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마차부자리 엡실론

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마차부자리 엡실론
Epsilon Aurigae

엡실론의 위치(붉은 원).
명칭
바이어 명명법 마차부자리 엡실론
플램스티드 명명법 마차부자리 7
밝은 별 목록 HR 1605
헨리 드레이퍼 목록 HD 31964
스미소니언 천문대 항성목록 SAO 39955
소천성표 BD+43 1166
히파르코스 목록 HIP 23416
다른 이름 알마즈, 알 안즈, FK5 183[1]
관측 정보
(역기점 J2000)
별자리 마차부자리
적경(α) 05h 01m 58.13245s
적위(δ) +43° 49′ 23.9059″
겉보기등급(m) 2.98[2]
절대등급(M) −9.1 ± 1.1[3]
위치천문학
시선속도 –2.5 km/s
적경 고유운동 −0.86±1.38 밀리초각/년
적위 고유운동 −2.66±0.75 밀리초각/년
연주시차 1.53 ± 1.29 밀리초각
거리 2129 ~ 4890 광년[4]
성질
광도 37,875 L☉[5]
분광형 F0 Iab (또는 II-III[6]) + ~B5V
U-B 색지수 +0.30[2]
B-V 색지수 +0.54[2]
변광성 분류 알골형 변광성
추가 사항
질량 (A) 2.2 ~ 15 / (B) 6 ~ 14 M☉[7]
반지름 (A) 143 ~ 358 / (B) 3.9±0.4 R☉[4]
표면온도 (A) 7,750 / (B) 15,000 K[6]
표면 중력 (log g) (A) ≲ 1.0 / (B) 4.0[6]
자전 속도 (A) 54 km/s[8]
항성 목록

겉보기등급순 · 절대등급순
거리순 · 질량순 · 반지름순

좌표: 하늘 지도 05h 01m 58.132s, +43° 49′ 23.91″

마차부자리 엡실론(ε Aur)은 천구 북반구의 마차부자리 방향에 있는 다중성계이다. 엡실론은 독특한 식쌍성계로 분광형 F0의 초거성(알마즈[9]로 불리는 천체)과 미지의 천체 주위에 둘린 먼지원반의 두 구성원으로 이루어져 있다. 미지의 천체는 B형 주계열성 두 개로 이루어진 쌍성계로 추정된다. 지구에서 이 항성계까지의 거리는 논란거리이지만 최근 연구에 따르면 대략 2000 광년으로 보인다.[4]

독일 천문학자 요한 하인리히 프리치는 1821년 마차부자리 엡실론을 관측하면서 이 별이 변광성 성질을 보인다고 의심한 최초 인물이다. 이후 에두아르트 하이스와 프리드리히 빌헬름 아르겔란더는 프리치가 제기한 의문에 동조하였고 엡실론별에 관심을 보였다. 그러나 이 별을 본격적으로 정교하게 연구한 사람은 한스 루덴도르프였다. 루덴도르프는 연구를 통해 엡실론 계가 한쪽 별이 다른 쪽의 빛을 가리는 식변광성임을 밝혀냈다.

27년마다 마차부자리 엡실론의 겉보기등급은 2.92에서 3.83까지 어두워진다.[10] 이렇게 어두워진 상태는 640~730 일 동안 지속된다.[11] 이 식(蝕) 외에 엡실론 계는 대략 66일의 불규칙한 주기를 두고 겉보기등급에 미세한 진폭을 보인다.[12]

마차부자리 엡실론의 구성원 중 식을 일으키는 쪽은 그 크기에 비해 빛을 별로 발산하지 않기 때문에 정체가 무엇인지에 대해 논쟁의 대상이 되어 왔다.[12] 2008년 기준으로 가장 대중적으로 인정된 모형은 이 동반천체는 무겁고 불투명한 먼지원반에 둘러싸인 쌍성계라는 것이다. 이 천체가 거대하고 반투명한 항성이거나 블랙홀일 것이라는 가설도 나왔으나 이후 기각되었다.

