맨위로가기

탄소별

"오늘의AI위키"는 AI 기술로 일관성 있고 체계적인 최신 지식을 제공하는 혁신 플랫폼입니다.
"오늘의AI위키"의 AI를 통해 더욱 풍부하고 폭넓은 지식 경험을 누리세요.
목차

1. 개요

탄소별은 분자 C₂에서 나오는 스완 밴드를 특징으로 하는 별로, CH, CN, C₃, SiC₂ 등의 탄소 화합물도 풍부하게 포함한다. 탄소별은 별의 유효 온도를 추정하는 데 어려움이 있으며, 세키, 하버드, 모건-키넌 분류법을 거쳐 개정된 모건-키넌 분류법으로 분류된다. 탄소별은 고전적 탄소별과 비고전적 탄소별로 나뉘며, 대부분 점근거성가지(AGB) 별에서 헬륨 핵융합의 결과로 탄소가 풍부해진 별이다. 탄소별은 강력한 항성풍을 통해 질량을 잃고 우주 먼지를 생성하며, 근적외선에서 밝아 표준 촛불로 활용되기도 한다. 한국에서 관측 가능한 탄소별로는 토끼자리 R별, 조각가자리 R별, 사냥개자리 Y별 등이 있다.

더 읽어볼만한 페이지

  • C형 항성 - 라 수페르바
    라 수페르바는 안젤로 세키가 명명한 준규칙 변광성으로, 약 160일 주기로 밝기가 변하며, 헬륨을 탄소로 융합하는 과정에 있으며, 최종적으로 백색 왜성이 될 것으로 예상된다.
  • C형 항성 - 토끼자리 R
    토끼자리 R은 지구에서 약 1,350 광년 떨어진 토끼자리에 위치한 탄소별로, 헬륨 껍질 핵융합으로 표면에 탄소 함량이 높아졌고, 약 427일 주기로 밝기가 변하는 미라형 변광성이다.
  • 탄소 - 방사성 탄소 연대 측정
    방사성 탄소 연대 측정은 윌러드 리비가 1949년에 발견한 유기 물질 연대 측정 방법으로, 탄소-14의 방사성 붕괴를 이용하여 최대 6만 년까지의 연대를 측정하며, 고고학 유물 연대 측정에 주로 사용된다.
  • 탄소 - 기후변화 완화
    기후변화 완화는 온실가스 배출 감축과 흡수원 증진을 통해 지구 온난화를 억제하고, 지속 가능한 에너지 전환, 효율 향상, 농업 및 산업 정책, 탄소 흡수원 강화, 이산화탄소 제거 기술 개발 등 다양한 조치로 지구 온도 상승을 제한하는 노력이다.
  • 항성의 형태 - 중성자별
    중성자별은 초신성 폭발 후 남은 태양 질량의 1.4배에서 3배 정도 되는 질량을 가진 고밀도 천체로, 주로 중성자로 이루어져 있으며 빠른 자전과 강력한 자기장을 가진 펄서, 마그네타 등 다양한 유형이 존재하고, 쌍성 중성자별의 합병은 중력파와 감마선 폭발을 발생시키며 철보다 무거운 원소 생성에 기여하는 것으로 알려져 있다.
  • 항성의 형태 - 변광성
    변광성은 밝기가 주기적으로 변하는 별을 의미하며, 내재적 변광성과 외재적 변광성으로 분류되고, 광도곡선을 통해 분석하며, 우주 거리 측정에도 활용된다.
탄소별
개요
종류별
특징대기에 탄소가 산소보다 많음
같이 보기
관련 항목탄소 행성 (이론상의 행성)

