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반지름순 항성 목록

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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.

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

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.

대표적으로 큰개자리 VY가 있는데, 크기는 매우 거대해서 목성의 궤도를 훌쩍 넘고 토성의 궤도에 다다름에도 불구하고 질량은 고작 태양의 17배 밖에 되지 않는다.

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.
  • 상위권 목록은 발견된 별 다수를 싣고 있으나, 태양과 비슷하거나 그보다 약간 작은 별들은 비교를 위해 일부만 실은 것이다.

은하계 별들편집

  • 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]

목록편집

반지름순 별 목록
항성 이름 R☉ 측정 방법[a] 정보
스티븐슨 2-18 2,149 L/Teff 알려진 가장 큰 별이지만, 아래 3개 목록의 불확실성을 고려한다면 충분히 가장 큰 별 자리를 뺏길 수 있다. 스티븐슨 2 산개성단에 포함이 되었는지는 아직 불확실하다.
큰개자리 VY 2,069 L/Teff 관측사상 가장 큰 별로 알려진 적도 있으나 그 크기가 항성진화 이론에 따르면 지나치게 거대했다. 더 정교한 관측 결과 반지름은 예전 측정치보다 많이 줄어들었다.[2][3]하지만 2020년 관측 결과 2069배로 확인되었다.[4][5]
HV 888 1,974 L/Teff 대마젤란 은하안에 있다.
토성의 궤도 1,940 ~ 2,169 참고용
IRAS 05280-6910 1,736 L/Teff 대마젤란 은하에서 가장 덩치가 큰 별일 가능성이 있다.
WOH G64 1,730 L/Teff 위치 및 움직임이 비정상적이며, 단순히 전면(前面)의 헤일로 거성일 가능성도 있다.
방패자리 UY 1,708 L/Teff 최근 태양 크기의 755배라는 주장이 제기되었다. 여전히 크기 1,708배일 가능성이 크지만, 질량이 태양의 8~10배밖에 되지 않아 적색초거성의 기준인 베텔게우스보다도 가벼워 크기 755배가 완전 틀린 말은 아니다.
센타우루스자리 V766 1,575 AD HR 5171 A는 근접쌍성계에 있는 매우 찌그러진 모양의 별으로, 짝별에게 질량을 잃고 있다.
RSGC1-F01 1,530 L/Teff
전갈자리 AH 1,411[6] AD 전갈자리 AH는 광학 대역에서 거의 3 등급까지 변하는 변광성으로, 총 광도의 20%로 측정되었다. 직경의 변화는 온도 또한 변화하기 때문에 분명하지 않다.
페르세우스자리 S 1,364 AD & L/Teff 페르세우스자리 이중성단에 있다.
IRAS 04509-6922 1,360[7] L/Teff 대마젤란 은하안에 있다.
궁수자리 VX 1,356 L/Teff 수축과 팽창에 따라 밝기가 크게 차이 나는 맥동변광성이다.
SMC 18136 1,310[8] L/Teff
SP77 46-44 (WOH S341) 1,278 L/Teff 대마젤란 은하안에 있다.
웨스터룬드 1-237 1,241 L/Teff
LMC 136042 1,240[8] L/Teff 대마젤란 은하안에 있다.
웨스터룬드 1-26 1,221 L/Teff 이 별은 강력한 전파를 방출하는 특이한 별로 매개변수들은 매우 불확실하다. 스펙트럼은 변하나 밝기는 일정하다.
SMC 5092 1,220[8] L/Teff
LMC 175464 1,200[8] L/Teff 대마젤란 은하안에 있다.
LMC 135720 1,200[8] L/Teff 대마젤란 은하안에 있다.
IRC -10414 1,200[9] L/Teff
HV 2112 1,193 L/Teff
백조자리 NML 1,183 L/Teff 관측사상 가장 큰 별로 알려져 있던 적이 있었으며, 백조자리 NML보다 큰 별이 많이 발견 되었는데다 별 자체의 크기가 태양의 1,183배 가량으로 정정됨에 따라 23위까지 내려왔다.
GCIRS 7 1,170 AD H 대역에서 개괄적으로 분석되었다. K 대역 결과로 별주위 환경이 존재함을 알 수 있다. GCIRS 7과 별주위 환경의 크기는 일정하지 않다.
용골자리 EV 1,168 L/Teff
세페우스자리 RW 1,158 L/Teff 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.
HD 143183 1,147 L/Teff
RSGC1-F02 1,128 L/Teff
센타우루스자리 V396 1,070[10] L/Teff
목성의 궤도 1,064 ~ 1,173 참고용
카시오페이아자리 PZ 1,062 L/Teff 카시오페이아자리 PZ는 무거운 먼지 소광 영역에 위치해 있다. 다른 의견 으로는, 실제 값은 1,260 ~ 1,340에 이른다는 주장도 있다.
용골자리 CK 1,060[10] L/Teff
백조자리 KY 1,033 L/Teff
백조자리 BC 1,031 L/Teff
베텔게우스 1,021 AD 태양과 황새치자리 R만이 베텔게우스보다 각지름이 크다.
궁수자리 KW 1,009 L/Teff
세페우스자리 VV A 1,000 AD 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.[11]
세페우스자리 뮤 972 L/Teff & AD 윌리엄 허셜의 석류석 별이다. 최근에 초신성 폭발을 일으켰으며 8100년 뒤에 지구에서 관측 할 수 있을 것이다.
용골자리 V602 932 AD & L/Teff 가능한 허용 오차: ±165 R☉.[12]
카시오페이아자리 S 930[13][14]
용골자리 RT 861 L/Teff
고물자리 V384 850[10] L/Teff
백조자리 BI 797 L/Teff 성간소광 현상 때문에 반지름 및 표면온도를 정확히 측정할 수 없는 별들 중 하나다. 심하게 적색화 되어있기 때문에 K대 측정치에서는 태양 크기의 1,650배 까지 커지기도 한다.
게자리 R 780[출처 필요] L/Teff
페르세우스자리 SU 780[10] L/Teff 페르세우스자리 이중성단에 있다.
HIP 52329 780[출처 필요] L/Teff
세페우스자리 V355 770[10] L/Teff
카시오페이아자리 GP 755[출처 필요] L/Teff
소행성대 외곽 경계 750 ~ 900 참고용
카시오페이아자리 V648 710[10] L/Teff
세페우스자리 V354 685 L/Teff
안타레스 A 680 AD 전갈자리에서 가장 밝으며 쌍성계이다. 초거성이라 보기에는 약간 애매한 M형 거성 또는 초거성이다. 그리고 안타레스 B는 B형 주계열성이다.
전갈자리 V915 571 L/Teff
남십자자리 DU 568 L/Teff
용골자리 IX 566 L/Teff
사자자리 CW 560 L/Teff
여우자리 NR 553 L/Teff
페르세우스자리 RS 547 AD & L/Teff 페르세우스자리 이중성단에 있다. 가능한 허용 오차: ±30 R☉.[15]
용골자리 V382 485 흔치 않은 황색 극대거성이다.
용골자리 BO 439 L/Teff
용골자리 V528 415 L/Teff

