안드로메다자리 웁실론 c
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1. 개요
안드로메다자리 웁실론 c는 F형 항성인 안드로메다자리 웁실론 A를 공전하는 외계 행성이다. 시선속도법을 통해 발견되었으며, 궤도는 큰 이심률을 가지고 있다. 2015년 국제천문연맹은 이 행성의 이름을 Samh로 명명했다. 질량이 커 가스 행성으로 추정되며, 궤도상에서 다른 행성인 안드로메다자리 웁실론 d의 중력적 섭동을 받는다.
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| 안드로메다자리 웁실론 c | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 발견자 | Marcy 외 |
| 발견 장소 | 캘리포니아와 카네기 행성 탐색 |
| 발견일 | 1999년 4월 15일 |
| 발견 방법 | 시선 속도 |
| 별자리 | 안드로메다자리 |
| 분류 | 외계 행성 |
| 다른 이름 | 안드로메다자리 υ성 Ad 안드로메다자리 50번별 c Samh Titawin c HD 9826 c 글리제 61 Ac HIP 7513 c HR 458 c SAO 37362 c BD+40 332 c IRAS 01338+4109 c TYC 2822-02210-1 c 2MASS J01364784+4124200 c WDS J01368+4124 A c WISE J013647.70+412415.5 c |
| 로마자 표기 | Andeuromeda-jari Upsireon-seong c |
| 위치 정보 | |
| 거리 | 43.7 광년 (13.4 pc) |
| 항성 정보 | |
| 모항성 | 안드로메다자리 웁실론별 A |
| 궤도 요소 | |
| 궤도 장반축 | 약 124.1 Gm |
| 원일점 거리 | 약 9.11 Gm |
| 근일점 거리 | 약 91.6 Gm |
| 이심률 | 0.260 ± 0.079 |
| 공전 주기 | 241.26 ± 0.64 d (~0.66228 y) |
| 궤도 경사 | 7.868 ± 1.003 |
| 승교점 경도 | 236.853 ± 7.528 |
| 근점 통과 시간 | 2,499,922.53 ± 1.17 |
| 근점 인수 | 247.66 ± 1.76 |
| 반진폭 | 56.26 ± 0.52 |
| 물리적 특징 | |
| 질량 | MJ |
2. 발견
안드로메다자리 웁실론 c는 행성의 중력으로 인해 별의 시선 속도 변화를 측정하여 발견되었다. 이는 웁실론 안드로메다자리 A의 스펙트럼 상 도플러 효과를 정밀하게 측정하여 수행되었다. 발견 당시 웁실론 안드로메다자리 A에는 이미 뜨거운 목성 웁실론 안드로메다자리 b가 존재하고 있었지만, 1999년까지 내부 행성만으로는 시선 속도 곡선을 설명할 수 없다는 것이 분명해졌다.
1999년 샌프란시스코 주립 대학교와 하버드-스미소니언 천체물리학 센터의 천문학자들은 독립적으로 3개의 행성 모델이 데이터를 가장 잘 설명한다고 결론 내렸다.[7]
2. 1. 발견 과정
알려져 있는 대다수의 외계 행성들과 마찬가지로 안드로메다자리 웁실론 c는 시선속도법을 이용하여 발견되었다. 이는 어머니 항성 안드로메다자리 웁실론 A의 스펙트럼 상 도플러 효과를 정확히 관측하여 이루어진 결과이다. c가 발견되었을 때는 이미 뜨거운 목성 b가 먼저 발견된 상태였다. 그러나 1999년 시선속도 곡선으로 b의 존재를 증명할 수 없음이 드러났다.1999년 샌프란시스코 주립대 및 하버드-스미소니언 천체물리학 센터의 과학자들은 이 항성이 세 개의 행성을 거느리고 있는 것이 합리적이라는 결론을 독립적으로 내렸다.[11] 두 개의 행성들에는 각각 안드로메다자리 웁실론 c와 안드로메다자리 웁실론 d의 이름이 붙었다.
