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카펠라

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목차

1. 개요

카펠라는 마차부자리에 있는 여섯 번째로 밝은 별로, 여러 개의 별로 이루어진 항성계이다. 1899년 윌리엄 월러스 캠벨에 의해 쌍성계임이 밝혀졌으며, 이후 간섭계를 이용한 관측을 통해 궤도 자료가 발표되었다. 카펠라 항성계는 두 개의 밝은 거성과 두 개의 적색 왜성으로 구성되어 있으며, 밝은 거성들은 사냥개자리 RS형 변광성으로 흑점을 가지고 있다. 카펠라는 엑스선원이며, 1974년 엑스선이 탐지된 이후 엑스선 천문학 연구에 활용되었다. 고대부터 다양한 문화에서 중요하게 여겨졌으며, 동아시아 천문학에서는 오거(五車)를 이루는 별 중 하나였다.

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카펠라
기본 정보
카펠라의 위치 (가장 밝은 별, 원으로 표시)
카펠라 Aa의 위치 (가장 밝은 별, 원으로 표시)
발음kəˈpɛlə
별칭알하요트
호쿨레이
13 아우리가에
BD +45 1077
CCDM J05168+4559
FK5 193
GC 6427
HD 34029
HIP 24608
HR 1708
IDS 05093+4554
LTT 11619
NLTT 14766
PPM 47925
SAO 40186
WDS 05167+4600
좌표 (J2000.0)적경:
적위:
별자리마차부자리
관측 정보
겉보기 등급 (V)+0.08 (+0.03 – +0.16)
겉보기 등급 (V2)10.16
겉보기 등급 (V3)13.7
변광성 여부의심 (RS 카눔 베나티코룸 변광성)
특징 (A)
분광형G3III:
색 지수 (R-I)+0.44
색 지수 (V-R)−0.3
색 지수 (B-V)+0.80
색 지수 (U-B)+0.44
특징 (Aa)
종류적색 덩어리
분광형G8III
특징 (Ab)
종류준거성
분광형G0III
특징 (H)
종류주계열성 (적색 왜성)
분광형M2.5 V
색 지수 (R-I)0.91
색 지수 (B-V)1.50
색 지수 (U-B)1.24
특징 (L)
분광형M4:
종류주계열성 (적색 왜성)
운동 정보
시선 속도 (A)+29.9387 ± 0.0032 km/s
고유 운동 (RA)75.52
고유 운동 (DEC)−427.11
연주 시차76.20
거리42.919 ± 0.049 광년 (13.159 ± 0.015 pc)
절대 등급 (Aa)+0.296
절대 등급 (Ab)+0.167
시선 속도 (HL)31.63 ± 0.14 km/s
추가 운동 정보
절대 등급 (H)9.53
절대 등급 (L)13.1
연주 시차 (H)74.9521
연주 시차 (L)75.1838
고유 운동 (RA, H)88.57
고유 운동 (RA, L)54.1
고유 운동 (DEC, H)−428.91
고유 운동 (DEC, L)−417.5
궤도 정보 (Ab)
주성Aa
공전 주기104.02128 ± 0.00016 일
궤도 긴반지름0.056442 ± 0.000023 각초 (0.74272 ± 0.00069 AU)
궤도 이심률0.00089 ± 0.00011
궤도 경사137.156 ± 0.046 도
승교점 경도40.522 ± 0.039 도
근점 통과 시각2448147.6 ± 2.6 JD
근점 인수342.6 ± 9.0 도
K125.9611 ± 0.0044
K226.860 ± 0.0017
궤도 정보 (L)
주성H
궤도 긴반지름40 AU
궤도 이심률0.75
궤도 경사52 도
승교점 경도288
근점 인수88
근점 통과 시각2,220
공전 주기300
세부 정보 (A)
금속 함량−0.04 ± 0.06
나이5억 9천만 – 6억 5천만 년
세부 정보 (Aa)
질량2.5687 ± 0.0074 M☉
반지름11.98 ± 0.57 R☉
볼로미터 광도78.7 ± 4.2 L☉
표면 온도4,970 ± 50 K
자전 주기104 ± 3 일
자전 속도4.1 ± 0.4 km/s
표면 중력2.691 ± 0.041
세부 정보 (Ab)
질량2.4828 ± 0.0067 M☉
반지름8.83 ± 0.33 R☉
볼로미터 광도72.7 ± 3.6 L☉
표면 온도5,730 ± 60 K
자전 주기8.5 ± 0.2 일
자전 속도35.0 ± 0.5 km/s
표면 중력2.941 ± 0.032
세부 정보 (H)
질량0.57 M☉
금속 함량+0.1
반지름0.54 ± 0.03 R☉
표면 온도3,700 ± 150 K
볼로미터 광도0.05
표면 중력4.75 ± 0.05
세부 정보 (L)
질량0.53 M☉
명칭 정보
기타 명칭 (A)GJ 194
기타 명칭 (HL)GJ 195
기타 명칭 (H)G 96-29
LTT 11622
NLTT 14788
PPM 47938
2MASS J05172386+4550229
기타 명칭 (L)VVO 238
2MASS J05172394+4550198

