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세페우스자리 뮤

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세페우스자리 뮤
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세페우스자리 뮤(μ Cep) 또는 허셜의 석류석 별(Herschel's Garnet Star)은 세페우스자리 방향에 있는 극대거성이다.[14] 이 별은 석류석 빛처럼 짙은 적색을 띠고 있으며 IC 1396 성운의 경계선에 위치해 있다. 1943년 이래 이 별의 스펙트럼은 다른 항성들을 분류하는 M2 Ia 분광형의 기준으로 쓰여 왔다.[15]

간략 정보 명칭, 바이어 명명법 ...

세페우스자리 뮤는 절대 등급이 −7.6으로 시각적으로 태양보다 약 1만 배 가까이 밝다. 뮤는 반지름이 태양의 약 1,000 배가 넘어가는 항성들의 목록에 포함되며 태양 자리에 대신 놓을 경우 그 표면은 목성과 토성 궤도 사이에 이를 것이다. 현재는 폭발하였고 8,000년 뒤에 폭발 잔해를 볼 수 있다.

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역사

윌리엄 허셜은 세페우스자리 뮤의 짙은 빨간색 빛을 ‘주기적인 항성 고래자리 오미크론처럼 매우 풍부하고 짙은 석류석 색채’라고 묘사했다.[16] 이 기록에 기반하여 뮤를 흔히 ‘허셜의 석류석 별’이라고 부른다.[17] 주세페 피아치는 자신의 성표에 이 별을 Garnet sidus 로 등재했다.[18][19] 안토닌 베치바르시가 자신의 성표에서 사용한 또다른 이름 에라키스 Erakis용자리 뮤아랍어 표기인 ‘알-라키스’와 비슷하여 혼동할 수 있다.[20]

1848년 영국 천문학자 존 러셀 힌드는 세페우스자리 뮤가 변광성임을 발견했으며 독일 천문학자 프리드리히 빌헬름 아르겔란더가 힌드의 발견을 신속히 검증했다. 1881년 이래 뮤의 밝기 변화는 거의 끊임없이 지속적으로 기록되어 왔다.[21]

세페우스자리 뮤의 각지름은 간섭계를 이용하여 측정되었다. 가장 최근의 측정값에 따르면 주연감광된 원반의 지름을 20.584±0.480 mas로 모형화할 경우 각지름 값은 800 µm에서 18.672±0.435 mas이다.[22]

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변광

세페우스자리 뮤는 변광성이며 오래된 분류인 세페우스자리 뮤형 변광성의 원형 별이다. 뮤는 현재 SRc형 준규칙 변광성으로 간주되며 겉보기 밝기는 3.4 ~ 5.1 등급 사이에서 불규칙하게 변화한다. 많은 변광 주기가 보고되었으나 이 주기들은 일관되게 860 일 또는 4400 일 정도의 값을 보인다.[23]

특징

요약
관점
Thumb
태양계 내 행성들 및 세페우스자리 뮤를 포함한 유명한 별들의 상대적인 크기.
1. 수성 < 황성 < 금성 < 지구
2. 지구 < 해왕성 < 천왕성 < 토성 < 목성
3. 목성 < 울프 359 < 태양 < 시리우스
4. 시리우스 < 폴룩스 < 아크투루스 < 알데바란
5. 알데바란 < 리겔 < 안타레스 < 베텔게우스
6. 베텔게우스 < 세페우스자리 뮤 < 세페우스자리 VV A < 큰개자리 VY.
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태양과 비교한 세페우스자리 뮤의 크기. 뮤는 목성, 화성, 지구, 금성, 수성의 궤도(별 오른쪽)를 삼킬 수 있다.

