 약간 더 풍부한 것에서 탄소가 산소보다 약간 더 풍부한 것까지의 연속체를 나타낸다. 탄소가 산소보다 더 풍부해지면, 자유 산소는 빠르게 CO로 결합되고 ZrO와 TiO의 풍부도가 극적으로 감소하여 일부 별에서는 나쁜 지표가 된다. '풍부도 등급'은 또한 대기에 산소보다 탄소가 더 많은 별에서는 사용할 수 없게 된다.
이러한 형태의 스펙트럼 유형은 S형 별에서 흔히 볼 수 있으며, 아마도 여전히 가장 일반적인 형태일 것이다.
2. 1. 2. 원소 강도 표기법 (Elemental intensities)
S형 별의 스펙트럼은 일반적인 M형 거성과 비교했을 때 다른 특징을 보인다. 차가운 거성의 특징인 이산화 타이타늄(TiO) 띠는 대부분의 S형 별에서 약하게 나타나거나, 일부에서는 아예 나타나지 않는다. 이트륨(YO 띠), 스트론튬(Sr 선), 바륨(Ba 선), 란타넘(LaO 띠)과 같이 s-과정 동위원소와 관련된 특징과 나트륨 D선은 모두 훨씬 더 강하다. 반면 바나듐(VO) 띠는 없거나 매우 약하다. 주기 5원소인 테크네튬(Tc)의 스펙트럼 선은 s-과정 중성자 포획의 결과로 예상되지만, 많은 S형 별에서 Tc의 징후가 나타나지 않는다. 강한 Tc 선을 가진 별은 테크네튬 별이라고 불리며, M형, S형, C형 또는 중간 형태인 MS형 및 SC형일 수 있다.일부 S형 별, 특히 미라 변광성은 강한 수소 방출선을 보인다. Hβ 방출은 정상적인 M형 별의 다른 발머 계열 선에 비해 이례적으로 강하게 나타나는 경우가 많은데, 이는 Hβ 방출을 희석시킬 수 있는 TiO 띠가 약하기 때문이다.
S형 별 분류에 대한 첫 번째 주요 개정에서는 Zr(지르코늄)과 Ti(타이타늄)에 대한 명시적인 풍부도 강도를 나타내기 위해 단일 숫자 풍부도 등급을 사용하지 않았다. 예를 들어 안드로메다자리 R는 정상적인 최대치에서 S5e Zr5 Ti2의 분광형으로 표시된다.
1979년, Ake는 ZrO(이산화 지르코늄), TiO 및 YO(일산화 이트륨) 띠 강도를 기준으로 하는 ''풍부도 지수''를 정의했다. 1에서 7 사이의 이 단일 숫자는 MS형 별에서 C/O(탄소/산소) 비율이 증가하여 SC형 별로 전환되는 것을 나타낸다. 분광형은 여전히 명시적인 Zr 및 Ti 강도 값과 함께 나열되었으며, 풍부도 지수는 표준 별 목록에 별도로 포함되었다.
| 풍부도 지수 | 기준 | C/O 비율 |
|---|---|---|
| 1 | TiO ≫ ZrO 및 YO | < 0.90 |
| 2 | TiO ≥ ZrO ≥ 2×YO | 0.90 |
| 3 | 2×YO ≥ ZrO ≥ TiO | 0.93 |
| 4 | ZrO ≥ 2×YO > TiO | 0.95 |
| 5 | ZrO ≥ 2×YO, TiO = 0 | > 0.95 |
| 6 | ZrO 약함, YO 및 TiO = 0 | ~ 1 |
| 7 | CS 및 탄소 별 | > 1 |
2. 1. 3. 슬래시 표기법 (Slash notation)
'풍부도 지수'는 SC별의 풍부도를 구분하기 위해 1에서 10까지로 확장되었으며, 이는 즉시 채택되었다. 이제 Zr(지르코늄)과 Ti(타이타늄)의 풍부도를 별도로 표기하는 대신, 분광형의 일부로 인용되었다. 이전의 폐기된 풍부도 등급과 구별하기 위해 온도 등급 뒤에 슬래시(/) 문자를 사용하는데, 예를 들어 안드로메다자리 R의 분광 등급은 S5/4.5e가 되었다.새로운 풍부도 지수는 직접 계산되는 것이 아니라, 여러 분광 특징의 상대적인 강도로부터 할당된다. 이는 C/O(탄소/산소) 비율을 0.95 미만에서 약 1.1까지의 순서를 밀접하게 나타내도록 설계되었다. 주로 ZrO와 TiO 밴드의 상대적인 강도가 MS별에서 풍부도 지수 1에서 6까지의 순서를 형성한다. 풍부도 지수 7에서 10은 SC별이며 ZrO는 약하거나 없으므로 나트륨 D선과 C2 밴드의 상대적인 강도가 사용된다. 풍부도 지수 0은 사용되지 않으며, 풍부도 지수 10은 탄소별 Cx,2와 동일하므로 절대 나타나지 않는다.