2. 관측 역사

릭 천문대 소속이었던 윌리엄 캠벨은 분광사진기를 이용하여 카펠라를 관측, 1899년 이 별이 쌍성계임을 공표했다. 그는 1896년 8월부터 이듬해 2월까지 찍은 사진건판을 대조하던 중, 9월과 10월 사이 도플러 이동이 푸른색으로 나타났다가 11월부터 2월까지는 붉은색으로 나타남을 발견했다. 이로부터 지구에서 볼 때 카펠라 계 구성원이 가까워졌다가 멀어지는 것을 반복, 서로를 돌고 있음을 알아냈다.[93][94] 캠벨과 거의 동시기인 1899년 7월 영국 천문학자 휴 뉴얼은 캠브리지 소재 25인치 망원경에 장착된 4프리즘분광기로 찍은 스펙트럼을 조합하여 관측했고, 여기서 카펠라가 쌍성계라는 결론을 내렸다.[95]

이후 여러 관측자들은 카펠라 성계의 구성원을 분리하여 상(像)을 얻으려 했으나 성공하지 못했다.[96] 1919년 존 앤더슨과 프랜시스 피스는 윌슨 산 천문대에서 간섭계를 이용하여 카펠라 구성원의 상을 분리하여 촬영하는 데 성공했으며 1920년 전년도 관측자료에 기초하여 두 항성의 궤도 자료를 발표했다.[97][98] 이 관측은 태양계 바깥 천체를 간섭계를 이용하여 측정한 최초 사례이기도 했다.[99] 매우 정교한 궤도자료는 약 80년 후인 1994년 같은 장소인 윌슨 산 천문대에서 마크III 항성간섭계를 이용해 얻었다.[88] 1995년 9월 캠브리지 광학구경합성망원경으로 카펠라를 관측, 광학간섭계로 사진을 찍은 최초의 천체에 이름을 올렸다.[100]

1914년 핀란드 천문학자 랑나르 푸루흐옐름(Ragnar Furuhjelm)은 밝은 분광쌍성을 돌고 있는 동반천체가 있음을 발견했는데, 밝은 쌍성과 고유운동이 비슷했기 때문에 물리적으로 묶여 있을 것으로 추측했다.[101] 1936년 2월 칼 스턴스는 이 어두운 동반천체 자체가 쌍성이라고 주장했으며[102] 같은 해 9월 제러드 카이퍼는 스턴스의 주장을 입증했다.[103]

카펠라는 기원전 20세기에 만들어진 아카드어 비문에 언급된 것으로 추정된다. 염소와 관련된 상징은 기원전 7세기의 문서 MUL.APIN에서 "GAM", "Gamlum" 또는 "MUL.GAM"이라고 불리는 별자리로 메소포타미아까지 거슬러 올라간다.

