황소자리 T
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1. 개요
황소자리 T는 황소자리 T형 항성의 원형 별로, 1852년 발견된 젊은 변광성이다. 지구에서 약 580광년 떨어져 있으며, 겉보기 등급이 9.3에서 14까지 불규칙하게 변하는 특징을 보인다. 황소자리 T는 최소 세 개의 별로 이루어진 항성계로, 가시광선으로는 황소자리 T별 N만 관측되며, 나머지 별들은 적외선 영역에서 발견된다. 이 별 주변에는 NGC 1555(힌드의 변광성운), NGC 1554(슈트루페의 잃어버린 성운), HH 255(번햄 성운), HH 355와 같은 허빅-아로 천체와 쌍극 분자류가 존재한다. 또한, 황소자리 T N 주위에는 토성 질량의 행성이 있을 수 있다는 징후가 있다.
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| 황소자리 T | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 별자리 | 황소자리 |
| 변광성형 | 황소자리 T형별 |
| 관측 정보 | |
| 적경 (J2000.0) | 04h 21m 59.4321s |
| 적위 (J2000.0) | +19° 32' 06.420" |
| 시선 속도 | 23.9 km/s |
| 고유 운동 | 적경: 15.51 밀리초/년 |
| 연주 시차 | 7.19 ± 0.30 밀리초 |
| 겉보기 등급 | 10.27 (9.3 - 13.5) |
| 거리 | 481.4 광년 (147.6 파섹) |
| 물리적 특징 | |
| 반지름 | N: 3.62 태양 반지름 R☉ |
| 질량 | N: 1.7 - 2.2 태양 질량 M☉ |
| 스펙트럼 분류 | K1 + ? + M1 |
| 표면 온도 | N: 5,250 K |
| 광도 | N: 8.91 태양 광도 L☉ |
| B-V 색 지수 | 1.22 |
| U-B 색 지수 | 0.80 |
| 자전 속도 | N: 20.1 km/s |
| 나이 | 2.67 × 106 년 |
| 황소자리 T별 N-S계 | |
| 평균 거리 대상 | 황소자리 T별 N |
| 공전 주기 | 4,200 +5000-3400 년 |
| 궤도 긴반지름 | 430 +790-250 AU |
| 궤도 이심률 | 0.7 +0.2-0.4 |
| 궤도 경사각 | 52 +4-5° |
| 황소자리 T별 Sa-Sb계 | |
| 평균 거리 대상 | 황소자리 T별 Sa |
| 공전 주기 | 27 ± 2 년 |
| 궤도 긴반지름 | 12.5 +0.6-0.3 AU |
| 궤도 이심률 | 0.56 +0.07-0.09 |
| 궤도 경사각 | 20 +10-6° |
| 식별 정보 | |
| 다른 이름 | BD+19 706, HBC 35, HD 284419, HIP 20390 |
| 심바드 | T+Tau |
| 위치 | |
2. 발견
1852년 10월 하인드는 히아데스 성단을 망원경으로 관측하던 중 NGC 1555로 알려진 성운과 함께 성도에 기록되지 않은 10등급의 별을 발견하고 변광성일 것으로 추정했다. 이후 이 별은 변광성임이 확인되었고, 황소자리에서 세 번째로 발견된 변광성으로 "황소자리 T별"로 명명되었다.
황소자리 T는 황소자리 T형 항성의 원형 별로, 이들의 특징을 대표적으로 지니고 있다. 태어난 지 얼마 되지 않은 젊은 별로 나이는 백만 살 정도에 불과하다. 지구에서 580ly 떨어져 있고 겉보기 등급은 9.3에서 14까지 큰 폭으로 변하며, 밝기 변화는 불규칙적이다.[60]
3. 특징
황소자리 T 항성계는 적어도 세 개의 별들로 이루어져 있지만 가시광선 영역에서는 한 개의 별(황소자리 T별 N)밖에 볼 수 없다. 나머지 둘(황소자리 T별 Sa, 황소자리 T별 Sb)은 적외선 영역에서 빛을 내며 그 중 하나는 전파도 뿜는다.
황소자리 T는 물질이 뭉쳐 원시별로 진화하기 전의 단계를 밟고 있다. 원시별은 성간 구름 중심부에서도 밀도가 특히 높은 지역으로, 이때 성간 구름의 총질량은 태양의 1만 배 수준이다. 먼지와 가스로 이루어진 이 구름은 자기 중력 때문에 붕괴하며, 물질을 끌어당기기 시작한다.
