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반지름순 항성 목록

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천체들의 크기를 보여주는 그림.
1. 수성 < 화성 < 금성 < 지구
2. 지구 < 해왕성 < 천왕성 < 토성 < 목성
3. 목성 < 프록시마 센타우리 < 태양 < 시리우스
4. 시리우스 < 폴룩스 < 아크투르스 < 알데바란
5. 알데바란 < 리겔 < 안타레스 < 베텔게우스
6. 베텔게우스 < 큰개자리 VY < 백조자리 NML < 방패자리 UY
가시광선으로 본 방패자리 UY

아래는 현재까지 관측된 별들을 반지름이 큰 순서대로 정렬한 표이다. 반지름의 단위는 태양반경을 기준으로 한다. 반지름 순위에서 상위권을 차지하는 별들은 극대거성이나 적색초거성이다. 이들은 관측방법에 따라 측정값이 달라지기도 한다.

아래 목록 중 상위를 차지하는 별들의 반지름은 막대하게 크기 때문에, 만약 이 별들을 우리 태양 대신 태양계 중앙에 놓는다고 가정하면, 그 표면이 보통 목성 궤도를 전후하여 미치는 경우가 많다. 그러나 이들은 덩치와 비교하면 밀도는 매우 희박하다.

목차

개요편집

목록의 순서는 완벽하지 않으며, 정확히 밝혀진 것이 아니다.

  • 때때로 측정된 값에 큰 불확실성이 있다.
  • 대부분 별과의 거리는 정도가 달라서 불확실하며 이러한 불확실성은 크기측정에 영향을 주게 된다.
  • 거대한 대기를 가진 목록의 모든 별은 대부분 불투명한 먼지껍질이나 원반에 깊이 숨어있으며, 맥동한다. 그렇기 때문에 이들의 반지름은 명확하지 않다.
  • 반지름이 큰 별들은 보통 생명의 끝에 다다른 존재이기 때문에 불안정하며, 변광성의 성질을 가진 경우가 많다. 따라서 밝기를 기준으로 한 별들의 반지름값은 측정 기준에 따라 변화할 수 있다.
  • 보통의 항성 목록에서는 쌍성을 하나처럼 취급하는 경우가 많으나, 아래 목록에서는 분리하여 실었다.
  • 항성진화 모형과 하야시의 불안정대에 기초하여, 우리은하 내의 별들은 태양 반지름의 약 1,500 배를 넘지 못한다는 예측에 대한 이론적 추측이 있다. 정확한 한계에 대해서는 별의 중원소 함량에 달려 있다. 예를 들어 마젤란 성운에 있는 초거성들의 약간씩 다른 온도 및 밝기 한계를 가진다. 한계를 넘는 별들은 거대한 방출과 단 몇달 만의 분광형 변화를 겪는다.
  • 마젤란 은하에 대한 탐사는 많은 적색초거성을 목록에 수록하였고 이들 중 44 개는 그 크기가 최소 태양의 700 배(아래 표 구분행)에서 최대 1,200~1,300 배에 이른다.[1]
  • 상위권 목록은 발견된 별 다수를 싣고 있으나, 태양과 비슷하거나 그보다 약간 작은 별들은 비교를 위해 일부만 실은 것이다.