2. 2. 발견 기여
안드로메다자리 웁실론 c는 시선속도법을 이용하여 발견되었다. 이는 어머니 항성 안드로메다자리 웁실론 A의 스펙트럼 상 도플러 효과를 정확히 관측하여 이루어진 결과이다. c가 발견되었을 때는 이미 뜨거운 목성 b가 먼저 발견된 상태였다. 그러나 1999년 시선속도 곡선으로 b의 존재를 증명할 수 없음이 드러났다.1999년 샌프란시스코 주립대 및 하버드-스미소니언 천체물리학 센터의 과학자들은 이 항성이 세 개의 행성을 거느리고 있는 것이 합리적이라는 결론을 독립적으로 내렸다.[11][7] 두 개의 행성들에는 각각 안드로메다자리 웁실론 c와 안드로메다자리 웁실론 d의 이름이 붙었다.
3. 명칭
2015년 국제천문연맹이 외계 행성계의 고유 명칭을 공모했을 때, 이 항성계도 대상이 되었다. 투표 결과, 모로코의 베가 천문 클럽(Vega Astronomy Club)에서 제안된 Titawin이라는 고유 명칭이 붙여졌다. 이 이름은 모로코의 도시 테투안 (유네스코 세계유산으로 등록된 구시가지 ''Medina of Tétouan (formerly known as Titawin)''에서 유래했다. 동시에, 행성 e를 제외한 3개의 행성에도 10세기부터 11세기의 알-안달루스 (아랍 지배 하의 이베리아 반도) 출신 천문학자의 이름을 따서, Saffar (이븐 알-사파르에서 유래), '''Samh''' (이븐 알-삼후에서 유래), Majriti (마스라마 알-마지리티에서 유래)라는 고유 명칭이 붙여졌다.
3. 1. 공식 명칭
국제천문연맹은 2014년 7월, NameExoWorlds라는 특정 외계 행성과 그 모항성에 고유한 이름을 부여하는 절차를 시작했다.[3] 이 절차에는 새로운 이름에 대한 대중의 지명과 투표가 포함되었다.[4] 2015년 12월, 국제천문연맹은 이 행성의 당선된 이름이 Samh라고 발표했다.[5] 이 이름은 모로코의 Vega 천문 클럽에서 제출했으며, 무슬림 스페인 출신의 11세기 천문학자 이븐 알-삼흐를 기리기 위해 지어졌다.[6]2015년 국제천문연맹의 외계 행성계 고유 명칭 공모에서 이 항성계도 대상에 포함되었다. 투표 결과, 안드로메다자리 웁실론 c 행성에는 10~11세기 알-안달루스 (아랍 지배 하의 이베리아 반도) 출신 천문학자 이븐 알-삼흐의 이름을 딴 '''Samh'''라는 고유 명칭이 붙여졌다.
3. 2. 명칭 유래
국제천문연맹은 2014년 7월, NameExoWorlds라는 특정 외계 행성과 그 모항성에 고유한 이름을 부여하는 절차를 시작했다.[3] 이 절차에는 새로운 이름에 대한 대중의 지명과 투표가 포함되었다.[4] 2015년 12월, 국제천문연맹은 이 행성의 당선된 이름이 Samh라고 발표했다.[5] 이 이름은 모로코의 Vega 천문 클럽이 제출했으며, 무슬림 스페인 출신의 11세기 천문학자 이븐 알-삼흐를 기리기 위해 지어졌다.[6]2015년 국제천문연맹이 외계 행성계의 고유 명칭을 공모했을 때 이 항성계도 대상에 포함되었다. 투표 결과, 모로코의 Vega Astoronomy Club에서 제안한 Titawin이라는 고유 명칭이 붙여졌다. 이 명칭은 모로코 도시 테투안의 유네스코 세계유산으로 등록된 구시가지 ''Medina of Tétouan (formerly known as Titawin)''에서 유래했다. 동시에, 행성 e를 제외한 3개의 행성에도 10세기부터 11세기의 알-안달루스 (아랍 지배 하의 이베리아 반도) 출신 천문학자의 이름을 따 Saffar (이븐 알-사파르에서 유래), '''Samh''' (이븐 알-삼후에서 유래), Majriti (마스라마 알-마지리티에서 유래)라는 고유 명칭이 붙여졌다.
