볼프 359
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1. 개요
볼프 359는 고유 운동이 커서 1917년 독일 천문학자 막스 볼프에 의해 발견된 적색 왜성으로, 볼프는 1919년 이 별에 등록번호 359를 부여했다. 1928년 연주 시차가 처음 측정되었고, 1944년 VB 10이 발견되기 전까지 가장 작고 어두운 항성이었다. 볼프 359는 태양 에너지의 0.1%만 방출하며, 2019년에는 두 개의 행성 후보가 발견되었지만, 추가 연구를 통해 행성 c는 별의 자전에 의한 거짓 양성 반응으로 밝혀졌다.
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| 볼프 359 | |
|---|---|
| 명칭 | |
| 영어 | Wolf 359 |
| 다른 이름 | CN Leonis (CN Leo), GJ 406, G 045-020, LTT 12923, LFT 750, LHS 36, GCTP 2553 |
| 관측 정보 | |
| 별자리 | 사자자리 |
| 겉보기 등급 | 13.507 |
| B-V 색지수 | +2.034 |
| U-B 색지수 | +1.165 |
| 특성 | |
| 분광형 | M6V |
| 변광성 유형 | UV Ceti |
| J 등급 | 7.1 |
| K 등급 | 6.1 |
| 위치 정보 | |
| 시선 속도 | +19 ± 1 km/s |
| 고유 운동 (적경) | -3866.338 |
| 고유 운동 (적위) | -2699.215 |
| 연주 시차 | 415.1794 |
| 연주 시차 오차 | 0.0684 |
| 절대 등급 | 16.614 |
| 물리적 특성 | |
| 질량 | 0.110 ± 0.003 M☉ |
| 반지름 | 0.144 ± 0.004 R☉ |
| 광도 | 0.00106 ± 0.00002 L☉ |
| 유효 온도 | 2,749 ± 44 (상한) / 41 (하한) K |
| 표면 중력 | 5.5 |
| 금속 함량 | +0.25 |
| 자전 주기 | 2.704 ± 0.003 일 |
| 자전 속도 | 2.9 ± 0.8 km/s |
| 나이 | 0.1 - 1.5 Gyr |
| HZ 내측 경계 | 0.024 AU |
| HZ 외측 경계 | 0.052 AU |
| 기타 | |
| 데이터베이스 참조 | SIMBAD |
| 위치 | |
 | |
| 사진 | |
| |
2. 관측 역사와 명칭
볼프 359는 고유운동으로 알려진, 천구면을 가로질러가는 운동의 크기가 상대적으로 커서 천문학자들의 관심을 끌게 되었다. 높은 수준의 고유운동은 이 별이 태양계 근처에 있음을 뜻하며, 볼프 359보다 멀리 있는 항성들이 이 별과 같은 고유 운동량을 보이려면 보다 높은 속도로 우주 공간을 이동해야 한다. 1919년 막스 볼프는 고유운동량이 큰 항성 1천 개 이상을 실은 성표를 출판했는데 볼프 359도 여기에 포함되었으며, 등록번호 359를 부여받아 '볼프 359'로 명명되었다.
1928년 윌슨산 천문대에서 이 별의 연주 시차를 최초로 측정하여 0.407 ± 0.009 초각 값을 얻었다. 이 위치 변화와 지구 궤도의 크기를 이용하여 항성까지의 거리를 구할 수 있다. 1957년 항성의 적외선 등급이 측정되었고, 1969년 광도에서 짧은 섬광 현상이 관측되어 변광성 중 섬광성으로 분류되었다.
