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화가자리 베타

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목차

1. 개요

화가자리 베타는 화가자리에 위치한 별로, 겉보기 등급은 3.861이며 맨눈으로 관측이 가능하다. 지구로부터 63.4 광년 거리에 있으며, A6V 분광형의 주계열성이다. 태양보다 밝고, 질량은 태양의 1.7~1.8배, 자전 속도는 최소 130km/s이다. 화가자리 베타 주변에는 먼지 원반과 미행성 띠, 2개의 행성(베타 픽토리스 b, c)이 존재하며, 다량의 탄소와 혜성과 유사한 천체, 그리고 먼지 흐름이 관측된다.

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화가자리 베타
기본 정보
허블 우주 망원경이 촬영한 화가자리 베타별
허블 우주 망원경이 촬영한 화가자리 베타별
별자리화가자리
겉보기 등급3.86
변광성형방패자리 δ형 변광성
분광형A6 V
글리제 근접 항성 목록GJ 219
헨리 드레이퍼 목록HD 39060
히파르코스 목록HIP 27321
밝은 별 목록HR 2020
기타 명칭CD −51°1620
GCTP 1339.00
위치 정보
적경 (원기 J2000.0)05h 47m 17.08769s
적위 (원기 J2000.0)−51° 03′ 59.4412″
적색 편이0.000067
시선 속도20.00 ± 0.7km/s
고유 운동 - 적경4.65 밀리초/년
고유 운동 - 적위83.10 밀리초/년
연주 시차51.44
절대 등급2.42
궤도 정보
행성 수1
물리적 특징
반지름1.8 R☉
질량1.75 M☉
광도8.7 L☉
표면 온도8,052 K
표면 중력 (log g)4.15
자전 속도130 km/s
자전 주기13 시간
스펙트럼 분류A6V
B-V 색 지수0.171
U-B 색 지수0.10
V-I 색 지수0.18
중원소 함량태양의 112% [N/H]
나이1200만 (800만 ~ 2000만) 년
기타 정보
이름화가자리 베타
로마자 표기Hwagajari Beta

2. 위치 및 가시성

화가자리 베타는 남반구 하늘의 화가자리에 위치하며, 밝은 별 카노푸스 서쪽에 있다.[137] 아르고자리가 나뉘기 전에는 배의 '수심측정선' 부분에 해당하는 별이었다.[109]

겉보기 등급은 3.861로[156] 날씨가 좋을 때는 맨눈으로 볼 수 있지만, 광공해의 영향으로 도심에서는 관측이 어렵다. 화가자리에서 두 번째로 밝은 별이며, 가장 밝은 별은 화가자리 알파로 겉보기 등급은 3.30이다.[139]

히파르코스 위성은 삼각 시차를 이용하여 화가자리 베타까지의 거리를 측정했다. 측정된 시차는 51.87 밀리초각이었으나,[152] 체계적 오류를 제거한 후 재분석하여 51.44 밀리초각으로 수정되었다.[160] 이를 통해 계산된 화가자리 베타까지의 거리는 63.4 광년이며, 오차범위는 0.1 광년이다.[150][119]

히파르코스 위성은 화가자리 베타의 고유 운동도 측정했는데, 베타는 매년 동쪽으로 4.65 밀리초각, 북쪽으로 83.1 밀리초각 움직이고 있다.[160] 항성의 스펙트럼에서 나타나는 도플러 변이로부터 화가자리 베타는 지구로부터 초당 20 킬로미터 속도로 멀어지고 있음이 밝혀졌다.[129] 화가자리 베타와 같은 운동 양상을 공유하는 별들은 화가자리 베타 이동성군으로 불린다.[162]

3. 물리적 특징

Nearby Stars Project의 관측에 따르면 화가자리 베타는 분광형 A6V로 알려져 있다. 표면 온도는 8,052,000로, 태양(5,778,000)보다 훨씬 뜨겁다. 스펙트럼 분석 결과, 이 별에는 중원소가 태양보다 12% 더 많이 포함되어 있다.[83]

A형 주계열성이므로 태양보다 밝다. 겉보기 등급은 3.86이며, 절대 등급은 2.42로 태양(4.83)보다 9.2배 밝다.

