VFTS 682
"오늘의AI위키"의 AI를 통해 더욱 풍부하고 폭넓은 지식 경험을 누리세요.
1. 개요
VFTS 682는 대마젤란운에 위치한 적외선원으로, 여러 차례 목록에 등재되었다. 1992년에는 원시별로, 2009년에는 젊은 별로 분류되었다. 이 별은 태양 질량의 약 150배에 달하는 거대한 질량을 가지고 있으며, CNO 순환을 통해 핵융합을 일으켜 매우 밝은 빛을 낸다. VFTS 682는 고립된 상태로 존재하며, R136에서 방출되었을 가능성이 있다. 이 별은 울프-레이에 별 단계를 거쳐 Ic형 초신성으로 폭발하고 블랙홀을 남길 것으로 예상된다.
더 읽어볼만한 페이지
- 타란툴라 성운 - R136a1
R136a1은 대마젤란은하 타란툴라 성운에 있는 가장 밝고 질량이 큰 별 중 하나로, 태양 질량의 약 197배, 밝기는 805만 배에 달하며 강력한 항성풍으로 질량을 잃고 쌍불안정형 초신성으로 생을 마감할 것으로 추정되는 울프-레이에 별이다. - 타란툴라 성운 - R136
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
R136a1은 대마젤란은하 타란툴라 성운에 있는 가장 밝고 질량이 큰 별 중 하나로, 태양 질량의 약 197배, 밝기는 805만 배에 달하며 강력한 항성풍으로 질량을 잃고 쌍불안정형 초신성으로 생을 마감할 것으로 추정되는 울프-레이에 별이다. - 대마젤란 은하의 항성 - WOH G64
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. - 볼프-레이에별 - R136a1
R136a1은 대마젤란은하 타란툴라 성운에 있는 가장 밝고 질량이 큰 별 중 하나로, 태양 질량의 약 197배, 밝기는 805만 배에 달하며 강력한 항성풍으로 질량을 잃고 쌍불안정형 초신성으로 생을 마감할 것으로 추정되는 울프-레이에 별이다. - 볼프-레이에별 - 아치스 성단
아치스 성단은 짙은 먼지로 둘러싸여 가시광선 관측이 어렵지만 엑스선, 적외선, 전파 관측으로 연구되는, 반지름 약 1광년의 젊고 뜨거운 별 약 150개로 이루어진 성단으로, 별들은 밝고 빠른 항성풍을 방출하며 수백만 년 안에 수소를 소모한다.
| VFTS 682 | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 별자리 | 황새치자리 |
| 겉보기 등급 | 16.08 |
| 분광형 | WN5h |
| 색지수 (b-v) | -0.58 |
| 색지수 (u-b) | -0.349 |
| 거리 | 164,000 광년(50,000 파섹) |
| 절대 등급 (가시광선) | -6.83 ± 0.12 |
| 절대 복사 등급 | -11.5 |
| 시선 속도 | 300 |
| 물리적 특징 | |
| 질량 | 137.8+27.5−15.9 |
| 반지름 | 20.2+2.5−2.3 |
| 광도 | 전체: 3,200,000 |
| 표면 온도 | 54,450 ± 1,960 K |
| 자전 속도 | <200 |
| 나이 | 1.0 ± 0.2 백만 년 |
| 식별 정보 | |
| 기타 명칭 | 2MASS J05385552-6904267 IRSF J05385552-6904267 DENIS J053855.4-690425 DENIS J053855.5-690426 Dor IRS 153 |
| 심바드 | VFTS+682 |
2. 발견
VFTS 682는 대마젤란운에서 눈에 띄는 적외선원으로, 여러 목록에 올라 있다. 1992년에는 원시별일 가능성이 있는 천체 목록의 153번째 항목으로 확인되었고, 2009년에는 특이한 적외선 밝기 때문에 다시 젊은 별로 분류되었다.
VLT-FLAMES 타란툴라 관측(VFTS)에서는 800개의 무거운 별들을 자세히 조사했으며, VFTS 682의 분광형을 WN5h로 결정했다. 이 별은 붉게 변색되었으며 30 도라두스 지역의 비슷한 밝기와 온도를 가진 다른 별들보다 시각적으로 몇 등급 더 어둡다.
2. 1. 초기 관측
VFTS 682는 대마젤란운에서 두드러지는 적외선원이며 여러 번 목록에 등재되었다. 1992년에는 가능한 원시별 목록의 153번 항목으로 확인되었다. 2009년에는 특별한 적외선 광도 때문에 다시 젊은 별로 분류되었다.VLT-FLAMES 타란툴라 관측(VFTS)에서는 800개의 거대한 별들을 자세히 조사했으며, VFTS 682의 분광형을 WN5h로 결정했다. 이 별은 붉게 변색되었으며 30 도라두스 지역의 비슷한 광도와 온도의 다른 별들보다 시각적으로 몇 등급 더 어둡다.