멕시코 오악사카 주에 있는 선 콜럼비아 시대 유적지인 몬테 알반의 J 건물은 기원전 275년경에 건설되었으며, 건물의 계단은 당시 카펠라의 태양 출몰과 수직으로 정렬되어 있어, 건물의 출입구에서 밖을 바라보는 사람은 카펠라를 정면으로 마주하게 된다. 카펠라는 그 태양 출몰이 몬테 알반 상공을 태양이 바로 통과하는 날짜와 하루 안에 일어났다는 점에서 중요하다.[10]

3. 가시성

카펠라는 황백색으로 빛나며 대낮에 망원경으로 관측하면 노란 별빛이 푸른 하늘과 대비되어 더욱 또렷하게 보인다. 마차부자리에서 가장 밝은 별이며 밤하늘에서는 여섯 번째, 북반부 하늘에서는 아크투루스와 베가에 이어 세 번째로 밝다. 북위 40도 이북에서 맨눈으로 보이는 별 중에서는 네 번째로 밝다.[104] 카펠라는 1등급 별 중 북극에서 제일 가깝다.[108][109]

위도상 이 별은 남위 44도보다 내려간 곳에서는 지평선 아래로 내려간다. 따라서 뉴질랜드, 아르헨티나, 칠레 최남단과 포클랜드 제도에서는 카펠라를 볼 수 없다. 거꾸로 북위 44도 이북에서는 주극성이 되어 천구북극을 중심으로 하늘을 회전하므로 지평선 아래로 지지 않는다. 따라서 영국과 스칸디나비아반도, 프랑스와 캐나다 대부분 지역, 미국 최북단에서는 1년 내내 카펠라를 관측할 수 있다. 카펠라와 베가는 천구북극을 가운데 놓고 서로 반대 방향에 있어서 두 별 사이에 가상의 선을 그으면 폴라리스 옆을 스쳐 지나간다.[110]

마차부자리와 플레이아데스 성단이 보이는 밤하늘 사진. 카펠라는 왼쪽 상단에 가장 밝은 별이다.

4. 항성계

카펠라 항성계는 밝은 거성 둘로 이루어진 쌍성계와, 멀리 떨어진 곳에서 이들을 공전하는 적색 왜성 쌍성계로 이루어진 복잡한 구조를 가지고 있다.[125] 밝은 거성 쌍성은 각각 '''카펠라 Aa'''와 '''카펠라 Ab'''로 불리며, 적색 왜성 쌍성은 '''카펠라 H'''와 '''카펠라 L'''로 불린다. 카펠라 C부터 G까지는 지구에서 보기에 카펠라 근처에 있는 것처럼 보이지만, 실제로는 중력으로 묶여 있지 않은 천체들이다.[118]

1899년 릭 천문대의 윌리엄 월리스 캠벨은 분광사진기를 이용하여 카펠라를 관측, 이 별이 쌍성계임을 발표했다. 그는 1896년 8월부터 이듬해 2월까지 찍은 사진건판을 통해 도플러 효과를 발견, 카펠라 계 구성원이 지구에서 가까워졌다 멀어지기를 반복하며 서로 공전하고 있음을 알아냈다.[93][94] 거의 같은 시기에 영국의 천문학자 휴 뉴올도 카펠라가 쌍성계라는 결론을 내렸다.[95] 이후 많은 관측자들이 이 두 별을 분리하여 관측하려 했으나 실패했다.[96] 1919년 존 앤더슨과 프랜시스 피스는 윌슨 산 천문대에서 간섭계를 이용하여 두 별의 상을 분리하여 촬영하는 데 성공했으며, 1920년에는 두 항성의 궤도 자료를 발표했다.[97][98]

1914년 핀란드 천문학자 랑나르 푸루흐옐름(Ragnar Furuhjelm)은 밝은 분광쌍성을 돌고 있는 동반천체가 있음을 발견했는데, 밝은 쌍성과 고유운동이 비슷했기 때문에 물리적으로 묶여 있을 것으로 추측했다.[101] 1936년 2월 칼 스턴스는 이 어두운 동반천체 자체가 쌍성이라고 주장했으며,[102] 같은 해 9월 제러드 카이퍼는 스턴스의 주장을 입증해냈다.[103]

1960년 미국의 천문학자 오린 에겐은 시선 속도와 고유 운동 분석을 통해 카펠라가 히아데스 성단의 구성원이라고 주장했다. 카펠라와 히아데스 성단의 항성은 나이가 비슷하기 때문에 물리적으로도 가능성이 전혀 없지는 않다.

