테크네튬 별

테크네튬 별(Technetium star) 또는 더 정확하게 테크네튬 풍부성(星)은 가벼운 방사성 금속 테크네튬 스펙트럼 흡수선이 나타나는 별이다. 가장 안정적인 테크네튬의 동위원소인 ⁹⁸Tc은 반감기가 420만년이기 때문에, 금속 테크네튬이 별이 생성되기 전에 일반 물질로 변환되기에는 너무 짧은 시간이다. 그래서 1952년, 스펙트럼에서의 테크네튬의 발견은 항성 핵합성에 관한 확실한 증거가 된다.^[1] 더 극단적인 경우들 중 하나는 쌍둥이자리 R이다.^[2]

테크네튬을 함유한 별은 소위 점근거성가지 계열에 속한다. 이 계열의 별은 약 100,000년의 간격을 두고 헬륨 껍질 연소로 전환한다. 이것이 소위 말하는 “끌어올림”이다. 테크네튬 별은 M, MS, S, SC 그리고 C-N형에 속한다. 테크네튬 별은 가장 흔한 장주기 변광성이다.

현재 연구에서는 AGB 별에서 테크네튬은 몇몇 진화과정 후에 생성되고, 많은 테크네튬 별의 스펙트럼에서는 금속선이 보이지 않는다고 밝혀졌다.^[3] 테크네튬의 존재는 별의 생애에서 소위 “세 번째 끌어올림”으로 불리는 현상과 관련이 있다.

각주 편집

↑ S. Paul W. Merrill (1952). “Spectroscopic Observations of Stars of Class S”. 《The Astrophysical Journal》 116: 21. doi:10.1086/145589.
↑ S. Paul W. Merrill. “"Spectroscopic Observations of Stars of Class S", page 22”.
↑ T. Lebzelter and J. Hron. (2003). 《Technetium and the third dredge up in AGB stars. I. Field stars》. v1. arXiv:astro-ph/0310018.

외부 링크 편집

"technetium star" - Daviddarling.info site.

[1] S. Paul W. Merrill (1952). “Spectroscopic Observations of Stars of Class S”. 《The Astrophysical Journal》 116: 21. doi:10.1086/145589.

[2] S. Paul W. Merrill. “"Spectroscopic Observations of Stars of Class S", page 22”.

[3] T. Lebzelter and J. Hron. (2003). 《Technetium and the third dredge up in AGB stars. I. Field stars》. v1. arXiv:astro-ph/0310018.

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