{{위키데이터 속성 추적}}
{{항성 정보
| 이름 = R136a2
| 그림 = R136a1 star.jpg
| 그림설명 = 초성단 [[R136]] 중심부를 [[근적외선]]으로 찍은 사진. [[R136a1]]과 R136a2 둘은 성단 중심부 근처에 있으며 가까이 붙어 있다. R136a2는 1보다 좀 더 어둡다.
| 역기점 = [[J2000]]
| 별자리 = [[황새치자리]]
| 적경 = {{RA|05|38|42.40}}
| 적위 = {{DEC|-69|06|02.88}}
| 겉보기등급 = 12.34<ref name="census">[http://arxiv.org/abs/1308.3412v1 The VLT-FLAMES Tarantula Survey - XI. A census of the hot luminous stars and their feedback in 30 Doradus], E. I. Doran, P. A. Crowther, A. de Koter, C. J. Evans, C. McEvoy, N. R. Walborn, N. Bastian, J. M. Bestenlehner, G. Grafener, A. Herrero, K. Kohler, J. Maiz Apellaniz, F. Najarro, J. Puls, H. Sana, F. R. N. Schneider, W. D. Taylor, J. Th. van Loon, J. S. Vink, Submitted on 15 Aug 2013.</ref>
| 분광형 = [[볼프-레이에별|WN5h]]
| 색지수 = b-v: 0.23<ref name="census">{{저널 인용|bibcode=2013A&A...558A.134D|title=The VLT-FLAMES Tarantula Survey. XI. A census of the hot luminous stars and their feedback in 30 Doradus|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=558|pages=A134|author1=Doran|first1=E. I.|last2=Crowther|first2=P. A.|last3=De Koter|first3=A.|last4=Evans|first4=C. J.|last5=McEvoy|first5=C.|last6=Walborn|first6=N. R.|last7=Bastian|first7=N.|last8=Bestenlehner|first8=J. M.|last9=Gräfener|first9=G.|last10=Herrero|first10=A.|last11=Köhler|first11=K.|last12=Maíz Apellániz|first12=J.|last13=Najarro|first13=F.|last14=Puls|first14=J.|last15=Sana|first15=H.|last16=Schneider|first16=F. R. N.|last17=Taylor|first17=W. D.|last18=Van Loon|first18=J. Th.|last19=Vink|first19=J. S.|year=2013|doi=10.1051/0004-6361/201321824|arxiv = 1308.3412 }}</ref>
| 거리 = 163,000 광년(50,000 파섹)
| 절대등급 = -7.80 ([[가시광선]]), -12.06 (모든 파장)<ref name=bestenlehner2020>{{저널 인용|bibcode=2020MNRAS.tmp.2627B |title=The R136 star cluster dissected with Hubble Space Telescope/STIS. II. Physical properties of the most massive stars in R136 |last1=Bestenlehner |first1=Joachim M. |last2=Crowther |first2=Paul A. |last3=Caballero-Nieves |first3=Saida M. |last4=Schneider |first4=Fabian R. N. |last5=Simón-Díaz |first5=Sergio |last6=Brands |first6=Sarah A. |last7=De Koter |first7=Alex |last8=Gräfener |first8=Götz |last9=Herrero |first9=Artemio |last10=Langer |first10=Norbert |last11=Lennon |first11=Daniel J. |last12=Maíz Apellániz |first12=Jesus |last13=Puls |first13=Joachim |last14=Vink |first14=Jorick S. |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |year=2020 |doi=10.1093/mnras/staa2801 |arxiv=2009.05136 }}</ref>
| 질량 = {{val|187|23|33}}<ref name=bestenlehner2020/>
| 크기 = 23.4 {{태양반경|link=on}}<ref name=bestenlehner2020/>
| 광도 = 103,752(가시광선), 5,623,000(모든 파장) {{태양광도|link=on}}<ref name=bestenlehner2020/>
| 표면온도 = {{val|50,000|2,500}} [[켈빈|K]]<ref name=bestenlehner2020/>
| 나이 = ~{{val|120|20}}만 년<ref name=bestenlehner2020/>
| 중원소함량 = ~0.4 [m/H]
| 다른 이름 = Cl* NGC 2070 MH 511, RMC 136a2, HSH95 5, BAT99 109, CHH92 2
}}
'''R136a2'''('''RMC 136a2''')는 [[초성단]] [[타란툴라성운]] 내 [[R136]]의 중심 근처에 있는 [[볼프-레이에별]]이다. 알려진 이 별의 질량은 태양의 약 187배로 발견된 항성 중 가장 무거운 부류에 속한다. 질량이 큰 만큼 광도 또한 막대하여 그 수치는 태양의 562만 배 가까이 된다. [[R136a1]] 근처에 있으며 밝기와 광도 모두 1보다 약간 작다.