2. 1. 고유운동 발견
볼프 359는 천구상에서 비교적 높은 횡단 운동, 즉 고유운동을 보여 천문학자들의 주목을 받았다. 높은 고유운동은 해당 항성이 지구와 가까이 있음을 의미한다. 가까운 별은 더 낮은 상대 속도로도 같은 크기의 각 변화율을 달성할 수 있기 때문이다. 볼프 359의 고유운동은 1917년 독일 천문학자 막스 볼프가 천체사진술을 이용하여 처음 측정하였다. 1919년 막스 볼프는 고유운동이 큰 별 1,000개 이상을 수록한 목록을 출판했는데, 볼프 359도 이 목록에 포함되었다. 그는 이 별을 목록의 359번째 항목으로 등재했으며, 이후 이 별은 막스 볼프의 연구 업적을 기려 '볼프 359'로 불리게 되었다.2. 2. 막스 볼프의 성표
볼프 359는 고유운동이 상대적으로 커서 천문학자들의 관심을 끌었다. 높은 고유운동은 이 별이 태양계 근처에 있음을 나타낸다. 1917년 독일 천문학자 막스 볼프가 볼프 359의 고유운동을 처음 측정했고, 1919년에는 고유운동량이 큰 항성 1천 개 이상을 수록한 성표를 출판했는데 볼프 359도 여기에 포함되었다. 막스 볼프는 이 항성에 등록번호 359를 부여하여 '볼프 359'로 명명하였다.2. 3. 연주 시차 측정
볼프 359의 최초 연주 시차 측정은 1928년 마운트 윌슨 천문대에서 보고되었으며, 별의 연간 위치 변화는 0.407 ± 0.009 각초였다. 이 위치 변화와 지구 궤도의 크기를 통해 별까지의 거리를 추정할 수 있었다. 볼프 359는 1944년 VB 10이 발견되기 전까지 알려진 가장 어둡고 질량이 작은 별이었다.2. 4. 최저 질량, 최저 광도 항성
볼프 359는 1944년 VB 10이 발견되기 전까지 알려진 항성 중 질량이 가장 작고 제일 어두운 항성이었다. 1957년에는 이 별의 적외선 등급이 측정되었다.2. 5. 변광성 분류
1969년 볼프 359의 밝기가 짧게 증가하는 현상이 관측되었고, 이는 이 별을 변광성 중 섬광성으로 분류하는 계기가 되었다.3. 특성
볼프 359는 적색왜성으로, 분광형은 M형이다. 광도는 태양의 0.1%에 불과하며, 질량은 태양의 9%, 반지름은 태양의 16% 정도로 매우 작다.
내부 구조는 전체가 대류층으로, 중심핵에서 생성된 에너지가 대류를 통해 표면으로 전달된다. 이러한 특징과 낮은 질량 덕분에 주계열 단계에 매우 오랫동안 머무를 수 있다.
광구 온도는 2500 ~ 2900 켈빈으로 낮아 다양한 화학 화합물이 존재하며, 스펙트럼에서 여러 분자선이 관측된다. 고래자리 UV형 섬광성으로, 밝기가 급격하게 변하는 섬광 현상이 자주 일어난다.
고유운동은 연간 4.696 초각이며, 태양으로부터 멀어지고 있다. 우주 속도로 볼 때 '늙은 원반 항성'에 속하며, 은하 중심을 기준으로 공전한다.
3. 1. 물리적 특성
볼프 359의 분광형은 M6.5, M5.5, M6, M8 등으로 다양하게 정의된다. M형 항성은 적색왜성인데, 이는 항성의 에너지 방출이 스펙트럼상 적색 및 적외선 영역에서 최대치를 보이기 때문이다. 볼프 359의 광도는 매우 낮아 태양 에너지의 0.1%만을 방출한다. 만약 볼프 359를 태양 위치에 놓는다면, 지구에서 보름달보다 10배 정도 밝게 보일 것이다.볼프 359의 질량은 태양의 9%로, 양성자-양성자 연쇄 반응을 통한 수소 융합이 가능한 하한선(태양 질량의 8%)보다 약간 높다. 이 한계선보다 질량이 작은 천체는 갈색왜성으로 분류된다. 반지름은 태양의 16% (약 110000km)이며, 목성의 반지름(71492km)보다 약 65% 크다.
볼프 359는 항성 내부 전체가 대류층으로 이루어져 있어, 중심핵에서 생성된 에너지가 복사 대신 플라스마의 대류를 통해 표면으로 전달된다. 이 순환 과정은 중심핵에서 항성 핵합성으로 생성된 헬륨을 항성 내부 전체로 흩어 놓는다. 이러한 작용과 낮은 질량으로 인한 느린 수소 소비 속도 덕분에, 볼프 359는 태양과 달리 중심핵에 헬륨을 꾸준히 누적시키지 않고 주계열 단계에 약 8조 년 동안 머무를 수 있다.
허블 우주망원경 관측 결과, 볼프 359의 동반성은 발견되지 않았으나, 행성 후보 두 개가 발견되었다. 적외선 초과 현상은 감지되지 않아 항성 주위에 먼지 원반은 없는 것으로 보인다.