2. 2. 2009년 재분류
VFTS 682는 대마젤란운에서 두드러지는 적외선원이며 여러 번 목록에 등재되었다. 1992년에는 가능한 원시별 목록의 153번 항목으로 확인되었고, 2009년에는 특별한 적외선 광도 때문에 다시 젊은 별로 분류되었다.VLT-FLAMES 타란툴라 관측(VFTS)에서는 800개의 거대한 별들을 자세히 조사했으며, VFTS 682의 분광형을 WN5h로 결정했다. 이 별은 붉게 변색되었으며 30 도라두스 지역의 비슷한 광도와 온도의 다른 별들보다 시각적으로 몇 등급 더 어둡다.
2. 3. VLT-FLAMES 관측
VFTS 682는 대마젤란운에서 두드러지는 적외선원이며 여러 번 목록에 등재되었다. 1992년에는 가능한 원시별 목록의 153번 항목으로 확인되었고, 2009년에는 특별한 적외선 광도 때문에 다시 젊은 별로 분류되었다.VLT-FLAMES 타란툴라 관측(VFTS)에서는 800개의 거대한 별들을 자세히 조사했으며, VFTS 682의 분광형을 WN5h로 결정했다. 이 별은 붉게 변색되었으며 30 도라두스 지역의 비슷한 광도와 온도의 다른 별들보다 시각적으로 몇 등급 더 어둡다.
3. 폭주성
VFTS 682는 R136과 가까워 그곳에서 생성되어 방출되었을 가능성이 있다. 활충격파는 발견되지 않았고, 우주 속도는 대부분의 이탈성 별보다 낮지만, R136에서 왔을 가능성을 시사할 만큼 충분히 크고 방향도 일치한다.
3. 1. 고립된 거대 질량 별
VFTS 682는 타란툴라 성운의 거대한 별 생성 지역에 위치해 있지만, 밀도가 높고 거대한 성단 내에 있지는 않다. 매우 크고 매우 젊은 별이 어느 정도 고립된 상태로 존재한다는 것은 예상 밖의 일인데, 이러한 별들은 가장 크고 밀도가 높은 분자 구름에서만 형성될 것으로 예상되기 때문이다. 따라서 R136과 같은 대규모 집단에서 경쟁적인 강착이나 별의 합병의 결과로 형성될 것으로 예상되기 때문이다. 고립된 거대 질량 별의 형성은 매우 거대한 별의 단일체 원반 강착을 허용하는 다른 모델을 필요로 한다.VFTS 682는 R136과 충분히 가까워서 거기에서 형성되어 방출되었을 수 있다. 활충격파는 감지되지 않았고, 우주 속도는 대부분의 이탈성 별보다 낮지만, R136에서 왔을 수 있을 정도로 충분히 크고 올바른 방향을 가지고 있다.
3. 2. R136 기원설
VFTS 682는 타란툴라 성운의 거대한 별 생성 지역에 위치해 있지만, 밀도가 높고 거대한 성단 내에 있지는 않다. 매우 크고 매우 젊은 별이 어느 정도 고립된 상태로 존재한다는 것은 예상 밖의 일인데, 이러한 별들은 가장 크고 밀도가 높은 분자 구름에서만 형성될 것으로 예상되기 때문이다. 따라서 R136과 같은 대규모 집단에서 경쟁적인 강착이나 별의 합병의 결과로 형성될 것으로 예상되기 때문이다. 고립된 거대 질량 별의 형성은 매우 거대한 별의 단일체 원반 강착을 허용하는 다른 모델을 필요로 한다.VFTS 682는 R136과 충분히 가까워서 거기에서 형성되어 방출되었을 수 있다. 활충격파는 감지되지 않았고, 우주 속도는 대부분의 이탈성 별보다 낮지만, R136에서 왔을 수 있을 정도로 충분히 크고 올바른 방향을 가지고 있다.
4. 물리적 특징
VFTS 682는 초당 2600km/s 속도로 항성풍을 우주로 방출하고 있다. 항성의 우주 속도와 R136과의 근접성 등을 고려하면, 이 별은 원래 R136에서 태어났으나 가까이 있던 천체와의 조우 결과 중력권 밖으로 내쳐져 나온 것으로 추측된다.[5] 광도, 강렬한 자외선 복사, 그리고 별 표면층의 화학적 구성은 최대 2600km/s 속도의 별풍을 만들어낸다. 자외선 및 가시광선 복사의 거의 99% (AV = 4.5)가 중간에 있는 성간 물질에 의해 차단된다.