2. 분광형

에셸 스펙트럼 UU 마차부자리 탄소별


탄소별은 분자 C2에서 나오는 스완 밴드가 지배적인 스펙트럼을 가진다. CH, CN(시안), C3, SiC2와 같은 다른 탄소 화합물도 높은 수준으로 존재할 수 있다. 탄소는 핵에서 형성되어 상층으로 순환하며, 층의 조성을 극적으로 변화시킨다. 탄소 외에도 S-과정 원소인 바륨, 테크네튬, 지르코늄이 껍질 섬광에서 형성되어 표면으로 "준설"된다.[3]

천문학자들은 탄소별의 분광 분류를 개발할 때, 스펙트럼과 별의 유효 온도를 상관시키는 데 어려움을 겪었다. 대기 중의 탄소가 별의 온도 지표로 사용되는 흡수선을 가렸기 때문이다.

탄소별은 밀리미터 파장과 서브밀리미터 파장에서 풍부한 분자선 스펙트럼을 보여준다. 탄소별 CW 사자자리에서는 50개 이상의 서로 다른 별 주위 분자가 감지되었다.

탄소별의 스펙트럼은 C2 분자에 기인하는 스완 밴드가 대부분을 차지하며, CH, CN(시아노젠), C3, SiC2 등의 다른 탄소 화합물도 고농도로 포함되어 있다. 핵에서 합성된 탄소는 상층으로 이동하여 항성 표면의 조성을 변화시킨다. 헬륨 융합이나 s-과정을 통해 합성되는 리튬이나 바륨 등의 다른 원소도 표면으로 상승한다.

2. 1. 세키 분류 (Secchi Classification)

1860년대 분광형 분류의 선구자 안젤로 세키는 탄소별을 위한 별도의 분광형인 IV형을 만들었다.[4] 이후 1890년대 후반에 N형으로 재분류되었다.

2. 2. 하버드 분류 (Harvard Classification)

1890년대 후반, 세키가 만든 4형은 N형으로 재분류되었다. 이후, 붉은색이 덜 짙은 별들을 위해 R형이 추가되었다. R-N 체계는 별의 온도와 관련하여 대략 G7에서 M10과 유사하다.[5]

MK형R0R3R5R8NaNb
거성 해당G7–G8K1–K2~K2–K3K5–M0~M2–M3M3–M4
Teff43003900~37003450——


2. 3. 모건-키넌 분류 (Morgan-Keenan Classification)

후기 N형은 온도뿐만 아니라 탄소의 풍부함을 기준으로 하는 하버드 분류법이 부분적으로만 적용되었기 때문에 상응하는 M형과 잘 일치하지 않았다. 그래서 이러한 종류의 탄소별 분류가 불완전하다는 것이 곧 명백해졌다. 대신 온도와 탄소 풍부함을 다루기 위해 새로운 이중 숫자 별 등급 C가 세워졌다. Y 카눔 베나티코룸에 대해 측정된 이러한 스펙트럼은 C54로 결정되었는데, 여기서 5는 온도 의존적 특징을 나타내고 4는 스펙트럼 내 C2 스완 밴드의 세기를 나타낸다. (C54는 종종 C5,4로 대체 표기된다.)[6] 이 모건-키넌(Morgan–Keenan) C 시스템 분류는 1960년부터 1993년까지 이전의 R-N 분류를 대체했다.

MK형C0C1C2C3C4C5C6C7
거성 해당G4–G6G7–G8G9–K0K1–K2K3–K4K5–M0M1–M2M3–M4
Teff450043004100390036503450——


2. 4. 개정된 모건-키넌 분류 (Revised Morgan-Keenan Classification)

1993년 필립 키넌은 C-N, C-R, C-H형을 정의하는 새로운 탄소별 분류 체계를 발표했다. 이후 C-J, C-Hd형이 추가되면서[7] 현재 사용되는 분류 체계가 확립되었다.[8]

