용골자리 에타: 두 판 사이의 차이
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'''용골자리 에타'''('''η Carinae, η Car''')는 [[용골자리]]에 있는 매우 밝은 [[극대거성]]이다. 이 별의 [[질량]]은 [[태양]]의 100~150배에 이르며, 밝기는 태양의 400만 배 정도이다.
== 특징 ==
용골자리 에타는 가장 연구가 활발하게 이루어지고 있는, 태양 근처에 있는 극대거성이다. 에타별은 극대거성 중에서도 넓은 파장대에 걸친 [[스펙트럼]] 자료로 광도가 가장 정확하게 알려져 있다. 이에 비해 [[피스톨별]]과 같은 다른 극대거성들은 관측 자료값이 정확하지 못하다.
에타별처럼 [[태양 질량]]의 100배가 넘는 천체들은, 태양보다 약 백만 배 정도 밝게 빛난다. 이들은 [[우리 은하]] 내에서 매우 희귀한 존재들로, 통틀어 수십 개 정도 있을 것으로 추정한다. 이들은 항성 질량의 마지노선인 [[에딩턴 한계]]에 근접하거나, 또는 더 무거울 수도 있다. 에딩턴 한계는 항성의 [[복사압]]과 [[중력]]이 겨우 평형을 이룰 수 있는 한계점을 말한다. 이 한계점인 태양질량 120배를 넘는 항성은 형태를 겨우 유지할 수 있으며, 머지 않은 미래에 초신성 또는 [[극초신성]]으로 최후를 맞게 될 것이다.
용골자리 에타의 가장 특이한 [[천체물리학]]적 특징은, [[1843년]] 이래 계속 관측되고 있는 큰 규모의 폭발들(초신성 위장 현상이라고도 함)이다. 몇 년 동안 에타별은 초신성 폭발과 비슷한 [[가시광선]] 밝기를 보여주었으나 최후를 맞지는 않았다. 다른 '위장' 초신성들은 타 은하에서도 여럿 발견되었는데 대표적인 예로 [[NGC 1058]]에 있는 [[초신성 1961v]]와 [[NGC 4904]]의 [[초신성 2006jc]]가 있다. 이들은 [[2004년]] 대규모 폭발을 일으켰다. 특기할 사항은 후자 2006jc는 2년 뒤 2006년 실제 초신성 폭발을 일으켜 죽음을 맞았다. 초신성 위장 현상은 해당 항성 표면이 불안정하거나, 초신성 진화에 실패한 상태로 보고 있다. 160년동안 관찰되어 온 에타별의 폭발 현상들은 위장 폭발의 초기 형태로, 아직 에타는 안정을 찾지 못하고 있다.
용골자리 에타는 용골자리([[적경]] 10시 45.1분, [[적위]] −59도 41분)에 있으며 지구에서의 거리는 7,500에서 8,000[[광년]] 사이이다. 북위 27도 이하에서만 관찰이 가능하다.
용골자리 에타 관련 명칭들은 혼란을 줄 소지가 있다. 아래는 정확한 정의이다.
# '용골자리 에타'는 별 그 자체를 말하는 것이다.
# '[[호문쿨러스 성운]]'은 용골자리 에타에서 분출된 가스 구름이다.([[허블 우주 망원경]]의 영상)
# '[[열쇠구멍 성운]]'은 근처에 있는 [[무정형 성운]]으로, 훨씬 더 크다.
# [[NGC 3372]](용골자리 성운)는 에타별을 포함한 무겁고 밝은 별들이 태어나고 있는 영역이다.
# 용골자리 에타가 속해 있는 [[산개성단]] '트럼플러 16'은 용골자리 성운 내에 있다. 용골자리 성운은 트럼플러 14와 같은 산개 성단들을 지니고 있다.
== 밝기 변화 ==
용골자리 에타에서 특기할 사항 하나는 밝기가 변한다는 것이다. 에타별은 밝은 청색변광성이자 [[쌍성]]이다.
