나오스

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나오스
Zeta Puppis.png
나오스를 가까이서 본 모습을 상상한 그림.
역기점 J2000
위치
별자리 고물자리
실시등급 +2.21
적경 08h 03m 35.04754s[1]
적위 −40° 00′ 11.3321″[1]
겉보기 성질
거리 1,090 ± 40 광년(327 ± 12 파섹)
연주 시차 3.01 ± 0.10 밀리초각[1]
형태 O4 If(n)p[1]
물리적 성질
질량 22.5 M_\odot[2]
크기 14 R[2]
밝기 550,000 L_\odot[2]
기타 성질
색지수 b-v: −0.27
u-b: −1
표면온도 42,000 K[2]
절대등급 -5.5
태양계절대 -37.5
중원소 함량 0.34[3]
명칭 수하일 하다르, 고물자리 제타, ζ Pup, CPD−39  2011, CPD−39  2111, FK5 306, GC 10947, HD 66811, HIP 39429, HR 3165, PPM 312524, SAO 198752.

겉보기 등급순 별 목록
절대 등급순 별 목록
가까운 별 목록
질량이 큰 별 목록
반지름순 별 목록

나오스(Naos)는 고물자리에 있는 이다. 이 별의 이름은 그리스어 ναύσ에서 온 것으로 그 뜻은 ''이다. 바이어 명명법에 의하면 고물자리 제타(ζ Pup / ζ Puppis)로 읽는다. 아랍권에서는 수하일 하다르((سهيل هدار, →울부짖는 밝은 자)로 부른다.

물리적 특성[편집]

나오스의 분광형은 O4If로 광도분류에 따르면 초거성이다. 질량태양의 22.5배, 반지름은 태양의 14배, 표면온도는 42,000K으로 추정되나 이 모든 값은 매우 불확실하다. 예전 자료는 지구에서 더 멀고 질량과 반지름 모두 더 크게 나왔으나 새로운 관측자료로는 앞의 모든 값들이 절반으로 깎인다.[3] 예전에는 나오스가 고무 성운 근처 돛자리의 항성 탄생지역(Vela complex)의 구성원으로 지구로부터 약 1,400광년 떨어진 것으로 추정했으나, 2008년 히파르코스 위성의 측정 결과 실제로는 우리와 더 가까이 있는 것으로 확인되었는데 그 거리는 약 1092광년(335파섹, 오차범위는 ±4%)이다.[4] 시선속도로 새로 구한 나오스의 거리를 볼 때 이 별은 약 200만 년 전 트럼플러 10의 OB 성협과 스쳐 지나간 것으로 보인다.[2] 나오스가 고무 성운을 남긴 초신성의 짝별이었다는 학설도 있다.[5]

나오스는 아주 뜨겁고 밝은 별이며, 밤하늘에서 보이는 몇 안 되는 O형 별이다. 나오스의 겉보기 등급은 2.21로 밤하늘에서 62번째로 밝은 별이며 절대등급은 -6.1로 우리 은하에서 매우 밝은 별들 가운데 하나이다. 나오스를 만약 시리우스 자리(약 8.7광년)까지 당겨 온다고 가정할 경우, 지구에서 바라보았을 때의 겉보기 등급은 -9 정도가 된다. 이 밝기는 반달의 그것과 거의 비슷하다. 나오스가 뿜는 에너지 역시 막대한데 가시광선 영역만 측정하면 우리 태양보다 약 12,500배 더 밝다. 그러나 청색 초거성은 복사에너지의 대부분을 자외선 영역에서 내보내기 때문에 모든 방출 에너지의 양을 고려할 경우, 나오스의 절대복사광도는 태양의 약 50만 배에 이른다.

나오스는 청색 초거성이지만 반경은 그다지 크지 않다. 대체로 청색 초거성은 적색 거성같이 거대하지 않으며 나오스의 경우 반지름이 태양의 14배 정도이다. 물리적인 반지름만 따지면 적색 초거성이 청색 별보다 더 크다.

나오스는 매우 강력한 항성풍을 내보내고 있어 수십년 전부터 천문학자들의 관심을 받아 왔다. 이 별의 항성풍 속도는 초당 2,500킬로미터로 매년 태양질량의 100만 분의 1을 잃고 있으며[6] 이는 태양의 질량상실 속도의 1천만 배 정도이다. 이런 질량방출은 전파엑스선과 같이 눈에 보이지 않는 파장에서 확연하게 관측된다.

헬륨[편집]

1896년 에드워드 피커링은 나오스로부터 불가사의한 분광선들을 관측했는데 반정수를 정수로 대체할 경우 뤼드베리 공식과 맞았다. 이후 이 불가사의함의 원인은 이온화된 헬륨 때문인 것으로 드러났다.[7]

읽어보기[편집]

참고 문헌[편집]

  1. “Basic data :NAME NAOS -- Variable Star”. SIMBAD. 2013-02-15에 확인함. 
  2. E. Schilbach, S. Röser (2008-04-09). “On the origin of field O-type stars” (영어). 《Astronomy and Astrophysics》 489 (1): 105-114. doi:10.1051/0004-6361:200809936. 2013-02-15에 확인함. 
  3. Dany Vanbeveren (2011-09-29). “Zeta Pup: the merger of at least two massive stars”. 코넬 대학교 도서관. 2013-02-15에 확인함. 
  4. Maíz Apellániz, J.; Alfaro; Sota; Alfaro, E. J.; Sota, A. (2008). “Accurate distances to nearby massive stars with the new reduction of the Hipparcos raw data” 0804. 2553쪽. arXiv:0804.2553. Bibcode:2008arXiv0804.2553M. 
  5. Rumpa Choudhury, H. C. Bhatt (2008-11-03). “Kinematics of the young stellar objects associated with the cometary globules in the Gum Nebula” (영어). 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 393: 959-968. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.14189.x. 2013-02-15에 확인함. 
  6. Thomas Eversberg, Sébastien Lépine, Anthony F. J. Moffat (1998-02-20). “utmoving Clumps in the Wind of the Hot O Supergiant ζ Puppis” (영어). 《The Astrophysical Journal》 494 (2). doi:10.1086/305218. 2013-02-15에 확인함. 
  7. N. BOHR (1913-10-23). “The Spectra of Helium and Hydrogen” (영어). 《네이처92: 231-232. doi:10.1038/092231d0. 2013-02-15에 확인함. 

외부 링크[편집]