원시별의 초기 질량은 최종 질량의 1퍼센트 수준이다. 이후 원시별은 물질을 차츰 빨아들여 몸집을 키워간다. 백만 년 후 중심부분에서 핵융합 작용이 시작되며 항성풍이 발산되기 시작한다. 이 항성풍은 물질이 원시별 표면으로 낙하하는 것을 막으면서 항성의 질량은 더 이상 증가하지 않게 된다. 이 단계에서 고정된 질량이 어느 수준이냐에 따라 해당 항성의 운명과 진화 양상이 결정된다.
황소자리 T형 별은 나이가 기껏해야 수백만 년인 매우 젊은 천체로, 주계열성으로 진화하기 전의 항성, 즉 전 주계열성으로 여겨진다.
실제로 T와 가까이 있는 천체로 반사 성운 NGC 1555(힌드의 성운)가 있다. NGC 1555는 황소자리 T의 빛을 받아서 빛나고 있는데, T의 광도가 변하면 반사 성운의 밝기도 변한다. 1868년 오토 빌헬름 폰 슈트루페는 황소자리 T 근처에서 NGC 1554를 찾아내었다고 발표했으나 얼마 지나지 않아 이 천체는 시야에서 사라졌다(애초에 존재하지 않았을 가능성도 있다). 이 때문에 NGC 1554를 '슈트루페의 잃어버린 성운'으로 부르기도 한다.
3. 1. 항성계 구성
황소자리 T 항성계는 적어도 세 개의 별들로 이루어져 있다. 이들은 모두 T 타우리 별 단계에 있으며, 핵융합을 시작하기 전 붕괴로 인해 방출되는 에너지로 빛을 낸다.[4] 세 별은 황소자리 T별 N (T Tau N), 황소자리 T별 Sa (T Tau Sa), 황소자리 T별 Sb (T Tau Sb)로 불린다.
황소자리 T별 N은 남쪽 쌍성으로부터 약 300 AU 떨어져 있으며, 남쪽 쌍성은 약 7 AU의 거리로 서로 공전하고, 그 주기는 27.2±0.7년으로 추정된다.[4][5] 2020년 기준으로 T Tau N의 남쪽 쌍성에 대한 궤도는 아직 정확하게 밝혀지지 않아, 주기가 400년에서 14,000년까지 다양하게 추정된다.[4][5]
VLA 전파 천문대 관측 결과, 황소자리 T는 다른 두 별과의 근접 조우로 인해 공전 궤도에 큰 변화가 생겼고, 심지어 항성계에서 튕겨 나갔을 가능성도 제기된다.
세 별의 질량은 각각 다음과 같이 추정된다.
| 별 이름 | 질량 (태양 질량 기준) |
|---|---|
| 황소자리 T별 N | |
| 황소자리 T별 Sa | |
| 황소자리 T별 Sb |
세 별 모두 별 주위에 원반을 가지고 있으며, 특히 황소자리 T N 주위의 원반에는 약 12 AU 반경에 틈이 있는데, 이는 틈 안에 토성 질량 정도의 행성이 존재함을 나타낸다.[15]
황소자리 T별 S는 매우 강한 감광을 받고 있다. 황소자리 T별 N이 가시광선에서 약 1.39등급밖에 감광하지 않는 데 반해, 황소자리 T별 Sb는 15등급 정도 감광하고 있으며, 황소자리 T별 Sa는 더욱 대폭 감광하고 있는 것으로 보인다.[60] 따라서 황소자리 T별 Sa는 1.6μm 이하, 황소자리 T별 Sb도 1.2μm 이하에서는 전혀 보이지 않는다. 이것은 황소자리 T별 S를 둘러싼 원반이 지구에서 보면 거의 옆으로 향해 있고, 두꺼운 별주 물질에 가려져 있기 때문으로 생각된다.
3. 2. 변광
황소자리 T별의 밝기는 발견된 1910년대 중반까지 10등급에서 14등급 사이에서 크게 변동했다.[60] 변광은 매우 불규칙하며 주기성은 보이지 않았다. 빠른 경우에는 수 주일 만에 3등급 정도 밝기가 변화했다.
1917년 이후에는 10등급 전후로 안정되었으나,[60] 그 안에서 1등급 이하의 불규칙한 변광이 관찰된다. 이 약한 변광에는 몇 가지 시간 척도가 존재하며, 긴 것은 연 단위, 짧은 것은 일 단위로 변화하며, 이것 또한 뚜렷한 주기성은 나타나지 않는다.
