피스미스 24-1

피스미스 24-1() 또는 HD 319718은 성운 NGC 6357 내 산개 성단인 피스미스 24에서 가장 밝은 천체로 지구로부터 약 6,500 광년 떨어져 있다. 관측 사상 가장 질량이 큰 별로 인정된 적도 있었으나 후속 연구 결과 최소 항성 세 개로 이루어진 다중성계로 밝혀졌다. 그럼에도 구성원 각각의 질량은 우리가 알고 있는 항성들 중 광도와 질량 면에서 최상위 그룹에 속한다.

 발견 
피스미스 24-1이 성표에 최초로 등록되었을 때 받은 명칭은 HD 319718이었으며 이후 피스미스 24-1과 좀 더 어두운 피스미스 24-16으로 분리되어 기록되었다. 주변을 두르고 있는 HII 영역 NGC 6357은 눈에 잘 띄나 그 안에 있는 산개성단 피스미스 24는 밝기가 10 등급에 불과하여 1959년이 되어서야 발견되었다.

1973년 피스미스 24를 15개 부분으로 나누었는데 그중 12개가 성단을 구성하는 항성들로 간주되었다. 이들 중 가장 밝은 항성에 피스미스 24-1 번호를 매겼고 이 천체가 조심스럽게 초거성일 것으로 결론내렸다. 이후 피스미스 24-1은 분광쌍성인 O3.5형 초거성과, 이로부터 500 천문단위 떨어져 있는 O4형 거성으로 구성되어 있음이 드러났다.

 항성계 
피스미스 24-1은 시각적으로 두 구성원으로 분리되어 보이므로 방위에 따라 보통 NE(북동쪽 방향)와 SW(남서쪽 방향)로 각각 표기한다. 피스미스 24-1NE는 SW보다 광도가 더 높고 표면온도도 더 뜨거우나 분광쌍성임이 밝혀졌다. 주어진 계 구성원들의 분광형이 맞다고 가정하면 NE의 구성원 각각의 광도가 보다 차가운 단독 거성 SW보다 낮다는 결론이 나온다. 이런 모순된 결과의 원인은 피스미스 24-1NE의 구성원들이 상호작용하여 분광형에 혼란을 주고 있거나 혹은 SW 역시 근접쌍성이기 때문일 수 있다.

피스미스 24-1은 2.4 일 주기로 식쌍성의 특성을 미약하게 보여준다. NE의 구성원 중 하나가 식 현상을 일으키는 원인으로 추정되나 아직 광도곡선을 구성원별로 분리하지는 못했다. NE의 광도곡선은 대칭형으로 원형에 가깝기 때문에 두 구성원은 질량과 유효온도가 매우 비슷하다고 추정된다.

《이중성 및 다중성 구성원 목록》에는 피스미스 24-1이 5.5 초각, 16.4 초각 거리에 어두운 동반성 둘을 더 거느리고 있는 것으로 나온다. 이는 24-1이 1.5 분각 범위에 별들이 뭉쳐 있는 산개성단의 일원임을 생각하면 그리 놀라운 사실은 아니다.

 특성 
섬네일|left|upright=1.1|피스미스 24를 포함하고 있는 NGC 6357의 사진.
피스미스 24-1NE의 구성원 둘을 분리하여 관측하는 것은 불가능해 보이나 이들이 일으키는 식 현상으로 볼 때 둘의 표면 온도는 42000 켈빈으로 거의 같다. 둘을 합친 광도는 태양의 약 80만 배에 이르므로 구성원 각자의 광도는 태양의 40만 배 아래일 것이다. NE 전체의 분광형은 O3.5 If*로 주계열을 지나 팽창해 있고 스펙트럼에 높은 수준으로 이온화된 방출선들이 강하게 나타남을 알 수 있다. 구성원들의 스펙트럼상 특징들을 분리할 수 없는 것으로 보아 둘의 스펙트럼은 유사한 것으로 보인다. NE를 한 덩어리로 볼 경우 태양질량의 74 배가 나오나 구성원 각각의 질량은 이보다 작을 것이다. 피스미스 24-1 근처에서 나오는 강력한 엑스선 복사는 두 거성에서 나오는 항성풍이 충돌하여 만들어진 것으로 추정된다.

피스미스 24-1SW는 분광형 O4 III(f+)의 거성으로 확실히 단독성이다. 표면온도는 4만 켈빈 근처이며 스펙트럼에 이온화된 질소, 실리콘, 헬륨의 방출선들이 나타남을 알 수 있다. SW의 광도는 태양의 약 65만 배, 반지름은 태양의 17 배, 질량은 태양의 66 배이다. 스펙트럼상으로는 거성으로 분류되지만 아주 뜨거운 이 O형 항성들은 아직도 중심핵에서 수소를 태워 역동적인 대류 및 강력한 항성풍을 만들어내고 있다.

천문학자들은 피스미스 24-1을 최초로 모형화했을 때 이 별을 태양 질량의 300 배 이상인 단독성으로 생각했고 이 값은 이론상 가능한 항성의 최대 질량을 넘는 것이었다. 이 값은 24-1이 이중성으로, 다시 삼중성으로, 그리고 항성 대기에 대한 최신 모형이 개발되면서 점점 낮아졌다. 가장 최근의 질량 예상값들은 특별한 설명 없이도 항성 생성 모형의 이론적 예측치 범위 내에 충분히 들어온다.

 외부 링크 
  Massive Stars in Open Cluster Pismis 24 , 2006-12-19.

 각주 

분류:전갈자리
분류:O형 거성
분류:O형 초거성
분류:식쌍성
분류:분광쌍성
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