질량이 큰 항성 목록

아래 표는 지금까지 관측된 별들 중 질량이 큰 것들을 순서대로 정렬한 것이다. 단위는 태양질량()이다.

불확실성과 주의사항
아래에 나열된 대부분의 질량은 논쟁의 여지가 있으며 현재 연구 주제이므로 계속 검토되고 질량 및 기타 특성이 지속적으로 수정된다. 실제로 아래 표에 나열된 질량 중 상당수는 별의 온도와 절대 밝기에 대한 어려운 측정을 사용하는 이론을 통해 추론되었다. 아래 나열된 질량은 모두 불확실하다. 이론과 측정 모두 현재 지식과 기술의 한계를 밀어붙이고 있으며 이론과 측정 모두 부정확할 수 있다. 예를 들어 세페우스자리 VV는 사용된 별의 특성에 따라 또는 사이일 수 있다.

섬네일|무거운 별을 가리는 주의의 원반의 작가의 표현.

거리와 먼지로 인한 가려짐의 문제
거대한 별은 드물기 때문에 천문학자들은 이를 찾으려면 지구에서 아주 멀리 떨어진 곳을 관찰해야 하며 나열된 모든 별은 수천 광년 떨어져 있으므로 측정이 어렵다. 멀리 떨어져 있는 것 외에도 엄청난 질량을 가진 많은 별들은 극도로 강력한 항성풍에 의해 생성된 가스 구름으로 둘러싸여 있으며 주변 가스는 이미 얻기 어려운 항성의 온도와 밝기 측정을 방해하여 내부 화학 조성과 구조를 추정하는 문제를 크게 복잡하게 만든다. 이러한 방해로 인해 매개변수 계산이 어려워진다.

섬네일|right|용골자리 에타는 이중의 둥근 돌출부 모양 먼지 구름 속에 숨겨진 밝은 점으로 바이어 부호를 받은 가장 무거운 별이다. 적어도 지난 수십 년 동안 두 개의 별인 것이 발견되었다.
먼지의 가림과 먼 거리로 인해 별이 단일 초중량 별인지 아니면 다중성계인지 판단하기가 어렵다. 아래에 나열된 많은 "별"들은 실제로 망원경으로 구별하기에는 너무 가깝게 공전하는 두 개 이상의 별이라 각 별도 그 자체로 무겁지만 이 목록에 있거나 맨 위에 있을 정도로 "초중량"은 아닐 수 있다. 다른 조합도 가능한데 예를 들어 하나 이상의 작은 동반성이 있는 초중량 별이거나 하나 이상의 거대한 별이 있을 수 있지만 주변 먼지 내부를 볼 수 없으면 진실을 알기가 어렵다.

보다 전체적으로 항성에 대한 통계에 따르면 질량 상한은 100-200 태양질량 범위에 있는 것으로 나타나므로 이 범위를 초과하는 모든 질량 추정치는 의심스럽다.

드문 신뢰 가능한 추정치
식쌍성은 질량이 어느 정도 확실하게 추정되는 유일한 별이지만 아래 표에 나열된 거의 모든 질량은 간접적인 방법으로 추론되었다. 표에 있는 천체의 질량 중 소수만이 식쌍성계를 이용하여 결정되었다.

수록된 질량 중 신뢰도가 가장 높은 것은 식쌍성 NGC 3603-A1, WR 21a 및 WR 20a의 질량이다. 세 천체 모두 궤도 측정을 통해 질량을 얻었는데 여기에는 시선속도와 광도곡선을 측정하는 작업이 포함된다. 시선속도는 기울기에 따라 질량의 최소값만을 산출하지만 식쌍성의 광도곡선은 누락된 정보, 즉 우리 시선에 대한 궤도 경사각을 제공한다.

항성진화의 관련성
일부 별은 한때 오늘날보다 더 무거웠을 수도 있고 많은 큰 별들이 상당한 질량 손실(어쩌면 태양 질량의 수십 배 까지도)을 겪었을 가능성이 높다. 이 질량은 뜨거운 광구에 의해 성간 공간으로 이동하는 고속 항성풍인 슈퍼윈드에 의해 방출되었을 수 있다. 이 과정은 근처의 성간 물질과 상호 작용하고 수소나 헬륨보다 무거운 원소를 해당 지역에 주입하는 별 주위에 확대된 확장된 외피를 형성한다.

목록에 존재했지만 더 이상 별로 존재하지 않거나 의사 초신성인 별도 있으며 오늘날 우리는 그 잔해만을 볼 수 있다. 이러한 파괴적인 사건의 원인이 된 전구별의 질량은 초신성 유형과 방출된 에너지를 통해 추정할 수 있지만 해당 질량은 여기에 나열되어 있지 않다(아래 § 블랙홀 참조).