목록편집

반지름순 별 목록
항성 이름 R☉ 정보
토성의 궤도 1,940 ~ 2,169 참고용
방패자리 UY 1,708 ± 192[2] ± 192 태양반경 정도 크기 계산 또는 측정의 오류가 있다. 만약에 크기가 최소라면 세페우스자리 V354와 비슷할 것이다.
WOH G64 1,540 ± 5%[3] 대마젤란 은하에서 가장 덩치가 큰 별일 가능성이 있다. 그러나 위치 및 움직임이 비정상적이며, 단순히 전면(前面)의 헤일로 거성일 가능성도 있다.
세페우스자리 RW 1,535 밝기(최소 3배 차이)와 분광형(G8에서 M까지 변한다.)이 크게 변하므로 크기 역시 크게 변할 것으로 추측된다. 다만 가장 밝아졌을 때의 분광형과 표면 온도가 불확실하므로 앞의 반지름 수치는 단순 예측치에 불과하다.
웨스터룬드 1-26 1,530[4][5][6](-2,550) 이 별은 강력한 전파를 방출하는 특이한 별로 매개변수들은 매우 불확실하다. 스펙트럼은 변하나 밝기는 일정하다.
세페우스자리 V354 1,520[7][8]
큰개자리 VY 1,420 ± 120 관측사상 가장 큰 별로 알려진 적도 있으나 그 크기가 항성진화 이론에 따르면 지나치게 거대했다. 더 정교한 관측 결과 반지름은 예전 측정치보다 많이 줄어들었다.[9][10]
백조자리 KY 1,430 ~ 2,850[8] 여기서 크기 최대치(2,850배)는 비정상적인 K대 측정치 때문이며, 적색화 보정 오류 때문에 생긴 인위적 결과로 보인다. 크기 최저치(1,420배)는 이론 모형과 일치하는 결과이다.
전갈자리 AH 1,411 ± 124[2] 전갈자리 AH는 광학 대역에서 거의 3 등급까지 변하는 변광성으로, 총 광도의 20%로 측정되었다. 직경의 변화는 온도 또한 변화하기 때문에 분명하지 않다.
궁수자리 VX 1,350 ~ 1,940[7] 수축과 팽창에 따라 밝기가 크게 차이 나는 맥동변광성이다.
센타우루스자리 V766 (HR 5171 A) 1,315 ± 260[11] HR 5171 A는 근접쌍성계에 있는 매우 찌그러진 모양의 별으로, 짝별에게 질량을 잃고 있다.
SMC 18136 1,310[12]
세페우스자리 뮤 1,260[13]-1,420[8] 허셜의 석류석 별
백조자리 BI 1,240[8]
카시오페이아자리 PZ 1,190 ~ 1,940[8] 카시오페이아자리 PZ는 무거운 먼지 소광 영역에 위치해 있다. 다른 의견 으로는, 실제 값은 1,260 ~ 1,340에 이른다.
백조자리 NML 1,183[14] 2013년 1월 기준으로 관측된 항성 중 부피가 가장 큰 극대거성으로 추정된다.
용골자리 EV 1,168
용골자리 RT 1,090[8]
센타우루스자리 V396 1,070[8]
용골자리 CK 1,060[8]
세페우스자리 VV A 1,050-1,900 세페우스자리 VV 쌍성계 중 밝은 A로, 짝별과의 거리는 매우 가까우며 A 자체는 심하게 찌그러져 있는데 이는 A의 질량 일부가 짝별 B로 흘러들어 가기 때문으로 보인다.
용골자리 V602 1,050[15]
궁수자리 KW 1,009 ± 142[2]
여우자리 NR 980[8]
남십자자리 DU 979[출처 필요]
HV 2112 972[출처 필요]
GCIRS 7 960 ± 92[16] H 대역에서 개괄적으로 분석되었다. K 대역 결과로 별주위 환경이 존재함을 알 수 있다. GCIRS 7과 별주위 환경의 크기는 일정하지 않다.
카시오페이아자리 S 930[17][18]
용골자리 IX 920[8]
베텔게우스 887 ± 203[19] 태양과 황새치자리 R만이 베텔게우스보다 각지름이 크다.
백조자리 BC 856 ~ 1,553[20]
고물자리 V384 850[8]
안타레스 A 800[21]
용골자리 BO 790[8]
게자리 R 780[출처 필요]
페르세우스자리 S 780 ~ 1,230[8] 페르세우스자리 이중성단에 있다.
페르세우스자리 SU 780[8] 페르세우스자리 이중성단에 있다.
HIP 52329 780[출처 필요]
세페우스자리 V355 770[8]
전갈자리 V915 760[출처 필요]
카시오페이아자리 GP 755[출처 필요]
페르세우스자리 RS 740 ~ 800[22] 페르세우스자리 이중성단에 있다.
카시오페이아자리 V648 710[8]
용골자리 V382 700[23] 흔치 않은 황색 극대거성이다.
사자자리 CW 700[24]
용골자리 V528 700[8]