| 풍부도 지수 | 기준 | C/O 비율 |
|---|---|---|
| MS | 가장 강한 YO 및 ZrO 밴드가 겨우 보임 | |
| 1 | TiO ≫ ZrO 및 YO | < 0.95 |
| 2 | TiO > ZrO | 0.95 |
| 3 | ZrO = TiO, YO 강함 | 0.96 |
| 4 | ZrO > TiO | 0.97 |
| 5 | ZrO ≫ TiO | 0.97 |
| 6 | ZrO 강함, TiO = 0 | 0.98 |
| 7 (SC) | ZrO 약함, D선 강함 | 0.99 |
| 8 (SC) | ZrO 또는 C2 없음, D선 매우 강함 | 1.00 |
| 9 (SC) | C2 매우 약함, D선 매우 강함 | 1.02 |
| 10 (SC) | C2 약함, D선 강함 | 1.1 |
온도 등급의 유도 역시 총 ZrO 및 TiO 강도 외에 선 비를 사용하여 개선되었다. MS별과 풍부도 지수 1 또는 2를 가진 별의 경우, M별과 동일한 TiO 밴드 강도 기준을 적용할 수 있다. 530.5 nm와 555.1 nm에서 서로 다른 ZrO 밴드의 비율은 풍부도 지수 3과 4에서 유용하며, 더 차가운 온도에서 LaO(산화 란타넘) 밴드가 갑자기 나타나는 것도 유용하다. Ba 및 Sr 선의 비율도 동일한 지수와 풍부도 지수 7에서 9까지의 탄소 풍부별에 유용하다. ZrO 및 TiO가 약하거나 없는 경우, 645.6 nm와 645.0 nm에서 혼합된 특징의 비율을 사용하여 온도 등급을 할당할 수 있다.
2. 1. 4. 별표 표기법 (Asterisk notation)
1954년 S형 별 분류의 공식화는 SX,Y 형태의 2차원적인 방식을 도입했다. 예를 들어, R 안드로메다는 S6,6e로 표기된다.X는 '온도 등급'이다. 이는 1(실제로 목록에 있는 가장 작은 유형은 S1.5)에서 9 사이의 숫자로, 대략 M1에서 M9까지의 온도 척도를 나타내도록 의도되었다. 온도 등급은 ZrO 및 TiO 띠의 강도를 추정하여 계산한 다음, 더 큰 강도에 작은 강도의 절반을 더하여 계산한다.
Y는 '풍부도 등급'이다. 또한 1에서 9 사이의 숫자로, ZrO와 TiO 띠의 비율에 온도 등급을 곱하여 할당된다. 이 계산은 일반적으로 풍부도 등급 숫자로 반올림될 수 있는 숫자를 생성하지만, 더 높은 값에 대해서는 수정된다:
- 6.0 – 7.5는 6으로 매핑
- 7.6 – 9.9는 7로 매핑
- 10.0 – 50은 8로 매핑
- > 50은 9로 매핑
실제로, 새로운 별에 대한 스펙트럼 유형은 표준 별을 참조하여 할당되는데, 강도 값은 주관적이며, 서로 다른 조건에서 촬영된 스펙트럼에서 재현하는 것이 불가능하기 때문이다.
S형 별을 더 자세히 연구하고 스펙트럼 뒤에 숨겨진 메커니즘을 이해하면서 여러 단점이 드러났다. ZrO와 TiO의 강도는 온도와 실제 풍부도에 의해 모두 영향을 받는다. S형 별은 산소가 탄소보다 약간 더 풍부한 것에서 탄소가 산소보다 약간 더 풍부한 것까지의 연속체를 나타낸다. 탄소가 산소보다 더 풍부해지면, 자유 산소는 빠르게 CO로 결합되고 ZrO와 TiO의 풍부도가 극적으로 감소하여 일부 별에서는 나쁜 지표가 된다. '풍부도 등급'은 또한 대기에 산소보다 탄소가 더 많은 별에서는 사용할 수 없게 된다.
