라 수페르바

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1. 개요
2. 물리적 특징
- 2.1. 광도 및 변광성
- 2.2. 대기 및 화학 조성
3. 겉모습
4. 진화 과정
- 4.1. 준설 과정
- 4.2. 미래 전망
5. 명칭
참조

1. 개요

라 수페르바는 19세기 천문학자 안젤로 세키가 명명한 준규칙 변광성으로, 밤하늘에서 가장 밝은 탄소별 중 하나이다. 약 160일 주기로 밝기가 변하며, 대기 중 탄소-13을 다량 포함하고 있다. 표면 온도는 2,800K로 가시광선 영역에서는 빛을 많이 발산하지 않지만, 적외선 영역에서는 태양의 4,400배에 달하는 밝기를 보인다. 현재 헬륨을 탄소로 융합하는 과정에 있으며, 항성풍 형태로 질량을 방출하고 있다. 최종적으로는 백색 왜성이 될 것으로 예상된다.

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라 수페르바
기본 정보
Y CVn과 Celestia에 의한 시뮬레이션
화명	라 수페르바
영명	La Superba
별자리	사냥개자리
변광성형	반규칙형 변광성
기타 명칭	Y CVn FK5 1327 HD 110914 HIP 62223 HR 4846 SAO 44317
관측 정보
시선 속도	15.30 km/s
고유 운동	적경: -2.675 초/년 적위: 14.783 초/년
시차	4.3115 밀리초각
겉보기 등급	4.87
변광 범위	4.86 - 7.32
절대 등급	-1.956
특징
스펙트럼 분류	C-N5
반지름	2.6-5.1 천문단위
표면 온도	2,200-2,800 켈빈
색 지수 (B-V)	+2.54
색 지수 (U-B)	+6.33
색 지수 (R-I)	+1.39
스펙트럼형	C5₄J C-N5 C-J4.5
질량	3 태양 질량
크기	215 태양 반지름
광도 (절대복사등급)	4,400 태양 광도
기타
적색 편이	0.000051
사냥개자리 내 Y Canum Venaticorum의 위치

2. 물리적 특징

라 수페르바는 준규칙변광성으로 분류되며, 밤하늘에서 가장 밝게 보이는 탄소별 중 하나이다. '라 수페르바'라는 이름은 19세기 천문학자 안젤로 세키가 이 별의 유난히 붉고 아름다운 모습에 감탄하여 붙인 것으로 알려져 있다.

이 별은 표면 온도가 약 2,800,000로^[9] 항성 중에서는 매우 낮은 편에 속한다. 이 때문에 가시광선 영역에서는 상대적으로 어둡지만, 적외선 영역에서는 매우 밝게 빛난다. 라 수페르바의 반지름은 매우 커서, 만약 이 별을 우리 태양계 중심에 놓는다면 그 표면이 화성 궤도를 넘어설 것으로 추정된다.^[9] 또한, IRAS 위성 관측을 통해 별 주위에 거대한 먼지 껍질이 존재함이 밝혀졌다.^[17]

2. 1. 광도 및 변광성

라 수페르바는 준규칙변광성 또는 반규칙 변광성으로 분류된다. 변광 주기는 약 160일이며, 이 주기에 따라 겉보기 등급이 +4.8에서 +6.3까지, 즉 약 1등급 정도 변동한다. 일부 연구에서는 194일 및 186일의 주기도 제시되었으며, 이 두 주기 사이에 공명이 있는 것으로 보인다.^[12] 더 긴 시간 규모에서 더 느린 변동성도 관측된다.

이 별의 표면온도는 약 2,800K로 항성 중에서는 매우 낮은 편이다. 이 때문에 가시광선 영역에서는 상대적으로 어두워 맨눈 관측이 쉽지 않다. 그러나 적외선 영역에서는 매우 밝아, 태양 밝기의 4,400배^[13] 또는 22,000배에서 87,000배에 달하는 에너지를 방출하는 것으로 추정된다.

라 수페르바의 반지름은 약 2AU 정도로 추정된다. 만약 이 별을 우리 태양계 중심에 놓는다면 화성의 궤도까지 삼킬 정도로 거대하다.