히파르코스 위성이 측정한 연주시차는 76.2 밀리초각에 오차범위는 0.46 밀리초각으로,[115] 여기에서 계산한 지구로부터 카펠라 계까지의 거리는 42.8 광년(13.12 파섹)이며 오차범위는 0.3 광년(0.09 파섹)이다.

카펠라 항성계의 구성원들과 태양의 크기를 비교한 것. 두 개의 큰 별은 카펠라 Aa와 Ab이며, 붉은색 점들은 적색 왜성으로 카펠라 H과 L이다.

4. 1. 밝은 쌍성계 (카펠라 Aa, Ab)

카펠라 항성계에서 밝은 쌍성계는 '''카펠라 Aa'''와 '''카펠라 Ab'''로 불리는 두 개의 거성으로 이루어져 있다. 1899년 릭 천문대의 윌리엄 월리스 캠벨은 분광사진기를 이용하여 카펠라를 관측, 이 별이 쌍성계임을 발표했다. 그는 1896년 8월부터 이듬해 2월까지 찍은 사진건판을 통해 9월과 10월 사이에는 청색편이, 11월부터 2월까지는 적색편이가 나타나는 도플러 효과를 발견했다. 이를 통해 카펠라 계 구성원이 지구에서 가까워졌다 멀어지기를 반복하며 서로 공전하고 있음을 알아냈다.[93][94] 거의 같은 시기에 영국의 천문학자 휴 뉴올도 카펠라가 쌍성계라는 결론을 내렸다.[95]

이후 많은 관측자들이 이 두 별을 분리하여 관측하려 했으나 실패했다.[96] 1919년 존 앤더슨과 프랜시스 피스는 윌슨 산 천문대에서 간섭계를 이용하여 두 별의 상을 분리하여 촬영하는 데 성공했으며, 1920년에는 두 항성의 궤도 자료를 발표했다.[97][98] 이는 태양계 바깥 천체를 간섭계를 이용하여 측정한 최초의 사례였다.[99] 1994년 윌슨 산 천문대에서 마크III 항성간섭계를 이용해 매우 정교한 궤도자료를 얻었다.[88] 1995년 9월에는 캠브리지 광학구경합성망원경으로 카펠라를 관측, 광학간섭계로 사진을 찍은 최초의 천체가 되었다.[100]

두 별은 약 1억 킬로미터 떨어져 있으며, 약 104일 주기로 서로를 공전한다. 지구에서 보았을 때 서로를 가리지 않아 식쌍성은 아니다. 이들은 주계열성 단계였을 때 베가와 비슷한 A형 주계열성이었을 것으로 추정된다. 현재는 주계열 단계를 벗어나 적색 거성으로 부풀어 오르는 과정에 있다. 더 무거운 Aa는 중심부에서 헬륨을 탄소와 산소로 태우는 단계에 있지만, Ab는 아직 이 단계에 이르지 못했다.[118]

2009년 토레스 연구진은 두 별의 물리적 수치를 계산했다. Aa는 표면온도 약 4920 ± 70 K, 반지름은 태양의 11.87 ± 0.56 배, 질량은 태양의 약 2.466 ± 0.018 배, 밝기는 태양의 79.5 ± 4.8 배였다. Ab는 표면온도 약 5680 ± 70 K, 반지름은 태양의 8.75 ± 0.32 배, 질량은 태양의 약 2.443 ± 0.013 배, 밝기는 72.7 ± 3.6 배였다.[96] 2011년 웨버-슈트라스마이어는 Aa와 Ab의 질량을 각각 태양의 2.573 ± 0.009, 2.488 ± 0.008 배로 측정했다.[117]