이러한 형태의 스펙트럼 유형은 S형 별에서 흔히 볼 수 있으며, 아마도 여전히 가장 일반적인 형태일 것이다.
S형 별 분류에 대한 첫 번째 주요 개정에서는 Zr과 Ti에 대한 명시적인 풍부도 강도를 위해 단일 숫자 풍부도 등급을 완전히 포기했다. 따라서 R And는 정상적인 최대치에서 S5e Zr5 Ti2의 분광형으로 나열된다.
1979년에 Ake는 ZrO, TiO 및 YO 밴드 강도를 기반으로 하는 ''풍부도 지수''를 정의했다. 1에서 7 사이의 이 단일 숫자는 MS형 별에서 C/O 비율이 증가하여 SC형 별로 전환되는 것을 나타내기 위한 것이었다. 분광형은 여전히 명시적인 Zr 및 Ti 강도 값과 함께 나열되었으며, 풍부도 지수는 표준 별 목록에 별도로 포함되었다.
| 풍부도 지수 | 기준 | C/O 비율 |
|---|---|---|
| 1 | TiO ≫ ZrO 및 YO | < 0.90 |
| 2 | TiO ≥ ZrO ≥ 2×YO | 0.90 |
| 3 | 2×YO ≥ ZrO ≥ TiO | 0.93 |
| 4 | ZrO ≥ 2×YO > TiO | 0.95 |
| 5 | ZrO ≥ 2×YO, TiO = 0 | > 0.95 |
| 6 | ZrO 약함, YO 및 TiO = 0 | ~ 1 |
| 7 | CS 및 탄소 별 | > 1 |
'풍부도 지수'는 SC별의 풍부도를 구분하기 위해 1에서 10까지로 확장되어 즉시 채택되었다. 이제 Zr과 Ti의 풍부도와 별도로 표기하는 대신, 분광형의 일부로 인용되었다. 이전의 폐기된 풍부도 등급과 구별하기 위해 온도 등급 뒤에 슬래시 문자를 사용하여 R 안드로메다자리(R And)의 분광 등급은 S5/4.5e가 되었다.
새로운 풍부도 지수는 직접 계산되는 것이 아니라, 여러 분광 특징의 상대적인 강도로부터 할당된다. 이는 C/O 비율을 0.95 미만에서 약 1.1까지의 순서를 밀접하게 나타내도록 설계되었다. 주로 ZrO와 TiO 밴드의 상대적인 강도가 MS별에서 풍부도 지수 1에서 6까지의 순서를 형성한다. 풍부도 지수 7에서 10은 SC별이며 ZrO는 약하거나 없으므로 나트륨 D선과 Cs 밴드의 상대적인 강도가 사용된다. 풍부도 지수 0은 사용되지 않으며, 풍부도 지수 10은 탄소별 Cx,2와 동일하므로 절대 나타나지 않는다.
| 풍부도 지수 | 기준 | C/O 비율 |
|---|---|---|
| MS | 가장 강한 YO 및 ZrO 밴드가 겨우 보임 | |
| 1 | TiO ≫ ZrO 및 YO | < 0.95 |
| 2 | TiO > ZrO | 0.95 |
| 3 | ZrO = TiO, YO 강함 | 0.96 |
| 4 | ZrO > TiO | 0.97 |
| 5 | ZrO ≫ TiO | 0.97 |
| 6 | ZrO 강함, TiO = 0 | 0.98 |
| 7 (SC) | ZrO 약함, D선 강함 | 0.99 |
| 8 (SC) | ZrO 또는 C2 없음, D선 매우 강함 | 1.00 |
| 9 (SC) | C2 매우 약함, D선 매우 강함 | 1.02 |
| 10 (SC) | C2 약함, D선 강함 | 1.1 |
온도 등급의 유도 역시 총 ZrO 및 TiO 강도 외에 선 비를 사용하여 개선되었다. MS별과 풍부도 지수 1 또는 2를 가진 별의 경우, M별과 동일한 TiO 밴드 강도 기준을 적용할 수 있다. 530.5 nm와 555.1 nm에서 서로 다른 ZrO 밴드의 비율은 풍부도 지수 3과 4에서 유용하며, 더 차가운 온도에서 LaO 밴드가 갑자기 나타나는 것도 유용하다. Ba 및 Sr 선의 비율도 동일한 지수와 풍부도 지수 7에서 9까지의 탄소 풍부별에 유용하다. ZrO 및 TiO가 약하거나 없는 경우, 645.6 nm와 645.0 nm에서 혼합된 특징의 비율을 사용하여 온도 등급을 할당할 수 있다.