== 발견 ==
1960년 [[프리토리아]] 소재 [[래드클리프 천문대]]에서 근무하던 천문학자들은 대마젤란 성운에 있는 밝은 별들의 광도와 스펙트럼 수치를 측정했다. 이들이 관측·기록한 천체 중 RMC 136[래드클리프 천문대 마젤란 성운 목록('''R'''adcliffe Observatory '''M'''agellanic Cloud '''C'''atalogue)에서 136번 천체]이 있는데, 이후 추가 관측을 통해 R136은 별이 활발하게 태어나는 거대한 [[전리수소영역]] 중심부에 있음이 밝혀졌다.<ref>{{저널 인용|title = The brightest stars in the Magellanic Clouds|last = Feast|first = M. W.|date = 1960|journal = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|last2 = Thackeray|first2 = A. D.|last3 = Wesselink|first3 = A. J.|volume = 121|page = 337|bibcode = 1960MNRAS.121..337F}}</ref>

1980년대 초 스페클 간섭법으로 [[R136a]]를 관측하여 한 덩어리처럼 보이던 것을 8개 천체로 분해하였다.<ref name="weigelt">{{저널 인용|bibcode=1985A&A...150L..18W|title=R136a in the 30 Doradus nebula resolved by holographic speckle interferometry|journal=Astronomy and Astrophysics (ISSN 0004- 6361)|volume=150|pages=L18|author1=Weigelt|first1=G.|last2=Baier|first2=G.|year=1985}}</ref> 이 중에서 R136a2는 R136 성단 중심부로부터 1초각 범위 내에서 두 번째로 밝은 별이었다. 처음에는 이 성단 중심부의 밝기로부터 뜨거운 O형 항성 수십 개가 성단 중심부로부터 3.26 광년 범위에 몰려 있으며 이 부분의 총질량은 태양의 수천 배 정도로 예측했었다.<ref name="moffat">{{저널 인용|bibcode=1983A&A...125...83M|title=R136 - Supermassive star or dense core of a star cluster?|journal=Astronomy and Astrophysics (ISSN 0004-6361)|volume=125|pages=83|author1=Moffat|first1=A. F. J.|last2=Seggewiss|first2=W.|year=1983}}</ref><ref name="casinelli">[http://www.sciencemag.org/content/212/4502/1497 Central Object of the 30 Doradus Nebula, a Supermassive Star], JOSEPH P. CASSINELLI, JOHN S. MATHIS, BLAIR D. SAVAGE. Science 26 June 1981: Vol. 212 no. 4502 pp. 1497-1501, DOI: 10.1126/science.212.4502.1497</ref> 그러나 실제로는 극도로 밝은 별 몇 개에 O형 항성 여럿이 뭉쳐 있었다.<ref name="census"/>

