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연구진은 단일성·쌍성 항성진화 모델에 붕괴 직전 중심부 구조와 폭발·직접붕괴 결과를 연결하는 처방, 항성대기 계산을 결합해 자외선부터 근적외선까지의 합성 측광을 산출하고 블랙홀 전구 별의 밝기·색 분포와 직접붕괴 발생률을 예측했다. 초기질량함수와 경험적 쌍성 분포로 가중한 결과, 별 형성률이 연간 태양질량 1(1 Msun/yr)인 은하에서 직접붕괴 사건은 약 100년당 0.4회로 추정됐다. 전구 별 다수는 붕괴 직전 단계에서 뜨겁고 푸르며 상당수가 볼프-레이에 단계로 자외선에서 밝은 반면 적색초거성은 소수에 그쳐, 적색초거성 위주의 탐색은 직접붕괴 사건의 상당 부분을 놓칠 수 있다고 연구진은 지적했다. 따라서 가까운 별 형성 은하를 자외선 관측까지 포함해 모니터링하는 것이 사라지는 대질량 별을 검출하는 유망한 경로라고 제시했다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
장주기 감마선 폭발(lGRB)의 지속시간(t90)은 기존에 중심 엔진 활동 시간(t_eng)에서 제트 분출 시간(t_bo)을 뺀 값으로 가정돼 왔으나, 여러 수치 시뮬레이션은 다른 결과를 보여왔다. 연구진은 볼프-레이에형 별을 뚫고 나오는 상대론적 제트의 광구 방출을 가정해 복사광도 광도곡선을 계산했고, 엔진 지속시간이 길면 t90이 t_eng에 근접하는 반면 짧은 경우에는 광구 반지름(R_ph)에 의존한다는 것을 확인했다. 이 관계는 t90 = t90_eng + 0.03(R_ph/c)로 모델링되며, 성공적인 lGRB의 t90에 하한이 존재한다. 저자들은 중심 엔진 지속시간이 제트 분출 시간과 비슷한 붕괴성(collapsar) 기원의 저광도 lGRB에 이 관계가 가장 잘 적용될 것으로 본다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
30년 전 아마추어 천문학자가 갑자기 밝아지는 백색왜성을 발견했는데, 새 연구는 그 원인이 헬륨 플래시의 한 종류인 '매우 늦은 열펄스(Very Late Thermal Pulse)'라고 밝혔다. 이 별은 온도가 올라가고 더 밝아지면서 '되살아난(born again)' 별로 불리며, 볼프-레이에(Wolf-Rayet)형 별로 진화했고 천문학자들은 인간의 시간 척도로 그 진화 과정을 관측할 수 있게 됐다.
Universe Today
연구진은 제임스웹 우주망원경(JWST)의 MIRI-MRS 새 관측 자료와 알마(ALMA, 100·350·690GHz), 찬드라(Chandra) 자료를 함께 분석해 NGC 253의 핵 폭발적 별형성 영역에서 이온화 가스와 분자 가스 방출선 모두에 나타나는 거품 형태 구조를 확인했다. 이 거품은 알마로 검출된 젊은 대질량 성단 중 가장 덜 파묻힌 천체와 위치가 일치해 해당 성단이 팽창을 일으키는 것으로 보이며, 반지름 약 11.5±3.4pc, 팽창 속도 약 90±44km/s로 역학적 나이는 약 0.1±0.1Myr로 추정된다. 여러 CO 전이선의 RADEX 모델링으로 구한 분자 질량은 (1.3±0.3)×10⁴~(2.8±0.8)×10⁵ 태양질량, 운동 에너지는 10⁵¹~10⁵² erg 수준으로, 약 10⁶ 태양질량 성단 내 볼프-레이에별 항성풍이나 초신성의 역학적 에너지 주입과 일치하며 동일 위치의 X선 방출이 이를 뒷받침한다. 연구진은 이 결과가 은하 핵 환경의 개별 성단이 파섹 규모의 구조를 만들고 주변 성간물질에 상당한 에너지와 운동량을 주입해 NGC 253의 핵 유출류에 기여할 수 있음을 보여주는 직접적 증거라고 밝혔다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
