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카펠라 항성계는 밝은 [[거성]] 둘로 이루어진 쌍성계를 다시 먼 곳에서 [[적색 왜성]] 쌍성계가 돌고 있는 복잡한 체계이다.<ref name=chl /> 밝은 거성 둘의 이름은 각각 카펠라 Aa와 Capella Ab이며 적색 왜성 둘의 이름은 각각 카펠라 H와 카펠라 L이다. 다만 카펠라 C부터 G는 우리 눈에 근처에 있는 것처럼 보일 뿐 중력으로 묶여 있지 않아 관계 없는 천체들이다.<ref name=schaaf>Schaaf, p. 154.</ref> [[히파르코스 위성]]이 측정한 [[연주시차]]는 76.2 밀리초각에 오차범위는 0.46 밀리초각으로<ref name="vanLeeuwen2007">{{cite journal | first=F. | last=van Leeuwen | title=Validation of the new Hipparcos reduction | journal=Astronomy and Astrophysics | volume=474 | issue=2 | pages=653–64 | date=November 2007 | bibcode=2007A&A...474..653V |
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카펠라는 마차부의 성도(星圖)에서 어깨 부분에 있는 별이며, 때로는 마차부가 데리고 있는 염소에 해당하는 별이기도 했다. 이 별은 1등성 별들 중 [[천구 북극]]에 가장 가까운 존재이다.([[폴라리스]]는 2등성이다) 카펠라는 많은 [[신화]]에서 중요한 역할을 맡는 소재이기도 했다. 이 별에 대한 기록은 기원전 2000년까지 거슬러 올라간다. |
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| doi=10.1051/0004-6361:20078357 | arxiv=0708.1752}}</ref> 여기에서 계산한 지구로부터 카펠라 계까지의 거리는 42.8 광년(13.12 파섹)이며 오차범위는 0.3 광년(0.09 파섹)이다. |
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미국 천문학자 [[올린 에겐]]은 논문에서 [[고유운동]]과 시차를 분석하여 카펠라가 [[히아데스 이동성군]]([[히아데스 성단]]처럼 같은 방향으로 움직이는 별의 무리)에 속해 있음을 알아냈다. 성군을 이루는 별들은 나이가 모두 비슷했으며 질량은 각각 태양의 2.5배 정도에 [[주계열]] 단계를 떠나 [[적색 거성]]으로 부풀어오르는 중간단계에 있었다. 에겐은 카펠라 계를 이루는 밝은 두 별에 각각 분광형 G8III과 G0III을 붙였으나, 두 별의 나이가 같다고 가정했을 경우 분광형이 서로 다른 것을 설명할 수 없었다. 그는 뜨거운 쪽(G0III)은 이미 적색 거성 단계를 거친바 있고 수축하여 뜨거워지는 단계에 있다고 해석했다.<ref name=bsc2 /><ref name="eggen1960">{{cite journal|author=Eggen, Olin J |date=1960 |title=Stellar Groups, VII. The Structure of the Hyades Group |
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카펠라는 식 현상을 일으키지 않는 [[분광쌍성]]이라는 점에서 [[천문학자]]들의 관심 대상이었다. 카펠라는 사실 두 개의 별로 이루어진 [[쌍성]]이다. 둘 다 분광형은 G이며 밝기는 태양의 50~80배에 이른다. 두 별 사이 거리는 1억 킬로미터 이내이며, [[공전 주기]]는 104.02일이다. 이들은 주계열성일 시절에는 분광형 B8~A0([[시리우스]]나 [[베가]], [[포말하우트]] 등과 비슷함)였지만, 주계열성 단계를 떠난 뒤 [[적색 거성]]을 향해 진화하는 중이다. 수백만 년 후 이 둘은 수축과 팽창을 반복하는 단계로 돌입할 것이다. 카펠라 항성계에서는 [[엑스선]]이 관찰되는데, 이는 쌍성 중 한 별 표면의 [[자기장]]이 만들어낸 것으로 생각된다. 카펠라는 [[COAST]] 망원경이 천체 [[간섭계]]를 이용하여 사진을 찍은 첫 번째 대상이다. 촬영은 [[1995년]]에 있었다. |