헤르츠스프룽-러셀 도표 상에서 A형 주계열성의 대부분은 불안정대에 위치한다. 불안정대에 있는 별은 변광성으로 맥동하는 경우가 많다. 2003년 관측 결과, 30~40분 간격으로 밝기가 1~2 밀리등급 정도 변동하는 것으로 밝혀졌다.[79]

스펙트럼, 광도, 밝기 변화와 관련된 더 자세한 내용은 하위 섹션을 참고하라.

3. 1. 스펙트럼, 광도, 밝기 변화

화가자리 베타는 분광형 A6 V의 주계열성으로, 유효 온도는 8052 켈빈으로 태양(5778 켈빈)보다 뜨겁다.[127][146] 항성 스펙트럼 분석 결과, 중원소 함량([M/H])은 0.05로 태양보다 12% 더 높다.[127][118] 표면 중력(log g)은 4.15로, 140 m/s²이며, 이는 태양(274 m/s²)의 약 절반 수준이다.[127][146]

겉보기 등급은 3.861이며, 절대 등급은 2.42로 태양(4.83)보다 밝다.[146][140] 화가자리 베타는 태양보다 9.2배 밝게 보이며,[117] 모든 복사 에너지를 고려한 광도는 태양의 8.7배이다.[130][166]

화가자리 베타는 헤르츠스프룽-러셀 도표 상의 불안정띠에 위치하여 맥동 변광성의 특징을 보인다. 2003년 관측 결과 30~40분 간격으로 1~2 밀리등급의 밝기 변화가 나타났으며,[132] 30.4분과 36.9분의 두 가지 맥동 주기를 갖는 방패자리 델타형 변광성으로 분류된다.[141]

3. 2. 질량, 반경, 자전

화가자리 베타의 질량은 항성 형성 이론에 따르면 태양의 1.7~1.8배이다.[81] 지구로부터 63.4광년 떨어져 있어 비교적 가까우므로, 대형 망원경으로 각지름을 측정할 수 있다. 각지름은 0.84밀리초각이며,[80] 이를 통해 계산하면 크기는 태양의 1.8배가 된다.

화가자리 베타의 자전 속도는 최소 초당 130km로 측정되었다.[82] 이는 시선 속도로부터 계산된 값이므로, 실제 자전 속도는 이보다 빠를 수 있다. 이 속도로 자전한다면 자전 주기는 불과 16시간밖에 되지 않는다. 참고로 태양의 자전 주기는 609.12시간이다.[100]

3. 3. 나이와 탄생



화가자리 베타 주위에는 먼지와 가스가 막대하게 존재한다.[142] 이는 이 행성계가 젊다는 것을 보여주는 증거인데, 화가자리 베타가 이미 주계열성 단계에 진입했는지 아니면 아직 전주계열성에 머무르고 있는지에 대한 논쟁을 불러일으켰다.[143] 히파르코스 위성이 처음 측정했을 때 화가자리 베타까지의 거리는 다소 멀게 나와서 이 별이 예상보다 밝은 것으로 여겨졌었다. 그러나 수정된 거리값에 따르면 별의 광도는 조금 낮아졌으며, 이를 통해 화가자리 베타는 전주계열 단계가 아니라 영년 주계열에 가까운 상태인 것으로 밝혀졌다.[130] 화가자리 베타 이동성군에 속한 별들을 분석한 결과, 이들의 나이는 약 1200만 년으로 추정되었다.[162] 그러나 최근 연구에서는 화가자리 베타의 나이가 기존 측정치의 두 배 정도인 2000만~2600만 년이라는 결과가 나왔다.[122][123]

화가자리 베타는 전갈-센타우루스 성협 근처에서 태어났을 가능성이 있다.[168] 화가자리 베타를 형성시킨 가스 붕괴는 초신성 폭발로 인한 충격파 때문에 발생했을 것으로 추정된다. 이 초신성은 현재 도주성이 된 HIP 46950의 짝별이었을 것으로 보인다. HIP 46950의 이동 경로를 역추적하면 이 별의 원래 위치는 1300만 년 전 전갈-센타우루스 성협 근처였을 것으로 추정된다.[168]

4. 별 주변의 환경

에리카 네스볼드와 마크 쿠너가 베타 픽토리스 b 행성이 어떻게 베타 픽토리스 잔해 원반을 뒤틀린 나선형으로 조각하는지에 대한 슈퍼컴퓨터 시뮬레이션을 논의하고 있다.


