R136a2
| R136a2 | ||
 초성단 R136 중심부를 근적외선으로 찍은 사진. R136a1과 R136a2 둘은 성단 중심부 근처에 있으며 가까이 붙어 있다. R136a2는 1보다 좀 더 어둡다. | ||
| 명칭 | ||
|---|---|---|
| 다른 이름 | Cl* NGC 2070 MH 511, RMC 136a2, HSH95 5, BAT99 109, CHH92 2 | |
| 관측 정보 (역기점 J2000) | ||
| 별자리 | 황새치자리 | |
| 적경(α) | 05h 38m 42.40s | |
| 적위(δ) | -69° 06′ 02.88″ | |
| 겉보기등급(m) | 12.34[1] | |
| 절대등급(M) | -7.80 (가시광선), -12.06 (모든 파장)[2] | |
| 위치천문학 | ||
| 거리 | 163,000 광년(50,000 파섹) | |
| 성질 | ||
| 광도 | 103,752(가시광선), 5,623,000(모든 파장) L☉[2] | |
| 나이 | ~120±20만 년[2] | |
| 분광형 | WN5h | |
| 추가 사항 | ||
| 질량 | 187+23 −33[2] | |
| 표면온도 | 50000±2500 K[2] | |
| 항성 목록 | ||
R136a2(RMC 136a2)는 초성단 타란툴라성운 내 R136의 중심 근처에 있는 볼프-레이에별이다. 알려진 이 별의 질량은 태양의 약 187배로 발견된 항성 중 가장 무거운 부류에 속한다. 질량이 큰 만큼 광도 또한 막대하여 그 수치는 태양의 562만 배 가까이 된다. R136a1 근처에 있으며 밝기와 광도 모두 1보다 약간 작다.
발견[편집]
1960년 프리토리아 소재 래드클리프 천문대에서 근무하던 천문학자들은 대마젤란 성운에 있는 밝은 별들의 광도와 스펙트럼 수치를 측정했다. 이들이 관측·기록한 천체 중 RMC 136[래드클리프 천문대 마젤란 성운 목록(Radcliffe Observatory Magellanic Cloud Catalogue)에서 136번 천체]이 있는데, 이후 추가 관측을 통해 R136은 별이 활발하게 태어나는 거대한 전리수소영역 중심부에 있음이 밝혀졌다.[3]
1980년대 초 스페클 간섭법으로 R136a를 관측하여 한 덩어리처럼 보이던 것을 8개 천체로 분해하였다.[4] 이 중에서 R136a2는 R136 성단 중심부로부터 1초각 범위 내에서 두 번째로 밝은 별이었다. 처음에는 이 성단 중심부의 밝기로부터 뜨거운 O형 항성 수십 개가 성단 중심부로부터 3.26 광년 범위에 몰려 있으며 이 부분의 총질량은 태양의 수천 배 정도로 예측했었다.[5][6] 그러나 실제로는 극도로 밝은 별 몇 개에 O형 항성 여럿이 뭉쳐 있었다.[1]
특징[편집]
일반적인 볼프-레이에 별들과 마찬가지로 R136a2도 빠른 항성풍 형태로 질량을 우주로 계속하여 날려보내고 있다. 항성풍의 속도는 초당 2,400 킬로미터나 되며 1년에 태양 질량의 4.6×10−5배를 잃고 있다.[7][8] 질량이 매우 크기 때문에 중심핵은 극도로 강한 압력으로 눌려 CNO 순환 과정이 매우 빠르게 진행되며, 그 결과 별의 광도는 전체 파장에서 태양의 약 490만 배에 이른다. 이 속도는 태양이 1년동안 만드는 에너지를 단 10초만에 뿜는 것과 같다. R136a2는 지금으로부터 약 100 ~ 200만 년 전 태어난 것으로 보이며 이론에 따라 단순계산시 탄생 당시 질량은 태양의 240배 정도였으나 이후 태양질량 40배 정도를 잃은 것으로 나온다.[8] 그러나 현재 항성진화 이론상으로 태양질량의 150배 이상 천체는 태어날 수 없음을 고려하면 R136a2는 두 개 이상의 별이 합쳐진 결과일 것이다.[9] 질량은 발견된 항성 중 최고 반열에 들어가지만 적색 초거성이나 일부 극대거성에 비하면 부피가 그리 크지 않다. 이 별의 반지름은 태양의 23.4배이며 부피는 태양의 1만 3천 배 정도이다.[7][10] 가시광선 영역만으로 밝기를 한정하면 태양의 3만 2천 배 수준에 머무르며 절대등급으로 -6.5가 나온다.[7]
최후[편집]
R136a2의 미래는 이 별이 질량을 잃는 속도와 양에 달려 있다. 그러나 중간 과정이 어떻든간에 마지막까지 질량은 충분히 남아 있어 파국적 종말을 피할 수는 없을 것이다. Ib 또는 Ic형 초신성 또는 극초신성 폭발을 할 것이고 감마선 폭발이 함께 동반될 가능성이 있다. 또는 눈에 보이지 않게 폭발한 뒤 블랙홀이나 중성자별로 진화할 수도 있다.[11]
같이 보기[편집]
참고 문헌[편집]
- ↑ 가 나 The VLT-FLAMES Tarantula Survey - XI. A census of the hot luminous stars and their feedback in 30 Doradus, E. I. Doran, P. A. Crowther, A. de Koter, C. J. Evans, C. McEvoy, N. R. Walborn, N. Bastian, J. M. Bestenlehner, G. Grafener, A. Herrero, K. Kohler, J. Maiz Apellaniz, F. Najarro, J. Puls, H. Sana, F. R. N. Schneider, W. D. Taylor, J. Th. van Loon, J. S. Vink, Submitted on 15 Aug 2013.