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|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=120 |pages=540–62 |bibcode=2011A&A...531A..89W |bibcode=1960MNRAS.120..540E |doi=10.1093/mnras/120.6.540}}</ref> |
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=== 밝은 쌍성계 === |
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카펠라 '''Aa''', '''Ab'''는 먼 거리에 M형 [[적색 왜성]]으로 이루어진 쌍성을 동반 천체로 거느리고 있다. 쌍성은 한 개의 별처럼 뭉쳐서 카펠라 A, B를 공전하고 있다. |
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카펠라를 이루는 두 쌍성계 중 밝은 쪽은 분광형 G의 [[거성]] 둘로 구성되어 있다. 2009년 Torres 연구진은 이들을 관측하여 나온 분광사진기와 간섭계 자료를 모두 검토하여 구성원의 물리적 수치를 계산해냈다. 둘의 공전주기는 104일이었으며 밝은 쪽 카펠라 Aa의 표면온도는 약 4920 ± 70 켈빈, 반지름은 태양의 11.87 ± 0.56 배, 질량은 태양의 약 2.466 ± 0.018 배, 밝기는 모든 파장에서 방출하는 빛을 전부 합쳐서 태양의 79.5 ± 4.8 배였다. 어두운 쪽 카펠라 Ab의 표면온도는 약 5680 ± 70 켈빈, 반지름은 태양의 8.75 ± 0.32 배, 질량은 태양의 약 2.443 ± 0.013 배, 밝기는 72.1 ± 3.6 배였다.<ref name="torres2009"/> 2011년 Weber-Strassmeier는 3년 반 넘는 기간에 찍은 회절격자 438개를 검토한 후 Aa와 Ab의 질량을 구했는데 그 값은 각각 태양의 2.573±0.009, 2.488±0.008 배였다.<ref name="weber2011"/> 이들이 측정한 카펠라의 밝기는 모든 파장에서의 방출량으로 가시광선으로만 한정하면 그 값은 작아져서 Aa는 겉보기 등급 0.91, Ab는 0.76이다.<ref name=hummel94 /> |
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카펠라 Aa-Ab 계는 [[사냥개자리 RS형 변광성]]으로 분류할 수 있는데 이는 두 별 모두 거대한 [[흑점]] 때문에 [[채층]] 활동이 활발하다는 뜻이다. 특이한 점은 더 뜨거운 쪽인 카펠라 Ab의 대기 활동이 더 활발하다는 것이다. 여기에서 Ab는 각운동량을 바꿔서 [[대류층]]을 두껍게 만드는 [[헤르츠스프룽 틈]] 단계에 있는 것으로 보인다.<ref name="weber2011">{{cite journal|author=Weber, M.|author2=Strassmeier, K.G.|date=2011|title=The Spectroscopic Orbit of Capella Revisited|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=531|pages=id.A89 (5 pp.) |bibcode=2011A&A...531A..89W|arxiv = 1104.0342 |doi = 10.1051/0004-6361/201116885 }}</ref> |
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지구에서 봤을 때 어느 별도 서로를 가리지 않는 것으로 보아 Aa-Ab 계는 식쌍성은 아니다. 두 별은 약 1억 킬로미터 떨어져 있고 공전주기는 약 104일이다. 이들의 질량으로 미루어 보아 [[주계열]] 단계였을 시절 [[베가]]와 비슷한 [[A형 주계열성]]이었을 것이다. 이들은 주계열 단계를 벗어나 수백만 년의 기간에 걸쳐 부풀어오르고 표면온도는 내려가나 전체적으로 밝아지면서 [[적색 거성]]이 될 것이다. 둘 중 조금 더 무거운 Aa는 중심부에서 헬륨을 태워 탄소와 산소를 만드는 단계에 돌입했으나 가벼운 쪽은 아직 거기까지는 이르지 않은 것으로 보인다.<ref name=schaaf>''The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars'', Fred Schaaf, Hoboken, New Jersey: John Wiley & Sons, 2008, ISBN 978-0-471-70410-2; see pp. 153–155.</ref> |