라 수페르바는 밤하늘에서 가장 밝게 보이는 탄소별 중 하나이며, 알려진 별들 중 가장 붉은 색을 띤다. 특히, 대기 중에 탄소-13(일반적으로 6개가 아닌 7개의 중성자를 가진 탄소 원자) 동위원소를 다량 포함하는 희귀한 J형 탄소별 중에서 가장 밝은 별이기도 하다. 적색 거성 단계에서 헬륨 핵융합 생성물이 대류를 통해 표면으로 운반되면서 대기의 탄소 농도가 높아지고, 일산화 탄소와 같은 분자들이 형성된다. 이 분자들이 짧은 파장의 빛(청색, 자색)을 흡수하여 별이 더욱 두드러진 붉은색을 띠게 된다.

'라 수페르바'라는 이름은 19세기 천문학자 안젤로 세키가 이 별의 유난히 붉고 아름다운 모습에 감탄하여 붙인 것으로 알려져 있으며,^[13] 이 이름은 국제 천문 연맹(IAU)에서도 공식적으로 인정하고 있다.^[15]

이 별은 현재 헬륨에서 탄소로의 핵융합이 진행되는 마지막 단계에 있는 것으로 보이며, 강력한 항성풍을 통해 매년 태양 질량의 약 1만 분의 1에 해당하는 질량을 우주 공간으로 방출하고 있다. 머지않아 질량 손실률이 현재의 50배까지 증가하고, 최종적으로는 중심핵만 남아 백색 왜성이 될 것으로 예측된다.

2. 2. 대기 및 화학 조성

라 수페르바는 밤하늘에서 가장 밝은 탄소별 중 하나이며, 대기 중에 탄소-13(일반적으로 탄소 원자에 6개가 아닌 7개의 중성자가 있는 동위원소)을 다량 포함하고 있는 희귀한 J형 탄소별이다. 이는 알려진 J형 탄소별 중 가장 밝은 경우에 해당한다. 19세기 천문학자 안젤로 세키는 이 별의 유난히 붉고 아름다운 모습에 감명받아 '라 수페르바(La Superba, 장엄한 것)'라는 이름을 붙였으며,^[13] 이 이름은 국제 천문 연맹에서도 공식적으로 인정하고 있다.^[15]

이 별은 수소 핵융합 단계를 마치고 중심핵에서 헬륨을 태워 탄소로 전환하는 점근거성가지 (AGB) 단계에 있는 적색 거성이다. 이 단계의 별들은 외곽 대기가 크게 팽창하면서 표면온도가 낮아진다. 라 수페르바의 표면 온도는 약 2,760 K로 추정되며,^[9] 이는 항성들 중 매우 차가운 편에 속한다. 온도가 낮아짐에 따라 별이 방출하는 에너지의 파장은 대부분 전자기 스펙트럼 상에서 붉은색 및 적외선 영역으로 이동한다.

항성 진화가 진행되면서 핵융합으로 생성된 탄소 등의 물질이 대류작용을 통해 항성 표면으로 이동하게 된다. 이로 인해 라 수페르바와 같은 탄소별의 대기에는 일산화탄소나 다른 탄소 기반 화합물의 농도가 높아진다. 이 분자들은 일반적인 적색 거성 대기의 분자들과 달리 가시광선 스펙트럼에서 짧은 파장(푸른색 계열)의 빛을 더 많이 흡수하는 경향이 있다. 그 결과 별빛에서 푸른색 성분이 줄어들어 관측자에게는 매우 붉은 색으로 보이게 된다. 라 수페르바는 알려진 별들 중 가장 붉은 별 중 하나로 꼽힌다.

적외선 파장을 포함한 라 수페르바의 볼로미터 광도는 태양 광도의 수천 배에 달한다. 짐 케일러의 추정치에 따르면, 별의 광도는 태양 광도의 22,000배에서 87,000배 사이이며, 반지름은 태양 반지름의 557배에서 1,092배 사이이다.^[16] 초기 질량은 태양 질량의 약 3배였을 것으로 추정되지만, 현재는 상당한 질량을 잃었을 것으로 보인다.^[16] 이 별은 강력한 항성풍을 통해 매년 태양 질량의 약 1만 분의 1에 해당하는 질량을 우주 공간으로 방출하고 있다. 이러한 질량 손실은 앞으로 더욱 가속화될 것으로 예상되며, 결국 중심핵만 남아 백색 왜성이 될 것으로 예측된다.