4. 궤도와 질량
안드로메다자리 웁실론 c는 도플러 분광법(시선속도)으로 발견되었는데, 이 방법으로는 궤도 경사각을 정확히 알 수 없어 행성의 질량은 최솟값만 알 수 있었다.[2] 초기에는 목성 질량의 약 1.97배로 추정되었으나, 이후 허블 우주 망원경의 천체 측량 데이터와 지상 망원경의 시선 속도 측정을 결합하여 궤도 경사각과 실제 질량을 결정했는데, 목성 질량의 약 13.98배로 밝혀졌다.[2] 안드로메다자리 웁실론 c와 d 사이의 상호 경사각은 29.9도이다.[2]
4. 1. 궤도 특징
지금까지 발견된 많은 ‘긴 공전 주기를 지닌 외계 행성’들과 마찬가지로, 안드로메다자리 웁실론 c의 궤도 역시 큰 이심률을 갖고 있다. 이 이심률은 우리 태양계에 있는 행성들보다 훨씬 더 크며, 심지어 명왕성보다도 큰 값이다.[12] 만약 c를 우리 태양계에 위치시킨다면, 그 궤도는 지구와 금성 사이에서 형성될 것이다.c의 궤도 이심률이 커진 이유는 또 다른 행성 d에서 받는 중력적 섭동 때문이다. 안드로메다자리 웁실론 d와 지금은 행성계를 이탈한 것으로 보이는 과거 미지의 행성 둘 사이의 중력적 상호 작용 때문에 d는 어머니 항성으로 가까이 옮겨갔으며 이 때문에 c의 궤도는 찌그러지게 되었다. 컴퓨터 시뮬레이션에 의하면 c의 궤도는 6700년 주기로 원래의 둥근 궤도로 회귀한다고 한다.[13]
안드로메다자리 웁실론 c를 발견한 기법은 도플러 분광법(시선속도법)으로, 이 방법에 의하면 궤도경사각을 알 수 없다. 따라서 현재 알려진 이 행성의 질량은 어디까지나 최솟값이다. c의 최소 질량은 목성의 1.97배로, 궤도경사각에 따라 실제 질량은 훨씬 더 클 수도 있다. 허블 우주 망원경의 천체 측량 데이터를 지상 망원경의 시선 속도 측정과 결합하여, 천문학자들은 웁실론 안드로메다자리 c의 궤도 경사각과 실제 질량을 결정했는데, 이는 목성 질량의 약 13.98배이다.[2] c와 d 사이의 상호 경사각은 29.9도이다.[2]
4. 2. 궤도 이심률 원인
지금까지 발견된 많은 ‘긴 공전주기를 지닌 외계 행성’들과 마찬가지로, 안드로메다자리 웁실론 c의 궤도는 이심률이 크다. 이 이심률은 우리 태양계에 있는 행성들보다 훨씬 더 크며, 심지어 명왕성보다도 큰 값이다.[12][8] 만약 안드로메다자리 웁실론 c를 우리 태양계에 위치시킨다면, 그 궤도는 지구와 금성 사이에 형성될 것이다.안드로메다자리 웁실론 c의 궤도 이심률이 커진 이유는 또 다른 행성 안드로메다자리 웁실론 d에서 받는 중력적 섭동 때문이다. 안드로메다자리 웁실론 d와 지금은 행성계를 이탈한 것으로 보이는 과거 미지의 행성 둘 사이의 중력적 상호 작용 때문에 d는 어머니 항성으로 가까이 옮겨갔으며 이 때문에 c의 궤도는 찌그러지게 되었다.[10][13] 컴퓨터 시뮬레이션에 의하면 c의 궤도는 약 6,700년 주기로 원래의 둥근 궤도로 회귀한다고 한다.[9][13]
4. 3. 질량
지금까지 발견된, 공전 주기가 긴 많은 외계 행성들과 마찬가지로 안드로메다자리 웁실론 c의 궤도는 큰 이심률을 갖고 있다. 이 이심률은 우리 태양계 행성들보다 훨씬 크며, 심지어 명왕성보다도 크다.[12][8] 만약 c를 우리 태양계에 위치시킨다면, 그 궤도는 지구와 금성 사이에 형성될 것이다.c의 궤도 이심률이 커진 이유는 또 다른 행성 d에서 받는 중력적 섭동 때문이다. 안드로메다자리 웁실론 d와 지금은 행성계를 이탈한 것으로 보이는 과거 미지의 행성과의 중력적 상호 작용 때문에 d는 어머니 항성으로 가까이 옮겨갔으며, 이 때문에 c의 궤도는 찌그러지게 되었다.[13] 컴퓨터 시뮬레이션에 의하면 c의 궤도는 6700년에서 9,000년 주기로 원래의 둥근 궤도로 회귀한다고 한다.[13][9]
안드로메다자리 웁실론 c를 발견한 기법은 도플러 분광법(시선속도법)으로, 이 방법에 의하면 궤도 경사각을 알 수 없다. 따라서 현재 알려진 이 행성의 질량은 어디까지나 최솟값이다. 허블 우주 망원경의 천체 측량 데이터를 지상 망원경의 시선 속도 측정과 결합하여, 천문학자들은 웁실론 안드로메다자리 c의 궤도 경사각과 실제 질량을 결정했는데, 이는 목성 질량의 약 13.98배이다.[2] c와 d 사이의 상호 경사각은 29.9도이다.[2]
5. 특징
안드로메다자리 웁실론 c는 질량이 커서 가스 행성으로 추정된다. 이 행성은 항성의 관측을 통해 간접적으로만 발견되었기 때문에 반지름, 조성, 표면 온도와 같은 성질은 알려져 있지 않다.