4. 1. 질량과 광도
이 별의 막대한 질량(태양의 약 150배)은 중심핵을 압축하여 CNO 순환을 통해 격렬하게 핵융합 작용을 일으켜 극도로 밝은 빛을 만들어낸다. 물리적 반지름은 태양의 22배에 불과하나 밝기는 320만 배에 이른다. 그러나 표면온도가 매우 뜨거운 만큼, 가시광선 영역만으로 광도를 측정하면 태양의 4만 3천 배 수준으로 크게 떨어진다. VFTS 682는 초당 2600km/s 속도로 항성풍을 우주로 방출하고 있다.[5]별의 높은 질량은 중심핵을 고온으로 압축하여 CNO 순환을 통한 매우 빠른 핵융합을 유발하여, 매우 높은 광도를 낸다. 이 별은 태양의 22배 크기이지만, 고온으로 인해 320만 배나 많은 에너지를 방출하며, 대부분 자외선 파장에서 방출하므로 시각적으로는 태양보다 43,000배 밝을 뿐이다. 자외선 및 가시광선 복사의 거의 99% (AV = 4.5)가 중간에 있는 성간 물질에 의해 차단된다.
4. 2. 핵융합
이 별의 막대한 질량(태양의 약 150배)은 중심핵을 압축하여 CNO 순환을 통해 격렬하게 핵융합 작용을 일으켜 극도로 밝은 빛을 만들어낸다. 물리적 반지름은 태양의 22배에 불과하나 밝기는 320만 배에 이른다. 그러나 표면온도가 매우 뜨거운 만큼, 가시광선 영역만으로 광도를 측정하면 태양의 4만 3천 배 수준으로 크게 떨어진다.[5] 이 별은 태양 질량의 138배에 달하는 높은 질량 때문에 중심핵이 고온으로 압축되어 CNO 순환을 통한 매우 빠른 핵융합을 일으키며, 그 결과 태양 광도의 320만 배에 달하는 매우 높은 광도를 낸다. 이 별은 태양의 22배 크기이지만, 고온으로 인해 320만 배나 많은 에너지를 방출하며, 이 에너지의 대부분은 자외선 파장으로 방출되므로 시각적으로는 태양보다 43,000배 밝을 뿐이다.4. 3. 항성풍
이 별의 막대한 질량(태양의 약 150배)은 중심핵을 압축하여 CNO 순환을 통해 격렬하게 핵융합 작용을 일으켜 극도로 밝은 빛을 만들어낸다. 물리적 반지름은 태양의 22배에 불과하나 밝기는 320만 배에 이른다. 그러나 표면 온도가 매우 뜨거운 만큼, 가시광선 영역만으로 광도를 측정하면 태양의 4만 3천 배 수준으로 크게 떨어진다. VFTS 682는 초당 2600km/s 속도로 항성풍을 우주로 방출하고 있다.[5]5. 진화
VFTS 682와 같이 대마젤란운의 일반적인 금속함량을 가진 거대한 별들은 강력한 대류와 회전 혼합으로 인해 거의 균일한 화학적 구조를 유지한다. 질량 손실과 외피 팽창으로 인해 회전 속도가 상당히 감소하여 이러한 유형의 별이 중심부 붕괴에 도달하더라도 감마선 폭발이 일어날 가능성은 낮다.
매우 거대한 별은 수소가 풍부한 젊은 별에서 직접적으로 Of 또는 WNh 스펙트럼을 보이며, 고전적인 수소 결핍 울프-레이에 별로 발전할 것으로 예상되며, 빛을 내는 청색 변광성으로 짧은 기간을 가질 수 있다. 결과적인 초신성이 블랙홀로 붕괴되어 빛을 잃거나 보이지 않을지, 또는 많은 양의 방출된 방사성 Ni|니켈영어56으로 인해 과도하게 밝아질지는 불분명하다.