연구진은 밀집쌍성 진화 계산 격자를 이용한 인구합성으로, 로시로브 넘침(RLOF) 이후 남은 태양질량 약 5~24배 주성의 잔해인 '벗겨진 헬륨별(stripped helium star)'이 우리 은하에 얼마나 존재하는지 추정했다. 현재 은하의 별 형성률을 연간 태양질량 2배로 가정할 때, 유효온도 약 25,000K 이상이면서 질량이 태양질량의 1~7배인 천체는 14,700~28,500개, 2~7배인 천체는 3,200~5,500개로 계산됐으며, 값은 공통외피 형성과 그 결과에 대한 가정에 따라 달라진다. 벗겨진 헬륨별 동반성의 자전 각속도는 임계값의 60~80%로 나타났고, 관측 선택효과 탓에 실제 검출 가능한 개체 수는 크게 제한될 수 있다. 또 질량손실 이후의 잔해를 초기 균질 헬륨별 모델로 근사하면 초신성 직전 질량이 과소평가된다고 논문은 지적했다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
관측으로 얻은 개별 질량 분포 표본에서 분포 함수를 직접 추정하는 방법으로 볼프-레이에(WR)별과 블랙홀의 질량 분포와 그 관계를 분석한 연구다. WR별이 해당 진화 단계 말기까지 겪는 질량 손실을 고려하면, 블랙홀의 질량 분포는 중력 붕괴 직전 WR별 CO 핵의 질량 분포에 가깝다(M_BH ≃ M_CO)는 결과가 제시됐다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
연구진은 POSYDON의 상세 쌍성 진화 모형으로 0.01, 0.1, 0.2, 0.45, 1Z⊙의 금속량에서 볼프-레이에(WR) 쌍성 집단을 예측하고 소마젤란은하(SMC)·대마젤란은하(LMC)·우리은하의 관측과 비교했다. 그 결과 SMC와 아마도 LMC에서 넓은 궤도의 WR 쌍성이 없는 것은 안정적인 Case-B 질량 이동이 공여성의 외피를 부분적으로만 벗겨내고, 저금속량에서는 WR 항성풍이 남은 외피를 마저 제거할 만큼 강하지 않기 때문으로 설명되며, 태양 금속량에서 나타나는 장주기 봉우리는 저금속량에서 사라진다고 밝혔다. 또한 안정적 질량 이동(SMT)은 Case-A 질량 이동을 통해 주기 약 5~10일의 단주기 봉우리를 만들어 여러 금속량대의 관측과 잘 일치했고, SMT와 비상호작용 계는 모든 금속량에서 WR 쌍성의 주된 형성 경로였으며 그 상대적 기여도는 금속량 의존성을 보이지 않았다. 반면 공통외피 진화는 주로 주기 1일 미만이면서 블랙홀 동반성을 가진 WR 쌍성을 만들어내는 것으로 나타났다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
제임스웹 우주망원경(JWST) NIRSpec IFU가 2024년 4월 관측을 통해, 나선은하 NGC 2403의 태양 미만 금속함량 영역에 위치한 탄소가 풍부한(WC형) 볼프-레이에 쌍성 후보 SPIRITS 19q를 관측해 2019년 스피처 우주망원경이 포착한 먼지 폭발이 초기형 WC 항성과 연관돼 있음을 확인했다. 포츠담 볼프-레이에(PoWR) LMC 모델 격자를 적용한 결과 이 WC 항성의 질량손실률은 연간 10⁻⁴ 태양질량 이상으로 매우 높은 것으로 나타났으며, 폭발로 생성된 총 먼지 질량은 6.6 ± 0.4 × 10⁻⁶ 태양질량으로 추정됐다. 최소 공전주기를 12년으로 가정하면 주기 평균 먼지 생성률은 연간 5.5 × 10⁻⁷ 태양질량 이하에 해당한다. 연구진은 단일 WC 쌍성계라도 저금속 환경의 먼지 총량에 기여할 수 있으며, 이런 천체가 초기 우주에서 탄소질 먼지 입자의 중요한 공급원임을 시사한다고 밝혔다.
arXiv astro-ph.GA (은하)