1983년 IRAS는 화가자리 베타에서 적외선이 다량 방출되고 있음을 발견했고,[142] 1984년 광학 관측을 통해 별주위 원반의 존재를 확인했다.[164]

화가자리 베타 주변의 먼지 원반은 지구 관측자의 시선 방향과 나란하며, 북동쪽-남서쪽 방향으로 기울어져 있다. 이 원반은 비대칭형으로, 북동쪽으로는 1835 AU, 남서쪽으로는 1450 AU까지 뻗어 있다.[144] 원반은 자전하고 있는데, 북동쪽 부분은 관측자로부터 멀어지고, 남서쪽 방향은 지구를 향해 움직인다.[148]

원반 바깥 영역에는 여러 개의 타원형 고리가 존재하며, 반지름은 500 ~ 800 AU에 이른다. 이 고리들은 근처 별의 중력 때문에 원반 궤도가 뒤틀려 생긴 것으로 보인다.[151]

매우 젊은 A형 주계열성 화가자리 베타 주변에 외계 혜성과 미행성을 포함하여 다양한 행성이 태어나고 있다.(NASA 천체 예술가의 상상도)


2006년 허블 우주 망원경으로 2차 먼지원반을 발견했는데, 주원반에 대해 5도 각도로 기울어져 있고 최소 130 AU까지 뻗어 있었다.[157]

NASA의 FUSE 위성 자료에 따르면, 화가자리 베타 주변 원반에는 탄소가 풍부한 기체가 극도로 많이 포함되어 있다.[170]

화가자리 베타 주변의 먼지는 거대한 미행성들끼리 충돌하여 생겨났을 것이다.


2003년 켁 II 망원경 관측 결과, 항성 주변에서 여러 개의 물질 고리(띠) 구조가 발견되었다. 이들은 항성으로부터 약 14, 28, 52, 82 AU 거리에 있었고, 궤도는 주 원반과 나란했다.[174]

2004년 관측에서는 항성으로부터 6.4 AU 거리에 규소 성분 안쪽 띠가 있음이 밝혀졌다. 16 ~ 30 AU 거리에서도 규소 물질이 감지되었는데, 6.4 ~ 16 AU 영역은 먼지가 없어 무거운 행성이 공전할 가능성을 시사한다.[176][145] 마그네슘이 풍부한 감람석도 발견되었는데, 이는 태양계 혜성에서 발견되는 것과 비슷하다.[113]

항성으로부터 100 AU 거리의 먼지 원반 모형에 따르면, 이 영역의 먼지는 반지름 약 180km인 미행성 파괴로 발생한 충돌 현상으로 생겨났다. 포말하우트나 현미경자리 AU 주위 먼지 원반에서도 비슷한 과정이 일어났을 것으로 추정된다.[177]

화가자리 베타의 스펙트럼은 강력한 단주기 변동성을 보이며, 여러 흡수선이 적색편이된 부분에서 처음 감지되었다. 이는 항성을 향해 떨어지는 물질 때문으로 추정된다.[163] 청색편이된 흡수선도 관측되었으나, 적색 편이보다는 드물다.[149]

2019년 TESS를 이용한 외계 혜성 분석 논문이 발표되었다. 밝기 감소 형태는 비대칭적이며, 베타별 원반 앞을 지나가는 증발 혜성 모형과 일치한다. 이 천체들은 이심률이 높은 궤도를 돌며 비주기 혜성이다.[114]

2014년 10월, 유럽 남방 천문대 연구팀은 2003년부터 2011년까지 라 실라 천문대 3.6m 망원경 HARPS 관측 결과를 통해 493개 외계 혜성 궤도를 분석했다. 이들은 두 무리로 분류되는데, 하나는 가스와 먼지 발생이 적은 오래된 무리, 다른 하나는 최근 파괴된 것으로 보이는 거의 같은 궤도를 지나는 무리이다.