카펠라 Aa-Ab 계는 사냥개자리 RS형 변광성으로 분류되는데, 이는 두 별 모두 표면에 거대한 흑점이 있어 채층 활동이 활발하다는 의미이다. 특이하게도 더 뜨거운 Ab의 대기 활동이 더 활발한데, 이는 Ab가 헤르츠스프룽 틈 단계에 있어 각운동량을 바꾸고 대류층을 두껍게 만들기 때문으로 보인다.[117]

4. 2. 어두운 쌍성계 (카펠라 H, L)

릭 천문대 소속이었던 윌리엄 캠벨은 분광사진기를 이용하여 카펠라를 관측, 1899년 이 별이 쌍성계임을 발표했다.[93][94] 그는 1896년 8월부터 이듬해 2월까지 찍은 사진건판을 대조하던 중, 9월과 10월 사이 도플러 이동이 푸른색으로 나타났다가 11월부터 2월까지는 붉은색으로 나타남을 발견했다. 여기에서 그는 지구에서 볼 때 카펠라 계 구성원이 가까워졌다가 멀어지는 것을 반복하고 있고 서로를 돌고 있음을 알아냈다. 캠벨과 거의 동시기인 1899년 7월 영국 천문학자 휴 뉴얼은 캠브리지 소재 25인치 망원경에 장착된 4프리즘분광기로 찍은 스펙트럼을 조합하여 관찰했고, 여기에서 카펠라가 쌍성계라는 결론을 내렸다.[95]

이후 여러 관측자들은 카펠라 성계의 구성원을 분리하여 상을 얻으려 했으나 성공하지 못했다.[96]

1914년 핀란드 천문학자 랑나르 푸루흐옐름(Ragnar Furuhjelm)은 밝은 분광쌍성을 돌고 있는 동반천체가 있음을 발견했는데, 밝은 쌍성과 고유운동이 비슷했기 때문에 물리적으로 묶여 있을 것으로 추측했다.[101] 1936년 2월 칼 스턴스는 이 어두운 동반천체 자체가 쌍성이라고 주장했으며,[102] 같은 해 9월 제러드 카이퍼는 스턴스의 주장을 입증해냈다.[103] 이 쌍성은 카펠라 H와 L로 명명되었다.

카펠라 H와 L은 적색 왜성 쌍성으로, 밝은 쌍성계로부터 약 1만 AU 떨어져 있다.[125] 이들은 밝은 쌍성계를 약 400년에 걸쳐 1회 공전하는 것으로 추정된다.[126]

카펠라 H와 L의 특징
카펠라 H카펠라 L
겉보기 등급10.16[119]13.7[120]
분광형M1[119]M5[120]
연주시차 (밀리초각)72.00 ± 4.00[119](자료 없음)
절대등급9.53[124]13.1[122]
질량 (M☉)0.53[123]0.19[123]
반지름 (R☉)0.54 ± 0.03[124](자료 없음)
광도 (L☉)0.05[124](자료 없음)
표면 온도 (K)3700 ± 150[124](자료 없음)
중원소 함량 ([M/H])0.1[124](자료 없음)
표면 중력 (log g)4.7 ~ 4.8[124](자료 없음)


5. 엑스선원

미국은 1962년 9월 20일과 1963년 3월 15일, 두 번에 걸쳐 에어로비 로켓을 발사하여 마차부자리 방향으로 적경 , 적위 +45°에서 엑스선원을 감지했다. 이 엑스선원은 에러 박스 내의 카펠라로 확인되었다. 1974년 4월 5일에는 카펠라에서 나오는 엑스선을 탐지했는데, 이날은 항성 엑스선 천문학이 시작된 날로 기록되었다.[112] 이 관측에서 0.2 ~ 1.6 킬로 전자볼트 범위의 엑스선이 감지되었으며, 카펠라의 엑스선 광도(''L''x)는 ~1024 W (1031 erg s−1)로 태양보다 1만 배나 밝았다.[112]