남쪽 쌍성은 주로 적외선에서 관측되는데, 이는 광학적 빛을 차단하는 주변 이중성 고리 때문인 것으로 보인다. 남쪽 쌍성의 밝기는 적외선에서 비교적 짧은 시간 동안 극적으로 변한다. 이러한 변동성은 주변 이중성 고리의 물질이 균일하지 않아 쌍성을 공전하면서 통과하는 빛이 변하고, 쌍성의 개별 구성 요소가 물질을 강착하면서 플레어 현상을 일으키기 때문인 것으로 보인다.
3. 3. 분광
황소자리 T형 별은 불규칙하게 밝기가 변하기 때문에 스펙트럼 연구가 중요하다. 이 별은 초기형 분광형이 아니라, 수소, 칼슘, 철과 같은 원소의 밝은 방출선(휘선)을 가진다는 특징이 있다. 또한, 별주위 원반의 존재를 나타내는 연속광 스펙트럼의 적외선 과잉도 특징 중 하나이다.황소자리 T형 별의 밝기와 수소의 발머 계열 윤곽이 시간에 따라 어떻게 변하는지를 장기간 관찰한 결과, 황소자리 T형 별이 밝을 때 수소 휘선의 폭이 넓어지고 윤곽이 급격하게 변하는 경우가 있다는 것이 밝혀졌다. 이는 황소자리 T형 별을 둘러싼 별주위 원반에서 별 표면으로 물질이 유입(강착)될 때, 충돌하는 부분의 밝은 빛이 변광과 관련이 있음을 의미한다.
황소자리 T N의 스펙트럼은 일반적인 황소자리 T형 별(CTTS)과 정확히 일치하지만, 진화 과정상으로는 황소자리 T형 별이 아니다.[3]
4. 주변 성운
황소자리 T는 황소자리-마차부자리 별 형성 영역에 위치하며, 별 형성의 무대가 되는 거대한 분자 구름에 둘러싸여 있다.[4] 이러한 환경 때문에 황소자리 T에서 방출된 빛이나 물질은 주변 분자 구름과 상호작용하여 NGC 1555(힌드의 변광성운), NGC 1554(슈트루페의 잃어버린 성운), 번햄 성운 등 다양한 천체 구조를 만들어낸다. 이 천체들은 허빅-아로 천체로 분류되기도 한다.
4. 1. 힌드의 변광성운 (NGC 1555)
NGC 1555는 황소자리 T 근처에 있는 반사 성운으로, '힌드의 변광성운'으로도 알려져 있다.[60] 이 성운은 황소자리 T의 빛을 받아 빛나며, 황소자리 T의 밝기가 변함에 따라 함께 밝기가 변한다.[60]1852년 힌드가 처음 발견했으며,[60] 황소자리 T 자체의 스펙트럼과 매우 유사하여 반사 성운으로 알려져 있다. 황소자리 T와 NGC 1555 사이에 물질이 가끔 개입하면서 밝기가 변하는 것으로 추정된다.
NGC 1555는 동일한 구름의 일부이며, 대부분의 목록은 이를 동일한 객체로 간주한다.
HH155는 NGC 1555 구름의 일부로, 황소자리 T N에서 나오는 청색 편이된 동서 유출류에서 방출되는 방출 성운성 패치이다. NGC 1555까지 뻗어 있으며, 빠른 속도로 움직이는 유출류가 NGC 1555 내부에 정지된 물질과 상호 작용하여 생성된다.[7]
1868년, 오토 빌헬름 폰 슈트루페는 NGC 1555의 서쪽 4분 지점에 작은 성운 NGC 1554를 발견했다.[16] NGC 1554도 황소자리 T와 관계가 있는 것으로 여겨지지만, 1877년에는 보이지 않게 되어 "슈트루페의 잃어버린 성운"이라고 불린다.[9]
4. 2. 슈트루페의 잃어버린 성운 (NGC 1554)