3. 2. 내부 구조 및 진화
볼프 359의 분광형은 M6.5이나, M5.5, M6, M8 등 여러 논문에서 다르게 정의하고 있다. M형 항성은 적색왜성인데, 이는 항성의 에너지 방출이 스펙트럼상 적색 및 적외선 영역에서 가장 크기 때문이다. 볼프 359의 광도는 매우 낮아 태양 에너지의 0.1%만을 방출한다. 만약 볼프 359를 태양 위치에 놓는다면, 지구에서 보았을 때 보름달보다 10배 정도 밝게 보일 것이다.볼프 359의 질량은 태양의 9%로, 양성자-양성자 연쇄 반응을 통해 수소 융합을 할 수 있는 하한선인 태양 질량의 8%보다 약간 높다. 이 한계선보다 질량이 작은 준항성 천체는 갈색왜성으로 불린다. 반지름은 태양의 16% (약 11만 킬로미터)이다. 목성의 반지름은 71492 킬로미터이므로, 볼프 359의 반지름은 목성보다 65% 크다.
볼프 359 내부 전체는 대류층으로 이루어져 있어, 중심핵에서 생산된 에너지는 복사가 아닌 플라스마의 대류를 통해 표면으로 전달된다. 이 순환은 중심핵에서 항성 핵합성으로 생성된 헬륨을 항성 내부 전체로 섞이게 한다. 이 작용으로 볼프 359는 중심핵에 헬륨이 꾸준히 누적되는 태양과 같은 항성보다 수소 융합을 하는 주계열 단계에 더 오래 머무를 수 있다. 별의 질량이 작아 수소 소비 속도가 느린 것과 더불어, 항성 내부의 대류 활동은 볼프 359가 주계열 단계에 약 8조 년 동안 머무를 수 있게 한다.
허블 우주망원경 관측 결과, 볼프 359의 동반성은 발견되지 않았으나, 행성 후보 두 개가 발견되었다. 적외선 초과 현상은 감지되지 않아 항성을 도는 먼지 원반은 없는 것으로 보인다.
3. 3. 외곽 대기
별이 빛을 방출하는 바깥쪽 층을 광구라고 부른다. 볼프 359의 광구 유효온도는 2500 ~ 2900 켈빈으로 충분히 차가워서 평형 화학이 발생할 수 있다. 따라서 화학적 화합물들은 소멸하지 않고 오래 유지되어 분광선으로 감지할 수 있다. 볼프 359의 스펙트럼에는 일산화 탄소 (CO), 수소화 철 (FeH), 수소화 크로뮴 (CrH), 물 (H2O), 수소화 마그네슘 (MgH), 산화 바나듐(II) (VO), 산화 타이타늄(II) (TiO), 분자 수산화 칼슘 (CaOH, 존재가 확정된 것은 아님) 등 수많은 분자선이 나타난다. 스펙트럼에 리튬의 선이 없기 때문에 이 원소는 이미 중심핵에서 융합 작용에 소진된 것으로 보이며, 이로부터 별의 나이가 최소 1억 년은 되었음을 알 수 있다.3. 4. 섬광 활동
볼프 359는 고래자리 UV형 섬광성으로, 광구의 자기 활동으로 인해 밝기가 짧고 강하게 증가한다. 변광성 명칭은 '''사자자리 CN''' (''CN Leonis'')이다. 허블 우주망원경 관측 결과 2시간 동안 1020 줄 이상의 에너지를 가진 섬광 현상 32개가 발견되었다. 표면의 평균 자기장 세기는 대략 2.2 kG (0.22 T)이나, 짧게는 여섯 시간 간격으로도 크게 변동한다. 태양의 자기장은 활동적인 흑점 영역에서 3 kG (0.3 T)이지만, 평균적으로 약 100 µT (31 G)이다. 섬광 활동 중에는 엑스선과 감마선을 방출한다.
3. 5. 움직임
볼프 359의 고유운동은 연간 4.696 각초이며, 태양으로부터 초당 19 킬로미터 속도로 멀어지고 있다. 은하좌표계로 변환하면 볼프 359의 운동은 우주속도 (U, V, W) = (−26, −44, −18) km/s이다. 이 우주속도로 볼 때 볼프 359는 '늙은 원반 항성' 종족에 속하는 것으로 보인다. 볼프 359는 은하중심으로부터 최소 20.5kly (6.3kpc), 최대 28kly (8.6kpc) 거리를 두고 공전하고 있다. 이로부터 볼프 359의 은하 공전궤도는 이심률이 0.156이고, 은하면으로부터 최대 444ly (136pc)까지 이격됨을 알 수 있다. 볼프 359와 가장 가까운 이웃별은 적색왜성 로스 128로 3.79ly (1.16pc) 떨어져 있다. 볼프 359는 지금으로부터 약 13850년 전 태양계에 7.35ly(2.25pc)까지 접근했다가 이후 멀어지고 있다.
4. 행성계
2019년 6월, 하와이의 HIRES와 칠레의 HARPS를 이용해 시선속도법으로 볼프 359를 도는 두 행성 후보가 발견되었다.