IRAS 위성의 관측 결과, 라 수페르바는 직경 약 0.9 파섹에 달하는 거대한 먼지 껍질에 둘러싸여 있는 것으로 밝혀졌다.^[17] 이는 IRAS 전천 탐사에서 발견된 가장 두드러진 항성 주위 먼지 껍질 중 하나이다.

3. 겉모습

라 수페르바는 수소 핵융합 단계를 마치고, 헬륨을 태워 탄소로 전환하는 과정에 있는 별이다. 이 단계를 적색 거성이라고 부르며, 이 과정에서 별의 외곽 대기는 팽창하면서 온도가 내려간다. 온도가 내려감에 따라 별이 방출하는 에너지의 파장은 대부분 전자기 스펙트럼에서 붉은색 및 적외선 영역으로 이동하게 된다. 항성의 생명이 막바지에 이르면 핵융합으로 만들어진 물질들이 대류작용을 통해 항성의 표면으로 이동한다. 이로 인해 항성의 외곽 대기층에는 일산화탄소나 기타 탄소 화합물과 같은 탄소 물질의 양이 많아진다. 이러한 분자들은 보통의 적색 거성들과 달리 복사 에너지를 더 짧은 파장대에서 흡수하는 경향을 보이는데, 이것이 라 수페르바가 매우 붉은색의 외관을 가지게 되는 이유이다.

4. 진화 과정

라 수페르바는 수소 핵융합 단계를 마치고 중심핵에서 헬륨을 태워 탄소로 전환하는 과정에 있는 별이다. 이러한 별들은 진화 과정에서 적색 거성 단계를 거치는데, 라 수페르바는 이 단계의 후반부인 점근 거성 가지(AGB)에 속하는 것으로 여겨진다.

AGB 단계에 이른 별들은 내부에서 일어나는 대류를 통해 핵융합으로 생성된 탄소와 같은 물질들이 별의 표면으로 올라오는 준설 과정을 겪는다. 이 과정으로 인해 라 수페르바와 같은 별의 외곽 대기층에는 탄소가 풍부해지고, 일산화탄소를 비롯한 다양한 탄소 화합물이 형성된다. 이러한 탄소 기반 분자들은 별빛 중 짧은 파장에 해당하는 푸른색 계열의 빛을 흡수하는 경향이 있다. 그 결과, 별은 일반적인 적색 거성보다 훨씬 더 붉은색을 띠게 되며, 라 수페르바는 이러한 특징을 가진 대표적인 탄소별 중 하나로 알려져 있다.^[18]

4. 1. 준설 과정

태양 질량의 몇 배에 달하는 별들이 중심핵에서 수소를 헬륨으로 핵융합하는 과정을 마치면, 핵 바깥의 껍질에서 수소를 태우기 시작하면서 적색 거성 상태로 크게 팽창한다. 이후 중심핵의 온도가 충분히 높아지면, 헬륨 섬광이라 불리는 격렬한 과정을 거쳐 헬륨 핵융합을 시작하며 수평 가지 단계에 들어선다. 핵의 헬륨마저 모두 소진되면, 축퇴된 탄소-산소 핵이 남게 된다. 이때 별의 내부 여러 층에서는 수소와 헬륨 껍질 연소가 계속되며, 별은 점근 거성 가지(AGB) 단계로 진입하여 광도가 더욱 증가한다. 라 수페르바는 현재 이 AGB 단계에 있는 별로 여겨진다.

AGB 별 내부에서는 핵융합으로 생성된 물질들이 강력하고 깊은 대류에 의해 핵에서 바깥쪽으로 운반되는 현상이 일어나는데, 이를 준설(dredge-up)이라고 한다. 이 준설 과정을 통해 탄소와 같은 무거운 원소들이 별의 표면으로 올라오게 되고, 이로 인해 별의 외곽 대기층에는 일산화탄소를 비롯한 다양한 탄소 화합물이 풍부해진다. 이러한 탄소 기반 분자들은 짧은 파장의 빛, 특히 청색과 자색 계열의 빛을 효과적으로 흡수하는 경향이 있다. 그 결과, 일반적인 적색 거성에 비해 청색과 자색 빛이 적은 별 스펙트럼을 나타내게 되어 라 수페르바와 같은 탄소별은 유난히 붉고 깊은 색조를 띠게 된다.^[18]