[[1677년]] [[에드먼드 핼리]]가 이 별을 항성 목록에 수록했을 때 에타의 밝기는 4등급에 불과했다. 그러나 [[1730년]] 이 별은 매우 밝아졌고 이 당시 용골자리에서 가장 밝은 별 중 하나였다. 이후 다시 에타는 어두워졌고 [[1782년]] 원래 밝기로 돌아갔다. 이후 [[1820년]] 다시 밝기가 증가했으며 [[1827년]] 10배로 밝아졌고, [[1843년]] -0.8등급까지 밝아졌다. 이 밝기는 밤하늘에서 [[시리우스]] 다음으로 밝은 수치였다. (시리우스는 8.6광년밖에 떨어져 있지 않지만, 에타별은 그보다 1천배나 더 멀리 있다. 예를 들어 비교하면, 시리우스의 밝기를 14.5미터 떨어진 촛불로 가정하면 에타별은 10킬로미터 떨어진 곳에서 촛불 밝기로 보이는 존재이다.)
에타별은 가끔 큰 규모의 폭발을 일으킨다. 가장 마지막 밝게 폭발한 것은 [[1841년]]이었다. 이 폭발의 정확한 원인은 알려져 있지 않다. 가장 큰 가능성이 있는 이론은 막대한 밝기로 인하여 생기는 복사압이 원인이라는 것이다.
1843년 이후 에타별은 어두워지기 시작했고, 1900년에서 1940년까지 8등급으로 맨눈으로 보이지 않게 되었다.
'분광 극소' 또는 '엑스선 식(蝕)' 현상이 [[2003년]] 한여름 일어났다. 천문학자들은 지상 및 우주 공간상 관측 수단들을 동원한, 큰 규모의 관측 켐페인을 벌였다. 관측 도구로는 [[허블 우주 망원경]], [[찬드라 엑스선 관측선]], [[INTEGRAL]] 감마선 우주 관측선, [[초대형 망원경]] 등이 있었다. 이 관측 켐페인의 목적은 에타별이 쌍성인지 여부를 밝히는 것이었고, 만약 그렇다면 동반성의 정체를 밝히는 것과, 분광 극소 현상의 원인을 규명하는 것, 19세기 일어났던 큰 폭발과 분광 극소 현상 사이의 관계를 알아내는 것 등이었다.
팔세타-곤칼베스 팀은 [[엑스선]] 곡선과, 쌍성의 성풍-성풍 충돌지대의 진화 양상이 서로 일치함을 찾아냈다. 이후 전파 영역 실험을 통해 일치 현상은 설득력을 더 얻게 되었다.
에타별의 스펙트럼에서 정확히 5.52년 간격으로 일부 방출선들이 흐려지는 것이 발견되었는데, 이 간격은 수십 년 간 일정했다. 에타의 전파 방출량 및 엑스선 밝기는 위 현상이 일어날 때 함께 감소하였다. 상기 현상과 함께, 적외선 영역 관측 결과로 용골자리 에타가 쌍성계일 가능성은 높아졌다. 이 가상의 반성은 표면 온도는 뜨겁지만 [[질량]]은 에타보다 작으며 주성을 5.52년 간격으로 공전하고 있고, 이심률이 큰 공전 궤도를 그리고 있다.
천문학자 카시 및 소커는 반성에서 나오는 전리복사가 전파되는 양상을 연구했다. 반성의 복사 에너지는 2차 성풍을 만나고 [[뱃머리 충격파]]를 돌파한 뒤, 주성에서 나오는 성풍에 흡수되고 있었다. 흡수량의 정도는 충격파 내 1차 성풍의 압축 요인에 의해 결정된다. 압축 요인은 1차 성풍 내 자기압에 의해 정해진다. 후충격 1차 성풍에 의한 흡수 변화량은 궤도 위상에 따라 쌍성주변 가스의 이온화 구조를 바꾸며, 에타별의 전파 곡선 양상의 원인을 설명해 줄 수 있다. [[장축단]] 근처에서의 빠른 변화는 강착 단계의 징후를 보여 준다.
용골자리 에타는 예기치 않게 [[1998년]]에서 [[1999년]] 사이 밝기가 두 배 증가했다. [[2007년]] 기준으로 에타별의 밝기는 5등급 이상으로, 맨눈으로 볼 수 있다.
== 예상 ==
[[Image:NGC 3372d.jpg|thumb|left|320px|[[용골자리 성운]](NGC 3372)내 다른 천체들과 함께 에타별의 위치가 표시되어 있다. [[허블 우주 망원경]]이 촬영.]]