명명법

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마차부자리 엡실론(ε Aurigae)은 항성계를 바이어 명명법 방식으로 부른 이름이다. 플램스티드 명명법으로는 마차부자리 7로 표기한다. 엡실론은 여러 성표에 ADS 3605 A, CCDM J05020+4350A, WDS J05020+4349A 등으로 등재되어 있다.

옥스퍼드 학자 토마스 하이드가 1665년 울루그 베그의 성표를 번역하면서 이 별의 고유명칭을 '알마즈'로 기록했으며, 중세 페르시아 천문학자 자카리야 알-카즈위니는 이 별의 이름을 '알 안즈'로 알고 있었다. 리처드 힝클리 앨런은 상기 두 이름 모두 아랍어 اَلْمَاعَزْ ('알-마즈', 숫염소)에서 유래한 것이라고 주장했다. 참고로 아랍어 '알-마즈'는 같은 별자리에서 가장 밝은 별 카펠라가 '암염소' 의미를 지닌 것에 대응하는 명칭이다.[13]

2016년 국제천문연맹 소속 항성명칭심의위원회(WGSN)는 항성들의 고유명칭을 표준화하여 목록으로 만들었다.[14] 다중성계의 경우 구성원들의 식별기호(예를 들면 워싱턴 이중성성표가 부여한 기호)가 명시적으로 표기되지 않은 경우가 있는데 WGSN은 '알마즈' 명칭은 '항성계에서 겉보기 등급이 가장 높은 구성원에 부여되는 것으로 받아들여야 한다'라고 말했다.[15] WGSN은 2017년 2월 1일 마차부자리 엡실론을 구성하는 항성들 중 가장 밝은 F형 초거성에 알마즈(Almaaz) 이름을 부여하였다. 현재 알마즈는 국제천문연맹 승인 항성명칭목록에 포함되어 있다.[9]

동아시아 별자리에서 엡실론은 필수에서 주(柱, Zhù, 기둥)에 포함되어 있다. 주를 구성하는 항성은 마차부자리 엡실론, 제타, 에타, 웁실론, 누, 타우, 키, 마차부자리 26이다.[16] 엡실론 하나만을 부르는 이름은 주일(柱一)로 '주 중 첫 번째 별'이라는 뜻이다.[17]

관측 역사

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식 현상을 일으키는 마차부자리 엡실론 항성계.(천체 예술가의 상상도)

요한 프리치는 1821년 관측을 통해 엡실론이 변광성임을 처음으로 알아냈다. 독일 수학자 에두아르트 하이스와 프러시아 천문학자 프리드리히 빌헬름 아르겔란더는 1842년부터 1848년까지 매년 이 별을 연구했다. 하이스와 아르겔란더 모두 1847년까지 엡실론의 밝기가 크게 감소한 것을 관측자료를 통해 알아냈으며 그 시점에서 이 별은 두 사람의 집중 관측 대상에 올라갔다. 이후 엡실론은 두드러지게 밝아졌으며 9월에는 '원래 밝기'로 복귀하였다.[12] 관측 자료가 누적되면서 알마즈는 긴 주기에 걸쳐 밝기가 약해지는 현상뿐 아니라 짧은 주기에 걸친 밝기 변동도 보여줌을 알아냈다. 이후 식(蝕) 현상은 1874년부터 1875년 사이에 일어났고 약 30년 후 1901년부터 1902년 사이에 또 발생하였다.[12]

한스 루덴도르프는 엡실론을 심도있게 연구한 첫 번째 인물이다. 그는 1904년 《천문학 소식》(Astronomische Nachrichten)에 Untersuchungen über den Lichtwechsel von ε Aurigae (마차부자리 엡실론별의 밝기변화에 관한 연구) 기사를 기고했는데 이 글에서 루덴도르프는 엡실론의 성질을 알골형 변광성 및 식쌍성으로 정의했다.[12]

1937년 천문학자 제러드 카이퍼, 오토 슈트루페, 벵트 스트룀그렌은 알마즈가 'F2 분광형의 초거성'과 이를 완전히 가리는 '극도로 차가운 반투명 항성'으로 이루어져 있다는 가설을 제기했다.