1868년 오토 빌헬름 폰 슈트루베는 황소자리 T 근처에서 NGC 1554를 발견했다고 발표했으나,[60] 얼마 지나지 않아 이 천체는 시야에서 사라졌다(애초에 존재하지 않았을 가능성도 있다).[9] 이 때문에 NGC 1554를 '슈트루베의 잃어버린 성운'으로 부르기도 한다.1860년대에 힌드의 성운은 거의 모든 천문학자들의 시야에서 사라졌지만, 당시 세계에서 세 번째로 강력한 망원경을 가지고 있던 슈트루베는 여전히 이 성운을 볼 수 있었다. 1868년, 슈트루베는 이 성운을 잃었지만, 힌드의 성운과는 구별된다고 믿는, 서쪽으로 약 4분각 떨어진 새로운 성운 덩어리를 발견했다. 그는 성운에 대한 관심이 부족하여 이를 제대로 보고하지 않았고, 대신 이 발견을 출판할 d'Arrest에게 개인적으로 편지를 썼다.[16] 그 후 10~20년 동안 슈트루베의 성운은 시야에서 사라졌고, 힌드의 성운은 동시에 대부분의 천문학자들의 시야에 다시 들어왔다. 슈트루베가 실제로 무언가를 관측했을 가능성이 높으며, 특히 d'Arrest가 이를 확인했기 때문이다.[9]
황소자리 T의 유출 시스템, 특히 그 진화에 대한 정확한 역학은 잘 이해되지 않고 있다. 과거에 유출 간의 어떤 상호 작용이 슈트루베가 관측한 현상을 일으켰을 수 있지만, 어떤 구체적인 이론에 도달하기 위해서는 적어도 황소자리 Tau N의 궤도 제약 조건과 유출이 현재 어떻게 상호 작용하는지에 대한 더 많은 데이터가 필요할 것이다.[4] 황소자리 Tau N이 수천 년 전에 남쪽 이중성인 황소자리 Tau S에서 이심률이 크고 넓은 궤도로 방출되었을 가능성이 더 높으며(HH 355 로브의 나이를 기준으로), 슈트루베의 성운이 어떤 식으로든 관련되었을 수 있지만, 이는 순전히 추측에 불과하다.[3][14]
4. 3. 번햄 성운 (HH 255)
셔번 웨슬리 번햄은 1890년 36인치 릭 굴절기를 사용하여 황소자리 T 자체를 조사하던 중 번햄 성운을 발견했다.[9][10][11][12][13] 그는 1860년대부터 간헐적으로 사라졌던 힌드 성운을 찾고 있었는데, 힌드 성운에 대한 설명이 자신이 보고 있는 것과 일치하지 않는다는 것을 알았다. 그래서 그는 성운 관측 경험이 많고 시력이 더 섬세한 동료 에드워드 에머슨 바나드에게 관측을 요청했다. 바나드는 황소자리 T에서 남서쪽으로 약 1분각, 직경 약 1분각 떨어진 곳에서 또 다른 성운을 발견했다. 바나드가 발견한 이 성운은 10년 후 힌드 성운으로 밝혀지기 전까지 일시적으로 바나드 성운이라고 불렸고, 황소자리 T 주변에서 발견된 성운은 번햄 성운으로 명명되었다. 번햄 성운(Burnham's Nebula)은 HH255라고도 불리며, 황소자리 T 항성계에 매우 가까이 있는 성운이다.[8]번햄 성운은 최초로 발견된 허빅-아로 천체였지만, 이 천체 분류는 1953년까지 만들어지지 않았다.[9][10][11][12][13] 이 성운은 개별 별의 유출류가 상호 작용하고 별 시스템의 밀집된 내부 영역에서 유출류가 탈출하여 발생하는 방출 성운성 패치이다.[8]
4. 4. 허빅-아로 천체
이 시스템 주변에는 세 개의 뚜렷한 허빅-아로 천체가 있다. 이것들은 유출류가 성간 매질과 상호 작용하여 발생하는 성운 형태의 천체이다. 빠르게 움직이는 물질이 시스템을 둘러싼 차가운 가스와 먼지에 충돌하면서 제트의 충격 전선으로 생각할 수 있다.[4]가장 눈에 띄는 성운은 황소자리 T의 서쪽으로 불과 1분각 떨어진 NGC 1555(힌드의 변광성운)이다. 1852년 힌드에 의해 처음 발견된 이 성운은 황소자리 T 자체의 스펙트럼과 매우 유사하기 때문에 반사 성운으로 알려져 있다. 이 성운의 밝기는 황소자리 T와 반사 성운 사이에 물질이 가끔 개입하면서 변하는 것으로 생각된다.
