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세페우스자리 뮤

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목차

1. 개요

세페우스자리 뮤는 세페우스자리에 위치한 밝은 적색 초거성으로, 맨눈으로 관측 가능한 별 중 부피가 가장 큰 별 중 하나이다. 윌리엄 허셜은 이 별의 짙은 붉은색을 '석류석 색채'로 묘사했고, '허셜의 석류석 별'로 불리기도 한다. 세페우스자리 뮤는 변광성이며, 3.4등급에서 5.1등급 사이에서 밝기가 불규칙하게 변하며, SRc형 준규칙 변광성으로 분류된다. 현재 헬륨을 탄소로 융합하는 단계에 있으며, 초신성 폭발을 일으키고 블랙홀이 될 것으로 예상된다. 세페우스자리 뮤는 여러 개의 희미한 별을 동반하고 있다.

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세페우스자리 뮤
기본 정보
세페우스자리 뮤
세페우스자리 뮤 (가넷 별)
화명가넷 별
영어 이름Herschel's Garnet Star (허셜의 가넷 별)
별자리세페우스자리
별칭에라키스
관측 정보
적경 (J2000.0)21h 43m 30.4609s
적위 (J2000.0)+58° 46′ 48.166″
겉보기 등급+4.08 (3.43 - 5.1)
시선 속도+20.63 km/s
고유 운동 (적경)2.740 mas/yr
고유 운동 (적위)-5.941 mas/yr
연주 시차0.55 mas
거리2,090 - 3,060 광년 (641-940 pc)
절대 등급-7.63
특징
분광형M2e Ia
변광성 유형준규칙 변광성(SRc)
B-V 색 지수+2.35
U-B 색 지수+2.42
물리적 특성
반지름972 또는 1,259 - 1,420 태양반경
질량25 태양질량
표면 중력-0.36
광도269,000 태양광도 (135,000 - 340,000)
표면 온도3,750 K
나이10.0 백만 년
식별 정보
HD206936
HR8316
BD+58°2316
HIP107259
SAO33693

2. 역사

윌리엄 허셜은 1783년에 세페우스자리 뮤의 짙은 붉은색을 '석류석 별'(Garnet Star)이라고 묘사했다. 이 별은 흔히 '허셜의 석류석 별'이라고 불린다. 주세페 피아치는 자신의 성표에 이 별을 ''Garnet sidus''로 등재했다.

1785년 윌리엄 허셜의 초상화


세페우스자리 뮤 (석류별) 확대


1848년 영국의 천문학자 존 러셀 힌드는 세페우스자리 뮤가 변광성임을 발견했으며, 독일 천문학자 프리드리히 빌헬름 아르겔란더가 힌드의 발견을 검증했다. 1881년 이후 뮤의 밝기 변화는 거의 끊임없이 기록되어 왔다.

안토닌 베치바르시는 자신의 성표에서 '에라키스(Erakis)'라는 이름을 사용했지만, 이는 용자리 뮤의 아랍어 표기인 '알-라키스'와 혼동된 것이다. 실제로는 허셜이 발견하기 전인 1603년에 요한 바이어가 간행한 성도 『우라노메트리아』에 세페우스자리 μ별로 기록되어 있었다.

3. 변광

세페우스자리 뮤는 변광성이며, 예전에는 세페우스자리 뮤형 변광성의 원형 별로 여겨졌다. 현재는 SRc형 준규칙 변광성으로 분류되며, 겉보기 밝기는 3.4 등급에서 5.1 등급 사이에서 불규칙하게 변한다. 여러 변광 주기가 보고되었는데, 이들은 주로 860일 또는 4400일 정도이다. 주요 변광 주기는 730일이며, 더 긴 주기의 변광도 존재한다는 연구 결과도 있다.

뮤 세페이의 시각 대역 광도 곡선, Brelstaff 외 (1997)에 의해 수정됨


SRC형 반규칙 변광성(Semiregular variables)으로 분류되며, SRC형의 프로토타입으로 여겨진다. SRC형은 광도의 진폭이 약 1등급이고, 30일부터 수천 일의 변광 주기를 가지는 적색 초거성의 반규칙 변광성으로 정의된다. 붉은색 때문에 신성이나 초신성 외에는 보기 드문 변광성 중 하나로, 쌍안경으로 관측할 수 있다.

4. 특징

세페우스자리 뮤는 매우 밝은 적색초거성으로, 맨눈으로 볼 수 있는 별 중에서는 물론이고, 지금까지 발견된 항성 중에서도 물리적 부피가 매우 큰 부류에 속한다. 심지어 적색 극대거성으로 분류되기도 한다.