다양한 분류 체계와 MS, S, SC 별 전체 범위에 걸쳐 일관된 등급을 지정하는 어려움 때문에 다른 체계가 사용되기도 한다. 예를 들어, 새로운 S/MS, 탄소, SC 별에 대한 한 조사는 별표로 표시된 2차원 체계를 사용하는데, 예를 들어 S5*3과 같다. 첫 번째 숫자는 TiO 강도를 기반으로 M 계열의 등급을 근사화하며, 두 번째 숫자는 ZrO 강도만을 기반으로 한다.
2. 1. 5. 표준성 (Standard stars)
S형 분광형은 1922년에 처음 정의되었으며, 장주기 변광성(미라 변광성)과 유사한 특이한 스펙트럼을 가진 여러 별들을 나타내기 위해 사용되었다. 스펙트럼의 많은 흡수선이 특이한 것으로 인식되었지만, 관련된 원소는 알려지지 않았다. 현재 ZrO에 의한 것으로 인식되는 흡수 띠는 S형 스펙트럼의 주요 특징으로 명확하게 나열되어 있다. 당시 M형은 숫자 하위 분류로 나뉘지 않고 Ma, Mb, Mc 및 Md로 나뉘었다. 새로운 S형은 방출선의 존재 여부에 따라 S 또는 Se로 남겨졌다. Se 별은 모두 장주기 변광성이고 S 별은 변광성이 아닌 것으로 여겨졌지만, 이후 예외가 발견되었다. 예를 들어, π1 그루이스는 현재 준규칙 변광성으로 알려져 있다.S형 별의 분류는 처음 도입된 이후 여러 번 수정되었으며, 이는 가용 스펙트럼의 해상도 향상, 더 많은 S형 별의 발견, 다양한 차가운 발광 거성 분광형 간의 관계에 대한 더 나은 이해를 반영하기 위한 것이다.
| 별 | 키난(Keenan, 1954) | 키난 외(Keenan et al., 1974) | 에이크(Ake, 1979) | 키난-보샤(Keenan-Boeshaar, 1980) | |||
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 안드로메다자리 R | S6,6e: | Zr4 Ti3 | S4,6e | S8e Zr6 | 4 | S5/4.5e | Zr5 Ti2 |
| 안드로메다자리 X | S3,9e | Zr3 Ti0 | S2,9e: | S5.5e Zr4 | 5 | S5/4.5e | Zr2.5 Tix |
| 안드로메다자리 RR | S7,2e: | Zr2 Ti6.5 | S6,2e: | S6.5e Zr3 Ti6 | 2 | S6/3.5e | Zr4+ Ti4 |
| 독수리자리 W | S4,9: | Zr4 Ti0 | S3,9e: | S6/6e | Zr6 Ti0 | ||
| BD 카멜로파르달리스 | S5,3 | Zr2.5 Ti4 | S3.5 Zr2.5 Ti3 | 2 | S3.5/2 | Zr2+ Ti3 | |
| 남십자자리 BH | SC8,6: | SC4.5/8-e | Zr0 Tix Na10: | ||||
| 백조자리 카이 | S7,1e: | Zr0-2 Ti7 | S7,2e | S9.5 Zr3 Ti9 | 1 | S6+/1e = Ms6+ | Zr2 Ti6 |
| 백조자리 R | S3.5,9e: | Zr3.5 Ti0 | S3,9e | S8e Zr7 Ti3: | 4 | S5/6e | Zr4 Tix |
| 쌍둥이자리 R | S3,9e: | Zr3 Ti0 | S3,9e | S8e Zr5 | 5 | S4/6e | Zr3.5 Tix |
S형 별은 내인성 S형 별과 외인성 S형 별, 두 가지 유형으로 나뉜다. 이 두 유형은 테크네튬의 존재 유무로 구별되며, 테크네튬은 내인성 S형 별에서만 발견된다.