1961년 이탈리아 천체물리학자 마르게리타 해크는 1955년 ~ 1957년에 걸친 식 현상을 관측한 뒤 짝별은 '껍질 모양의 물질에 둘러싸인 뜨거운 별'이며 이 '별 주변의 껍질'이 주인별의 빛을 가린다고 주장했다.[18]

천문학자 수 슈 후앙은 1965년 출간한 논문에서 카이퍼-슈트루페-스트룀그렌 모형의 약점을 지적했으며 짝별은 거대한 원반 구조로 우리는 이 원반을 옆에서 바라보는 모양새라고 주장했다. 로버트 윌슨은 1971년 원반의 중심부에 구멍이 뚫린 것과 같은 구조가 있어서 이것이 식 중반부에 밝기가 갑자기 올라가는 현상의 원인이라고 주장했다. 2005년 원자외선분광탐사선(FUSE)이 자외선 영역에서 이 계를 관측했는데, 엡실론 계는 중성자별 쌍성계 컴퍼스자리 X-1이나 블랙홀 쌍성계 백조자리 X-1과 같은 종류의 에너지는 분출하고 있지 않았다. 즉 원반 중심부를 차지하는 천체는 중성자별이나 블랙홀이 아닐 확률이 높아졌다. 이에 대응하여 중심 천체가 B5 분광형의 항성일 것이라는 새로운 가설이 제기되었다.[12][19]

마차부자리 엡실론 계의 가장 최근 식은 2009년부터 2011년까지 3년에 걸쳐 발생했는데 '국제 천문학의 해' 관측자들이 식현상 연구에 참여했다.[20]

항성계의 정체

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밝은 분광형 F 항성과 먼지원반에 둘러싸인 분광형 B의 짝별.(천체 예술가의 상상도)

마차부자리 엡실론 계가 정확히 어떠한 상태에 있는지는 불분명하다. 보통 알려져 있는 성질로는 첫째, 이 계는 구성원 둘로 이루어져 있고 둘째, 두 구성원은 27년에 한 번 식을 일으키는데 식의 지속시간이 매우 길다는 것이 있다. 과거 이 식의 원인으로 거대하고 반투명한 짝별, 블랙홀, 도넛 모양의 원반 등이 제기되었으나 모두 기각되었다. 현재 학계에서 인정되는 설은 크게 두 개인데, 첫째가 주인별을 태양질량의 15배 정도 되는 황백색초거성으로 잡는 '고질량 모형'이며, 둘째가 주인별의 질량은 태양의 2배 정도이고 대신 항성진화가 진척된 상태라고 가정하는 '저질량 모형'이다.[7]

고질량 모형 및 그 변종 가설들은 이전부터 계속 인기 있었는데 그 이유는 주인별이 어느 모로 봐도 거대한 초거성이기 때문이다. 주인별은 뜨거운 F 또는 차가운 A 분광형에 광도분류로는 Ia 또는 Iab이다. 항성계까지의 거리를 통해 주인별이 밝은 초거성임을 무리없이 추정할 수 있다. 다만 히파르코스 위성이 측정한 시차가 문제인데, 오차범위가 시차 값과 비슷하여 이로부터 추정한 거리는 355 파섹부터 4167 파섹까지 다양해진다.[7] 이 모형의 주된 문제점은 동반천체의 속성에 있다. 쌍성 질량함수에 따르면 동반천체는 주인별에 맞먹는 질량을 지녀야 하므로 B형 주계열성 하나로는 너무 가볍다. 따라서 동반천체는 B형 주계열성 두 개가 서로 가까이 붙어 있는 쌍성계이거나 혹은 더 복잡한 구조의 계(系)일 것이다.[6]

최근 시티즌 스카이 계획을 통해 유명해진 저질량 모형은 주인별이 태양 질량의 2~4 배에 점근거성가지 단계까지 진화한 상태라고 가정한다. 이 가정은 기존 천문학계의 관측값보다 낮은 거리 및 광도 추정치에 의존한 것이다. 주인별은 질량을 상당량 잃어버린 상태로 그 결과 주어진 질량에 비해 비정상적으로 크고 밝은 것으로 추정된다. 관측된 식 현상과 궤도 자료에 따르면 짝별은 분광형 B에 질량은 태양의 6배 정도인 평범한 주계열성일 것이며, 이 별 주위를 두꺼운 원반이 두르고 있고 우리는 그 원반을 옆에서 바라보는 상태라고 한다.[6]

