WR 22
| WR 22 | ||
 용골자리 성운 내 WR 22. | ||
| 명칭 | ||
|---|---|---|
| 아르겔란더 명명법 | 용골자리 V429 | |
| 밝은 별 목록 | HR 4188 | |
| 헨리 드레이퍼 목록 | HD 92740 | |
| 소천성표 | CD−59°3221 | |
| 히파르코스 목록 | HIP 52308 | |
| 관측 정보 (역기점 J2000.0) | ||
| 별자리 | 용골자리 | |
| 적경(α) | 10h 41m 17.51590s[1] | |
| 적위(δ) | -59° 40′ 36.8957″[1] | |
| 겉보기등급(m) | 6.42[2] (통과대역별) U: 5.68[2] B: 6.50[2] J: 5.705[3] J: 5.705 H: 5.578[3] K: 5.389[3] | |
| 절대등급(M) | −6.73 + −4.44[4] | |
| 위치천문학 | ||
| 시선속도 | −28.00 km/s[5] | |
| 적경 고유운동 | −7.321 mas/yr[6] | |
| 적위 고유운동 | 3.091 mas/yr[6] | |
| 연주시차 | 0.3953 ± 0.0348 mas[6] | |
| 성질 | ||
| 광도 | WR: 2,000,000 L☉[7] O: 130,000 L☉[8] | |
| 나이 | O: 220만 년[7] | |
| 분광형 | WN7h + O9III-V[9] | |
| U-B 색지수 | −0.82[2] | |
| B-V 색지수 | 0.08[2] | |
| J-H 색지수 | 0.127[3] | |
| J-K 색지수 | 0.316[3] | |
| 변광성 분류 | 식쌍성[4] | |
| 추가 사항 | ||
| 질량 | WR: 78.1 M☉[7] O: 25.7 M☉[8] | |
| 반지름 | WR: 23.7 R☉[7] O: 11 R☉[8] | |
| 표면온도 | WR: 44,700 K[7] O: 33,000 K[8] | |
| 항성 목록 | ||
WR 22, 용골자리 V429 또는 HR 4188은 용골자리 방향에 있는 식쌍성계이다. 이 계의 구성원인 울프-레이에별(WR)은 알려진 항성들 중 질량과 광도에서 최상위 등급에 위치하며, 밝은 엑스선원이기도 하다. 이 엑스선은 WR에서 발산하는 항성풍이 질량이 작은 O형 동반성과 충돌하여 발생한다.
계
[편집]WR 22 계는 질량이 큰 항성 둘로 구성되며 이들은 질량중심을 80 일에 1 회 공전하고 있다. 계의 스펙트럼과 광도는 주성(主星)에 의해 압도되는데, 주성의 분광형은 WN7h로 이는 주성이 질소 계열상에 있는 울프-레이에별이지만 스펙트럼에 수소선들도 나타난다는 것을 뜻한다. 반성(伴星)은 분광형 O9의 항성으로 스펙트럼 광도분류상 거성이지만 밝기는 주계열성에 속하는 것으로 보인다.[4]
주성이 반성의 앞을 지나갈 때 계의 광도가 약간 내려가며 이는 반성식(伴星蝕)으로 분류될 수 있다. 그러나 반성이 주성 앞을 지나가는 주성식(主星蝕)은 관측된 바가 없는데 이는 계의 궤도가 찌그러져 있어 주성식이 일어나야 할 타이밍에 두 별이 멀리 떨어지기 때문인 것으로 보인다. 주성과 반성 사이의 간격은 태양반경의 150 배 ~ 500 배 사이에서 형성되며 이는 계의 궤도경사각 범위를 강력하게 제약한다.[7]
특성
[편집]WR 22는 식쌍성계이기 때문에 두 항성의 질량을 꽤 정확히 결정할 수 있다. WR 22 계는 항성진화 이론이 아니라 식쌍성의 특성을 이용하여 질량을 측정한 사례 중에서 가장 질량이 큰 항성계이다. 이럼에도 불구하고 공전궤도 보정으로부터 이끌어 낸 두 별의 동역학적 질량은 주성의 경우 태양의 70 배 이상부터 60 배 미만까지, 반성은 태양의 21 ~ 27 배 사이로 다양하게 나온다.[10] 분광기를 이용해 측정한 주성의 질량은 태양의 74 배 또는 78.1 배로 계산된다.[7]
두 별의 표면온도는 모두 높지만 측정값의 정확도는 약간 떨어진다. 주성인 울프-레이에별의 표면온도를 스펙트럼의 모형 대기 보정으로부터 이끌어내면 대략 44700 켈빈이 나온다. 한편 반성의 표면온도는 33000 켈빈으로 분광형에 걸맞는 값이다.[8]
두 항성의 밝기는 별도로 나눠서 측정할 수 없으나 광도 비율은 계산할 수 있다. 지구로부터의 거리를 2700 파섹, 소광효과를 1.12 등급으로 놓으면 항성계 전체의 절대등급은 −6.85이다.[4] 두 항성이 지구로부터 비슷하게 떨어져 있다고 가정할 경우 구성원의 광도는 각각 태양의 200만 배, 13만 배이다.[7]
진화
[편집]질량이 크고 수소가 풍부한 WR 항성들은 중심핵에서 여전히 수소를 융합하고 있는 젊은 항성들로, 진화가 진척되어 보다 무거운 원소들을 융합하는 항성들이 아니다. 이들은 헬륨과 질소의 뚜렷한 방출이라는 WR의 특징을 보여주는데 이는 이 별들이 중심핵까지 내부 전체가 강력하게 대류활동을 하고 있어 융합의 부산물을 항성 표면까지 끌어올려 놓았기 때문이다. 약 200만 년 전 WR 22는 지금보다도 더 뜨겁고 질량은 태양의 120 배 정도인 O형 주계열성이었을 가능성이 있다. 이런 항성은 중심핵에 있는 수소를 급격히 소진하여 전형적인 수소결핍 WR 별로 진화하게 되며, 밝은 청색변광성 단계를 거친 뒤 초신성 폭발로 생을 마칠 것이다. 반성은 앞으로 수백만 년 이내로 주성보다 전형적인 진화 단계를 거친 뒤 적색극대거성으로 진화할 것으로 예상된다.[7]
각주
[편집]- ↑ 가 나 Van Leeuwen, F. (2007). “Validation of the new Hipparcos reduction”. 《Astronomy and Astrophysics》 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357.
