나오스
나오스(Naos)는 고물자리에 있는 별이다. 이 별의 이름은 그리스어 ναύσ에서 온 것으로 그 뜻은 '배'이다. 바이어 명명법에 의하면 고물자리 제타(ζ Pup / ζ Puppis)로 읽는다. 아랍권에서는 수하일 하다르(سهيل هدار, →울부짖는 밝은 자)로 부른다.
| 나오스 | ||
 나오스를 가까이서 본 모습을 상상한 그림. | ||
| 명칭 | ||
|---|---|---|
| 다른 이름 | 수하일 하다르, 고물자리 제타, ζ Pup, CPD−39 2011, CPD−39 2111, FK5 306, GC 10947, HD 66811, HIP 39429, HR 3165, PPM 312524, SAO 198752. | |
| 관측 정보 (역기점 J2000) | ||
| 별자리 | 고물자리 | |
| 적경(α) | 08h 03m 35.04754s[1] | |
| 적위(δ) | −40° 00′ 11.3321″[1] | |
| 겉보기등급(m) | +2.21 | |
| 절대등급(M) | -5.5 | |
| 위치천문학 | ||
| 연주시차 | 3.01 ± 0.10 밀리초각[1] | |
| 거리 | 1,090 ± 40 광년(327 ± 12 파섹) | |
| 성질 | ||
| 광도 | 550,000~813,000 L☉[2] | |
| 분광형 | O4 If(n)p[1] | |
| 추가 사항 | ||
| 질량 | 22.5~55M☉[2] | |
| 표면온도 | 42,000 K[2] | |
| 중원소 함량 (Fe/H) | 0.34[3] | |
| 항성 목록 | ||
물리적 특성
편집나오스의 분광형은 O4If로 광도분류에 따르면 초거성이다. 질량은 태양의 22.5배에서 55배, 반지름은 태양의 14배, 표면온도는 42,000K으로 추정되나 이 모든 값은 매우 불확실하다. 예전 자료는 지구에서 더 멀고 질량이 태양 질량의 55배나 되는 질량과, 반지름 모두 더 크게 나왔으나 새로운 관측자료로는 앞의 모든 값들이 절반으로 깎인다.[3] 예전에는 나오스가 고무 성운 근처 돛자리의 항성 탄생지역(Vela complex)의 구성원으로 지구로부터 약 1,400광년 떨어진 것으로 추정했으나, 2008년 히파르코스 위성의 측정 결과 실제로는 우리와 더 가까이 있는 것으로 확인되었는데 그 거리는 약 1092광년(335파섹, 오차범위는 ±4%)이다.[4] 시선속도로 새로 구한 나오스의 거리를 볼 때 이 별은 약 200만 년 전 트럼플러 10의 OB 성협과 스쳐 지나간 것으로 보인다.[2] 나오스가 고무 성운을 남긴 초신성의 짝별이었다는 학설도 있다.[5]
나오스는 아주 뜨겁고 밝은 별이며, 밤하늘에서 보이는 몇 안 되는 O형 별이다. 나오스의 겉보기 등급은 2.21로 밤하늘에서 62번째로 밝은 별이며 절대등급은 -6.1로 우리 은하에서 매우 밝은 별들 가운데 하나이다. 나오스를 만약 시리우스 자리(약 8.7광년)까지 당겨 온다고 가정할 경우, 지구에서 바라보았을 때의 겉보기 등급은 -9 정도가 된다. 이 밝기는 반달의 그것과 거의 비슷하다. 나오스가 뿜는 에너지 역시 막대한데 가시광선 영역만 측정하면 우리 태양보다 약 12,500배 더 밝다. 그러나 청색 초거성은 복사에너지의 대부분을 자외선 영역에서 내보내기 때문에 모든 방출 에너지의 양을 고려할 경우, 나오스의 절대복사광도는 태양의 약 50만 배에 이른다.
나오스는 청색 초거성이지만 반경은 그다지 크지 않다. 대체로 청색 초거성은 적색 거성같이 거대하지 않으며 나오스의 경우 반지름이 태양의 14배 정도이다. 물리적인 반지름만 따지면 적색 초거성이 청색 별보다 더 크다.
나오스는 매우 강력한 항성풍을 내보내고 있어 수십년 전부터 천문학자들의 관심을 받아 왔다. 이 별의 항성풍 속도는 초당 2,500킬로미터로 매년 태양질량의 100만 분의 1을 잃고 있으며[6] 이는 태양의 질량상실 속도의 1천만 배 정도이다. 이런 질량방출은 전파나 엑스선과 같이 눈에 보이지 않는 파장에서 확연하게 관측된다.
헬륨
편집1896년 에드워드 피커링은 나오스로부터 불가사의한 분광선들을 관측했는데 반정수를 정수로 대체할 경우 뤼드베리 공식과 맞았다. 이후 이 불가사의함의 원인은 이온화된 헬륨 때문인 것으로 드러났다.[7]
같이 보기
편집각주
편집- ↑ 가 나 다 라 “Basic data :NAME NAOS -- Variable Star”. SIMBAD. 2013년 2월 15일에 확인함.[깨진 링크(과거 내용 찾기)]
- ↑ 가 나 다 라 E. Schilbach, S. Röser (2008년 4월 9일). “On the origin of field O-type stars”. 《Astronomy and Astrophysics》 (영어) 489 (1): 105-114. doi:10.1051/0004-6361:200809936. 2013년 2월 15일에 확인함.
- ↑ 가 나 Dany Vanbeveren (2011년 9월 29일). “Zeta Pup: the merger of at least two massive stars”. 코넬 대학교 도서관. 2013년 2월 15일에 확인함.
- ↑ Maíz Apellániz, J.; Alfaro; Sota; Alfaro, E. J.; Sota, A. (2008). “Accurate distances to nearby massive stars with the new reduction of the Hipparcos raw data” 0804: 2553. arXiv:0804.2553. Bibcode:2008arXiv0804.2553M.
- ↑ Rumpa Choudhury, H. C. Bhatt (2008년 11월 3일). “Kinematics of the young stellar objects associated with the cometary globules in the Gum Nebula”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 (영어) 393: 959-968. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.14189.x. 2013년 2월 15일에 확인함.
- ↑ Thomas Eversberg, Sébastien Lépine, Anthony F. J. Moffat (1998년 2월 20일). “utmoving Clumps in the Wind of the Hot O Supergiant ζ Puppis”. 《The Astrophysical Journal》 (영어) 494 (2). doi:10.1086/305218. 2013년 2월 15일에 확인함.
- ↑ N. BOHR (1913년 10월 23일). “The Spectra of Helium and Hydrogen” (PDF). 《네이처》 (영어) 92: 231-232. doi:10.1038/092231d0. 2013년 2월 15일에 확인함.
외부 링크
편집- (영어) 짐 케일러의 항성: 나오스