용골자리 에타처럼 질량이 막대한 별들은 극도로 밝기 때문에 내부의 연료를 빠르게 소진한다. 에타별은 앞으로 수천 년 이내에 [[초신성]] 혹은 [[극초신성]] 폭발을 일으킬 것이다. 현재 에타가 [[항성진화]] 중 어느 단계에 있는지는 확실하지 않지만, 수천 년 내 혹은 수 년 내로도 폭발할 수 있다. 그런데 만약 수천 년 후 에타가 폭발한다면, 이는 에타가 이미 질량 방출 단계에 들어간 것으로 해석할 수도 있다. 에타별과 같은 밝은 청색변광성들은 만약 그들이 극초신성으로 폭발할 정도의 질량을 유지할 수 없을 경우, 초신성이 되기 전 질량을 우주 공간으로 방출하면서 [[울프-레이에별]]로 진화한다.
최근 에타별의 운명에 대한 다른 추측이 나왔다. [[2004년]] [[10월 20일]] 아마추어 천문가 고이치 이타가키는 지구에서 7,700광년 떨어진 [[살쾡이자리]] [[UGC 4904]]의 [[초신성 2006jc]]가 초신성 폭발을 일으켰다고 보고했다. 그러나 이 별은 밝기 13.8등급에 분광형 lb 초신성으로 2년 더 산 뒤, 실제 초신성 폭발로 일생을 마감했다. 고이치 이타가키가 관측했던 '초신성 위장 사건'에서 이 별은 [[목성 질량]] 20배에 해당하는 물질을 우주 공간으로 뿜어냈다.
초신성 2006jc와 에타별은 비슷하기 때문에, 나사 고다드 우주비행센터 스테판 이믈러는 에타별은 우리 생애 내 또는 앞으로 몇 년 이내에 초신성 폭발을 일으킬 수 있다고 주장했다. 그러나 캘리포니아 대학교 스탠포드 우즐리는 스테판의 주장을 반박하며, 에타별은 항성진화 초기단계에 있고 에타 내부에는 핵융합에 필요한 재료 여러 가지가 존재한다고 주장했다.
최근 에타별과 비슷한 또 다른 존재로 2006년 9월 18일 관측된, 2억 3800만 광년 떨어진 [[NGC 1260]] 내 [[초신성 2006gy]]가 있다. 초신성 폭발 모형을 연구하는 천문학자들은 이 초신성의 최후와, 용골자리 에타가 겪을 운명이 흡사할 것으로 추측하고 있다.
7,500광년이 아주 먼 거리는 아니기 때문에 에타별이 초신성 폭발을 할 경우 지구는 그 영향을 받게 될 것이다. 그러나 폭발로부터 나오는 [[감마선]] 및 기타 [[우주선 (물리)|우주선]]은 지구의 [[자기장]] 및 [[대기권]]이 충분히 보호할 수 있는 수준에 불과할 것이며, 인간들에게 큰 피해는 주지 않을 것으로 보인다. 다만 대기 상단 오존층 및 이 높이에 있는 [[우주선|우주 탐사선]], [[인공 위성]] 및 [[우주비행사|우주인]]들이 피해를 볼 것이다. 대기 상층부에 에타의 폭발이 미칠 영향이 훨씬 더 크리라고 보는 의견들도 있다.
에타가 폭발하면 낮에도 에타의 섬광을 볼 수 있고, 밤에는 책을 읽을 정도로 밝아질 것으로 보는 과학자도 있다. 폭발시 에타는 양 자전축에서 감마선 폭발을 일으킬 것이다. 하지만 에타별의 자전축이 지구를 향하고 있지 않기 때문에, 이 막대한 폭발은 지구에는 큰 영향을 주지 않을 것이다.
최근 이 별에서 방출되는 5.3년 주기 전자기 복사 주기를 관측한 결과, 에타는 [[쌍성]] 혹은 [[삼중성]]일 가능성이 제기되고 있다. 이것이 사실이라면 에타가 일으킬 초신성 혹은 극초신성 폭발의 강도 및 방향이 상황에 따라 달라질 수도 있다.
[[분류:밝은 청색변광성]]
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