== 특징 ==
일반적인 볼프-레이에 별들과 마찬가지로 R136a2도 빠른 항성풍 형태로 질량을 우주로 계속하여 날려보내고 있다. 항성풍의 속도는 초당 2,400 킬로미터나 되며 1년에 태양 질량의 4.6×10<sup>−5</sup>배를 잃고 있다.<ref name="hainich">{{저널 인용|doi=10.1051/0004-6361/201322696|title=The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=565|pages=A27|year=2014|last1=Hainich|first1=R.|last2=Rühling|first2=U.|last3=Todt|first3=H.|last4=Oskinova|first4=L. M.|last5=Liermann|first5=A.|last6=Gräfener|first6=G.|last7=Foellmi|first7=C.|last8=Schnurr|first8=O.|last9=Hamann|first9=W.-R.|bibcode=2014A&A...565A..27H|arxiv = 1401.5474 }}</ref><ref name="crowther">{{저널 인용|doi=10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x|title=The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M⊙ stellar mass limit|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=408|issue=2|pages=731|year=2010|last1=Crowther|first1=Paul A.|last2=Schnurr|first2=Olivier|last3=Hirschi|first3=Raphael|last4=Yusof|first4=Norhasliza|last5=Parker|first5=Richard J.|last6=Goodwin|first6=Simon P.|last7=Kassim|first7=Hasan Abu|bibcode=2010MNRAS.408..731C|arxiv = 1007.3284 }}</ref> 질량이 매우 크기 때문에 중심핵은 극도로 강한 압력으로 눌려 [[CNO 순환]] 과정이 매우 빠르게 진행되며, 그 결과 별의 광도는 전체 파장에서 태양의 약 490만 배에 이른다. 이 속도는 태양이 1년동안 만드는 에너지를 단 10초만에 뿜는 것과 같다. R136a2는 지금으로부터 약 100 ~ 200만 년 전 태어난 것으로 보이며 이론에 따라 단순계산시 탄생 당시 질량은 태양의 240배 정도였으나 이후 태양질량 40배 정도를 잃은 것으로 나온다.<ref name=crowther/> 그러나 현재 항성진화 이론상으로 태양질량의 150배 이상 천체는 태어날 수 없음을 고려하면 R136a2는 두 개 이상의 별이 합쳐진 결과일 것이다.<ref name=oh>[http://arxiv.org/abs/1208.0826v1 The emergence of super-canonical stars in R136-type star-burst clusters], Sambaran Banerjee, Pavel Kroupa, Seungkyung Oh, (Submitted on 3 Aug 2012)</ref> 질량은 발견된 항성 중 최고 반열에 들어가지만 [[적색 초거성]]이나 일부 [[극대거성]]에 비하면 부피가 그리 크지 않다. 이 별의 반지름은 태양의 23.4배이며 부피는 태양의 1만 3천 배 정도이다.<ref name=hainich/><ref>{{웹 인용|url = https://www.google.ca/?gfe_rd=cr&ei=fGMLVY7uCsq1mQHm7oGoAQ&gws_rd=ssl#q=volume+of+a+sphere+r+%3D23.4&spell=1|title = Sphere Calculator|website = Google}}</ref> 가시광선 영역만으로 밝기를 한정하면 태양의 3만 2천 배 수준에 머무르며 절대등급으로 -6.5가 나온다.<ref name=hainich/>

== 최후 ==
R136a2의 미래는 이 별이 질량을 잃는 속도와 양에 달려 있다. 그러나 중간 과정이 어떻든간에 마지막까지 질량은 충분히 남아 있어 파국적 종말을 피할 수는 없을 것이다. Ib 또는 Ic형 [[초신성]] 또는 [[극초신성]] 폭발을 할 것이고 [[감마선 폭발]]이 함께 동반될 가능성이 있다. 또는 눈에 보이지 않게 폭발한 뒤 [[블랙홀]]이나 [[중성자별]]로 진화할 수도 있다.<ref name=woodley>[http://arxiv.org/abs/1406.5657 The Deaths of Very Massive Stars], S. E. Woosley, Alexander Heger, (Submitted on 21 Jun 2014)</ref>


== 같이 보기 ==
[[R136a1]]

[[R136a3]]

[[R136]]

[[R136a]]

[[R136b]]

[[R136c]]

== 각주 ==
{{각주}}

== 외부 링크 ==
* http://www.eso.org/public/news/eso1030/

[[분류:볼프-레이에별]]
[[분류:1985년 발견한 천체]]
[[분류:대마젤란 은하의 항성]]
[[분류:타란툴라 성운]]