VFTS 682
| VFTS 682 | ||
 대마젤란 성운. VFTS 682가 속한 곳이다. | ||
| 명칭 | ||
|---|---|---|
| 다른 이름 | IRSF J05385552-6904267, DENIS J053855.4-690425, 2MASS J05385552-6904267, GC2009 J053855.56-690426.5, DENIS J053855.5-690426, Dor IRS 153, VFTS 682, P93 1732 | |
| 관측 정보 (역기점 J2000) | ||
| 별자리 | 황새치자리 | |
| 적경(α) | 05h 38m 55.51s | |
| 적위(δ) | -69° 04′ 26.72″ | |
| 겉보기등급(m) | 16.08[1] | |
| 절대등급(M) | -6.83 ± 0.12 (가시광선)[2], -11.5 (절대복사등급) | |
| 위치천문학 | ||
| 거리 | 164,000 광년(50,000 파섹) | |
| 성질 | ||
| 광도 | 전체: 3,200,000, 가시광선: 43,000 L☉[2] | |
| 나이 | 100 ~ 140 만 년[2] | |
| 분광형 | WN5h[3] | |
| 추가 사항 | ||
| 질량 | 150 M☉[2] | |
| 표면온도 | 52,200 ± 2,500 K[2] | |
| 자전 속도 | <200[4] | |
| 항성 목록 | ||
VFTS 682는 대마젤란 성운에 있는 볼프-레이에별이다. 타란툴라 성운 내 R136의 중심으로부터 북동쪽으로 95 광년 떨어진 곳에 있다.[2] 질량은 태양의 150배에 밝기는 태양의 320만 배로 발견된 항성 중 가장 밝은 그룹과 가장 무거운 항성 무리에 속한다.
상세
[편집]이 별의 막대한 질량(태양의 약 150배)은 중심핵을 압축하여 CNO 순환을 통해 격렬하게 핵융합 작용을 일으켜 극도로 밝은 빛을 만들어낸다. 물리적 반지름은 태양의 22배에 불과하나 밝기는 320만 배에 이른다. 그러나 표면온도가 매우 뜨거운 만큼, 가시광선 영역만으로 광도를 측정하면 태양의 4만 3천 배 수준으로 크게 떨어진다. VFTS 682는 초당 2,600 킬로미터 속도로 항성풍을 우주로 방출하고 있다. 항성의 우주속도와 R136과의 근접성 등을 고려하면 이 별은 원래 R136에서 태어났으나 가까이 있던 천체와의 조우 결과 중력권 밖으로 내쳐져 나온 것으로 추측된다.[5]
진화
[편집]VFTS 682처럼 아주 무거우면서 중원소함량이 대마젤란 성운 구성원과 비슷한 별은 강력한 대류와 자전으로 인한 혼합작용으로 내부조성물이 거의 균일하다. 그 결과 아직 중심핵에서 수소를 태우는 단계에 있음에도 항성 표면에까지 헬륨과 질소가 다량 드러나게 된다. 별의 자전속도는 항성이 질량을 잃고 부풀어오르면서 느려져서, 중심핵이 붕괴되는 과정까지 진화가 이루어지더라도 감마선 폭발은 일어나지 않을 것이다. 대신 곧장 울프-레이에별로 진화한 뒤 WN, WC, WO 단계를 순서대로 밟은 뒤 Ic형 초신성으로 폭발하고 블랙홀을 남길 것이다. 수명은 전부 합쳐서 약 200만 년 정도로 삶의 대부분에 걸쳐 O형 스펙트럼의 빛을 방출하다가 삶의 끝 잠깐동안 볼프-레이에별 분광형을 보여줄 것이다.[6][7]
각주
[편집]- ↑ Evans, C. J.; Taylor, W. D.; Hénault-Brunet, V.; Sana, H.; De Koter, A.; 외. (June 2011). “The VLT-FLAMES Tarantula Survey. I. Introduction and observational overview”. 《Astronomy & Astrophysics》 530. A108. arXiv:1103.5386. Bibcode:2011A&A...530A.108E. doi:10.1051/0004-6361/201116782.
- ↑ 가 나 다 라 마 바 Bestenlehner, J. M.; Vink, J. S.; Gräfener, G.; Najarro, F.; Evans, C. J.; 외. (June 2011). “The VLT-FLAMES Tarantula Survey. III. A very massive star in apparent isolation from the massive cluster R136”. 《Astronomy & Astrophysics》 530. L14. arXiv:1105.1775. Bibcode:2011A&A...530L..14B. doi:10.1051/0004-6361/201117043.
- ↑ Bressert, E.; Bastian, N.; Evans, C. J.; Sana, H.; Hénault-Brunet, V.; 외. (June 2012). “The VLT-FLAMES Tarantula Survey. IV. Candidates for isolated high-mass star formation in 30 Doradus”. 《Astronomy & Astrophysics》 542. A49. arXiv:1204.3628. Bibcode:2012A&A...542A..49B. doi:10.1051/0004-6361/201117247.
- ↑ Bestenlehner, J. M.; Gräfener, G.; Vink, Jorick S.; Najarro, F.; De Koter, A.; 외. (October 2014). “The VLT-FLAMES Tarantula Survey. XVII. Physical and wind properties of massive stars at the top of the main sequence”. 《Astronomy & Astrophysics》 570. A38. doi:10.1051/0004-6361/201423643.
- ↑ Banerjee, S.; Kroupa, P.; Oh, S. (February 2012). “Runaway Massive Stars from R136: VFTS 682 is Very Likely a "Slow Runaway"”. 《The Astrophysical Journal》 746 (1). 15. arXiv:1111.0291. Bibcode:2012ApJ...746...15B. doi:10.1088/0004-637X/746/1/15.
- ↑ Yusof, N.; Hirschi, R.; Meynet, G.; Crowther, P. A.; Ekstrom, S.; 외. (August 2013). “Evolution and fate of very massive stars”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 433 (2): 1114–1132. arXiv:1305.2099. Bibcode:2013MNRAS.433.1114Y. doi:10.1093/mnras/stt794.
- ↑ Köhler, K.; Langer, N.; De Koter, A.; De Mink, S. E.; Crowther, P. A.; 외. (January 2015). “The evolution of rotating very massive stars with LMC composition”. 《Astronomy & Astrophysics》 573. A71. arXiv:1501.03794. Bibcode:2015A&A...573A..71K. doi:10.1051/0004-6361/201424356.