거문고자리 베타
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1. 개요
거문고자리 베타는 요한 바이어가 명명한 별로, 아랍어에서 유래된 셸리아크(Sheliak)라는 이름으로도 불린다. 이 별은 분광형 B6-8의 주성과, 주성과 같은 B형으로 추정되는 반성으로 이루어진 반분리형 쌍성계이다. 두 별은 질량 교환을 통해 강착원반을 형성하고, 이로 인해 밝기가 주기적으로 변하는 식쌍성 현상을 보인다. 1784년 존 구드릭에 의해 밝기 변화가 처음 관측되었으며, 12.9414일의 공전 주기에 걸쳐 겉보기 등급이 변한다. 또한 전파원으로도 관측되며, 여러 동반 천체를 가지고 있다.
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| 거문고자리 베타 | |
|---|---|
| 명칭 | |
| 이름 | 거문고자리 베타별 |
| 영어 이름 | Beta Lyrae |
| 별칭 | 셸리아크, 셸야크, 실리아크 |
| 로마자 표기 | Sheliak |
| 관측 정보 | |
| 별자리 | 거문고자리 |
| 겉보기 등급 | 3.52 (3.25 – 4.36, 변광) |
| 변광성 유형 | 거문고자리 베타형 변광성 (β Lyr) |
| 분광형 | B6-8II + B |
| 위치 정보 | |
 | |
| 적색 편이 | 0.000007 |
| 시선 속도 | A: −19.2 km/s B: km/s |
| 고유 운동 | 적경: A: 1.90 mas/yr B: mas/yr 적위: A: −3.53 mas/yr B: mas/yr |
| 연주 시차 | A: 3.39 ± 0.17 mas B: 3.0065 ± 0.0542 mas |
| 물리적 특징 | |
| B-V 색 지수 | +0.00 |
| U-B 색 지수 | -0.56 |
| 질량 | Aa1: 태양 질량 Aa2: 태양 질량 |
| 반지름 | Aa1: 태양 반지름 Aa2: 태양 반지름 |
| 표면 중력 | Aa1: cgs Aa2: cgs |
| 광도 | Aa1: 26,300 태양 광도 Aa2: 6,500 태양 광도 |
| 표면 온도 | Aa1: 켈빈 Aa2: 13,300 켈빈 |
| 나이 (Aa2) | 2300만 년 |
| 궤도 요소 (Aa2 기준) | |
| 공전 주기 | 12.9414 일 |
| 궤도 이심률 | 0 |
| 궤도 경사 | 도 |
| 승교점 경도 | 도 |
| 식별 정보 | |
| 기타 명칭 | 거문고자리 10 BD +33 3223 FK5 705 HD 174638 HIP 92420 HR 7106 SAO 67451/2, SAO 67453 WDS 18501+3322 |
2. 명명법
요한 바이어가 1603년 우라노메트리아에서 창안한 바이어 명명법에 따라 거문고자리 베타(β Lyrae)로 표기한다.[53] 셸리아크(Sheliak, 때로는 셸리야크 또는 실리아크)는 이슬람 천문학에서 거문고자리를 부르는 이름 중 하나인 아랍어 '실리야크' 또는 '알 실리야크'에서 유래했다.[54] 2016년 8월 21일, 국제천문연맹(IAU)은 거문고자리 베타 Aa1에 셸리아크(Sheliak)라는 이름을 공식 부여했다.[52] 동아시아 별자리에서 거문고자리 베타는 점태(漸台)에 속하며, 점태2(漸台二)로 불렸다.[57]
3. 특징
거문고자리 베타 Aa는 별의 분류 B6-8형 주성과, 주성과 같은 B형으로 추정되는 반성으로 이루어진 반분리형 쌍성계이다. 과거 반성보다 질량이 컸던 주성은 먼저 주계열을 이탈하여 거성이 되었고, 가까이 붙어 있던 반성으로 질량 대부분을 넘겨주었다.
현재 주성보다 질량이 커진 반성은 질량 이동으로 생긴 강착원반에 둘러싸여 있으며, 이 원반은 반성을 가려 우리 눈에 보이지 않게 한다. 제트와 비슷한 쌍극분출이 원반면에 대해 수직 방향으로 나타나고, 반성의 분광형을 정확히 알아내기 어렵게 만드는 원인이 된다. 반성으로 이동하는 물질의 양은 대략 연간 배로, 공전 주기가 1년에 약 19초씩 길어지는 결과를 낳는다. 거문고자리 베타의 별 스펙트럼에는 강착원반이 만드는 방출선들이 나타나며, 이 원반은 계 밝기의 약 20%를 차지한다.
