게자리 55
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1. 개요
게자리 55는 플램스티드 성표에 따른 명칭으로, 우리 태양계에서 약 41광년 떨어진 게자리에 위치한 항성계이다. 이 항성계는 주성인 게자리 55 A와 반성인 게자리 55 B로 구성되어 있으며, 2015년 국제 천문 연맹(IAU)에 의해 주성 A에는 '코페르니쿠스'라는 이름이, 행성 b, c, d, e, f에는 각각 '갈릴레오', '브라헤', '리퍼셰이', '얀센', '해리엇'이라는 이름이 부여되었다. 게자리 55 A는 태양보다 작고 금속 함량이 높은 G8V형 주계열성이며, 여러 개의 행성을 거느리고 있다. 1997년 도플러 효과를 통해 최초의 행성이 발견된 이후, 여러 행성이 추가로 발견되었으며, 현재까지 5개의 행성이 확인되었다.
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| 게자리 55 | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 명칭 | 게자리 55 |
| 다른 이름 | 코페르니쿠스 (Copernicus) 게자리 로1 (Rho¹ Cancri) 55 Cnc GJ 324 BD+28°1660 HD 75732 HIP 43587 HR 3522 SAO 80585 TYC 1949-2012-1 |
| 별자리 | 게자리 |
| 발음 | IPA: /ˈkæŋkraɪ/ IPA: /ˈkæŋkriː/ |
| 관측 정보 | |
| 적경 (J2000.0) | 08시 52분 35.8111초 |
| 적위 (J2000.0) | +28° 19′ 50.955″ |
| 시등급 (V) | 5.95 |
| 시선 속도 | 27.51 km/s |
| 고유 운동 (RA) | -485.681 mas/yr |
| 고유 운동 (Dec) | -233.517 mas/yr |
| 연주 시차 | 79.4482 mas |
| 절대 등급 (V) | +5.50 |
| 특징 (게자리 55 A) | |
| 분광형 | K0IV–V (주계열성과 준거성 사이) |
| B-V 색 지수 | 0.87 |
| U-B 색 지수 | 0.63 |
| 질량 | 0.905 ± 0.015 태양 질량 |
| 반지름 | 0.943 ± 0.010 태양 반지름 |
| 광도 | 0.582 ± 0.014 태양 광도 |
| 표면 온도 | 5,172 ± 18 K |
| 금속 함량 (Fe/H) | 0.35 ± 0.10 |
| 표면 중력 (log g) | 4.45 ± 0.01 |
| 자전 주기 | 38.8 ± 0.05 일 |
| 자전 속도 | < 1.23 ± 0.01 km/s |
| 나이 | 8.6 ± 1 억 년 |
| 특징 (게자리 55 B) | |
| 분광형 | M4.5V (적색 왜성) |
| B-V 색 지수 | 1.7 |
| 질량 | 0.264 ± 0.007 태양 질량 |
| 반지름 | 0.268 ± 0.009 태양 반지름 |
| 광도 | 0.00788 ± 0.00013 태양 광도 |
| 표면 온도 | 3,320 ± 51 K |
| 금속 함량 (Fe/H) | 0.15 ± 0.16 |
| 자전 주기 | 6.11+3.2−1.9 일 |
| 자전 속도 | 2.36 km/s |
| 위치 (게자리 55 A) | |
| 행성계 | |
| 행성 수 | 5개 (또는 7개) |
2. 명칭
플램스티드 성표에 따른 명칭인 게자리 55가 바이어 명명법 '게자리 로1'보다 더 많이 사용된다. 게자리 55는 55 캔크리 A와 55 캔크리 B, 두 개의 별로 구성되어 있는데, A는 때때로 단순히 55 캔크리로 지칭된다. 55 캔크리 A를 공전하는 최초로 발견된 행성은 발견자에 의해 HR 3522b로 지정되었지만, 55 캔크리 b로 더 흔히 불린다. 이진성계 내 객체 명명 규칙에 따라 55 캔크리 Ab로 명명해야 하며, 이 보다 공식적인 형태는 보조 별 55 캔크리 B와의 혼동을 피하기 위해 때때로 사용된다. 발견된 다른 행성들은 발견 순서에 따라 55 캔크리 c, d, e, f로 지정되었다.