HH155는 NGC 1555 구름의 일부인 것으로 보이며, 황소자리 T N에서 나오는 청색 편이된 동서 유출류에서 방출되는 방출 성운성 패치이다. 이는 NGC 1555까지 뻗어 있으며, 반사 성운이 일부 희미한, 현장 금지선 방출을 가지도록 하며, 이는 빠른 속도로 움직이는 유출류가 NGC 1555 내부에 정지된 물질과 상호 작용하여 생성된다.[7]
HH255는 별 시스템 자체에 훨씬 더 가까운 성운으로, 번햄 성운으로 알려져 있다. 이것은 개별 별의 유출류가 상호 작용하고 별 시스템의 밀집된 내부 영역에서 유출류가 탈출하여 발생하는 또 다른 방출 성운성 패치이다.[8]
셔번 웨슬리 번햄은 1890년 새로운 36인치 릭 굴절기를 사용하여 1860년대부터 간헐적으로 사라진 힌드 성운을 찾았을 때, 황소자리 T 자체 대신 바로 서쪽 지역을 조사하여 성운을 찾는 데 성공했다. 그는 힌드 성운의 설명이 자신이 보고 있는 것과 일치하지 않는다는 것을 알고, 성운성에 더 많은 경험과 더 섬세한 시력을 가진 동료 에드워드 에머슨 바나드에게 살펴보라고 요청했다. 바나드는 황소자리 T에서 남서쪽으로 약 1분각, 직경 약 1분각 떨어진 또 다른 성운을 발견했다. 바나드가 발견한 이 성운은 10년 후 힌드 성운으로 밝혀지기 전까지 일시적으로 바나드 성운이라고 불렸고, 황소자리 T 주변에서 발견된 성운은 번햄 성운으로 명명되었다. 이것은 최초로 발견된 허빅-아로 천체였지만, 이 객체 분류는 1953년까지 만들어지지 않았다.[9][10][11][12][13]
HH355는 1997년에 발견된 별 시스템에서 거의 1.5pc 떨어진 거리에 도달하는 소위 "거대 유출류"이다. 이 유출류는 비정상적으로 크며, 수천 년 전에 황소자리 T Sa 및 Sb와 더 가깝고 혼란스러운 궤도에서 황소자리 T N이 방출되었기 때문에 설명될 수 있다. 이 패치는 H-알파 방출선을 사용하여 쉽게 관찰할 수 있으며, 두 엽의 도플러 이동을 측정하여 황소자리 T 시스템에서 기원한 것으로 보인다. HH355 북쪽과 HH355 남쪽이라고 불리는 엽들은 각각 세 개의 주요 패치(전체 6개)를 가지고 있다. 북쪽 엽은 패치 A, B, C를 가지고 있고, 남쪽 엽은 패치 D, E, F를 가지고 있다. 이 패치는 쌍으로 생성된 것으로 보이며, 패치 A와 F는 5000년 전에, B와 E는 900년 후에, C와 D는 그로부터 900년 후에 생성되었다(접선 속도 150km/s를 가정, 이는 매우 일반적인 유출 속도). 마지막 쌍이 생성된 후, 상대적인 휴지기가 이어졌다.[14]
5. 쌍극 분자류
황소자리 T별 주변에는 두 개의 쌍극 분자류가 관측된다. 하나는 거의 동서 방향으로 뻗어 시선 방향에 가까운 기울기를 가지고 있고, 다른 하나는 거의 남북 방향으로 뻗어 천구면에 가까운 기울기를 가지는데, 각각 방향이 완전히 다르다.
동서 방향의 쌍극 분자류 서쪽 끝은 NGC 1555에 도달하여 허빅-아로 천체 HH 155를 형성한다. 남북 방향의 쌍극 분자류도 허빅-아로 천체 HH 355를 형성한다.
처음에는 동서 방향의 쌍극 분자류가 황소자리 T별 N, 남북 방향의 쌍극 분자류가 황소자리 T별 S에서 방출된다고 생각했지만, 별에 더 가까운 영역에서 수소 분자 분포의 복잡한 구조가 관측되면서 동서 방향의 쌍극 분자류가 황소자리 T별 S에서 방출된다는 주장이 제기되었다.
6. 행성계
황소자리 T 항성계는 세 개의 별로 구성되어 있으며, 이들 모두는 별 사이의 상호 작용으로 인해 잘린 조밀한 원반으로 둘러싸여 있다.[15] 황소자리 T N 주위의 원반에는 약 12AU 반경에 틈이 있는데, 이는 틈 안에 토성 질량 정도의 행성이 궤도를 돌고 있음을 시사한다.[15]
7. 대중문화
2014년 비디오 게임 ''엘리트: 데인저러스''에서 황소자리 T 항성계와 주변 성운은 플레이어가 방문할 수 있는 장소로 등장한다.[17] 게임 내에서는 실제보다 지구에서 약간 더 멀리 떨어져 있으며, T 타우 N을 주계열 G형 별로, T 타우 S를 유사한 주계열 G형 별로 (두 개의 황소자리 T 별이 있는 쌍성 대신) 잘못 시뮬레이션하여 별 자체를 부정확하게 묘사한다.[17] 특히 T 타우 N의 궤도에 있는 가상의 가스 거대 행성의 고리 시스템에 있는 힌드 광산(Hind's Mine)이라는 작은 항구가 있는데, 다른 정착 시스템으로부터 멀리 떨어져 있어 눈에 띈다.[17]
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