랄랑드 21185

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랄랑드 21185
Lalande 21185
명칭
헨리 드레이퍼 목록 HD 95735
스미소니언 천문대 항성목록 SAO 62377
소천성표 BD+36 2147
히파르코스 목록 HIP 54035
다른 이름 G 119-052, 글리제 411, LFT 756, LHS 37, LTT 12960, MCC 594, PLX 2576, NLTT 26105, NSV 18593, IRAS 11005+3615.[1]
관측 정보
(역기점 J2000.0)
별자리 큰곰자리
적경(α) 11h 03m 20.19400s[2]
적위(δ) +35° 58′ 11.5682″[2]
겉보기등급(m) (통과대역) V: 7.520 ± 0.009[3]
B: 8.960 ± 0.007[3]
R: ~6.6[1]
I: ~5.8[1]
J: 4.203 ±0.242[1]
H: 3.640 ±0.202[1]
K: 3.254 ±0.306[1]
절대등급(M) 10.48[4]
위치천문학
시선속도 −85.6 ± 1.0 km/s[5]
적경 고유운동 −580.27 mas/yr[2]
적위 고유운동 −4765.85 mas/yr[2]
연주시차 392.64 ± 0.67 mas[2]
성질
광도 (복사등급) 0.026 ± 0.003 L[6]
(안시) 0.0055 L[nb 1]
나이 50억 ~ 100억 년
분광형 M2 V[1]
U-B 색지수 +1.074[3]
B-V 색지수 +1.444[3]
변광성 분류 BY[7]
추가 사항
질량 0.46 M[8]
반지름 0.393 ± 0.008 R[9]
중원소 함량 (Fe/H) −0.20[10]
표면 중력 (log g) 4.90 cgs[10]
자전 속도 58 km/s[11]
항성 목록

겉보기등급순 · 절대등급순
거리순 · 질량순 · 반지름순

랄랑드 21185(Lalande 21185)는 큰곰자리 방향에 있는 항성으로 북반구에서 관측 가능한 적색왜성들 중 가장 밝은 항성이다.(남반구의 적색왜성들 중에서는 현미경자리 AX라카유 9352가 랄랑드 21185보다 밝다.)[12][13] 적색왜성 치고 꽤 밝은데다 지구와 상대적으로 가까운 거리에 있지만 가시광선에서의 겉보기등급은 7.5로 매우 어두워서 맨눈으로 볼 수 없다. 작은 망원경 또는 쌍안경을 이용하면 관측 가능하다.[14]

지구로부터의 거리는 약 8.31 광년 (2.55 파섹)[2]으로 태양계에서 매우 가까운 항성들 중 하나이다. 랄랑드 21185보다 가까운 항성(계) 혹은 준항성들은 센타우루스자리 알파, 바너드별, 볼프 359, 갈색왜성 루만 16, WISE 0855−0714 외에 없다.[8] 가까운 거리 때문에 이 별은 빈번히 천문측량과 기타 연구활동의 대상이 되며 그 결과 여러 가지 명칭으로 불리고 있다. 연구논문들이 가장 흔히 사용하는 명칭으로는 BD+36 2147, 글리제 411, HD 95735가 있다.[1] 지금으로부터 약 19900년 후 랄랑드 21185는 태양에 약 4.65 광년 (1.43 파섹)까지 접근할 것이다.[15][16]

관측 역사[편집]

2만 년 전부터 8만 년 후까지 10만 년의 기간 동안 태양계 주변의 항성과 태양 사이 거리를 그래프로 나타낸 것. 랄랑드 21185(분홍색 선)는 약 19900년 후 태양에 최근접한다.

1801년 프랑스 파리 천문대 소속의 제롬 랄랑드는 랄랑드 21185의 천구좌표를 성표 Histoire Céleste Française 에 최초로 수록했다. 그는 관측된 항성들 대다수에 랄랑드 21185를 포함하여 순번을 매겼는데 이 체계는 프랜시스 베일리가 쓴 위 성표의 1847년 개정판에 소개되었다.[17][18] 오늘날 이 별은 보편적으로 다른 몇몇 별들과 함께 랄랑드 성표 번호로 불리고 있다.[19]

1857년 5월 프리드리히 빌헬름 아르겔란더는 이 별이 높은 고유운동 값을 갖고 있음을 발견했다. 따라서 랄랑드 21185는 종종 '아르겔란더의 두 번째 별'로 불리기도 한다.[20][21][22] ('첫 번째 별'은 그룸브리지 1830으로 아르겔란더가 1842년 발견했으며 역시 고유운동 값이 크다.)