카펠라가 방출하는 엑스선은 주로 별 주변 코로나에서 생성되는 것으로 보인다.[113] 카펠라는 ROSAT 엑스선원으로 등록되어 있으며, 표기는 1RXS J051642.2+460001이다. HEAO 1이 얻은 카펠라의 엑스선 스펙트럼을 통해 코로나 온도가 매우 높다는 사실이 밝혀졌는데, 이는 카펠라의 코로나가 자유롭게 흐르는 항성풍이 아닌 자기밀폐 상태에 있음을 의미한다.[114]

6. 생명체 거주가능 환경

카펠라 A 계에서 지구처럼 표면에 액체 물이 존재할 수 있는 환경은 Aa와 Ab의 질량 중심으로부터 12.5AU 근처이다. 구성원 둘은 진화가 진척된 단계로, 과거 지구와 비슷한 행성이 이들을 돌고 있었더라도 현재는 쌍성이 뿜는 열기 때문에 황폐해졌을 것이다.[127]

대신 적색 왜성계 H와 L은 둘 다 주계열 단계에서 오래 살며 안정된 공전궤도를 유지시켜 주기 때문에, 조석고정이나 플레어 폭발처럼 생명체에 유해한 변수를 제외하면 A 계보다 생명체가 태어나기에 적합한 환경을 마련해 준다. 둘 중 더 밝은 H의 생명체 거주가능띠는 항성으로부터 0.11AU 거리에 형성되며 지구와 비슷한 행성은 H를 24.4일에 1회 공전할 것이다. 어두운 L의 거주가능영역 거리는 별로부터 0.022AU(지구~달 거리의 약 8.56배)이며 행성의 1년은 7.8일에 불과할 것이다.[127]

7. 카펠라에서 본 하늘

카펠라는 황백색으로 빛나며 대낮에 망원경으로 관측하면 노란 별빛이 푸른 하늘과 대비되어 더욱 또렷하게 보인다.[69] 마차부자리에서 가장 밝은 별이며 밤하늘에서는 여섯 번째, 북반부 하늘에서는 아크투루스와 베가에 이어 세 번째로 밝다. 북위 40도 이북에서 맨눈으로 보이는 별 중에서는 네 번째로 밝다.[69] 1등급 별 중 천구 북극에서 제일 가깝다.[70] 위도상 남위 44도보다 내려간 곳에서는 지평선 아래로 내려가 뉴질랜드, 아르헨티나, 칠레 최남단과 포클랜드 제도에서는 카펠라를 볼 수 없다. 반대로 북위 44도 이북에서는 주극성이 되어 천구북극을 중심으로 하늘을 회전하므로 지평선 아래로 지지 않는다. 따라서 영국과 스칸디나비아 반도 전역, 프랑스와 캐나다 대부분 지역, 미국 최북단에서는 1년 내내 카펠라를 관측할 수 있다. 카펠라와 베가는 천구북극을 가운데 놓고 서로 반대방향에 있어서 두 별 사이에 가상의 선을 그으면 폴라리스 옆을 스쳐 지나간다.[29]

8. 어원 및 문화

카펠라는 라틴어로 '암컷 염소새끼'를 뜻하는 ''Capra''의 지소사 ''Capella''에서 유래했다.[131] 프톨레미의 저작 알마게스트(''Almagest'')에 따르면, 전통적으로 별자리의 마차부 왼쪽 어깨에 해당하거나 마차부가 데리고 있는 염소를 나타낸다. 그리스 신화에서 카펠라는 제우스에게 젖을 먹인 염소 아말테이아를 상징하기도 한다. 제우스는 이 염소의 뿔을 의도치 않게 부러뜨렸는데, 부러진 뿔은 그 주인이 바라는 것은 무엇이든지 채워주는 힘을 지녀 코르누코피아(풍요의 뿔)로 불렸다고 한다.[132]

염소 아말테이아와 제우스 상. 파리 루브르 박물관, 피에르 쥘리앙 작품.


