|
R136a1 RMC 136a1 |
||
|
|
||
| 관측 정보 | ||
| 위치 | 적경 | 5h 38m 42.39s |
| 적위 | −69° 06′ 02.91″ | |
| 별자리 | 황새치자리 | |
| 물리적 성질 | ||
| 형태 | 볼프-레이에별 | |
| 분광형 | WN5h | |
| 거리 |
163,000
광년 49,970 파섹 |
|
| 반지름 | 42.7 태양반경 | |
| 질량 | 196 태양질량 | |
| 평균 온도 | 46,000 K | |
| 광학적 성질 | ||
| 겉보기 등급 | 12.23 | |
| 절대 등급 | -8.18 | |
| 광도 | 467만 태양광도 | |
| 명칭 | ||
| - | ||
1. 개요
R136a1황새치자리의 볼프–레이에별.
대마젤란 은하 독거미 성운의 R136 산개성단에 위치한 항성이다. 현재 발견된 항성 중 7번째로 밝다.[1]
2. 상세
2010년 7월, 영국 셰필드대학의 천체물리학과 폴 크라우서 관측단이 발견했다.R136 산개성단에서 불과 약 5파섹[2]의 반경 안에 매우 높은 질량의 별이 다수 발견되었다. R136 산개성단은 크게 R136a, R136b, R136c의 3개 그룹으로 나눌 수 있는데, 그중 가장 큰 R136a 그룹에서 R136a1은 가장 무겁고 가장 밝은 별이다.
위 사진은 태양과의 크기비교.
태양보다 지름이 약 35배정도 크다. 지름만 따지면 우리 은하의 중심 블랙홀 궁수자리 A*와 맞먹는다.(궁수자리A*는 약 4400만km, R136a1은 약 4200만 km)
나이는 100만년 내외로 태양에 비해 상대적으로 젊어 보이지만, 질량이 클수록 별의 수명은 기하급수적으로 줄어들기 때문에 질량 대비 이미 중년의 나이를 지난 것으로 보인다. 지금은 볼프–레이에별이다.
이 별은 갓 태어날 때의 질량이 태양 질량의 약 300배 정도였지만, 이후 상당한 질량방출로 태양 질량의 약 215배정도까지 줄어들었을 것으로 추측하고 있다.
3. 최후
태양의 150배 이상의 무거운 별은 일반 초신성의 100배 이상의 에너지를 방출하는 극초신성 그리고 Ic형 형태의 죽음을 맞이할 것이라고 추측하고 있다. 이 별의 질량은 매우 커서, 연료부족으로 중심핵이 수축되기 전에 쌍불안정형 초신성의 형태로 최후를 맞이할 것으로 보인다. 만약 쌍불안전형 초신성의 형태로 최후를 맞이한다면 그 잔해는 없다. 그러나 후속연구결과에 의하면 R136a1의 중심핵 질량은 태양의 50배 이하일 것으로 예상되어 쌍불안정형 초신성을 일으키에는 중심핵의 질량이 모자르다. 따라서 R136a1은 Ic형 초신성으로 폭발한 뒤 블랙홀을 잔해로 남길 가능성이 크다. 게다가 감마선 폭발을 일으키기에는 중심핵이 붕괴되기 한참 전에 각운동량을 거의 다 잃을 것으로 예상되어 이마저도 확률이 낮다.
[1]
현재 관측된 별들 중 가장 밝은 별은 은하단 PSZ1 G311.65-18.48의 중력렌즈로 인해 발견된 Sunburst 은하에 있는 고질라별이다.(z = 2.38, 광행거리 109억 광년, 밝기는 가시광의 경우 태양의 1500만 배, 총 광도의 경우 태양의 1.34억배 ~ 2.55억배)
[2]
약 16광년에 해당하는 거리.