현재 두 구성원의 공전궤도는 잘 알려져 있는데[6] 궤도는 지구를 향해 87도 이상 기울어져 있으며 주인별과 짝별은 대략 35 천문단위 떨어져 있다. 이는 태양과 해왕성 사이 거리보다 먼 값이다.(고질량 모형)[7][21] 저질량 모형으로 추정한 둘 사이 거리는 약 18 천문단위이다.[6]

눈에 보이는 구성원

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계를 위에서 바라본 상상도.(니코 카마르고 작품)

눈에 보이는 알마즈 또는 마차부자리 엡실론 A는 반규칙 변광성이자 후기 점근거성가지 단계를 거치고 있는 분광형 F0 항성이다.[12] 이 F형 항성의 반지름은 태양의 약 143 ~ 358 배이며 광도는 3만 7875 배이다.(공신력 있는 정보원들도 반지름과 광도 자료 모두 편차가 크다.) 만약 이 별을 태양 자리에 놓는다면 수성은 확실히 먹혀 사라질 것이며 금성도 먹힐 가능성이 있다. 엡실론 같은 F형 항성은 흰색으로 빛나며 이온화 된 칼슘 흡수선이 강하게, 수소 흡수선이 약하게 나타나는 경향이 있다. 이 별은 분광형상으로 태양보다 상위에 속하므로 태양 비슷한 별들에 비해 더 뜨겁다.[22] 엡실론 비슷한 F 분광형 별 중 대표적인 존재는 작은개자리의 알파별 프로키온이다.(보다 정확히 말하자면 프로키온 계 내 밝은 주인별이 F 분광형이다.)[23]

식을 일으키는 구성원

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식을 일으키는 구성원은 주인별에 비해 빛을 거의 발산하지 않으며 맨눈에 보이지 않으나, 천체의 중앙부에 가열된 영역이 발견된 바 있다. 이 천체는 분광형 B 주계열성과 이를 두른 먼지원반으로 널리 알려져 있다. 마차부자리 엡실론 전체에 대한 스펙트럼에너지분포 모형은 원반 중심별의 분광형을 B5 V로 가정할 때 가장 잘 들어맞는다. 주인별을 평범한 F형 초거성으로 가정하는 고질량 모형에서 공전궤도로부터 도출되는 짝별의 질량은 태양의 13 배 이상이 된다. 이 짝별은 B형 항성 두 개일 수 있고 질량 큰 단독성일 수도 있다. 반면 저질량 모형에서의 짝별 질량은 태양의 5.9 배이며 주인별 역시 고질량 모형에 비해 질량이 작아진다.[6]

2010년 영국 세인트앤드루스 대학교 천문학자들은 엡실론 A 앞에 먼지 원반이 지나가는 모습을 찍는 데 성공했다. 연구진은 천체망원경 네 개를 사용하여 빛을 모아 허블우주망원경보다 140 배 정교한 품질의 사진을 얻을 수 있었다.[24] 짝별에 둘린 원반의 지름은 3.8 천문단위에 두께는 0.475 천문단위이며 식을 일으키면서 주인별에서 나오는 빛의 70%를 막아 일부만 우리 눈에 보이게 한다. 이 원반은 550 켈빈 온도의 흑체처럼 복사 작용을 한다.[6]

"epsilon aurigae variable star chart"
마차부자리 엡실론(+ 표시에 위치)의 변광성 차트. 숫자로 표기된 별들은 비교성(比較星)으로 숫자는 해당 별의 겉보기 등급이다.

관측

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마차부자리 엡실론은 그 자체로도 밝은데다 근처의 알파별 카펠라와 가까이 있어 눈에 더 잘 띈다. 엡실론은 마차부자리의 '코'에 해당되는 이등변삼각형 중 위쪽 꼭짓점에 해당된다. 엡실론은 어느 정도 광공해가 존재하는 도심지에서도 보일 정도로 충분히 밝다.