3. 형성 과정
s-과정에서 중성자 포획으로 생성된 테크네튬 동위원소는 99Tc이며, 별 대기에서 반감기는 약 20만 년이다. 별이 형성될 때 존재했던 동위원소는 거성이 될 때쯤이면 완전히 붕괴되었을 것이고, 점근거성가지 별에서 새로 생성된 99Tc는 이 단계가 끝날 때까지 살아남는다. 따라서 적색 거성이 테크네튬 없이 다른 s-과정 원소를 대기에 갖는 것은 어렵다.
3. 1. 내인성 S형 별 (Intrinsic S stars)
S형 별에는 두 가지 뚜렷한 유형이 있는데, 내인성 S형 별과 외생적인 S형 별이 있다. 테크네튬의 존재는 두 유형을 구별하는 데 사용되며, 이는 내인성 S형 별에서만 발견된다.
고유 S형 별은 열 맥동 점근 거성 가지(TP-AGB) 별이다. AGB 별은 불활성 탄소-산소 핵을 가지고 있으며 내부 헬륨 껍질과 외부 수소 껍질 모두에서 핵융합을 겪는다. 이들은 크고 차가운 M형 거성이다. 헬륨 껍질의 플래시로 생성된 열 맥동은 별의 상층에서 강한 대류를 일으킨다. 이러한 맥동은 별이 진화함에 따라 강해지고, 충분히 질량이 큰 별에서는 대류가 두 껍질 사이 영역에서 표면으로의 핵융합 생성물을 준설(dredge-up)할 정도로 충분히 깊어진다. 이러한 핵융합 생성물에는 탄소와 s-과정 원소가 포함된다. s-과정 원소에는 지르코늄, 이트륨, 란타넘, 테크네튬, 바륨, 스트론튬이 있으며, 이는 ZrO, YO, LaO 밴드와 Tc, Sr, Ba 선을 포함하는 특징적인 S형 스펙트럼을 형성한다. S형 별의 대기는 0.5에서 < 1 범위의 탄소 대 산소 비율을 가진다. 탄소 농축은 탄소의 풍부함이 산소의 풍부함을 초과할 때까지 후속 열 맥동으로 계속되며, 이 시점에서 대기의 산소는 빠르게 CO에 갇히고 산화물의 형성이 감소한다. 이러한 별들은 중간 SC 스펙트럼을 보이며 탄소 농축이 더 진행되면 탄소별이 된다.
3. 2. 외인성 S형 별 (Extrinsic S stars)
S형 별에는 내인성 S형 별과 외인성 S형 별, 두 가지 뚜렷한 유형이 있다. 테크네튬의 존재는 두 유형을 구별하는 데 사용되며, 내인성 S형 별에서만 발견된다.
s-과정에서 중성자 포획에 의해 생성된 테크네튬 동위원소는 99Tc이며, 별의 대기에서 반감기는 약 20만 년이다. 별이 형성될 때 존재했던 동위원소는 거성이 될 때까지 완전히 붕괴되었을 것이고, 점근거성가지 별에서 새로 생성된 99Tc는 점근거성가지 단계가 끝날 때까지 살아남는다. 따라서 적색 거성이 테크네튬 없이 다른 s-과정 원소를 대기에 갖는 것은 어렵다. 테크네튬이 없는 S형 별은 쌍성계에서 내재적 S형 별로부터 테크네튬이 풍부한 물질과 다른 끌어올려진 원소들의 이동을 통해 더 작고 덜 진화된 동반성에 의해 형성된다. 수십만 년이 지나면 99Tc는 붕괴되고 탄소와 다른 s-과정 원소로 풍부해진 테크네튬이 없는 별이 남게 된다. 이 별이 G 또는 K형 적색 거성이 되거나 될 때, 바륨별로 분류된다. 스펙트럼에서 ZrO 흡수 띠가 나타날 정도로 온도가 충분히 낮아지면, 대략 M형이 되면 S형 별로 분류된다. 이러한 별들을 외인성 S형 별이라고 한다.