4. 1. 먼지 원반

1983년 IRAS는 화가자리 베타에서 적외선이 다량 방출되고 있음을 발견했다.[142] 베가, 포말하우트, 에리다누스자리 엡실론과 함께 화가자리 베타는 이런 적외선 초과 현상이 발견된 네 별 중 하나였다. 1984년 베타별을 광학적으로 관측하여 별주위 원반의 존재를 확인했다.[164]

화가자리 베타 주변의 먼지 원반은 지구 관측자의 시선 방향과 나란히 놓여 있으며 북동쪽-남서쪽 방향으로 기울어져 있다. 먼지 원반은 비대칭형으로 북동쪽 방향으로는 1835 AU까지 미치는 반면에 남서쪽 방향으로는 1450 AU까지 뻗어 있다.[144] 원반은 자전하고 있는데, 북동쪽으로 뻗은 부분은 관측자로부터 멀어지고 있으며 남서쪽 방향은 지구를 향해 움직이고 있다.[148]

원래 있던 먼지원반 고리의 바깥 영역에 여러 개의 타원형 고리가 별도로 존재함이 관측되었는데 그 반지름은 500 ~ 800 AU에 이른다. 이 작은 고리들은 근처를 지나가던 별의 중력 때문에 원반의 궤도가 뒤틀려 생긴 결과로 보인다.[151]

2006년 허블 우주 망원경의 '연구용 고급 카메라'(Advanced Camera for Surveys)로 행성계를 촬영하여 2차 먼지원반을 발견했는데, 이 원반은 주원반에 대해 5도 각도로 기울어져 있고 최소 130 AU까지 뻗어 있었다.[157] 2차 원반은 비대칭형으로 남서쪽으로 뻗은 부분은 북동쪽 부분보다 좀 더 휘어져 있고 덜 기울어져 있다. 허블이 찍은 사진 해상도로는 80 AU 안쪽에서 주원반과 2차 원반을 구별하기 힘들었으나, 2차 원반의 북동쪽으로 연장된 부분은 주원반과 항성으로부터 약 30 AU에서 교차하는 것으로 추측된다.[157]

NASA의 인공위성 FUSE가 보내온 자료를 통해 화가자리 베타 주변의 원반에는 탄소가 풍부한 기체가 극도로 많이 포함되어 있음을 알아냈다.[170] 덕분에 먼지 원반은 복사압 때문에 성간 공간으로 쓸려나가지 않고 항성 주위에 안정된 구조를 유지하고 있다.[170]

2011년 뉴질랜드의 롤프 올슨은 10인치 뉴턴 반사망원경과 개조 웹캠을 이용하여 화가자리 베타 주위에 있는 먼지 원반을 찍는 데 성공했다. 이는 아마추어 천문학자가 태양계 외 행성계의 사진을 직접 찍은 최초 사례이다.[112]

4. 2. 미행성 띠



2003년 켁 II 망원경 관측 결과, 화가자리 베타 항성 주변에서 여러 개의 물질 고리(띠) 구조가 발견되었다. 이들은 항성으로부터 약 14, 28, 52, 82 AU 거리에 있었고, 궤도는 주 원반과 나란했다.[174]

2004년 관측에서는 항성으로부터 6.4 AU 거리에 규소 성분의 안쪽 띠가 있음이 밝혀졌다. 16 ~ 30 AU 거리에서도 규소 물질이 감지되었는데, 6.4 ~ 16 AU 영역은 먼지가 없어 무거운 행성이 이 영역을 공전하고 있을 가능성을 보여준다.[176][145] 마그네슘이 풍부한 감람석도 발견되었는데, 이는 태양계 혜성에서 발견되는 것과 비슷하고 소행성의 감람석과는 달랐다.[113] 감람석 결정은 항성으로부터 10 AU 이내에서만 형성될 수 있어, 이 물질들은 생성 후 '방사 혼합'에 의해 미행성 띠 영역으로 이동했을 것으로 보인다.[113]

항성으로부터 100 AU 거리의 먼지 원반 모형에 따르면, 이 영역의 먼지 물질은 반지름 약 180km인 미행성이 파괴되면서 발생한 충돌 현상으로 생겨났다. 최초 충돌로 생겨난 파편은 '연쇄 반응'을 일으켜 더 잦은 충돌을 유발한다. 포말하우트나 현미경자리 AU 주위 먼지 원반에서도 비슷한 과정이 일어났을 것으로 추정된다.[177]