안시 변광성 관측자들은 실시등급 값이 알려진 근처 항성들과 엡실론을 비교하여 엡실론의 밝기 추정치를 내는데, 여기에는 비교대상이 되는 두 별 밝기의 중간값을 내거나 밝기가 다른 별 여러 개와 엡실론의 밝기를 비교하는 방식을 사용한다. 여러 날에 걸쳐 관측을 반복하면 겉보기 등급의 변동을 보여주는 광도곡선을 얻을 수 있다. 실제로 여러 관측자가 수집한 안시 변광성의 밝기 자료는 통계학적으로 조합되어 보다 정확한 결과를 얻는 데 쓰인다.[25]

시티즌 스카이

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미국 국립과학재단은 2009 ~ 2011년 식(蝕)을 연구하는 시민과학 프로젝트에 3년 동안 투자할 수 있는 권한을 미국 변광성 관측자 협회에 부여했다.[26][27][28] '시티즌 스카이'(Citizen Sky)로 명명된 이 프로젝트는[29] 참가자들을 조직하고 훈련, 엡실론의 식 현상을 관측하고 항성계의 자료를 중앙 데이터베이스에 보고했다. 이와 함께 참가자들은 관측자료를 평가·분석하며 자신들이 세운 이론을 실험하고 연구결과를 논문으로 발표했다.