카펠라는 마차부자리 엡실론, 마차부자리 제타, 마차부자리 에타와 함께 별자리를 구성하는데, 이 중 제타와 에타는 '하에디'(''Haedi'', 꼬마)로 불렸다. 카펠라는 보통 아말테이아를 상징했으나, 종종 아말테이아의 주인 님프와 엮이는 경우도 있었다. 님프의 전설에 따르면, 이 염소의 외모가 고르곤을 닮아 흉측한 이유는 티탄이 제우스에게 패배한 뒤 제우스가 염소의 가죽을 벗겨 아이기스를 만들었기 때문이라고 한다.[133]

요한 바이어의 1603년 저작 우라노메트리아(''Uranometria'')에서 카펠라는 마차부의 등 부분이고[106] '꼬마들'(엡실론, 제타, 에타)로 알려진 별 셋이 그리는 삼각형으로부터 북서쪽으로 수 도 위에 자리잡고 있다.[83][107] 대 플리니우스와 마르쿠스 마닐리우스는 카펠라를 카프라, 카페르, 히르쿠스 등으로 불렀는데, 어떤 이름이라도 '염소별'이라는 속성과 연결되어 있었다. 기원전 20세기 아카드어로 기록된 명문에도 카펠라로 추정되는 내용이 남아 있다.[132]

중세에는 '알하이오스', '알하이오르', '알사이오트', '알하이세트', '알하토드', '알호이에트', '알라낙', '알라나트', '알리옥' 등으로 불렸으나 보편적으로 불렸던 이름은 아니었다. 이 이름들(특히 '알리옥')은 아랍어 이름 العيوقar(알-아이크)가 변질된 발음으로 보인다.[134] '아이크'는 고유한 아랍어로 보이지 않으며,[135] 그리스어 αίξ(아익스, '염소')가 아랍어 형태로 바뀐 것으로 보인다. 참고로 현대 그리스어로 Αίγα(아이가)는 '암염소'를 뜻한다.[137] 네게브 사막이나 시나이반도에 사는 베두인 족은 카펠라가 플레이아데스의 위치를 알려주는 역할을 하기 때문에 '알-아이크 아스-투라이야'라고 불렀고 그 뜻은 '플레이아데스의 카펠라'이다.[136] 아랍어권에서는 '알-라키브'로 부르기도 했는데 이는 그리스어 '수레를 끄는 자'를 아랍어로 번역한 것이다.[137]

마케도니아 전승에서는 ''Jastreb'' ('매')로 불려 왔는데, 높이 날다가 암탉(플레이아데스)과 수탉(나스)을 강하하여 낚아채려 하는 형상으로 보았다.[139] 잉카 문명권에서는 케추아 언어로 '콜카'로 불렀다.[142] 영국 문학작품에서는 여러 곳에서 '목자의 별'로 언급되기도 했다.[142]

점성술에서는 도시와 군대의 명예와 부요함을 나타내는 징조로 여겼다.[142] 중세에는 베헤니언 붙박이별 중 하나였으며 사파이어와 박하, 민트, 쑥, 맨드레이크를 상징했다. 하인리히 코르넬리우스 아그리파는 카펠라의 카발라 표식 --|]]을 '히르쿠스'(라틴어로 '염소')와 연결했다.[140][141]

힌두교 신화에서 카펠라는 '브라흐마 흐리다야'(브라흐마의 심장)로 불린다.[142] 동아시아 천문학에서 카펠라는 필수에서 마차부자리 베타, 이오타, 세타, 황소자리 베타와 함께 오거(五車, 간체자: 五车, 다섯 수레)를 이루는 별이다.[143][144] 별자리에서 두 번째 별이었기 때문에 카펠라를 지칭하는 이름은 '''오거이'''(五車二, 간체자: 五车二)였다.[145]

이누이트 족은 카펠라와 멘칼리난, 폴룩스와 카스토르 네 별이 '쿠투르주크' 별자리를 만들며, 별자리의 뜻은 '빗장뼈'로 네 별이 두 쌍을 이루어 한 쌍이 뼈 하나씩을 상징한다고 한다. 알래스카부터 서부 그린란드에 걸쳐 거주하는 이누이트는 이 별자리를 항해나 시간측정에 이용해 왔다.[146]