4. 분포 및 특징
S형 별은 항성진화에서 특이한 단계를 거치는 별들이다. 크게 고유 S형 별과 외생 S형 별로 나뉘는데, 고유 S형 별은 별 내부 핵융합 반응으로 무거운 원소를 생성하고, 외생 S형 별은 쌍성계에서 동반성으로부터 물질을 받아 S형 별의 특징을 나타낸다.
고유 S형 별은 점근거성가지(TP-AGB)에 속하며, 중심핵에는 탄소와 산소가, 주변에는 헬륨과 수소가 핵융합 반응을 일으킨다. 헬륨 껍질에서 발생하는 열적 맥동은 별 상층부에서 강한 대류를 일으켜 핵융합 생성물(탄소, s-과정 원소)을 표면으로 끌어올린다. 이렇게 표면에 나타나는 원소에는 지르코늄, 이트륨, 란타넘, 테크네튬 등이 있으며, S형 별 스펙트럼에 특징적인 흡수선을 만든다. 테크네튬은 반감기가 약 20만 년인 방사성 원소이다.
S형 별 대기의 탄소와 산소 비율(C/O)은 0.5에서 1 사이이다. 이 비율이 1을 넘으면 탄소별이 된다. 테크네튬 존재는 S형 별이 진화 과정에서 최근에 생성되었음을 시사한다. 테크네튬이 없는 S형 별은 쌍성계에서 질량 이동으로 형성된 외생 S형 별이다. 동반성으로부터 테크네튬과 s-과정 원소를 받아 S형 별 특징을 나타내지만, 시간이 지나면 테크네튬은 붕괴하고 탄소와 다른 s-과정 원소만 남아 바륨 별로 분류될 수 있다.
4. 1. 분포
S형 별은 좁은 범위의 조건에서만 형성되며 흔하지 않다. 고유 S형 별과 외생 S형 별의 분포와 특성은 서로 다른데, 이는 형성 방식의 차이를 반영한다.TP-AGB 별은 대규모 조사에서 신뢰성 있게 식별하기 어렵지만, 일반적인 M형 발광 AGB 별과 유사한 S형 및 탄소 별의 수는 은하에서 서로 다른 분포를 보였다. S형 별은 탄소 별과 유사한 방식으로 분포하지만, 탄소 별의 약 3분의 1 정도밖에 되지 않는다. 두 유형의 탄소 과다 별 모두 은하 중심 근처에서는 매우 드물지만, 태양 근처에서는 모든 발광 AGB 별의 10% – 20%를 차지하므로 S형 별은 AGB 별의 약 5%를 차지한다. 탄소 과다 별은 또한 은하 평면에 더 가깝게 집중되어 있다. S형 별은 한 조사에서 모든 AGB 별의 3%에 비해 미라 변광성의 불균형적인 수를 차지하며, 7%를 차지한다.
외생 S형 별은 TP-AGB에 속하지 않으며, 적색 거성 분지 별 또는 초기 AGB 별이다. 그들의 수와 분포는 불확실하다. 이들은 모든 S형 별의 30%에서 70%를 차지하는 것으로 추정되지만, 모든 적색 거성 분지 별의 극히 일부만을 차지한다. 이들은 은하 원반에 덜 강하게 집중되어 있으며, 이는 고유 그룹보다 더 오래된 별의 집단임을 나타낸다.