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=== 어두운 쌍성계 === |
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쌍성계 둘 중 어두운 쪽은 [[적색 왜성]] 둘로 이루어진 쌍성이다. 밝은 쌍성계 둘로부터는 약 1만 천문단위 떨어져 있다.<ref name=chl>Capella HL, T. R. Ayres, pp. 202–204, in ''Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun: Proceedings of the Third Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun, Held in Cambridge, Massachusetts, October 5–7, 1983'', edited by Sallie L. Baliunas and Lee Hartmann, Berlin/Heidelberg, Springer-Verlag, 1984, Lecture Notes in Physics, vol. 193, ISBN 978-3-540-12907-3; {{doi|10.1007/3-540-12907-3_204}}, {{bibcode|1984LNP...193..202A}}</ref> 이 계의 공전궤도 중 약 30도 정도만이 분석되어 있으나 여기에서 온전한 전체 궤도를 추정하면 이들이 밝은 쌍성계를 1회 공전하는 데 걸리는 시간은 약 400년이다.<ref name=heintz75>Parallax and motions of the Capella system, W. D. Heintz, ''Astrophysical Journal'' '''195''' (January 1975), pp. 411–412, {{doi|10.1086/153340}}, {{bibcode|1975ApJ...195..411H}}</ref> |
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== 밝기 == |
== 밝기 == |
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2015년 4월 24일 (금) 15:12 판
| 카펠라 A/B | ||
 카펠라 항성계의 구성원들과 태양의 크기를 비교한 것. 두 개의 큰 별은 카펠라 Aa와 Ab이며, 붉은색 점들은 적색 왜성으로 카펠라 H과 L이다. | ||
| 관측 정보 | ||
|---|---|---|
| 별자리 | 마차부자리 | |
| 적경(α) | 05h 16m 41.4s | |
| 적위(δ) | +45° 59' 53" | |
| 절대등급(M) | -0.5 +0.14/+0.29 | |
| 위치천문학 | ||
| 연주시차 | 77.29 ± 0.89 | |
| 거리 | 42.2 ± 0.5 광년 | |
| 추가 사항 | ||
| 질량 | 2.69/2.56 태양질량 | |
| 표면온도 | 5270/5900 K | |
| 항성 목록 | ||
카펠라는 마차부자리에서 가장 밝은 별이다. 밤하늘에서 여섯번째로 밝고 북반구 밤하늘에서는 아크투루스와 베가 다음으로 세번째로 밝다. 별의 이름 카펠라(Capella)는 '새끼 염소'라는 뜻으로, 라틴어로 염소를 뜻하는 capra의 지소사(새끼를 나타내는 단어)에서 유래한 것이다. 별자리 내에서 가장 밝기 때문에 바이어 명명법으로 마차부자리 알파(α Aurigae, α Aur)로 표기한다. 맨눈으로는 홑별처럼 보이나 사실은 밝은 별 두 개와 어두운 별 두 개가 각각 쌍성을 구성하고, 이 두 계(系)가 다시 서로에 대해 공전하는 복잡한 구조이다. 두 쌍성 중 첫째 계는 분광형 G의 거성 두 개로 구성되어 있으며 둘 다 반지름이 태양보다 10배 정도 크다. 이들은 각각 카펠라 Aa, 카펠라 Ab로 불리며 주계열 단계를 벗어나 부풀어올라 적색 거성으로 진화하는 단계에 있는 것으로 보인다. 둘째 계는 적색 왜성 두 개로 구성되어 있으며 둘 다 질량이 각각 태양의 절반 수준이다. 이들은 각각 카펠라 H, 카펠라 L로 불린다. 망원경 시야상 이들 근처에는 카펠라 C~G, I~K로 명명된 항성들도 있으나 근처에 있는 것처럼 보일 뿐 카펠라 A, HL과는 관계없는 천체들이다.[1] 카펠라 계와 지구와의 거리는 상대적으로 가까워 42.2 광년(12.9 파섹) 정도이다.
