R136a1

[[황새치자리#발견된 천체\|황새치자리의 천체{{{#!wiki style="font: Italic bold 1em/1.5 Times New Roman, serif; color: #FFF"]]
{{{#!wiki style="margin: 0 -10px -5px; word-break: keep-all; text-align: center" {{{#!wiki style="display: inline-table; min-width: 50%; min-height: 2em" {{{#!folding [ 항성 ] {{{#!wiki style="margin: -5px 0; letter-spacing: -1px"	바이어 명칭 순
알파성 황새치자리 알파^B α Dor	베타성 황새치자리 베타 β Dor	감마성 황새치자리 감마 γ Dor	델타성 황새치자리 델타 δ Dor
엡실론성 황새치자리 엡실론 ε Dor	제타성 황새치자리 제타 ζ Dor	에타성 황새치자리 에타 ¹ ^·2 η Dor	세타성 황새치자리 세타 θ Dor
카파성 황새치자리 카파 κ Dor	람다성 황새치자리 람다 λ Dor	누성 황새치자리 누 ν Dor	파이성 황새치자리 파이 ¹ ^·2 π Dor
B: 가장 밝은 항성, 숫자: 플렘스티드 명칭
플램스티드 명칭 순
황새치자리 1	황새치자리 30	황새치자리 36	황새치자리 40
황새치자리 50	황새치자리 60	황새치자리 70	황새치자리 80
B: 바이어 명칭에 있는 항성, 취소선: 항성이 아닌 것
변광성 명칭 순
황새치자리 R	황새치자리 S^*	황새치자리 AB
그 외 황새치자리에 속한 항성^*
황새치자리 G	W61 7-8^?	-	-
*: 황새치자리 S를 제외한 대마젤란은하 내부에 위치해 있는 별들은 대마젤란은하/항성 문서를 참고 ?: 소속 은하 여부가 확실하지 않은 별

}}}}}}
}}}

[ 심원천체 ]

||<bgcolor=white,#1c1d1f><width=50%> 대마젤란 은하 ^G^* ||<bgcolor=white,#1c1d1f><width=50%> NGC 1566 ^G ||

*: 대마젤란은하 내부에 위치해 있는 성단, 성운 등의 세부 천체들은 대마젤란은하 문서를 참고
S: 성단, N: 성운, G: 은하, O: 기타 천체, ?: 불명

}}}||

틀:별자리 · 황새치자리 · 천문학 관련 정보

R136a1 RMC 136a1

위 R136 성단 가운데에서 가장 밝은 별이 RMC 136a1이다.
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		43.0 태양반경
질량		210 태양질량
평균 온도		46 000 K
광학적 성질
겉보기 등급		12.23
절대 등급		-8.18
광도		467만 태양광도
명칭
-

1. 개요2. 상세3. 최후

1. 개요

R136a1

황새치자리의 볼프-레이에별.

대마젤란 은하 독거미 성운의 R136 산개성단에 위치한 항성이다. 현재 발견된 항성 중 7번째로 밝다.[1]

2024년 7월 기준으로, 발견된 별들 중 우주에서 가장 무거운 별 중 하나이다.[2][3]

2. 상세

2010년 7월, 영국 셰필드대학의 천체물리학과 폴 크라우서 관측단이 발견했다.

R136 산개성단에서 불과 약 5파섹[4]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.

파일:Size_comparison_between_R136a1_and_sun.gif

위 사진은 태양과의 크기비교.
태양보다 지름이 약 35배정도 크다. 지름만 따지면 우리 은하의 중심 블랙홀인 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 고지라별이다.(z = 2.38, 광행거리 109억 광년, 밝기는 가시광의 경우 태양의 1500만 배, 총 광도의 경우 태양의 1.34억배 ~ 2.55억배) [2] 관측된 가장 무거운 별은 BAT99-98 #로 R136 성단과 황새치자리 30 근처에 위치한 볼프-레이에별이다. [3] 정확히 말하자면 국부 은하군 내에서 가장 무거운 별 중 하나라고 해야 할 것이다. 2024년 기준 현재의 기술로는 외부 은하의 별들을 분석하는 것은 매우 어렵기 때문이다. 우리은하의 위성은하를 제외하면 외부은하에서 발견된 별은 초신성이나 중성자별이 대다수이며 우리가 생각하는 보통의 별들은 WHL0137-LS나 이카로스 처럼 중력 렌즈같은 천운이 따라줘야 관측이 가능하다. 그마저도 그 항성을 제대로 분석하기는 힘들다. [4] 약 16광년에 해당하는 거리.

R136a1

1. 개요

2. 상세

3. 최후

분류