4. 2. 물리적 특징
고유 S형 별은 정도의 광도를 가지며, 일반적으로 변광성이다. 미라 S형 별의 온도는 평균 약 2,300 K이고, 비미라 S형 별의 온도는 3,100 K인데, 이는 산소가 풍부한 AGB 별보다 수백 K 더 따뜻하고 탄소별보다 수백 K 더 차갑다. 그들의 반경은 미라의 경우 약 이고 비미라의 경우 인데, 이는 산소가 풍부한 별보다 크고 탄소별보다 작다. 외생 S형 별은 일반적으로 약 의 광도, 3,150 ~ 4,000 K 사이의 온도, 미만의 반경을 갖는다. 즉, 적색거성 꼭지점 아래에 위치하며 일반적으로 AGB 별이 아닌 RGB 별이 된다.매우 적은 수의 고유 S형 별이 쌍성 궤도를 사용하여 질량을 직접 측정했으며, 미라 주기-질량 관계 또는 맥동 특성을 사용하여 질량을 추정했다. 관측된 질량은 최근까지 정도였지만 가이아 시차가 태양과 유사한 질량과 금속함량을 가진 고유 S형 별을 발견하는 데 도움이 되었다. TP-AGB 진화 모델은 껍질이 표면으로 이동함에 따라 세 번째 준설이 커지며, 질량이 작은 별은 AGB를 떠나기 전에 더 적은 준설을 경험한다는 것을 보여준다. 의 질량을 가진 별은 탄소별이 될 만큼 충분한 준설을 경험하지만, 이는 큰 사건이 될 것이고 별은 일반적으로 S형 별이 되지 않고 1에 가까운 중요한 C/O 비율을 바로 지나칠 것이다. 질량이 더 큰 별들은 여러 번의 작은 준설 동안 탄소와 산소의 동일한 수준에 점차적으로 도달한다. 약 보다 더 큰 질량을 가진 별은 뜨거운 바닥 연소 (대류 외피의 바닥에서 탄소 연소)를 경험하여 탄소별이 되는 것을 막지만, 산소가 풍부한 상태로 되돌아가기 전에 S형 별이 될 수 있다. 외생 S형 별은 항상 쌍성계에 있으며, 계산된 질량은 약 이다. 이는 RGB 별 또는 초기 AGB 별과 일치한다.
5. 질량 손실 및 먼지
S형 별은 산소가 풍부한 점근 거성과 탄소별과 유사하게 항성풍을 통해 상당한 질량을 잃는다. 일반적으로 그 속도는 연간 태양 질량의 1/10,000,000 정도지만, W 아퀼라와 같은 극단적인 경우에는 10배 이상이 될 수 있다.
냉각된 별의 질량 손실은 먼지의 존재에 의해 유발될 것으로 예상되지만, 대부분의 탄소와 산소가 CO 가스에 갇혀 있는 S형 별의 대기에서 어떤 종류의 먼지가 형성될 수 있는지는 불분명하다. S형 별의 항성풍은 유사한 물리적 특성을 가진 산소가 풍부한 별과 탄소가 풍부한 별과 비교할 만하다. S형 별 주변의 별 주위 물질에서는 먼지보다 가스가 약 300배 더 많이 관찰된다. 이 물질은 금속 철, FeSi, 탄화 규소, 포스테라이트로 구성된 것으로 여겨진다. 규산염과 탄소가 없으면, TiC, ZrC, TiO2에 의해 핵생성이 시작되는 것으로 여겨진다.
분리된 먼지 껍질은 많은 탄소별에서 관찰되지만 S형 별에서는 관찰되지 않는다. 적외선 과잉 현상은 대부분의 고유 S형 별 주변에 먼지가 존재함을 나타내지만, 유출이 가시적인 분리 껍질을 형성하기에 충분하고 오래 지속되지 않았다. 껍질은 AGB 진화의 매우 후기 단계에서 초강풍 단계 동안 형성되는 것으로 생각된다.
6. 예시
BD 카멜레오파르달리스는 외인성 S형 별의 맨눈으로 볼 수 있는 예이다. 이 별은 더 뜨거운 동반성을 가진 공생 쌍성계의 불규칙 변광성으로, 이 동반성 또한 변광성일 수 있다.
미라 변광성 키 백조자리는 내인성 S형 별이다. 최대 밝기에 가까워지면 하늘에서 가장 밝은 S형 별이 된다. 이 별은 대략 S6에서 S10 사이의 변광성 후기형 스펙트럼을 가지며 지르코늄, 티타늄, 바나듐 산화물의 특징을 보이며 때로는 중간형 MS형에 가깝다. R 안드로메다자리와 R 백조자리와 같은 다른 두드러진 미라 변광성도 S형 별이며, 특이한 준규칙 변광성 π1 Gruis도 마찬가지이다.
맨눈으로 보이는 별 ο1 Ori는 DA3 백색 왜성 동반성을 가진 중간형 MS 별이자 작은 진폭의 준규칙 변광성이다. 스펙트럼형은 S3.5/1-, M3III(BaII), 또는 M3.2IIIaS로 제시되었다.
참조
[1]
서적
Observing Variable Stars
Springer
2003
[2]
웹사이트
S star
https://www.daviddar[...]
2008-09-09
[3]
논문
The carbon and related stars
https://articles.ads[...]
[4]
서적
天文学大事典
地人書館
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