LBV 1806-20
| LBV 1806-20 | ||
 성단 1806-20의 적외선 이미지, LBV 1806-20은 왼쪽의 가장 밝은 별이다. | ||
| 관측 정보 | ||
|---|---|---|
| 별자리 | 궁수자리 | |
| 적경(α) | 18h 08m 40.3s[1] | |
| 적위(δ) | -20° 24′ 41″[1] | |
| 겉보기등급(m) | 적외선 영역: +8.4 ~ +8.6 가시광선: +35.0 | |
| 절대등급(M) | - 14.22 ~ -12.0 | |
| 위치천문학 | ||
| 거리 | 30,000~49,000광년 | |
| 성질 | ||
| 광도 | 2 ~ 40 ×106 L☉ | |
| 나이 | ~2×106 년[1] | |
| 분광형 | 밝은 청색변광성LBV | |
| 추가 사항 | ||
| 질량 | 65 / 65 M☉ | |
| 표면온도 | 18,000 ~ 36,000 | |
| 항성 목록 | ||
LBV 1806-20은 '밝은 청색변광성'이자 극대거성이며 지구에서 은하 중심방향으로 30,000~49,000광년 떨어져 있다.
물리적 특징[편집]
LBV 1806-20이 단독성인지 쌍성인지는 확실하지 않으나, 총 질량은 태양의 130~150배에 이른다. 밝기는 용골자리 에타나 피스톨별과 비슷한, 태양의 약 5백만 배 수준으로 추측된다. 이는 현재까지 관측된 우주의 별들 중 가장 밝은 값이다.
매우 밝지만 1806-20은 지구에서 가시광으로 관측할 수는 없다. 그 이유는 이 별과 지구 사이 우주 공간에 있는 성간가스와 먼지가 가시광을 차단하기 때문이다. 이 별은 2마이크로미터 적외선 영역으로 관측할 경우 +8등급 정도의 밝기를 보인다.[1] 반면 가시광선 영역에서의 밝기는 +35등급에 불과하여 보이지 않는 것이나 마찬가지이다.
현재 항성생성 이론에 의하면, 항성의 질량 상한선은 태양의 120배 정도이다. 그런데 1806-20의 질량은 최소 태양의 130배이며, 천문학자에 따라서 질량을 150~200배로 잡는 경우도 있다.
이 때문에 1806-20이 단독성인지 쌍성인지에 대해 논란이 있다. 반점화상법(speckle imaging)을 이용하여 이 별의 밝기를 측정한 결과 단독성이라는 결론이 나왔다. 그러나 가장 최근에 고해상도 분광법(high-resolution spectroscopy)을 이용하여 연구한 결과 이 별은 단독성이 아닌 쌍성일 가능성이 크며, 두 별을 합친 질량도 태양의 130배에 훨씬 못 미칠 것으로 예상된다.
위치[편집]
LBV 1806-20은 전파성운 G10.0-0.3의 중심부에 있고, W31 내 1806-20 성단의 별들 중 하나이다.(W31은 우리 은하 내 매우 큰 규모의 H II 영역 중 하나이다.) 1806-20성단은 특이한 별들로 구성되어 있는데, 탄소 울프-레이에별(carbon-rich Wolf-Rayet star) 두 개, 극대거성 두 개, 마그네타(SGR 1806-20) 한 개로 이루어져 있다.
각주[편집]
- ↑ 가 나 다 라 Figer, Donald F.; Najarro, Francisco; Geballe, T. R.; Blum, R. D.; Kudritzki, Rolf P. (2005). “Massive Stars in the SGR 1806-20 Cluster”. 《The Astrophysical Journal》 622: L49. arXiv:astro-ph/0501560. Bibcode:2005ApJ...622L..49F. doi:10.1086/429159.