질량 한계
별의 질량이 얼마나 클 수 있는지에 대한 두 가지 관련 이론적 한계가 있는데 바로 강착 한계와 에딩턴 질량 한계다. 강착 한계는 별 형성과 관련이 있는데 원시별에 약 120 이 강착된 후에는 발생하는 열이 더 이상 들어오는 물질을 밀어낼 만큼 충분히 뜨거워져야 하고 실제로 원시별은 새로운 물질을 얻는만큼 빠르게 물질을 잃는 지점에 도달한다. 에딩턴 한계는 이미 형성된 별의 중심에서 나오는 광압에 기초하는데 질량이 ~150 을 넘어 증가하면 종족I 별의 중심에서 방출되는 빛의 강도는 바깥쪽으로 밀어내는 광압이 안으로 끌어당기는 중력을 이겨내기에 충분해지고 이에 따라 중력이 안쪽으로 당기고 이에 따라 별 표면의 물질은 자유롭게 우주로 떠내려갈 수 있게 된다.

강착 한계
천문학자들은 원시별이 120 이상의 크기로 성장하면 급격한 일이 일어나야 한다는 가설을 오랫동안 생각해 왔다. 매우 초기의 종족III 별에 대해서는 한계가 확장될 수 있고 정확한 값은 불확실하지만 150-200 이상의 별이 여전히 존재한다면 항성진화에 대한 현재 이론에 도전하게 될 것이다.

천문학자들은 현재 우리은하에서 가장 밀도가 높은 것으로 알려진 성단인 아치스 성단을 연구하면서 해당 성단에 약 150 을 초과하는 별이 없음을 확인했다.

섬네일|right|R136 성단은 젊고 뜨겁고 푸른 별들로 이루어진 비정상적으로 밀집된 성단이다.
이 한계를 초과하는 희귀 초중량별(예: R136 성단의 별)은 다음 안으로 설명될 수 있다: 젊고 불안정한 다중성계에서 가까운 궤도에 있는 무거운 별 쌍 중 일부는 충돌을 일으킬 수 있는 비정상적인 상황이 발생하면 특정 경우 때때로 충돌하고 합쳐져야 한다.

에딩턴 질량 한계

항성 질량에 대한 에딩턴의 한계는 광압 때문에 발생하는데 충분히 질량이 큰 별의 경우 별 중심핵의 핵융합에 의해 생성된 복사 에너지의 바깥으로 밀어내는 힘은 자체 중력이 안으로 끌어당기는 힘을 초과하게 된다. 이 효과가 시작되는 가장 낮은 질량이 에딩턴 한계다.

질량이 더 큰 별은 중심핵의 에너지 생성률이 더 높으며 무거운 별의 광도는 질량 증가보다 훨씬 더 증가한다. 에딩턴 한계는 별이 스스로 해체되거나 적어도 내부 에너지 생성을 더 낮고 유지 가능한 속도로 줄일 수 있을 만큼 충분한 질량을 버려야 하는 지점이다. 실제 한계점은 별의 가스가 얼마나 불투명한지에 따라 달라지며 금속이 풍부한 종족I 별은 금속이 부족한 종족II 별보다 질량 한계가 더 낮다. 소멸되기 전에는 금속이 없는 가상의 종족III 별은 약 300 정도의 가장 높은 허용 질량을 가졌을 것이다.

이론적으로 더 무거운 별은 항성 물질의 유출로 인한 질량 손실로 인해 스스로를 지탱할 수 없다. 실제로 이론적인 에딩턴 한계는 광도가 높은 별에 대해 수정되어야 하며 경험적인 험프리스-데이비슨 한계가 대신 사용된다.

 목록 

다음 두 목록은 산개성단, OB 성협, H II 영역의 별을 포함하여 알려진 별 중 몇 가지를 수록한다. 목록의 상당수의 별들은 높은 광도에도 불구하고 맨눈으로 관찰하기에는 너무 멀리 떨어져 있으며 적어도 맨눈으로 가끔 볼 수 있는 별은 겉보기 등급(6.5 이상)이 파란색으로 강조되어 있다.

첫 번째 목록은 60  이상으로 추정되는 별으로 그 중 대부분이 수록되며 두 번째 목록에는 비교를 위해 60  미만의 주목할만한 별이 수록되어 있다. 데이터의 불확실성에 대한 정보를 제공하기 위해 각 별의 질량을 결정하는 데 사용되는 방법이 포함되어있으며 쌍성의 질량은 훨씬 더 정확하게 결정될 수 있다. 아래 나열된 질량은 별의 초기 질량이 아닌 현재 질량이다.

비교 목적으로 질량이 60 미만인 몇 가지 유명한 큰 별이 아래 표에 표시되어 있으며 매우 가깝지만 목록에 포함하기에는 너무 작은 태양으로 끝난다. 현재 나열된 모든 별은 육안으로 볼 수 있으며 비교적 가까이 있다.

블랙홀

블랙홀은 무거운 별의 진화의 종점이며 엄밀히 말하면 그들은 핵융합을 통해 더 이상 열과 빛을 생성하지 않기 때문에 별이 아니다. 일부 블랙홀은 우주론적 기원을 갖고 있을 수 있는데 그렇다면 결코 별이었던 적이 없을 것이며 이는 초대질량 블랙홀의 경우 특히 가능성이 높은 것으로 생각된다.

 항성질량 블랙홀은 약 4-15 인 물체다.
 중간질량 블랙홀의 범위는 100-10,000 이다.
 초대질량 블랙홀은 수백만 또는 수십억 범위에 있다.

 같이 보기 

 각주 

 외부 링크 
 
 
 
 
 

분류:항성 목록