1857년부터 1858년에 걸친 관측을 통해 프리드리히 아우구스트 테오도어 비네케는 이 항성의 시차가 0.511 초각임을 최초로 측정했고 이로부터 이 별과 태양 사이 거리가 센타우루스자리 알파 항성계 다음으로 가까움도 처음 알아냈다.[21] 이후 20세기 초 천체사진술을 이용하여 랄랑드 21185의 거리가 최초 추정치보다 더 멀고, 어두운 적색왜성 볼프 359와 바너드별이 랄랑드 21185보다 지구와 더 가깝다는 사실을 밝혀냈다.[23]

특성[편집]

랄랑드 21185는 전형적인 분광형 M의 주계열성(적색왜성)으로 질량은 태양의 약 46%이고[8] 표면 온도는 태양보다 훨씬 차가운 3828 켈빈이다. 이 별은 본질적으로 어두워 절대등급은 10.48에 불과하며 에너지 대부분을 적외선 영역에서 방출하고 있다.[4] 태양과 비교했을 때 수소 및 헬륨보다 무거운 원소가 항성에 얼마나 분포하는지의 비율을 금속함량으로 나타낼 수 있다. 랄랑드 21185의 금속함량 로그는 −0.20으로 금속의 비중이 약 10−0.20배 또는 태양의 63%이다. 이 상대적으로 아담한 항성의 표면 중력(log g = 4.8 cgs)은 대략 지구 표면의 65배에 이르며[24] 이는 태양 표면 중력의 두 배가 넘는 값이다.

랄랑드 21185는 변광성 일반 목록에 용자리 BY형 변광성으로 등재되어 있다. 이 별이 받은 변광성 기호는 NSV 18593이다.[7] SIMBAD를 포함해서 여러 성표들 역시 이 별을 섬광성으로 정의한다. 다만 이 성표들이 모두 사용하는 주요 참조문헌은 랄랑드 21185를 섬광성으로 보지 않는다. 상기 문헌에서의 관측 결과에 따르면 랄랑드 21185는 다른 섬광성들과 비교할 때 상당히 조용하다.[25] 랄랑드 21185는 엑스선을 방출한다.[26]

행성계 존재에 대한 논란[편집]

1951년 네덜란드 천문학자 페터르 판더캄프와 제자 사라 레이 리핑콧은 스와스모어 대학 소재 스프롤 천문대의 24인치 반사망원경으로 촬영한 사진건판들을 이용하여 위치천문학적 방법으로 랄랑드 21185에 행성계가 있다고 주장했다.[27] 1960년 사라 리핑콧은 매개변수들만 수정하여 1951년의 행성계 주장을 반복하여 발표했다. 그녀는 원래의 사진건판들과, 동일한 망원경으로 찍은 새 사진건판들을 사용했다.[28] 같은 시기 판더캄프는 같은 천문대에서 찍은 사진건판들을 이용하여 바너드별에 행성계가 존재한다고 주장했다. 이 사진건판들은 스프롤 24인치 반사망원경으로 만들어 낸 것들로, 이 발표들과 추후 잘못된 것으로 밝혀진 기타 연구들에도 이용되었다.[29] 1974년 앨러게니 천문대의 조지 게이트우드는 측성 수치들을 통해 두 항성이 각각 동반 행성을 거느리고 있다는 판더캄프와 리핑콧의 주장들을 반박하였다.[30]

1996년 동일인 조지 게이트우드는 미국 천문학 협회의 회의에서[31], 그리고 언론을 향해[32] 측성학적 방법을 통해 랄랑드 21185를 도는 행성 여러 개를 발견했다고 발표했다. 게이트우드는 수 년에 걸쳐 항성을 정교하게 관측한 뒤, 랄랑드 21185의 위치 변화는 하나 혹은 그 이상의 동반 천체로 인해 생기는 반사적인 공전 운동이라는 가설을 논문으로 발표했다. 그는 상기 동반천체들은 적색왜성으로부터 0.8 초각 이상 떨어져 있을 것이라고 주장했다. 하지만 게이트우드가 상기 주장보다 수 년 앞서 발표한 논문[33] 및 다른 천문학자들의 후속 논문들(코로나그래프와 멀티필터 기법으로 항성의 산란광 효과를 감소시킴)에 따르면 항성의 동반 천체는 발견되지 않았기 때문에[34] 게이트우드의 주장은 아직까지 검증되지 않았다. 그러나 2017년마우나케아 소재 켁 천문대의 HIRES 시스템이 수집한 데이터로부터 행성 후보 하나가 게이트우드의 주장보다 항성에서 훨씬 가까운 궤도를 돌고 있다는 증거가 발견되었다. 이 후보 천체의 공전 주기는 9.8693 ± 0.0016 일에 불과했으며 최소질량은 지구의 3.8 배였다.[35]

SOPHIE 에셀 분광기를 이용하여 추가적으로 이 별의 시선속도를 연구하고 원 신호를 검토한 결과 상기 9.8693 일 주기는 발견할 수 없었다. 대신 두 데이터 세트로부터 별을 12.95 일 혹은 1.08 일 주기로 도는 행성 하나가 있다는 가설이 제기되었다. 두 주기 중 1.08 일보다 12.95 일이 보다 가능성이 높아 보인다. 이로부터 구할 수 있는 이 행성의 최소 질량은 지구의 2.99 배로, 궤도는 타원형이고 항성에 너무 가까워서 생물권을 지나가지 않는다.[36]

랄랑드 21185 행성계
동반 천체

(항성에서 가까운 순서)

질량 긴반지름 (AU) 공전주기 () 이심률 궤도경사각 반지름
b ≥2.99 M 0.0785±0.0027 12.9532 ± 0.0079 0.22±0.13

행성 질량의 상한선[편집]

이 항성의 시선속도는 매우 일정해서 천문학자이자 행성 사냥꾼 제프리 마시는 랄랑드 21185를 적색왜성의 안정성 단계들 중 '평범함'의 완벽한 예시로 취급하고 있다.[37] 이런 부정적인 결과들과 기타 연구들이 랄랑드 21185에 행성계가 존재할 가능성을 전적으로 차단하는 것은 아니지만, 존재 가능한 행성의 질량에 상한선을 설정한다. 앞으로 수행될 지상 및 우주 기반 관측들은 이 상한선을 분명히 낮출 것이며 질량 작은 행성을 발견할 수도 있을 것이다.