클래스스펙트럼집단MV이론온도 범위 (K)[9]예시# 알려진 수
고전적 탄소별
C-R:오래된 하버드 R형 클래스: 스펙트럼의 파란색 끝이 여전히 보이며, 강한 동위 원소 밴드를 가지지만 Ba 선은 강화되지 않음중간 디스크 집단 I0적색 거성?5,100,000–2,800,000S Cam~25
C-N:오래된 하버드 N형 클래스: 강한 확산 파란색 흡수(때로는 파란색에서 보이지 않음), s-과정 원소가 태양 풍부도보다 많음, 약한 동위 원소 밴드얇은 디스크 집단 I-2.2AGB3,100,000–2,600,000R Lep~90
비고전적 탄소별
C-J:C2와 CN의 매우 강한 동위 원소 밴드알 수 없음알 수 없음알 수 없음3,900,000–2,800,000Y CVn~20
C-H:매우 강한 CH 흡수헤일로 집단 II-1.8밝은 거성, 질량 전달 (모든 C-H는 이중성임 [10])5,000,000–4,100,000V Ari, TT CVn~20
C-Hd:수소선과 CH 밴드가 약하거나 없음얇은 디스크 집단 I-3.5알 수 없음?HM Lib~7



이 분류 체계는 고전적 탄소별(C-R, C-N)과 비고전적 탄소별(C-J, C-H, C-Hd)로 구분된다. 탄소별의 스펙트럼은 주로 C2 분자에 의한 스완 밴드가 지배적이다. CH, 시아노젠(CN), C3, SiC2 등의 탄소 화합물도 고농도로 나타난다. 핵에서 합성된 탄소는 별의 상층부로 이동하여 표면 조성을 변화시킨다. 리튬, 바륨 등 헬륨 융합이나 s-과정을 통해 합성되는 다른 원소들도 표면으로 올라온다.

탄소별의 스펙트럼형을 고려할 때, 별의 유효 온도를 추정하는 것은 어려운 문제였다. 탄소에서 유래된 스펙트럼이 별의 온도를 나타내는 흡수선을 가렸기 때문이다.

3. 형성 과정

탄소별은 여러 천체물리학적 메커니즘으로 설명될 수 있다. ''고전 탄소별''은 질량에 따라 ''비고전'' 탄소별과 구별되는데, 고전 탄소별이 더 무거운 별이다.[11]

고전적 탄소별과 비고전적 탄소별의 형성 과정은 하위 섹션에서 자세히 다루고 있으며, 그 외에도 수소 결핍 탄소별(HdC)과 같은 수수께끼의 탄소별도 존재한다. HdC는 북쪽왕관자리 R형 변광성과 관련이 있는 것으로 보이지만, 변광성이 아니며 북쪽왕관자리 R형 변광성에 전형적인 특정 적외선 복사가 부족하다.[12] HdC는 단 5개만 알려져 있으며, 쌍성인 것으로 알려진 것은 없어 비고전 탄소별과의 관계는 불명확하다. CNO 순환 불균형 및 헬륨 섬광과 같은 이론도 탄소 농축 메커니즘으로 제안되었지만, 설득력이 떨어진다.

3. 1. 고전적 탄소별 (Classical Carbon Stars)

고전적 탄소별은 대부분 점근거성가지(AGB) 별에서 헬륨 핵융합(특히 삼중 알파 과정)의 결과로 탄소가 풍부해진다. 생성된 탄소는 대류(세 번째 준설)를 통해 별 표면으로 이동한다.[11] 껍질 헬륨 섬광은 별의 광도를 증가시키고, 질량 손실을 유발하여 백색왜성과 행성상 성운으로 진화하게 한다.