4. 3. 추락하는 증발 천체

화가자리 베타의 스펙트럼은 강력한 단주기 변동성을 보여준다. 이 변동성은 여러 흡수선이 적색편이된 부분에서 처음으로 감지되었는데, 이는 항성을 향해 떨어지는 물질들 때문에 발생한 것으로 보인다.[163] 혜성 비슷한 작은 천체는 공전궤도를 따라 움직이면서 이 물질을 항성 가까이 옮겨 가는데, 항성에 접근하면서 물질이 증발하면서 적색 편이의 원인이 된 것으로 추측된다. 이 가설을 '추락하는 증발 천체' 모형으로 부른다.[133] 일시적으로 흡수선이 청색편이된 경우도 관측되었으나 적색 편이보다는 드물었다. 이는 전자와는 다른 공전궤도를 형성하는 또다른 천체 무리가 있음을 의미할 수 있다.[149] 정교한 모형에 따르면 추락하는 증발 천체는 혜성처럼 전체가 대부분 얼음으로 이루어진 대신, 먼지와 얼음의 혼합물을 내화성 물질이 둘러싸고 있는 형태일 것이다.[165] 항성으로부터 약 10AU 떨어진 곳에 완만한 타원 궤도를 도는 행성이 있고, 증발 천체의 궤도는 이 행성과의 중력 섭동 때문에 지금처럼 항성을 스쳐 지나가는 궤도를 그리게 되었을 것이다.[178] 추락하는 증발 천체는 주(主) 먼지 원반면 위에 존재하는 기체의 원인일 수 있다.[147] 2019년 TESS를 이용하여 항성 앞을 지나가는 외계 혜성을 분석한 논문이 발표되었다. 밝기의 감소 형태는 완전히 비대칭적이며 베타별 원반 앞을 지나가는 증발 혜성 모형과 일치한다. 이 천체들은 이심률이 높은 궤도를 돌고 있으며 비주기 혜성이다.[114]

2014년 10월, 유럽 남방 천문대의 프랑스 연구팀은 2003년부터 2011년까지 라 실라 천문대의 구경 3.6m 망원경의 관측 장비 HARPS(High Accuracy Radial velocity Planet Searcher, 고정밀 시선 속도 행성 탐지기)를 이용한 1000회 이상의 관측 결과를 통해 493개의 외계 혜성의 궤도를 분석한 결과를 발표했다. 그들의 분석에 따르면, 이들 외계 혜성은 두 개의 무리로 분류된다. 하나는 가스와 먼지의 발생이 적은 오래된 무리이며, 다른 하나는 최근에 파괴된 것으로 보이는 거의 같은 궤도를 지나는 무리로 여겨졌다.

5. 행성계

2008년 11월 21일, VLT로 2003년에 수행했던 적외선 관측 자료를 통해 화가자리 베타 b가 발견되었다.[153] 2009년 가을 이 행성은 어머니 별의 반대쪽에서 성공적으로 관측되어 존재가 확인되었고, 15년 안에 이 행성의 전체 궤도를 기록할 수 있을 것으로 보인다.[136] 2019년 8월 19일에는 두 번째 행성 화가자리 베타 c의 존재 증거가 발표되었다.[125][126]

화가자리 베타 행성계
동반천체질량긴반지름공전주기이심률궤도경사각반지름
c9 MJ2.712000.24——
안쪽 벨트6.4 AU~89°—
b7+49.2+0.47890 ± 1000~0.189.01 + 0.36°1.65 RJ
2차 원반130+ AU89 ± 1°—
주원반16–1450/1835 AU89 ± 1°—



ESO가 화가자리 베타를 도는 행성을 찍은 사진.


시선 속도법은 화가자리 베타와 같은 A형 항성을 연구하기 어렵고, 특히 화가자리 베타처럼 어린 별은 잡음이 심해 적용이 더욱 곤란하다. 현재 기술로는 화가자리 베타에서 0.05 천문단위 이내에 있는 목성 질량 2배 미만의 행성은 감지할 수 없고, 1 천문단위 거리에서는 목성 질량 9배 미만 행성도 발견하기 어렵다.[134][141] 그래서 천문학자들은 행성이 주변 환경에 미치는 영향을 통해 행성을 찾고 있다.