특이속도가 인 폭주성이다. 세페우스자리 뮤까지의 거리는 정확하게 알려져 있지 않지만, 히파르코스 위성이 측정한 연주 시차, 베텔게우스와 크기 비교, 스펙트럼 에너지 분포, 주변 별과의 거리 비교 등 다양한 방법으로 거리를 추정하고 있다.

모든 파장에서의 값을 합한 세페우스자리 뮤의 복사광도는 태양광도의 28만 3천 배 ~ 34만 배로, 우리은하 내에서 매우 밝은 적색초거성 중 하나이다. 유효온도는 약 3750 켈빈이며, 반지름은 태양의 1260배 ~ 1650배로 추정된다.[10]

항성 반지름의 최소 0.33배까지 확장된 껍질 구조에 둘러싸여 있으며, 일산화 탄소, 물, 일산화 규소 등의 분자 기체를 포함하고 있다. 먼지와 물로 이루어진 넓은 고리가 존재하며, 안쪽 경계는 중심별의 약 2배, 바깥쪽 경계는 항성 반지름의 약 4배 거리까지 확장되어 있다. 항성에서 탈출한 물질로 구성된 구형 껍질에 둘러싸여 있으며, 껍질 구조의 나이는 대략 2000 ~ 3000년으로 추정된다. 세페우스자리 뮤는 연간 태양 질량의 수천만 분의 1 속도로 질량을 잃고 있다.

쌍안경으로 볼 수 있는 세페우스자리 뮤(원 안). 오른쪽의 밝은 별은 알데라민(세페우스자리 알파)이다.


세페우스자리 뮤와 주변 성운의 H-알파 및 OIII 파장으로 촬영한 이미지 (북쪽은 왼쪽 상단)

5. 초신성

세페우스자리 뮤는 헬륨을 탄소로 융합하기 시작했는데, 이는 주계열성이 수소를 헬륨으로 융합하는 것과는 다르다. 어떤 초거성이 중심핵에 있는 원소들을 철로 변환하면 핵은 붕괴하여 초신성 폭발을 일으키고 별은 파괴되며, 거대한 가스 구름과 작고 밀도 높은 잔해가 남는다. 세페우스자리 뮤 정도 되는 질량의 항성은 블랙홀이 될 것 같다. 적색초거성들 중 질량이 아주 큰 부류는 중심핵이 붕괴하기 전 청색초거성, 밝은 청색변광성, 울프-레이에별로 역진화할 것이며 세페우스자리 뮤는 이런 사건이 일어날 정도로 충분히 질량이 커 보인다. 적색초거성은 IIn 또는 II-b형 초신성으로 진화할 것으로 보인다. 반면 울프-레이에별은 Ib 또는 Ic형 초신성이 될 것이다.

6. 구성원

세페우스자리 뮤 주변에는 2분각 내에 여러 개의 희미한 별들이 있으며, 이들은 다중성 목록에 등재되어 있다. 이 중에는 12.3등급의 B별과 12.7등급의 C별이 있다.

세페우스자리 뮤의 구성원
이름적경적위겉보기 등급 (V)분광형자료 출처
μ Cep B (CCDM J21435+5847B)12.3M0[http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?protocol=html&Ident=BD%2b38%20%201539B&NbIdent=1&Radius=2&Radius.unit=arcmin&submit=submit+id Simbad]
μ Cep C (CCDM J21435+5847C)12.7A[http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%40157481&Name=CCDM%20J21435%2b5847C&submit=submit Simbad]


참조

[1] 논문 The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars
[2] 간행물 Hipparcos, the New Reduction (van Leeuwen, 2007) https://vizier.u-str[...]
[3] 논문 The 'red supergiant problem': the upper luminosity boundary of Type II supernova progenitors 2020-03
[4] 논문 Some Characteristics of the Young Open Cluster Trumpler 37 https://www.jstor.or[...] 1976
[5] 논문 Study of molecular layers in the atmosphere of the supergiant star μ Cep by interferometry in the K band https://www.aanda.or[...] 2005-06-01
[6] 웹사이트 Jim Kaler-Garnet star http://stars.astro.i[...]
[7] 논문 Probing the mass-loss history of AGB and red supergiant stars from CO rotational line profiles - II. CO line survey of evolved stars: derivation of mass-loss rate formulae 2010-11
[8] 논문 NOEMA maps the CO J = 2 − 1 environment of the red supergiant μ Cep
[9] 저널 The mass-loss rates of red supergiants and the de Jager prescription 2011
[10] 웹인용 Jim Kaler-Garnet star http://stars.astro.i[...]


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