3. 2. 비고전적 탄소별 (Non-classical Carbon Stars)

비고전적 탄소별은 C-J형과 C-H형으로 분류되며, 쌍성계로 추정된다. 이 쌍성계에서 한 별은 거성(때로는 적색 왜성)이고 다른 별은 백색 왜성이다. 현재 거성으로 관측되는 별은 과거에 동반성(현재의 백색 왜성)이 고전 탄소별이었을 때, 주계열성 단계에서 탄소가 풍부한 물질을 획득한 것이다.[11] 이러한 별의 진화 단계는 비교적 짧은 기간 동안 지속되며, 대부분 결국 백색 왜성으로 생을 마감한다. 이러한 별들은 질량 이동 사건이 발생한 후 오랜 시간이 지나서 관측되기 때문에, 현재 적색 거성에서 보이는 추가적인 탄소는 해당 별 내부에서 생성된 것이 아니다.[11]

이러한 시나리오는 바륨 별의 기원을 설명하는 데에도 적용된다. 바륨 별은 탄소 분자와 바륨(s-과정 원소)의 강한 스펙트럼 특징을 가진다. 때때로 이러한 질량 이동으로 인해 과도한 탄소를 얻게 된 별들은 자체적으로 탄소를 생성하는 "내재적" AGB 별과 구별하기 위해 "외재적" 탄소별이라고 불린다. 외재적 탄소별 중 다수는 자체적으로 탄소를 생성할 만큼 충분히 밝거나 뜨겁지 않았기 때문에, 쌍성이라는 사실이 밝혀지기 전까지는 그 기원이 수수께끼였다.

3. 3. 기타 메커니즘

수수께끼의 ''수소 결핍 탄소별''(HdC)은 분광형 C-Hd에 속하며, 북쪽왕관자리 R형 변광성과 관련이 있는 것으로 보이지만, 변광성이 아니며 북쪽왕관자리 R형 변광성에 전형적인 특정 적외선 복사가 부족하다.[12] HdC는 단 5개만 알려져 있으며, 쌍성인 것으로 알려진 것은 없어 비고전 탄소별과의 관계는 알려져 있지 않다.

CNO 순환 불균형 및 핵 헬륨 섬광과 같은 다른 설득력이 떨어지는 이론도 더 작은 탄소별 대기의 탄소 농축 메커니즘으로 제안되었다.

4. 탄소별의 특징

정의상 탄소별은 분자 C2에서 나오는 지배적인 스펙트럼 스완 밴드를 가지고 있다. CH, CN(시안), C3, SiC2와 같은 다른 많은 탄소 화합물이 높은 수준으로 존재할 수 있다.[3] 탄소는 핵에서 형성되어 상층으로 순환하며, 층의 조성을 극적으로 변화시킨다.[3] 탄소 외에도 S-과정 원소인 바륨, 테크네튬, 지르코늄이 껍질 섬광에서 형성되어 표면으로 "준설"된다.[3]

천문학자들이 탄소별의 분광 분류를 개발했을 때, 그들은 스펙트럼과 별의 유효 온도를 상관시키는 데 상당한 어려움을 겪었다. 문제는 모든 대기 중의 탄소가 별의 온도 지표로 일반적으로 사용되는 흡수선을 가리고 있다는 것이었다.

탄소별은 또한 밀리미터 파장과 서브밀리미터 파장에서 풍부한 분자선 스펙트럼을 보여준다. 탄소별 CW 사자자리에서는 50개 이상의 서로 다른 별 주위 분자가 감지되었다. 이 별은 종종 새로운 별 주위 분자를 찾는 데 사용된다.

대부분의 전형적인 탄소별은 변광성 중 장주기 변광성 유형에 속한다.

야간 시력은 적색에 둔감하고, 별빛에 대한 적색 감지 간상체의 적응이 느리기 때문에, 적색 변광성, 특히 탄소별의 겉보기 등급을 추정하는 천문학자들은 관측되는 별의 등급을 과소평가하지 않기 위해 푸르키네 효과를 다루는 방법을 알아야 한다.