5. 1. 균일한 화학 조성
VFTS 682처럼 아주 무거우면서 중원소함량이 대마젤란 성운 구성원과 비슷한 별은 강력한 대류와 자전으로 인한 혼합작용으로 내부조성물이 거의 균일하다. 그 결과 아직 중심핵에서 수소를 태우는 단계에 있음에도 항성 표면에까지 헬륨과 질소가 다량 드러나게 된다.[6][7] 별의 자전 속도는 항성이 질량을 잃고 부풀어 오르면서 느려져, 중심핵이 붕괴되는 과정까지 진화가 이루어지더라도 감마선 폭발은 일어나지 않을 것이다.[6][7]5. 2. 울프-레이에 별
VFTS 682처럼 아주 무거우면서 대마젤란 성운 구성원과 비슷한 중원소 함량을 가진 별은 강력한 대류와 자전으로 인한 혼합작용으로 내부조성물이 거의 균일하다. 그 결과 아직 중심핵에서 수소를 태우는 단계에 있음에도 항성 표면에까지 헬륨과 질소가 다량 드러나게 된다.[6][7] 별의 자전속도는 항성이 질량을 잃고 부풀어오르면서 느려져서, 중심핵이 붕괴되는 과정까지 진화가 이루어지더라도 감마선 폭발은 일어나지 않을 것이다. 대신 곧장 울프-레이에별로 진화한 뒤 WN, WC, WO 단계를 순서대로 밟은 뒤 Ic형 초신성으로 폭발하고 블랙홀을 남길 것이다.[6][7]매우 거대한 별은 수소가 풍부한 젊은 별에서 직접적으로 Of 또는 WNh 스펙트럼을 보이며, 고전적인 수소 결핍 울프-레이에 별로 발전할 것으로 예상되며, 빛을 내는 청색 변광성으로 짧은 기간을 가질 수 있다. 이들은 계속해서 빠르게 질량을 잃고 WN, WC, WO 단계를 거쳐 Ic형 초신성으로 폭발하며, 블랙홀을 남길 것이다.
수명은 전부 합쳐서 약 200만 년에서 300만년 정도로 삶의 대부분에 걸쳐 O형 스펙트럼의 빛을 방출하다가, 마지막 50만 년 정도는 헬륨을 핵에서 연소하는 울프-레이에 별로 보내고, 더 무거운 원소를 연소하는 매우 짧은 기간을 보낸다.[6][7]
5. 3. 블랙홀 형성
VFTS 682처럼 아주 무거우면서 대마젤란 성운 구성원과 비슷한 중원소함량을 가진 별은 강력한 대류와 자전으로 인한 혼합작용으로 내부 조성물이 거의 균일하다. 그 결과 아직 중심핵에서 수소를 태우는 단계에 있음에도 항성 표면에까지 헬륨과 질소가 다량 드러나게 된다. 별의 자전 속도는 항성이 질량을 잃고 부풀어 오르면서 느려져서, 중심핵이 붕괴되는 과정까지 진화가 이루어지더라도 감마선 폭발은 일어나지 않을 것이다.[6][7]대신 곧장 울프-레이에별로 진화한 뒤 WN, WC, WO 단계를 순서대로 밟은 뒤 Ic형 초신성으로 폭발하고 블랙홀을 남길 것이다. 수명은 전부 합쳐서 약 200만 년에서 300만 년 정도로 삶의 대부분에 걸쳐 O형 스펙트럼의 빛을 방출하다가 삶의 끝 잠깐 동안 볼프-레이에별 분광형을 보여줄 것이다.[6][7]
참조
[1]
논문
The VLT-FLAMES Tarantula Survey. I. Introduction and observational overview
2011-06-01
[2]
논문
The VLT-FLAMES Tarantula Survey. IV. Candidates for isolated high-mass star formation in 30 Doradus
2012-06-01
[3]
논문
The VLT-FLAMES Tarantula Survey. III. A very massive star in apparent isolation from the massive cluster R136
2011-06-01
[4]
논문
The VLT-FLAMES Tarantula Survey. XVII. Physical and wind properties of massive stars at the top of the main sequence
2014-10-01
[5]
논문
Runaway Massive Stars from R136: VFTS 682 is Very Likely a "Slow Runaway"
2012-02-01
[6]
논문
Evolution and fate of very massive stars
2013-08-01
[7]
논문
The evolution of rotating very massive stars with LMC composition
2015-01-01
본 사이트는 AI가 위키백과와 뉴스 기사,정부 간행물,학술 논문등을 바탕으로 정보를 가공하여 제공하는 백과사전형 서비스입니다.
모든 문서는 AI에 의해 자동 생성되며, CC BY-SA 4.0 라이선스에 따라 이용할 수 있습니다.
하지만, 위키백과나 뉴스 기사 자체에 오류, 부정확한 정보, 또는 가짜 뉴스가 포함될 수 있으며, AI는 이러한 내용을 완벽하게 걸러내지 못할 수 있습니다.
따라서 제공되는 정보에 일부 오류나 편향이 있을 수 있으므로, 중요한 정보는 반드시 다른 출처를 통해 교차 검증하시기 바랍니다.
문의하기 : help@durumis.com