5. 1. 물리적 특징
안드로메다자리 웁실론 c는 질량이 커서 가스 행성으로 추정된다. 이 행성은 간접적인 방법으로 발견되었기 때문에 실제 조성 물질, 표면 온도, 반지름 등은 알려져 있지 않다. 조성 물질이 목성과 비슷하고 화학적 균형 상태라고 가정하면, c의 상층부 대기에는 구름이 없을 것으로 보인다.[14]실제 질량은 목성의 약 14배이고, 별의 금속량이 태양과 비슷하므로, 안드로메다자리 웁실론 c는 사실 작은 갈색 왜성일 수도 있다. 그러나 중수소 연소는 약 13 목성 질량보다 큰 천체에서 발생할 수 있다는 일부 기준에 따르면, 행성 c에서 중수소 연소가 발생하고 있을 수도 있고, 그렇지 않을 수도 있다.
5. 2. 대기 조성 (추정)
행성의 질량이 크기 때문에 c는 가스 행성으로 생각된다. 간접적 방법을 통해 발견했기 때문에 이 행성의 실제 조성물질, 표면 온도 및 반지름 등은 밝혀지지 않았다. 이 행성의 조성물질이 목성과 비슷하며 화학적 균형을 이루고 있다고 가정하면, c의 상층부 대기에는 구름이 전혀 없을 것으로 보인다.[14]5. 3. 갈색 왜성 가능성
안드로메다자리 웁실론 c는 실제 질량이 목성의 약 14배이고 금속량이 태양과 비슷하여, 작은 갈색 왜성일 가능성이 있다. 일부 기준에 따르면 중수소 연소는 약 13 목성 질량보다 큰 천체에서 발생할 수 있는데, 이는 안드로메다자리 웁실론 c에서 발생하고 있을 수도 있고, 그렇지 않을 수도 있다.[1]6. 모항성
안드로메다자리 웁실론 A는 F형 항성으로, 질량은 1.27 , 반지름은 약 1.48 이다. 온도는 6,074 K이며, 나이는 31억 2천만 년이다. 이에 비해 태양의 나이는 약 46억 년이다. 안드로메다자리 웁실론 A는 약간 금속이 풍부하며, 금속 함량([Fe/H])은 0.09로, 태양의 약 123% 수준이다. 광도는 태양의 3.57배이다.
이 별의 겉보기 등급은 4.09로, 지구에서 보았을 때 밝기가 이 정도이므로, 안드로메다자리 웁실론은 육안으로 관측할 수 있다.
참조
[1]
논문
A new interferometric study of four exoplanet host stars : θ Cygni, 14 Andromedae, υ Andromedae and 42 Draconis
http://www.aanda.org[...]
2012
[2]
논문
New Observational Constraints on the ''υ'' Andromedae System with Data from the ''Hubble Space Telescope'' and ''Hobby Eberly Telescope''
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간행물
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http://www.iau.org/n[...]
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2014-07-09
[4]
웹사이트
NameExoWorlds The Process
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[5]
뉴스
Final Results of NameExoWorlds Public Vote Released
http://www.iau.org/n[...]
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웹사이트
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Evidence for Multiple Companions to υ Andromedae
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논문
Planet-planet scattering in the upsilon Andromedae system
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논문
Extrasolar planet interactions
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저널
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[13]
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저널
Theoretical Spectra and Atmospheres of Extrasolar Giant Planets
http://adsabs.harvar[...]
2003
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