이론적으로 예측되었으나 나중에 기각된 내부 행성 볼프 359 c는 지구보다 단위 면적당 약 40배의 복사 에너지를 받아 생명체 거주 가능성이 낮다. 확인되지 않은 볼프 359 b는 차가운 슈퍼 넵튠으로 분류되며, 해왕성이 태양에서 받는 에너지의 약 3분의 1에서 4분의 1 정도를 단위 면적당 받는다.
2011년 켁 II 천문대에서 근적외선 분광기(NIRSPEC)로 측정한 시선 속도 관측에서는 궤도를 도는 동반 행성의 존재를 시사하는 변화가 나타나지 않았다. 이 장비는 해왕성 질량 이상의 거대하고 짧은 주기의 동반 천체 중력 섭동을 감지할 수 있을 만큼 충분히 민감했다.
4. 1. 행성 후보
2019년 6월, 영국 허트퍼드셔 대학교의 미코 투오미가 이끄는 국제 천문학자 팀은 칠레의 HARPS와 하와이의 HIRES 관측을 통해 시선 속도법을 사용하여 볼프 359를 도는 두 개의 외계 행성 후보를 발견했다는 프리프린트를 발표했다. 이 행성들이 확인된다면, 이 행성계는 가까이에 저질량 행성이 있고 멀리 고질량 행성이 있다는 점에서 프록시마 켄타우리와 유사할 것이다.
이후 CARMENES 조사의 추가 관측 결과, 내부 행성 후보였던 볼프 359 c는 행성이 아니라 별의 자전으로 인한 거짓 양성 반응으로 밝혀졌다. 2023년 MAROON-X, CARMENES, HARPS 및 HIRES의 시선 속도 데이터와 영상 데이터를 사용한 후속 연구에서는 볼프 359 b의 존재를 확인하거나 반박할 수 없었다. 이 연구에서는 별로부터 10 AU 이내의 갈색 왜성 또는 거대 가스 행성 동반체, 1 AU 이내의 목성 질량의 절반 이상인 행성, 0.1 AU 이내의 천왕성보다 더 질량이 큰 행성의 존재를 배제했다.
4. 2. 추가 연구
2019년 6월, 영국 허트퍼드셔 대학교의 미코 투오미가 이끄는 국제 천문학자 팀은 칠레의 HARPS와 하와이의 HIRES 관측을 통해 시선 속도법을 사용하여 볼프 359를 도는 두 개의 외계 행성 후보를 발견했다는 프리프린트를 제출했다. 이 행성들이 확인된다면, 이 행성계는 가까이에 저질량 행성이 있고 멀리 고질량 행성이 있다는 점에서 프록시마 켄타우리와 유사할 것이다.
이후 추가 관측 결과, 내부 행성 후보였던 볼프 359 c는 행성 동반체가 아닌 별의 자전으로 인한 거짓 양성 반응임이 밝혀졌다. 2023년 MAROON-X, CARMENES, HARPS 및 HIRES 시선 속도 데이터와 영상 데이터를 사용한 후속 연구에서는 볼프 359 b의 존재를 확인하거나 반박할 수 없었다. 이 연구에서는 별로부터 10 AU 이내의 갈색 왜성 또는 거대한 가스 행성 동반체, 1 AU 이내의 목성 질량의 절반 이상인 행성, 0.1 AU 이내의 천왕성보다 더 질량이 큰 행성의 존재를 배제했다.
2011년 켁 II 천문대에서 근적외선 분광기(NIRSPEC)를 사용하여 측정한 시선 속도는 궤도를 도는 동반 행성의 존재를 시사하는 어떠한 변화도 나타내지 않았다. 이 장비는 해왕성 질량 이상의 거대하고 짧은 주기의 동반 천체의 중력 섭동을 감지할 수 있을 만큼 충분히 민감했다.
참조
[1]
서적
Project Hail Mary
Penguin Books
2022
[2]
웹사이트
Wolf 359 -- Flare Star
https://simbad.u-str[...]
Centre de Données astronomiques de Strasbourg
2016-09-19
[3]
논문
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1983
[4]
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Birkhäuser
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[5]
논문
Optical and infrared photometry of dwarf M and K stars
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웹사이트
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PHOENIX model chromospheres of mid- to late-type M dwarfs
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The Solar Neighborhood XXIX: The Habitable Real Estate of Our Nearest Stellar Neighbors
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UBVRI photometric standard stars around the celestial equator: Updates and Additions
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Metallicity and temperature indicators in M dwarf K-band spectra: testing new and updated calibrations with observations of 133 solar neighborhood M dwarfs
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