행성 b 발견 이전부터, 항성에서 10 천문단위 근처에 무거운 행성이 존재한다는 증거가 여럿 있었다. 6.4 ~ 16 천문단위 사이가 비어 있는 것은 행성이 먼지를 '청소'했기 때문으로 추측되며,[145] 이 거리에 행성이 있으면 '추락하는 증발 천체' 발생 원인을 설명할 수 있다.[178] 또한 원반 안쪽의 휘어지고 기울어진 고리 구조는 기울어진 궤도를 도는 무거운 행성이 원반을 교란시킨 결과로 해석할 수 있었다.[161][171]

30 ~ 52 천문단위에 있는 미행성 구조는 b의 존재만으로는 설명할 수 없다. 이 영역의 띠는 25 ~ 44 천문단위 영역에 목성 질량의 50%, 10% 정도인 행성 두 개가 있기 때문에 생긴 것으로 보이며, 이 두 행성이 실제로 존재한다면 b와 1:3:7의 궤도공명을 보일 것이다. 500 ~ 800 천문단위 외곽 원반 내 고리 구조는 세 행성의 간접적 영향으로 생겨났을 가능성이 있다.[134]

행성 b는 화가자리 베타에서 약 8 천문단위 떨어져 있으며, 이는 목성과 토성이 태양으로부터 각각 5.2, 9.5 천문단위 떨어진 것과 비슷하다.[179][180] b의 질량은 목성의 약 8배이고, 유효 온도는 1400~ 1600 켈빈으로 지속적으로 식어가는 중이다. b의 공전궤도 평균거리는 8~9 천문단위이며 공전주기는 17 ~ 21년이다.[115] 1981년 11월 b가 어머니 별을 가리는 현상이 관측되었는데,[173][175] 이는 훗날 추정치와 일치한다.[115] 이 기록이 b의 통과로 입증된다면 행성의 반지름은 목성의 2 ~ 4배로, 이론적 모형보다 크며, 이는 행성 주위에 커다란 고리나 위성 원반이 있음을 의미할 수 있다.[175]

왼쪽


2019년 8월 19일, 유럽 남방 천문대 VLT의 HARPS 분광계로 확보한 시선 속도 자료를 통해 화가자리 베타 c의 존재 증거가 발표되었다.[125][126] c의 질량은 목성의 약 9배이며,[125] 공전 주기는 대략 1200 일(3.3년), 긴반지름은 약 2.7 AU로, b보다 어머니 항성에 3.5배 가깝다.[126][125] c의 궤도 이심률은 0.24이다.[126][125]

화가자리 베타 b의 움직임. 궤도면을 옆에서 본 모습이며, 행성은 별을 향해 움직이지 않는다.


화가자리 베타계의 모습. 강착 원반과 화가자리 베타 b, 화가자리 베타 c를 보여준다.

5. 1. 먼지 흐름

2000년 뉴질랜드 캔터베리 대학교 소재 '고급 유성 궤도 레이다'(AMOR) 장비로 화가자리 베타 방향으로부터 입자의 흐름이 존재함을 밝혀냈다. 이 입자는 우리 태양계 내 성간 유성체의 주성분과 비슷했다.[135] 화가자리 베타계의 먼지 흐름을 구성하는 입자 크기는 상대적으로 커서 20 마이크로미터를 넘으며, 입자 속도로부터 이들이 1초에 약 25 킬로미터 속도로 화가자리 베타계를 탈출할 것임을 알 수 있다. 입자들은 가스 행성이 먼지 원반으로 이동해 오면서 내쳐진 것으로 보이며 베타계는 오르트 구름을 형성하는 과정을 지나는 것으로 보인다.[169] 먼지 분출의 수량 모형으로부터 복사압 또한 먼지 흐름의 원인 중 하나로 보인다. 항성으로부터 1 천문단위 이상 떨어진 행성은 먼지 흐름의 원인이 될 수 없는 것으로 추측된다.[167]

참조

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[118] 문서 다음 식으로부터 계산된 것이다.
[119] 문서 시차는 다음 항등식을 써서 거리로 변환할 수 있다.
[120] 문서 자전 주기는 원운동 항등식들을 이용하여 구할 수 있다.
[121] 문서 빈 변위 법칙과 표면 온도(8052 켈빈)로부터 화가자리 베타가 방출하는 파장의 정점은 스펙트럼상 자외선 영역에 있는 360 나노미터 근처이다.
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