참고 문헌편집

내용주
  1. ↑ AD: 시직경과 거리를 기반하여 계산됨
    L/Teff: 볼로미터 광도와 유효온도를 기반하여 계산됨
참조주
  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. arXiv:astro-ph/0603596. Bibcode:2006ApJ...645.1102L. doi:10.1086/504417. 
  2. ↑ 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. arXiv:1203.5194. Bibcode:2012A&A...540L..12W. doi:10.1051/0004-6361/201219126. 
  3. ↑ 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. arXiv:0808.0641. Bibcode:2008PASJ...60.1007C. 
  4. ↑ Neufeld, David A.; Menten, Karl M.; Durán, Carlos; Güsten, Rolf; Kaufman, Michael J.; Kraus, Alex; Mazumdar, Parichay; Melnick, Gary J.; Ortiz-Leon, Gisela; Wiesemeyer, Helmut; Wyrowski, Friedrich (2020년 11월 3일). “Terahertz Water Masers: II. Further SOFIA/GREAT Detections toward Circumstellar Outflows, and a Multitransition Analysis”. 《arXiv:2011.01807 [astro-ph]》. arXiv:2011.01807. 
  5. ↑ Matsuura, Mikako; Yates, J. A.; Barlow, M. J.; Swinyard, B. M.; Royer, P.; Cernicharo, J.; Decin, L.; Wesson, R.; Polehampton, E. T.; Blommaert, J. A. D. L.; Groenewegen, M. A. T. (2013년 10월 30일). “Herschel SPIRE and PACS observations of the red supergiant VY CMa: analysis of the molecular line spectra”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 437 (1): 532–546. arXiv:1310.2947. doi:10.1093/mnras/stt1906. ISSN 0035-8711. 
  6. ↑ 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. 
  7. ↑ Marshall, Jonathan R; van Loon, Jacco Th; Matsuura, Mikako; Wood, Peter R; Zijlstra, Albert A; Whitelock, Patricia A (2004). “The AGB superwind speed at low metallicity”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 355 (4): 1348. arXiv:astro-ph/0410120. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08417.x. 
  8. ↑ 가 나 다 라 마 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. arXiv:astro-ph/0603596. Bibcode:2006ApJ...645.1102L. doi:10.1086/504417. 
  9. ↑ Gvaramadze, V. V.; Menten, K. M.; Kniazev, A. Y.; Langer, N.; MacKey, J.; Kraus, A.; Meyer, D. M.-A.; Kamiński, T. (2014). “IRC -10414: A bow-shock-producing red supergiant star”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 437 (1): 843. arXiv:1310.2245. Bibcode:2014MNRAS.437..843G. doi:10.1093/mnras/stt1943. 
  10. ↑ 가 나 다 라 마 바 인용 오류: <ref> 태그가 잘못되었습니다; levesqueetal2005라는 이름을 가진 주석에 제공한 텍스트가 없습니다
  11. ↑ Bauer, W. H.; Gull, T. R.; Bennett, P. D. (2008). “Spatial Extension in the Ultraviolet Spectrum of Vv Cephei”. 《The Astronomical Journal》 136 (3): 1312. Bibcode:2008AJ....136.1312H. doi:10.1088/0004-6256/136/3/1312. 
  12. ↑ 인용 오류: <ref> 태그가 잘못되었습니다; torres2015라는 이름을 가진 주석에 제공한 텍스트가 없습니다
  13. ↑ Ramstedt, S.; Schöier, F. L.; Olofsson, H. (2009). “Circumstellar molecular line emission from S-type AGB stars: mass-loss rates and SiO abundances”. 《Astronomy and Astrophysics》 499 (2): 515–527. Bibcode:2009A&A...499..515R. doi:10.1051/0004-6361/200911730. 
  14. ↑ Ramstedt, S.; Schöier, F. L.; Olofsson, H.; Lundgren, A. A. (2006). “Mass-loss properties of S-stars on the AGB”. 《Astronomy and Astrophysics》 454 (2): L103. Bibcode:2006A&A...454L.103R. doi:10.1051/0004-6361:20065285. 
  15. ↑ 인용 오류: <ref> 태그가 잘못되었습니다; baron2014라는 이름을 가진 주석에 제공한 텍스트가 없습니다

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