광도가 매우 높은 적색초거성 세페우스자리 뮤는 맨눈으로 볼 수 있는 별들 중에서, 그리고 지금까지 발견된 항성들로 범위를 넓혀도 물리적 부피만으로 한정할 경우 아주 거대한 부류에 포함된다. 뮤는 적색 극대거성으로 불려왔다.[14]

세페우스자리 뮤는 특이속도80.7 ± 17.7 km/s폭주성에 해당된다.[9] 뮤까지의 거리는 정확히 알려져 있지 않다. 히파르코스 위성이 측정한 연주 시차는 0.55 ± 0.20 밀리초각으로 이를 거릿값으로 환산하면 1333 ~ 2857 파섹이 나온다. 그러나 이 값은 오차한계에 가깝다. 베텔게우스와 크기를 비교하여 구한 거리는 390 ± 140 파섹이 나오기 때문에[13] 세페우스자리 뮤는 베텔게우스보다 훨씬 거대하든지, 혹은 예상한 것보다 훨씬 지구에 가까이 있고 부피가 작으며 광도가 낮음이 분명하다.[24]

모든 파장에서의 값을 합한 세페우스자리 뮤의 복사광도는 스펙트럼 에너지 분포를 전부 합쳐서 계산할 수 있으며 그 값은 태양광도의 28만 3천 배로 나온다. 이 값에 따르면 세페우스자리 뮤는 우리은하 내에서 극도로 밝은 적색초거성 중 하나라 볼 수 있다. 색지수 관계로부터 확정한 뮤의 유효온도는 3750 켈빈으로 이 값을 통해 항성의 반지름이 태양의 1260 배임을 추정할 수 있다.[8] 최근에 나온 다른 논문들에서도 유효온도 값이 유사하게 도출되었다. 가시광선과 적외선 색채 관계로부터 광도를 계산하면 태양 광도의 34만 배가 나오며 여기에서 도출한 뮤의 반지름은 태양 반지름의 1420 배가 된다.[4] 뮤의 각지름과 예상 거리 2400 광년으로 추정한 반지름은 태양의 1650 배가 나온다.[11]

항성진화 이론의 경로상 위치로부터 예측되는 세페우스자리 뮤의 초기 질량은 태양의 약 25 배이다.[8]

세페우스자리 뮤는 항성 반지름의 최소 0.33 배까지 확장된 껍질 구조에 둘러싸여 있으며 이 구조의 유효 온도는 2,055 ± 25 K이다. 이 바깥쪽 껍질은 일산화 탄소, , 일산화 규소 등과 같은 분자 기체들을 포함하고 있는 것으로 보인다.[13]

적외선 관측 결과 먼지와 물로 이루어진 넓은 고리가 있는 것으로 추정되며 이 고리의 안쪽 경계는 중심별의 약 2 배, 바깥쪽 경계는 항성 반지름의 약 4 배 거리까지 확장되어 있다.[25]

세페우스자리 뮤는 항성에서 탈출한 물질로 구성된 구형 껍질에 둘러싸여 있으며 이 구조의 각거리는 6 초각 거리 범위까지 확장되어 있고 물질의 탈출 속도는 초당 10 킬로미터이다. 이로부터 껍질 구조의 나이는 대략 2000 ~ 3000년임을 알 수 있다. 항성에 보다 가까운 부분에서 탈출 물질은 확연한 비대칭 형상을 하고 있으며 이 형상은 원환체 모양일 것이다. 뮤는 현재 연간 태양질량의 수천만 분의 1 속도로 질량을 잃고 있다.[26]

초신성

세페우스자리 뮤는 죽음이 임박해 있어 헬륨탄소로 융합하는 작용을 시작했다.(주계열성은 수소를 헬륨으로 융합한다.) 어떤 초거성이 중심핵에 있는 원소들을 로 변환하면 핵은 붕괴하여 초신성 폭발을 일으키고 별은 파괴되며, 거대한 가스 구름과 작고 밀도 높은 잔해가 남는다. 세페우스자리 뮤 정도 되는 질량의 항성은 블랙홀이 될 것 같다. 적색초거성들 중 질량이 아주 큰 부류는 중심핵이 붕괴하기 전 청색초거성, 밝은 청색변광성, 울프-레이에별로 역진화할 것이며 세페우스자리 뮤는 이런 사건이 일어날 정도로 충분히 질량이 커 보인다. 적색초거성은 IIn 또는 II-b형 초신성으로 진화할 것으로 보인다.(반면 울프-레이에별은 Ib 또는 Ic형 초신성이 될 것이다.)[27]

구성원

자세한 정보 이름, 적경 ...

같이 보기

각주

외부 링크

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