아치스 성단

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아치스 성단
아치스 성단을 구성하는 별들은 젊고 무겁다. 이 사진은 유럽 우주국 VLT 망원경에 장착된 NACO 적응광학체계로 찍었다.
아치스 성단을 구성하는 별들은 젊고 무겁다. 이 사진은 유럽 우주국 VLT 망원경에 장착된 NACO 적응광학체계로 찍었다.
관측 정보 J2000
별자리 궁수자리
적경 17h 45m 50.5s
적위 -28° 49′ 28″
거리 25,000 광년(8,500 파섹)
겉보기 등급 + 16.0
크기 100 광년
물리적 성질
특징 광학적으로는 볼 수 없음
메시에 천체 목록 / NGC 천체 목록

아치스 성단(영어: Arches Cluster)은 궁수자리 방향으로 지구로부터 약 25,000 광년, 은하핵으로부터 약 100 광년 거리에 위치한 성단이다.

특징[편집]

이 성단 주변을 짙은 먼지가 두르고 있어 별에서 나오는 가시광선은 여기에 가려서 관측할 수 없다. 따라서 우리가 이 성단에 대해 현재 알고 있는 내용들은 엑스선, 적외선, 전파 영역으로 찾아낸 것이다. 성단의 반지름은 대충 1 광년 정도이다. 성단 안에는 젊고 뜨거우며 아주 밝은 별이 150개 정도 있다.[1] 이 정도로 큰 별은 극도로 밝기 때문에 수백만 년 내로 중심핵에 있는 수소를 모두 태워 버린다.

성단 내 항성들은 각자가 빠른 속도의 항성풍을 방출하는데 이 항성풍끼리 충돌하여 충격파를 형성하고 있다.

구성원의 질량[편집]

아치스 성단의 위색(僞色) 사진. 허블 우주 망원경 촬영.

로체스터 공과대학교 천문학자 도널드 피저는 현시대 우주에서 항성이 유지 가능한 최대질량은 태양의 150배라고 추정했다.[2] 그는 허블 우주 망원경으로 아치스 성단 내 약 1,000개 항성을 관측했는데 통계적으로 태양질량 150배 이상 천체가 여러 개 나올 것으로 추측했으나, 임계질량을 넘는 경우는 한 개도 없었다. 그러나 이후 다른 연구 결과 피저가 계산한 항성 질량은 당시 사용한 소광 법칙에 대해 매우 큰 민감도를 보였다. 그 이유로 다른 소광 법칙을 적용한 결과 항성질량 상한선은 30 퍼센트가 줄어들었기 때문이다.(태양질량 150배에서 100배까지 감소)[3]

항성 목록[편집]

주요 항성
항성
(B=블럼,[4]
F=피저[5])
분광형[6] 절대등급[6] 표면온도[6] (유효온도, K) 질량[7]
(M)
반지름
(R)
나이[8]
(백만 년)
B1 WN8-9h −10.1 31,700 50 - 60 32 ~1.8 - 2.5
F1 WN8-9h −11.0 33,200 101 - 119 43 ~1.8 - 2.5
F2 WN8-9h −10.2 33,500 42 - 49 30 ~1.8 - 2.5
F3 WN8-9h −10.5 29,600 52 - 63 43 ~1.8 - 2.5
F4 WN7-8h −11.0 36,800 66 - 76 35 ~1.8 - 2.5
F5 WN8-9h −10.1 32,100 31 - 36 31 ~1.8 - 2.5
F6 WN8-9h −11.1 33,900 101 - 119 44 ~1.8 - 2.5
F7 WN8-9h −11.0 32,900 86 - 102 44 ~1.8 - 2.5
F8 WN8-9h −10.5 32,900 43 - 51 35 ~1.8 - 2.5
F9 WN8-9h −11.1 36,600 111 - 131 38 ~1.8 - 2.5
F10 O4-6If+ −10.1 32,200 55 - 69 24 ~1.8 - 2.5
F12 WN7-8h −10.8 36,900 70 - 82 31 ~1.8 - 2.5
F14 WN8-9h −10.2 34,500 54 - 65 28 ~1.8 - 2.5
F15 O4-6If+ −10.6 35,600 80 - 97 32 ~1.8 - 2.5
F16 WN8-9h −10.0 32,200 46 - 56 29 ~1.8 - 2.5
F18 O4-6I −10.4 36,900 67 - 82 26 ~1.8 - 2.5
F20 O4-6I −10.0 38,200 47 - 57 21 ~1.8 - 2.5
F21 O4-6I −10.1 35,500 56 - 70 25 ~1.8 - 2.5
F28 O4-6I −10.1 39,600 57 - 72 23 ~1.8 - 2.5

참고 문헌[편집]

  1. Espinoza, P.; Selman3, F. J.; Melnick, J. (July 2009). “The massive star initial mass function of the Arches cluster”. 《Astronomy and Astrophysics》 504 (2): 563–583. Bibcode:2009A&A...501..563E. doi:10.1051/0004-6361/20078597. 2014년 12월 5일에 확인함. 
  2. “NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy”. NASA News. 2005년 3월 9일. 2006년 8월 4일에 확인함. 
  3. Habibi, M.; Stolte, A.; Brandner, W.; Hußmann, B.; Motohara, K. (August 2013). “The Arches cluster out to its tidal radius: dynamical mass segregation and the effect of the extinction law on the stellar mass function”. 《Astronomy and Astrophysics》 556 (A26). Bibcode:2013A&A...556A..26H. doi:10.1051/0004-6361/201220556. 5 December 2014에 확인함. 
  4. Blum, R. D.; Schaerer, D.; Pasquali, A.; Heydari-Malayeri, M.; Conti, P. S.; Schmutz, W. (2001). “2 Micron Narrowband Adaptive Optics Imaging in the Arches Cluster”. 《The Astronomical Journal》 122 (4): 1875. arXiv:astro-ph/0106496. Bibcode:2001AJ....122.1875B. doi:10.1086/323096. 
  5. Figer, D. F.; Najarro, F.; Gilmore, D.; Morris, M.; Kim, S. S.; Serabyn, E.; McLean, I. S.; Gilbert, A. M.; Graham, J. R.; Larkin, J. E.; Levenson, N. A.; Teplitz, H. I. (2002). “Massive Stars in the Arches Cluster”. 《The Astrophysical Journal》 581: 258. arXiv:astro-ph/0208145. Bibcode:2002ApJ...581..258F. doi:10.1086/344154. 
  6. Martins, F.; Hillier, D. J.; Paumard, T.; Eisenhauer, F.; Ott, T.; Genzel, R. (2008). “The most massive stars in the Arches cluster”. 《Astronomy and Astrophysics》 478: 219. arXiv:0711.0657. Bibcode:2008A&A...478..219M. doi:10.1051/0004-6361:20078469. 
  7. Gräfener; Vink; de Koter; Langer (2011). “The Eddington factor as the key to understand the winds of the most massive stars. Evidence for a Gamma-dependence of Wolf-Rayet type mass loss”. v1. 
  8. http://pacrowther.staff.shef.ac.uk/R136.pdf