항성계
카펠라 항성계는 밝은 거성 둘로 이루어진 쌍성계를 다시 먼 곳에서 적색 왜성 쌍성계가 돌고 있는 복잡한 체계이다.[2] 밝은 거성 둘의 이름은 각각 카펠라 Aa와 Capella Ab이며 적색 왜성 둘의 이름은 각각 카펠라 H와 카펠라 L이다. 다만 카펠라 C부터 G는 우리 눈에 근처에 있는 것처럼 보일 뿐 중력으로 묶여 있지 않아 관계 없는 천체들이다.[3] 히파르코스 위성이 측정한 연주시차는 76.2 밀리초각에 오차범위는 0.46 밀리초각으로[4] 여기에서 계산한 지구로부터 카펠라 계까지의 거리는 42.8 광년(13.12 파섹)이며 오차범위는 0.3 광년(0.09 파섹)이다.
미국 천문학자 올린 에겐은 논문에서 고유운동과 시차를 분석하여 카펠라가 히아데스 이동성군(히아데스 성단처럼 같은 방향으로 움직이는 별의 무리)에 속해 있음을 알아냈다. 성군을 이루는 별들은 나이가 모두 비슷했으며 질량은 각각 태양의 2.5배 정도에 주계열 단계를 떠나 적색 거성으로 부풀어오르는 중간단계에 있었다. 에겐은 카펠라 계를 이루는 밝은 두 별에 각각 분광형 G8III과 G0III을 붙였으나, 두 별의 나이가 같다고 가정했을 경우 분광형이 서로 다른 것을 설명할 수 없었다. 그는 뜨거운 쪽(G0III)은 이미 적색 거성 단계를 거친바 있고 수축하여 뜨거워지는 단계에 있다고 해석했다.[5][6]
밝은 쌍성계
카펠라를 이루는 두 쌍성계 중 밝은 쪽은 분광형 G의 거성 둘로 구성되어 있다. 2009년 Torres 연구진은 이들을 관측하여 나온 분광사진기와 간섭계 자료를 모두 검토하여 구성원의 물리적 수치를 계산해냈다. 둘의 공전주기는 104일이었으며 밝은 쪽 카펠라 Aa의 표면온도는 약 4920 ± 70 켈빈, 반지름은 태양의 11.87 ± 0.56 배, 질량은 태양의 약 2.466 ± 0.018 배, 밝기는 모든 파장에서 방출하는 빛을 전부 합쳐서 태양의 79.5 ± 4.8 배였다. 어두운 쪽 카펠라 Ab의 표면온도는 약 5680 ± 70 켈빈, 반지름은 태양의 8.75 ± 0.32 배, 질량은 태양의 약 2.443 ± 0.013 배, 밝기는 72.1 ± 3.6 배였다.[7] 2011년 Weber-Strassmeier는 3년 반 넘는 기간에 찍은 회절격자 438개를 검토한 후 Aa와 Ab의 질량을 구했는데 그 값은 각각 태양의 2.573±0.009, 2.488±0.008 배였다.[8] 이들이 측정한 카펠라의 밝기는 모든 파장에서의 방출량으로 가시광선으로만 한정하면 그 값은 작아져서 Aa는 겉보기 등급 0.91, Ab는 0.76이다.[9]
카펠라 Aa-Ab 계는 사냥개자리 RS형 변광성으로 분류할 수 있는데 이는 두 별 모두 거대한 흑점 때문에 채층 활동이 활발하다는 뜻이다. 특이한 점은 더 뜨거운 쪽인 카펠라 Ab의 대기 활동이 더 활발하다는 것이다. 여기에서 Ab는 각운동량을 바꿔서 대류층을 두껍게 만드는 헤르츠스프룽 틈 단계에 있는 것으로 보인다.[8]
지구에서 봤을 때 어느 별도 서로를 가리지 않는 것으로 보아 Aa-Ab 계는 식쌍성은 아니다. 두 별은 약 1억 킬로미터 떨어져 있고 공전주기는 약 104일이다. 이들의 질량으로 미루어 보아 주계열 단계였을 시절 베가와 비슷한 A형 주계열성이었을 것이다. 이들은 주계열 단계를 벗어나 수백만 년의 기간에 걸쳐 부풀어오르고 표면온도는 내려가나 전체적으로 밝아지면서 적색 거성이 될 것이다. 둘 중 조금 더 무거운 Aa는 중심부에서 헬륨을 태워 탄소와 산소를 만드는 단계에 돌입했으나 가벼운 쪽은 아직 거기까지는 이르지 않은 것으로 보인다.[3]
어두운 쌍성계
쌍성계 둘 중 어두운 쪽은 적색 왜성 둘로 이루어진 쌍성이다. 밝은 쌍성계 둘로부터는 약 1만 천문단위 떨어져 있다.[2] 이 계의 공전궤도 중 약 30도 정도만이 분석되어 있으나 여기에서 온전한 전체 궤도를 추정하면 이들이 밝은 쌍성계를 1회 공전하는 데 걸리는 시간은 약 400년이다.[10]