랄랑드 21185의 생명체 거주가능 영역(지구 비슷한 행성에 액체 이 존재할 수 있는 위치)은 0.11 ~ 0.24 천문단위 영역에 걸쳐 형성된다. 여기에서 1 천문단위는 지구로부터 태양까지의 평균 거리이다.[38]

각주[편집]

  1. “HD 95735”. 《SIMBAD》. Centre de données astronomiques de Strasbourg. 2009년 5월 29일에 확인함. 
  2. van Leeuwen, F. (November 2007), “Validation of the new Hipparcos reduction”, 《Astronomy and Astrophysics》 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357 
  3. Oja, T. (August 1985), “Photoelectric photometry of stars near the north Galactic pole. II”, 《Astronomy and Astrophysics Supplement Series》 61: 331–339, Bibcode:1985A&AS...61..331O 
  4. Johnson, H. M.; Wright, C. D. (November 1983), “Predicted infrared brightness of stars within 25 parsecs of the Sun”, 《Astrophysical Journal Supplement Series》 53: 643–711, Bibcode:1983ApJS...53..643J, doi:10.1086/190905 
  5. Holmberg, J.; Nordström, B.; Andersen, J. (July 2009), “The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics”, 《Astronomy and Astrophysics》 501 (3): 941–947, arXiv:0811.3982, Bibcode:2009A&A...501..941H, doi:10.1051/0004-6361/200811191 
  6. Newton, Elisabeth R.; 외. (February 2015), “An Empirical Calibration to Estimate Cool Dwarf Fundamental Parameters from H-band Spectra”, 《The Astrophysical Journal》 800 (2): 20, arXiv:1412.2758, Bibcode:2015ApJ...800...85N, doi:10.1088/0004-637X/800/2/85, 85 
  7. “NSV 18593”. 《General Catalogue of Variable Stars, Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia》. 2009년 9월 9일에 확인함. 
  8. “The 100 nearest star systems”. Research Consortium On Nearby Stars. 2009년 1월 1일. 2009년 9월 9일에 확인함. 
  9. Demory, B.-O.; 외. (October 2009), “Mass-radius relation of low and very low-mass stars revisited with the VLTI”, 《Astronomy and Astrophysics》 505 (1): 205–215, arXiv:0906.0602, Bibcode:2009A&A...505..205D, doi:10.1051/0004-6361/200911976 
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  11. Uesugi, Akira; Fukuda, Ichiro (1970), “Catalogue of rotational velocities of the stars”, 《Contributions from the Institute of Astrophysics and Kwasan Observatory》, Bibcode:1970crvs.book.....U 
  12. Dickinson, David (2015년 12월 23일). “14 Red Dwarf Stars to View with Backyard Telescopes”. Universe Today. 2016년 12월 4일에 확인함. 
  13. Croswell, Ken (July 2002). “The Brightest Red Dwarf”. 《KenCroswell.com》. 2016년 12월 4일에 확인함. 
  14. Sherrod, P. Clay; Koed, Thomas L. (2003), 《A Complete Manual of Amateur Astronomy: Tools and Techniques for Astronomical Observations》, Astronomy Series, Courier Dover Publications, 9쪽, ISBN 978-0486428208 
  15. García-Sánchez, J.; 외. (2001), “Stellar encounters with the solar system” (PDF), 《Astronomy and Astrophysics》 379 (2): 634–659, Bibcode:2001A&A...379..634G, doi:10.1051/0004-6361:20011330 
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  23. Russell, H. N. (June 1905). “The parallax of Lalande 21185 and γ Virginis from photographs taken at the Cambridge Observatory”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 65 (8): 787–800. Bibcode:1905MNRAS..65..787R. doi:10.1093/mnras/65.8.787. 
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  25. Bopp, B. W.; Noah, P. V.; Klimke, A.; Africano, J. (1981년 10월 1일). “Discovery and observation of BY Draconis variables”. 《Astrophysical Journal》 249 (1): 210–217. Bibcode:1981ApJ...249..210B. doi:10.1086/159277. 
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내용주[편집]

  1. 랄랑드 21185의 절대안시등급 과 태양의 절대안시등급 = 을 알면 랄랑드 21185의 안시광도는 다음과 같이 구할 수 있다. = 0.005495 Lv

외부 링크[편집]

좌표: 하늘 지도 11h 03m 20s, +35° 58′ 12″