라 수페르바는 현재 남아있는 헬륨을 탄소로 융합하는 마지막 단계에 접어들었을 가능성이 높다. 이 단계에서 별은 태양의 태양풍보다 약 백만 배나 빠른 속도로 자신의 질량을 우주 공간으로 방출하고 있다. 또한, 별 주위에는 과거에 방출된 물질로 이루어진, 폭이 약 2.5 광년에 달하는 거대한 껍질 구조가 관측되는데, 이는 한때 현재보다 50배 이상 빠른 속도로 질량을 잃었음을 시사한다. 이러한 관측 결과들을 종합해 볼 때, 라 수페르바는 머지않아 자신의 외곽 대기층을 완전히 방출하여 아름다운 행성상 성운을 형성하고, 중심에는 뜨겁고 밀도 높은 백색 왜성 형태의 핵을 남기며 별로서의 생을 마감할 것으로 예측된다.^[19]

4. 2. 미래 전망

라 수페르바는 현재 점근 거성 가지(AGB) 단계에 있으며, 남아있는 보조 연료인 헬륨을 탄소로 융합하는 마지막 단계에 있을 가능성이 크다.^[19] 이 단계에서 별은 자신의 질량을 항성풍의 형태로 방출하는데, 그 규모는 태양의 태양풍보다 약 백만 배에 달한다.^[19] 현재 라 수페르바는 과거에 방출된 물질로 이루어진, 폭 2.5 광년에 달하는 껍질로 둘러싸여 있다. 이는 한때 현재보다 50배 더 빠르게 질량을 잃었음을 시사한다.^[19]

따라서 라 수페르바는 머지않아 행성상 성운을 형성하며 자신의 외곽 껍질을 우주 공간으로 방출하여, 중심부에는 식어가는 백색 왜성 형태의 핵을 남길 것으로 보인다.^[19]

5. 명칭

고유 명칭 '''라 수페르바''' (La Superba)는 19세기 이탈리아의 천문학자 안젤로 세키에 의해 명명되었다. 그는 그 아름다움에 감탄하여 라틴어로 "장려한 것"을 의미하는 이름을 붙였다. 2018년 8월 10일, 국제 천문 연맹의 항성 명명에 관한 워킹 그룹(Working Group on Star Names, WGSN)은 사냥개자리 Y별의 고유 명칭으로 ''La Superba''를 공식적으로 승인했다.

참조

_[1] 논문 VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)
_[2] 논문 Search for and study of hot circumstellar dust envelopes
_[3] SIMBAD simbad.u-strasbg.fr/[...]
_[4] 논문 VizieR On-line Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system
_[5] 논문 Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system
_[6] Gaia
_[7] 논문 VizieR Online Data Catalog: Tycho-2 red giant branch and carbon stars (Gontcharov, 2011)
_[8] 논문 Photo-astrometric distances, extinctions, and astrophysical parameters for Gaia DR2 stars brighter than G = 18 2019-08-01
_[9] citation Fundamental parameters and infrared excesses of Tycho-Gaia stars https://vizier.cds.u[...] 2017-10-01
_[10] 논문 Circumstellar 12C/13C Isotope Ratios from Millimeter Observations of CN and CO: Mixing in Carbon- and Oxygen-Rich Stars https://ui.adsabs.ha[...] 2009-01-01
_[11] 논문 The Catalog of Earth-Like Exoplanet Survey Targets (CELESTA): A Database of Habitable Zones Around Nearby Stars
_[12] 논문 Evidence of a Mira-like tail and bow shock about the semi-regular variable V CVn from four decades of polarization measurements
_[13] 서적 Binocular Astronomy
_[14] 논문 Angelo Secchi and the Discovery of Carbon Stars
_[15] 웹사이트 International Astronomical Union | IAU https://www.iau.org/[...]
_[16] 웹사이트 La Superba http://stars.astro.i[...] 2015-11-21
_[17] 논문 Circumstellar Shells Resolved in IRAS Survey Data. II. Analysis
_[18] 논문 S-Process Nucleosynthesis in Carbon Stars
_[19] 논문 The formation of a detached shell around the carbon star Y CVn

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