밝기
카펠라는 센타우루스자리 알파와 거의 밝기가 비슷하지만 실제로는 지구에서 열 배나 더 멀리 있다. 밝기는 거리의 제곱에 반비례하므로, 카펠라의 밝기는 센타우루스자리 알파의 약 100배에 이른다.
주석
- ↑ Capella, in The Hundred Greatest Stars, James B. Kaler, Springer, 2002, ISBN 0-387-95436-8 (§18), doi 10.1007/0-387-21625-1_19.
- ↑ 가 나 Capella HL, T. R. Ayres, pp. 202–204, in Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun: Proceedings of the Third Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun, Held in Cambridge, Massachusetts, October 5–7, 1983, edited by Sallie L. Baliunas and Lee Hartmann, Berlin/Heidelberg, Springer-Verlag, 1984, Lecture Notes in Physics, vol. 193, ISBN 978-3-540-12907-3; doi 10.1007/3-540-12907-3_204, Bibcode: 1984LNP...193..202A
- ↑ 가 나 Schaaf, p. 154. 인용 오류: 잘못된
<ref>태그; "schaaf"이 다른 콘텐츠로 여러 번 정의되었습니다 - ↑ van Leeuwen, F. (November 2007). “Validation of the new Hipparcos reduction”. 《Astronomy and Astrophysics》 474 (2): 653–64. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357.
- ↑ 인용 오류:
<ref>태그가 잘못되었습니다;bsc2라는 이름을 가진 주석에 텍스트가 없습니다 - ↑ Eggen, Olin J (1960). “Stellar Groups, VII. The Structure of the Hyades Group”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 120: 540–62. Bibcode:1960MNRAS.120..540E. doi:10.1093/mnras/120.6.540.
- ↑ 인용 오류:
<ref>태그가 잘못되었습니다;torres2009라는 이름을 가진 주석에 텍스트가 없습니다 - ↑ 가 나 Weber, M.; Strassmeier, K.G. (2011). “The Spectroscopic Orbit of Capella Revisited”. 《Astronomy & Astrophysics》 531: id.A89 (5 pp.). arXiv:1104.0342. Bibcode:2011A&A...531A..89W. doi:10.1051/0004-6361/201116885.
- ↑ 인용 오류:
<ref>태그가 잘못되었습니다;hummel94라는 이름을 가진 주석에 텍스트가 없습니다 - ↑ Parallax and motions of the Capella system, W. D. Heintz, Astrophysical Journal 195 (January 1975), pp. 411–412, doi 10.1086/153340, Bibcode: 1975ApJ...195..411H
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이 글은 항성에 관한 토막글입니다. 여러분의 지식으로 알차게 문서를 완성해 갑시다. |