에리다누스자리 엡실론
| 에리다누스자리 엡실론 | ||
| 관측 정보 | ||
|---|---|---|
| 별자리 | 에리다누스자리 | |
| 적경(α) | 03h 32m 55.8442s[1] | |
| 적위(δ) | −09° 27′ 29.744 ″[1] | |
| 절대등급(M) | 6.19[2] | |
| 위치천문학 | ||
| 연주시차 | 310.74 ± 0.85 밀리초각 | |
| 추가 사항 | ||
| 질량 | 0.85 M☉[2] | |
| 표면온도 | 5073±42 [3] | |
| 항성 목록 | ||
에리다누스자리 엡실론(Epsilon Eridani)은 주목할 만한 분광형 K2의 주계열성이다. 이 별은 태양계에서 10.5광년 떨어진 거리에 있으며 에리다누스자리에 있는 별들 중 가장 지구와 가깝다. 또한 육안으로 보이는 별들 중 세 번째로 가까운 존재이기도 하다.
엡실론별은 바이어 명명법 외에 이전부터 불리던 특별한 호칭이 없다. 다만 700년 전 동아프리카 해안에 살던 아랍인들은 이 별을 알사디라흐(돌아오는 타조들)로 불렀다.
엡실론별은 상대적으로 다른 항성들에 비해 지구에서 가깝고 태양과 비슷한 물리적 특징을 보여주기 때문에, 종종 과학소설의 소재가 되었다.
엡실론에서 가장 가까운 별은 루이텐 726-8(고래자리 UV, 고래자리 BL)이며 5.22광년 거리에 있다.
물리적 특성
에리다누스자리 엡실론의 질량은 태양보다 15% 가볍고 반지름은 16% 작다. 그리고 밝기는 태양의 28%에 불과하다. 엡실론은 태양과 약 10광년 떨어져 있다. 이 별은 분광형 K 별들 중 센타우루스자리 알파 B에 이어 지구에서 두 번째로 가까운 존재이다.
엡실론은 수소 및 헬륨보다 무거운 '금속'의 비율이 태양에 비해 작다. 엡실론 채층 내의 금속 함유비는 태양의 74% 수준이다.
이 별의 가장 색다른 점이라면 스펙트럼상에 많은 방출선이 나타난다는 것이다. 거기에 자기장이 매우 강하며 자전 주기가 12일이다. 태양의 자전주기가 26일임을 고려할 때 두 배 이상 빠른 수치인데, 천문학자들은 그 원인으로 엡실론의 나이가 8억에서 10억 살 정도로 매우 젊다는 것을 들고 있다.
먼지 원반
1998년 엡실론 주위에 있는 먼지 원반이 발견되었다. 이 원반은 태양과 카이퍼 대 사이 거리와 비슷한 곳에 존재하고 있었다. 엡실론의 먼지 원반은 태양의 내행성 지대 먼지의 1,000배에 이르는 농도를 갖고 있었다. 이는 혜성의 재료가 될 물질이 태양계보다 이 곳에 천 배 가량 많다는 뜻이다. 반면, 먼지 원반은 35천문단위 이내 구역에서는 사라지고 없었다. 이는 엡실론 근처를 도는 행성이 먼지를 빨아들여 자라났을 가능성을 보여준다. 이는 현재 주류를 이루는 내행성 생성 모형과도 일치하는 것으로, 엡실론의 근처에 지구형 행성이 존재할 수 있음을 뜻한다.
행성계
에리다누스자리 엡실론은 태양 근처에 있는 별들 중 가장 태양과 비슷한 환경을 갖추고 있는 존재로, 천문학자들은 이 항성 주변의 행성을 찾기 위해 많은 시도를 했다. 그러나 항성의 움직임이 크고 스펙트럼이 복잡해서, 도플러 효과에 의존하여 행성을 찾는 데에는 어려움이 있다. 항성의 다양한 움직임을 행성의 존재에서 나온 결과로 착각할 수 있는 것이다.
엡실론계는 여러 행성탐사계획의 목표지로, 지구와 비슷한 행성이 있을 가능성이 높은 곳이다. 지구질량의 1배에서 2.5배 사이의 행성 표면에 액체 물이 존재하려면 이 행성은 엡실론으로부터 0.53~0.80천문단위 떨어진 곳을 돌며, 공전궤도가 원에 가까우면 된다. 그러나 만약 인류가 지구와 비슷한 행성에 도착하더라도 엡실론계의 나이가 젊기 때문에 인간이 살 수 있는 환경을 조성하려면 테라포밍 작업을 거쳐야 한다.
지금까지 발견된 엡실론계의 행성은 모두 두 개이다. 에리다누스자리 엡실론 b는 3.39 천문단위 떨어진 곳에서 매우 큰 이심률(0.7)을 그리면서 돌고 있는데, 이 이심률은 외계 행성들 중 매우 큰 값에 속한다. 엡실론 c는 40천문단위 거리에서 280년 주기로 공전하고 있으며 이심률은 0.3으로 상대적으로 원형에 가까운 궤도를 돌고 있다.
| 동반체 (가까운 순서) |
질량 (MJ) |
공전주기 (일) |
공전궤도 반지름 (AU) |
이심률 |
|---|---|---|---|---|
| b | 1.55 ± 0.24 | 2502 ± 10 | 3.39 ± 0.36 | 0.702 ± 0.039 |
| c | ~0.1 | ~102200 | ~40 | ~0.3 |
같이 보기
주석
- ↑ 가 나 “HD 22049 -- Variable of BY Dra type”. Centre de Données astronomiques de Strasbourg.
- ↑ 가 나 Staff (2007년 6월 8일). “The One Hundred Nearest Star Systems”. Research Consortium on Nearby Stars.
- ↑ Santos, N. C.; Israelian, G.; Mayor, M. (2004). “Spectroscopic [Fe/H] for 98 extra-solar planet-host stars: Exploring the probability of planet formation”. 《Astronomy & Astrophysics》 415: 1153–1166. doi:10.1051/0004-6361:20034469.
|제목=에 지움 문자가 있음(위치 15) (도움말)—철의 함량은 다음과 같다. 또는 74%