참고 문헌편집

  1. ↑ Levesque, E. M.; Massey, P.; Olsen, K. A. G.; Plez, B.; Meynet, G.; Maeder, A. (2006). “The Effective Temperatures and Physical Properties of Magellanic Cloud Red Supergiants: The Effects of Metallicity”. 《The Astrophysical Journal》 645 (2): 1102. Bibcode:2006ApJ...645.1102L. arXiv:astro-ph/0603596. doi:10.1086/504417. 
  2. ↑ 가 나 다 Arroyo-Torres, B.; Wittkowski, M.; Marcaide, J. M.; Hauschildt, P. H. (2013). “The atmospheric structure and fundamental parameters of the red supergiants AH Scorpii, UY Scuti, and KW Sagittarii”. 《Astronomy & Astrophysics》 554: A76. doi:10.1051/0004-6361/201220920. 
  3. ↑ Emily M. Levesque, Philip Massey, Bertrand Plez, and Knut A. G. Olsen (2009년 6월). “The Physical Properties of the Red Supergiant WOH G64: The Largest Star Known?”. 《Astronomical Journal》 137 (6): 4744. Bibcode:2009AJ....137.4744L. arXiv:0903.2260. doi:10.1088/0004-6256/137/6/4744. 
  4. ↑ Clark, J. S.; Ritchie, B. W.; Negueruela, I.; Crowther, P. A.; Damineli, A.; Jablonski, F. J.; Langer, N. (2011). “A VLT/FLAMES survey for massive binaries in Westerlund 1”. 《Astronomy & Astrophysics》 531: A28. Bibcode:2011A&A...531A..28C. arXiv:1105.0776. doi:10.1051/0004-6361/201116990. 
  5. ↑ Fok; Jun-ichi Nakashima; Yung; Chih-Hao Hsia; Shuji Deguchi (2012). “Maser Observations of Westerlund 1 and Comprehensive Considerations on Maser Properties of Red Supergiants Associated with Massive Clusters”. arXiv:1209.6427v1 [astro-ph.SR]. 
  6. ↑ Clark, J. S.; Ritchie, B. W.; Negueruela, I. (2010). “A serendipitous survey for variability amongst the massive stellar population of Westerlund 1”. 《Astronomy and Astrophysics》 514: A87. Bibcode:2010A&A...514A..87C. arXiv:1003.5107. doi:10.1051/0004-6361/200913820. 
  7. ↑ 가 나 Nicolas Mauron; Eric Josselin (2010). “The mass-loss rates of red supergiants and the de Jager prescription”. arXiv:1010.5369 [astro-ph.SR]. 
  8. ↑ 가 나 다 라 마 바 사 아 자 차 카 타 파 하 거 너 더 Levesque, E. M.; Massey, P.; Olsen, K. A. G.; Plez, B.; Josselin, E.; Maeder, A.; Meynet, G. (2005). “The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not as Cool as We Thought”. 《The Astrophysical Journal》 628 (2): 973. Bibcode:2005ApJ...628..973L. arXiv:astro-ph/0504337. doi:10.1086/430901. 
  9. ↑ Wittkowski, M.; Hauschildt, P. H.; Arroyo-Torres, B.; Marcaide, J. M. (2012). “Fundamental properties and atmospheric structure of the red supergiant VY Canis Majoris based on VLTI/AMBER spectro-interferometry”. 《Astronomy & Astrophysics》 540: L12. Bibcode:2012A&A...540L..12W. arXiv:1203.5194. doi:10.1051/0004-6361/201219126. 
  10. ↑ Y. K. Choi; Hirota, Tomoya; Honma, Mareki; Kobayashi, Hideyuki; Bushimata, Takeshi; Imai, Hiroshi; Iwadate, Kenzaburo; Jike, Takaaki; Kameno, Seiji (2008). “Distance to VY VMa with VERA”. 《Publications of the Astronomical Society of Japan》 (Publications Astronomical Society of Japan) 60: 1007. Bibcode:2008PASJ...60.1007C. arXiv:0808.0641. 
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  12. ↑ Levesque, E. M.; Massey, P.; Olsen, K. A. G.; Plez, B.; Meynet, G.; Maeder, A. (2006). “The Effective Temperatures and Physical Properties of Magellanic Cloud Red Supergiants: The Effects of Metallicity”. 《The Astrophysical Journal》 645 (2): 1102. Bibcode:2006ApJ...645.1102L. arXiv:astro-ph/0603596. doi:10.1086/504417. 
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  24. ↑ Weigelt, G.; 외. (May 1998), “76mas speckle-masking interferometry of IRC+10216 with the SAO 6m telescope: Evidence for a clumpy shell structure”, 《Astronomy and Astrophysics》 333: L51–L54, Bibcode:1998A&A...333L..51W, arXiv:astro-ph/9805022 

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