각주

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  1. ↑ “eps Aur -- Eclipsing binary of Algol type (detached)”. 《SIMBAD Astronomical Database》 (Centre de Données astronomiques de Strasbourg). 2012년 7월 18일에 확인함. 
  2. ↑ 가 나 다 Lutz, T. E.; Lutz, J. H. (June 1977). “Spectral classification and UBV photometry of bright visual double stars”. 《Astronomical Journal》 82: 431–434. Bibcode:1977AJ.....82..431L. doi:10.1086/112066. 
  3. ↑ Guinan, E. F.; Mayer, P.; Harmanec, P.; Božić, H.; Brož, M.; Nemravová, J.; Engle, S.; Šlechta, M.; Zasche, P.; Wolf, M.; Korčáková, D.; Johnston, C. (2012). “Large distance of epsilon Aurigae from interstellar absorption and reddening”. 《Astronomy & Astrophysics》 546: A123. Bibcode:2012A&A...546A.123G. doi:10.1051/0004-6361/201118567. 
  4. ↑ 가 나 다 Kloppenborg, B. K.; Stencel, R. E.; Monnier, J. D.; Schaefer, G. H.; Baron, F.; Tycner, C.; Zavala, R. T.; Hutter, D.; Zhao, M.; Che, X.; Ten Brummelaar, T. A.; Farrington, C. D.; Parks, R.; McAlister, H. A.; Sturmann, J.; Sturmann, L.; Sallave-Goldfinger, P. J.; Turner, N.; Pedretti, E.; Thureau, N. (2015). “Interferometry of ɛ Aurigae: Characterization of the Asymmetric Eclipsing Disk”. 《The Astrophysical Journal Supplement Series》 220: 14. arXiv:1508.01909. Bibcode:2015ApJS..220...14K. doi:10.1088/0067-0049/220/1/14. 
  5. ↑ Hohle, M. M.; Neuhäuser, R.; Schutz, B. F. (April 2010). “Masses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiants”. 《Astronomische Nachrichten》 331 (4): 349. arXiv:1003.2335. Bibcode:2010AN....331..349H. doi:10.1002/asna.200911355.  Note: see the on-line data and enter the HIP number for the luminosity. The mass is superseded by Hoard et al. (2011).
  6. ↑ 가 나 다 라 마 바 사 아 자 Hoard, D. W.; Howell, S. B.; Stencel, R. E. (May 2010). “Taming the Invisible Monster: System Parameter Constraints for epsilon Aurigae from the Far-ultraviolet to the Mid-infrared”. 《The Astrophysical Journal》 714 (1): 549–560. arXiv:1003.3694. Bibcode:2010ApJ...714..549H. doi:10.1088/0004-637X/714/1/549. 
  7. ↑ 가 나 다 라 Pavel Chadima; Petr Harmanec; Bennett; Brian Kloppenborg; Robert Stencel; Stevenson Yang; Hrvoje Bozic; Miroslav Slechta; Lenka Kotkova (2011). “Spectral and photometric analysis of the eclipsing binary epsilon Aurigae prior to and during the 2009-2011 eclipse”. 《Astronomy & Astrophysics》 530 (530): A146. arXiv:1105.0107. Bibcode:2011A&A...530A.146C. doi:10.1051/0004-6361/201116739. 
  8. ↑ Royer, F.; 외. (October 2002). “Rotational velocities of A-type stars in the northern hemisphere. II. Measurement of v sin i”. 《Astronomy and Astrophysics》 393 (3): 897–911. arXiv:astro-ph/0205255. Bibcode:2002A&A...393..897R. doi:10.1051/0004-6361:20020943. 
  9. ↑ 가 나 “Naming Stars”. IAU.org. 2017년 12월 16일에 확인함. 
  10. ↑ “Variable Star Index (VSX)”. 2009년 8월 25일에 확인함. 
  11. ↑ “Citizen Sky: The Star of Our Project”. 13 August 2009에 원본 문서에서 보존된 문서. 25 August 2009에 확인함. 
  12. ↑ 가 나 다 라 마 바 사 Hopkins, Jeffrey L.; Stencel, Robert E. (2007). “Recent UBVJH Photometry of Epsilon Aurigae”. arXiv:0706.0891 [astro-ph]. 
  13. ↑ Allen, Richard Hinckley (1963). 《Star Names: Their Lore and Meaning》. Courier Dover Publications. 83–92쪽. ISBN 0-486-21079-0. 
  14. ↑ Mamajek, Eric; García, Beatriz; Hamacher, Duane; Montmerle, Thierry; Pasachoff, Jay; Ridpath, Ian; Sun, Xiaochun; van Gent, Robert (2016). “IAU Working Group on Star Names (WGSN)”. 2017년 3월 31일에 확인함. 
  15. ↑ “Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 2” (PDF). 2017년 12월 16일에 확인함. 
  16. ↑ 中國星座神話, 陳久金. 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7.
  17. ↑ 香港太空館 - 研究資源 - 亮星中英對照表 보관됨 10월 25, 2008 - 웨이백 머신, Hong Kong Space Museum. Accessed on line November 23, 2010.
  18. ↑ Hack, Margherita (1962). “A new explanation of the binary system ε Aurigae”. 《Memorie della Società Astronomia Italiana》 32: 351–64. Bibcode:1962MmSAI..32..351H. 
  19. ↑ “System Properties Table (Citizen Sky)”. 2012년 4월 14일에 원본 문서에서 보존된 문서. 
  20. ↑ “Citizen Science: The International Year of Astronomy” (PDF). 《International Year of Astronomy》. American Astronomical Society. 2008. 2008년 12월 5일에 원본 문서 (PDF)에서 보존된 문서. 2009년 1월 13일에 확인함. 
  21. ↑ “Uranus: Facts & Figures”. 《Solar System Exploration》. National Aeronautics and Space Administration. 2007. 2014년 4월 9일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 1월 3일에 확인함. 
  22. ↑ “Star Spectral Classification”. 《HyperPhysics》. Georgia State University. 2001. 2008년 12월 18일에 확인함. 
  23. ↑ “Database entry for Procyon AB”. 《SIMBAD》. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. 2008. 2008년 12월 18일에 확인함. 
  24. ↑ “'First image' of star's eclipse captured by scientists”. BBC. 2010년 4월 7일. 2018년 2월 7일에 확인함. 
  25. ↑ “The lure of variable stars”. 2017년 7월 7일에 확인함. 
  26. ↑ Leggett, Hadley (2009년 8월 24일). “Wired.com: Reach for the Citizen Sky”. 2009년 8월 25일에 확인함. 
  27. ↑ “Astronomy.com: Citizen Sky investigates Epsilon Aurigae”. 2009년 8월 25일에 확인함. 
  28. ↑ “International Year of Astronomy: Citizen Sky Invites Public to Help Resolve a Stellar Mystery”. 2009년 8월 25일에 확인함. 
  29. ↑ Citizen Sky Archived 2016년 12월 1일 - 웨이백 머신 Three-year citizen science project focused on Epsilon Aurigae

외부 링크

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