3. 1. 물리적 특징
거문고자리 베타 Aa는 별의 분류 B6-8형 주성과, 주성과 같은 B형으로 추정되는 반성으로 이루어진 반분리형 쌍성계이다.[39] Aa 계에서 가벼운 쪽인 주성은 과거에 반성보다 질량이 컸으며 이로 인해 먼저 주계열을 이탈하여 거성이 되었다. 두 별은 가깝게 붙어 있기 때문에 거성이 된 별은 자신의 로슈엽을 채운 뒤 갖고 있던 질량의 대부분을 반성으로 넘겨줬다.
현 시점에서 주성보다 질량이 커진 반성은 이 질량 이동으로 생긴 강착원반에 둘러싸여 있으며 원반면에 대해 수직 방향으로, 제트 비슷한 쌍극분출을 보여주고 있다.[39] 이 강착원반은 반성을 가려 우리 눈에 보이지 않게 하며, 반성의 겉보기 광도를 낮춰 분광형이 무엇인지를 정확히 알아내기 어렵게 만든다. 반성으로 이동하는 물질의 양은 대략 연간 배로(다르게 표현하면 5만 년 동안 태양 1 개와 맞먹는 물질이 이동하는 것이다.) 이로 인해 공전 주기가 1년에 약 19 초씩 길어지고 있다. 거문고자리 베타의 별 스펙트럼에는 강착원반이 만드는 방출선들이 나타난다. 이 원반은 계 밝기의 약 20 %를 만들어낸다.[39]
3. 2. 밝기 변화
1784년 영국 아마추어 천문학자 존 구드릭은 이 계의 밝기가 변화하는 것을 발견했다. 거문고자리 베타 계의 궤도면은 지구로부터의 시선 방향과 거의 일치하게 놓여 있기 때문에 계를 구성하는 두 항성은 주기적으로 서로를 가린다. 이 때문에 거문고자리 베타의 겉보기등급은 공전 주기 12.9414 일에 걸쳐 +3.2에서 +4.4까지 변화하며 타원체 '접촉' 식쌍성의 원형 별이기도 하다.[51]
두 항성은 매우 가까워서 광학 망원경으로 분리하여 관측할 수 없어 분광쌍성으로 분류된다. 2008년 카라 선열 간섭계와 미시간 적외선 결합기를 이용하여, 근적외선 H 대에서 계의 주성과, 반성에 둘린 강착원반을 분리 관측했으며 최초로 계의 궤도요소들을 계산해 냈다.
규칙적인 식현상 외에도 베타 계는 밝기에 보다 작고 느린 변화들이 나타나는데 이는 강착원반에서의 변화에 기인한 것으로 생각되며 분광선(특히 방출선)들의 프로파일과 강도가 변화하는 현상이 동반된다. 이 변화는 규칙적이지는 않으나 282 일 주기를 지닌다.[58]
3. 3. 전파원
1971년 미국 국립 전파 천문대의 R. M. Hjellming과 C. M. Wade는 거문고자리 베타가 전파원(電波星)임을 발견했다. 이는 별 사이의 물질 이동 때문으로 추정된다.[47]쌍성계에서 한쪽 별에서 유출된 가스는 주성 주위에 강착 원반을 형성한다. 강착 원반에 모인 가스는 결국 주성으로 떨어지는데, 이때 전자기파가 방출된다. 이 전자기파는 강착 원반의 회전면에 대해 수직으로 방출된다.[48]
4. 동반 천체
거문고자리 베타는 주성 외에 여러 동반 천체를 가지고 있다. 거문고자리 베타 B는 주성으로부터 각거리상으로 45.7" 떨어져 있으며, 분광형은 B7 V, 겉보기 등급은 +7.2로 쌍안경으로 쉽게 관측할 수 있다. B는 1962년에 공전주기 4.348 일의 분광쌍성으로 인식되었으나,[59] 2004년에 단독성으로 변경되었다.
거문고자리 베타 E와 F는 각각 67", 86" 떨어져 있으며, 겉보기 등급은 각각 10.1, 10.6이다. 두 별 모두 화학적으로 특이한 별로,[60] Ap 별로 등재되어 있으나, F는 Am 별로 분류되기도 한다.[63]
워싱턴 이중성 목록에는 더 어두운 반성 C와 D가 수록되어 있으며, 이들은 주성으로부터 각각 47", 64" 떨어져 있다.[61] C는 밝기가 1등급 넘게 변했지만, 변광 유형은 밝혀지지 않았다.[62]
A, B, F는 거의 같은 거리에 있고 함께 움직여 같은 성군(星群)의 구성원으로 추정된다.[63] 2차 가이아 데이터 방출(Gaia DR2) 자료 분석 결과, 거문고자리 베타 근처에 약 100개의 항성으로 이루어진 '가이아 8' 성군이 발견되었다. 이들은 모두 주계열성이며, 나이는 3천만 ~ 1억 년으로 추정된다.[65]
가이아 우주선이 제공한 거문고자리 베타 계 구성원들의 자료는 다음과 같다.
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