5. 우주 먼지 생성 기여

낮은 중력으로 인해 탄소별 질량의 절반 이상이 강력한 항성풍을 통해 손실될 수 있다. 따라서 별의 잔해인 흑연과 유사한 탄소 함유 "먼지"는 우주 먼지의 일부가 된다.[13] 이 먼지는 후대 별과 행성계의 생성에 필요한 분자 구름의 원재료를 제공하는 데 중요한 역할을 하는 것으로 여겨진다. 탄소별을 둘러싼 물질은 먼지가 모든 가시광선을 흡수할 정도로 별을 덮을 수 있다.

탄소별에서 나오는 탄화 규소 유출물은 초기 태양 성운에 부착되어 비교적 변하지 않은 운석의 매트릭스에서 살아남았다. 이를 통해 1~3 M☉ 탄소별의 별 주위 환경을 직접적으로 동위원소 분석할 수 있다. 탄소별에서 나오는 항성 유출물은 운석에서 발견되는 대부분의 태양 이전 탄화 규소의 원천이다.[14]

6. 표준 촛불로서의 활용

고전적인 탄소별은 매우 밝으며, 특히 근적외선에서 밝기 때문에 인근 은하에서 감지할 수 있다. 스펙트럼의 강한 흡수 특징 때문에 탄소별은 산소가 풍부한 별보다 근적외선에서 더 붉으며, 광도 색상으로 식별할 수 있다.[15] 개별 탄소별이 모두 동일한 광도를 갖는 것은 아니지만, 탄소별의 큰 표본은 유사한 은하에서 거의 동일한 중앙값을 갖는 광도 확률 밀도 함수(PDF)를 가진다. 따라서 이 함수의 중앙값을 은하까지의 거리를 결정하기 위한 표준 촛불로 사용할 수 있다. PDF의 모양은 은하 내의 AGB별의 평균 금속 함량에 따라 달라질 수 있으므로, 다른 수단을 통해 거리가 알려진 몇 개의 인근 은하를 사용하여 이 거리 지표를 보정하는 것이 중요하다.[16][17]

LMC 탄소별의 상대적인 수를 나타내는 히스토그램(주어진 근적외선 광도). 중앙값은 빨간색으로 표시.

7. 탄소별 목록 (한국에서 관측 가능한 별)


  • 토끼자리 R별
  • 조각가자리 R별
  • 사냥개자리 Y별

참조

[1] 웹사이트 C Stars https://lweb.cfa.har[...] 2023-07-23
[2] 웹사이트 Hubble Views Striking Carbon Star in Colorful Cluster http://www.nasa.gov/[...] 2023-07-23
[3] 논문 Barium isotopes in individual presolar silicon carbide grains from the Murchison meteorite https://zenodo.org/r[...]
[4] 웹사이트 Classification of Stellar Spectra: Some History http://www.astro.ufl[...] 2012-03-21
[5] 웹사이트 Carbon Stars http://www.peripatus[...] 2012-03-21
[6] 논문 The Classification of the Red Carbon Stars
[7] 논문 Revised MK Spectral Classification of the Red Carbon Stars
[8] 웹사이트 Spectral Atlas of Carbon Stars http://vizier.u-stra[...] 2012-03-21
[9] 논문 Near-Infrared Spectra of 29 Carbon Stars: Simple Estimates of Effective Temperature
[10] 논문 The Binary Nature of the Barium and CH Stars. III – Orbital Parameters
[11] 논문 The Carbon and Related Stars
[12] 논문 The R Coronae Borealis Stars
[13] 논문 CARBON STARS 1998-09
[14] 논문 1.4 - Presolar Grains 2014-01-01
[15] 논문 The extended giant branches of intermediate age globular clusters in the Magellanic Clouds https://articles.ads[...] 2022-12-14
[16] 논문 Carbon stars as standard candles: I. The luminosity function of carbon stars in the Magellanic Clouds https://academic.oup[...] 2022-12-14
[17] 논문 Carbon stars as standard candles – II. The median J magnitude as a distance indicator https://academic.oup[...] 2022-12-14
[18] 웹사이트 Classification of Stellar Spectra: Some History http://www.astro.ufl[...]


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