- ↑ 가 나 다 라 마 Bestenlehner, Joachim M.; Crowther, Paul A.; Caballero-Nieves, Saida M.; Schneider, Fabian R. N.; Simón-Díaz, Sergio; Brands, Sarah A.; De Koter, Alex; Gräfener, Götz; Herrero, Artemio; Langer, Norbert; Lennon, Daniel J.; Maíz Apellániz, Jesus; Puls, Joachim; Vink, Jorick S. (2020). “The R136 star cluster dissected with Hubble Space Telescope/STIS. II. Physical properties of the most massive stars in R136”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》. arXiv:2009.05136. Bibcode:2020MNRAS.tmp.2627B. doi:10.1093/mnras/staa2801.
- ↑ Feast, M. W.; Thackeray, A. D.; Wesselink, A. J. (1960). “The brightest stars in the Magellanic Clouds”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 121: 337. Bibcode:1960MNRAS.121..337F.
- ↑ Weigelt, G.; Baier, G. (1985). “R136a in the 30 Doradus nebula resolved by holographic speckle interferometry”. 《Astronomy and Astrophysics (ISSN 0004- 6361)》 150: L18. Bibcode:1985A&A...150L..18W.
- ↑ Moffat, A. F. J.; Seggewiss, W. (1983). “R136 - Supermassive star or dense core of a star cluster?”. 《Astronomy and Astrophysics (ISSN 0004-6361)》 125: 83. Bibcode:1983A&A...125...83M.
- ↑ Central Object of the 30 Doradus Nebula, a Supermassive Star, JOSEPH P. CASSINELLI, JOHN S. MATHIS, BLAIR D. SAVAGE. Science 26 June 1981: Vol. 212 no. 4502 pp. 1497-1501, DOI: 10.1126/science.212.4502.1497
- ↑ 가 나 다 Hainich, R.; Rühling, U.; Todt, H.; Oskinova, L. M.; Liermann, A.; Gräfener, G.; Foellmi, C.; Schnurr, O.; Hamann, W.-R. (2014). “The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud”. 《Astronomy & Astrophysics》 565: A27. arXiv:1401.5474. Bibcode:2014A&A...565A..27H. doi:10.1051/0004-6361/201322696.
- ↑ 가 나 Crowther, Paul A.; Schnurr, Olivier; Hirschi, Raphael; Yusof, Norhasliza; Parker, Richard J.; Goodwin, Simon P.; Kassim, Hasan Abu (2010). “The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M⊙ stellar mass limit”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 408 (2): 731. arXiv:1007.3284. Bibcode:2010MNRAS.408..731C. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x.
- ↑ The emergence of super-canonical stars in R136-type star-burst clusters, Sambaran Banerjee, Pavel Kroupa, Seungkyung Oh, (Submitted on 3 Aug 2012)
- ↑ “Sphere Calculator”. 《Google》.
- ↑ The Deaths of Very Massive Stars, S. E. Woosley, Alexander Heger, (Submitted on 21 Jun 2014)