하와이 원주민은 카펠라를 프로키온, 시리우스, 카스토르, 폴룩스와 함께 '케카오마칼리'(마칼리의 통나무배 바닥에 괸 물을 퍼내는 자) 별자리 구성원으로 인식했고 바다 항해에 이들을 이용했다. 카펠라의 단독명칭은 '호쿠-레이'(별 월계관)였다.[147]

타히티 전승에 따르면 카펠라의 고유명칭은 '타히-아리'였으며 '파-누이'(마차부)의 부인이자 왕자 '타우루아'(금성, 밤하늘을 통나무배를 타고 가로지르는 자)의 어머니이다.[148]

오스트레일리아 원주민 중 빅토리아 주 부롱 족의 전설에 따르면 카펠라의 이름은 '푸라'(캥거루)이며 하늘 근처 쌍둥이자리의 두 별 '유리'(카스토르)와 '완젤'(폴룩스)에게 쫓기다가 죽음을 당한다고 한다.[149]

9. 한국 문화 속 카펠라

동아시아 별자리에서 카펠라는 마차부자리 베타, 이오타, 세타, 황소자리 베타와 함께 오거(五車, 간체자: 五车, 다섯 수레)를 이루었다.[143][144] 카펠라는 이 별자리에서 두 번째 별이었기 때문에 '''오거이'''(五車二, 간체자: 五车二)로 불렸다.[145]

10. 안시 동반성

지금까지 설명한 구성원 외에 카펠라 이름이 붙은 이중성은 여섯 개 더 있다. 그러나 이들은 우리 눈으로 볼 때 카펠라 옆에 있는 것처럼 보이는 것일 뿐, 실제로는 중력으로 묶여 있지 않아 관계가 없다.[151]

다중성/이중성 명칭: WDS 05167+4600[152]
구성원주인별적경 (α)
역기점 J2000		적위 (δ)
J2000		분리관측년도주인별로부터의 각거리주인별에 대한 위치각겉보기 등급 (V)출처
BAalign="center" |[153]189889.8″7°17.1SIMBAD
CAalign="center" |[154]1878130.5″332°15.1SIMBAD
DAalign="center" |[155]187873.2″194°13.6SIMBAD
EAalign="center" |[156]1908191.2″326°12.1SIMBAD
FAalign="center" |[157]1999109.2″136°11.7SIMBAD
GAalign="center" |[158]2003522.4″349°8.06SIMBAD



카펠라 B~G는 카펠라 H, L보다 가깝게 보이지만, 카펠라와 물리적으로 연관되어 있지는 않다.

구성원 F는 TYC 3358-3142-1로도 알려져 있으며, K 분광형으로 등재되어 있지만, 멀리 떨어진 발광성 별 목록에도 포함되어 있다.[45]

구성원 G는 BD+45 1076이며, 분광형은 F0이고, 거리는 123pc이다.[47] 찬드라 관측에서 가이드 스타 카탈로그의 변광성 구성원으로 확인되었지만, 어떤 유형의 변광성인지는 알려져 있지 않다.[46] 활성 코로나를 가진 X선원으로 알려져 있다.[47]

카펠라의 동반성으로 몇몇 다른 별들도 목록에 올라 있다.[43] 구성원 I, Q, R은 각각 92″, 133″, 134″ 거리에 있는 13등급 별이다.[48] V538 Aurigae와 그 가까운 동반성 HD 233153은 카펠라에서 10도 떨어진 적색 왜성이다. 이들은 매우 유사한 공간 운동을 보이지만, 작은 차이로 인해 이는 우연의 일치일 가능성이 있다.[49] 카펠라 HL 영역에서 10″ 떨어진 두 개의 희미한 별이 스펙클 이미징으로 발견되었다. 이들은 카펠라 O와 P로 분류되었으며, 이들이 적색 왜성 이중성과 물리적으로 연관되어 있는지는 알려져 있지 않다.[50]

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