- ↑ 가 나 다 라 마 Ducati, J. R. (2002). “VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system”. 《CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues》 2237. Bibcode:2002yCat.2237....0D.
- ↑ 가 나 다 라 마 Cutri, R. M.; Skrutskie, M. F.; Van Dyk, S.; Beichman, C. A.; Carpenter, J. M.; Chester, T.; Cambresy, L.; Evans, T.; Fowler, J.; Gizis, J.; Howard, E.; Huchra, J.; Jarrett, T.; Kopan, E. L.; Kirkpatrick, J. D.; Light, R. M.; Marsh, K. A.; McCallon, H.; Schneider, S.; Stiening, R.; Sykes, M.; Weinberg, M.; Wheaton, W. A.; Wheelock, S.; Zacarias, N. (2003). “VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003)”. 《VizieR On-line Data Catalog: II/246. Originally Published in: 2003yCat.2246....0C》 2246. Bibcode:2003yCat.2246....0C.
- ↑ 가 나 다 라 Gosset, E.; Nazé, Y.; Sana, H.; Rauw, G.; Vreux, J.-M. (2009). “Phase-resolved XMM-Newton observations of the massive WR+O binary WR 22”. 《Astronomy and Astrophysics》 508 (2): 805. Bibcode:2009A&A...508..805G. doi:10.1051/0004-6361/20077981.
- ↑ Kharchenko, N. V.; Scholz, R.-D.; Piskunov, A. E.; Röser, S.; Schilbach, E. (2007). “Astrophysical supplements to the ASCC-2.5: Ia. Radial velocities of ˜55000 stars and mean radial velocities of 516 Galactic open clusters and associations”. 《Astronomische Nachrichten》 328 (9): 889. arXiv:0705.0878. Bibcode:2007AN....328..889K. doi:10.1002/asna.200710776.
- ↑ 가 나 다 Brown, A. G. A. 외 (2018년 8월). “Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties”. 《Astronomy & Astrophysics》 616 (A1): 22. 2020년 2월 11일에 확인함.
- ↑ 가 나 다 라 마 바 사 아 자 Gräfener, G.; Hamann, W.-R. (2008). “Mass loss from late-type WN stars and its Z-dependence. Very massive stars approaching the Eddington limit”. 《Astronomy and Astrophysics》 482 (3): 945. arXiv:0803.0866. Bibcode:2008A&A...482..945G. doi:10.1051/0004-6361:20066176.
- ↑ 가 나 다 라 마 Parkin, E. R.; Gosset, E. (2011). “Investigating the X-ray emission from the massive WR+O binary WR 22 using 3D hydrodynamical models”. 《Astronomy & Astrophysics》 530: A119. arXiv:1104.2383. Bibcode:2011A&A...530A.119P. doi:10.1051/0004-6361/201016125.
- ↑ Gagné, M.; Fehon, G.; Savoy, M. R.; Cartagena, C. A.; Cohen, D. H.; Owocki, S. P. (2012). “An X-Ray Survey of Colliding Wind Binaries”. 《Proceedings of a Scientific Meeting in Honor of Anthony F. J. Moffat Held at Auberge du Lac Taureau》 465: 301. arXiv:1205.3510. Bibcode:2012ASPC..465..301G.
- ↑ Schweickhardt, J.; Schmutz, W.; Stahl, O.; Szeifert, Th.; Wolf, B. (1999). “Revised mass determination of the super massive Wolf-Rayet star WR 22”. 《Astronomy and Astrophysics》 347: 127. Bibcode:1999A&A...347..127S.