2014년 7월, 국제 천문 연맹(IAU)은 특정 외계 행성과 그들의 모항성에 고유한 이름을 부여하는 절차인 NameExoWorlds를 시작했다.[1] 이 절차는 대중의 지명 추천과 새로운 이름에 대한 투표를 포함했다.[2] 2015년 12월, IAU는 55 캔크리 A에는 코페르니쿠스, 행성(b, c, d, e 및 f)에는 갈릴레오, 브라헤, 리퍼셰이, 얀센 및 해리엇이라는 이름이 선정되었다고 발표했다.[3]
당선된 이름은 네덜란드의 네덜란드 왕립 기상 및 천문학 협회가 제출한 것으로, 천문학자 니콜라우스 코페르니쿠스, 갈릴레오 갈릴레이, 티코 브라헤, 토머스 해리엇과 안경 제작자이자 망원경 선구자인 한스 리퍼셰이 및 자카리아스 얀센을 기리고 있다.[4] IAU는 처음에 55 캔크리 d의 이름을 리퍼셰이라고 발표했으나, 2016년 1월 그의 실제 이름이 리퍼셰이(19세기 오류로 리퍼셰이가 도입됨)임을 확인하고 외계 행성 이름을 리퍼셰이로 수정했다.[3][4]
2016년, IAU는 별의 고유한 이름을 목록화하고 표준화하기 위해 별 이름 실무 그룹(WGSN)을 조직했다. 2016년 7월의 첫 번째 공보에서, WGSN은 2015년 NameExoWorlds 캠페인 동안 채택된 별 이름을 포함하여 행성과 행성 위성의 대중 명명에 대한 집행 위원회 실무 그룹이 승인한 외계 행성 및 그들의 모항성의 이름을 명시적으로 인정했다. 이 별은 현재 IAU 별 이름 목록에 등재되어 있다.
2. 1. 명명 유래
플램스티드 성표에 따른 명칭인 게자리 55가 바이어 명명법 '게자리 로1'보다 더 많이 사용된다. 이 별은 국제 천문 연맹(IAU)이 2015년에 진행한 외계 행성계 이름 공모 및 투표 대상이었다.[1][2] 2015년 12월 15일, IAU는 네덜란드의 아마추어 천문가 단체 연맹이 제안한 이름이 선정되었다고 발표했다. 이에 따라 주성 게자리 55 A는 폴란드의 천문학자 니콜라우스 코페르니쿠스를 기려 '''코페르니쿠스'''로 명명되었다.[3][4]3. 항성계 구성
게자리 55 항성계는 주성 게자리 55 A와 반성 게자리 55 B로 구성되어 있다.
주성 A는 분광형 G8V의 주계열성으로, 태양보다 조금 작고, 가볍고, 어둡다. 밝기 변화는 거의 없지만, 중원소 함유량은 태양보다 86% 더 많아 SMR (Super metal-rich) 항성으로 분류되기도 한다. 채층 활동으로 추정한 나이는 55억 년이다. SMR 항성 모형에서는 원시행성계원반에 있던 중원소들이 항성 대기로 유입된다고 설명한다. 서브밀리파 영역 관측 결과 먼지 원반은 발견되지 않았지만, 소행성대나 카이퍼 대가 존재할 가능성은 남아있다.
반성 B는 주성으로부터 약 1,065AU 떨어진 거리에 있는 어두운 적색 왜성이다. 두 별은 고유 운동이 같아 중력으로 묶여 있는 것으로 보이며, B 자체가 쌍성일 가능성도 제기되고 있다.
3. 1. 게자리 55 A (코페르니쿠스)
게자리 55 A는 분광형 G8V의 주계열성으로, 태양보다 조금 작고, 가볍고, 어둡다. 밝기 변화는 거의 없지만, 철을 포함한 중원소 함유량은 태양보다 86% 더 많아 SMR (Super metal-rich) 항성으로 분류되기도 한다.[10] 채층 활동으로 추정한 나이는 55억 년이지만,[11] 금속 함유량이 높은 항성은 항성진화 모형으로 정확한 나이와 질량을 측정하기 어렵다.SMR 항성 모형에서는 원시행성계원반의 중원소들이 항성 대기로 유입되어 외곽 대기층을 '오염'시켜 금속 함유율을 높인다고 설명한다. 항성의 대류층이 깊지 않으면 외곽 대기층의 중원소 비율이 높아질 수 있다.[12]
서브밀리파 관측 결과, 게자리 55 A 주변 100AU 이내에서 먼지 원반은 발견되지 않았고, 먼지 총 질량은 지구 질량의 0.01%를 넘지 않을 것으로 추정된다.[13] 그러나 소행성대나 카이퍼 대가 존재할 가능성은 남아있다.
3. 2. 게자리 55 B
게자리 55 B는 주성으로부터 약 1,065AU 떨어진 거리에 있는 어두운 적색 왜성이다.[14] 두 별 사이의 거리는 매우 멀지만, 고유 운동이 같기 때문에 중력으로 묶여 있는 것으로 보인다.[10] B 자체가 두 개의 별로 이루어진 쌍성일 가능성을 보여주는 자료들이 관측되고 있지만, 확실하게 밝혀진 것은 없다.[15]4. 행성계 구성
1997년 도플러 효과를 이용해 게자리 55 A를 공전하는 행성이 발견되었다. 이 행성은 어머니 항성을 14.7일 주기로 공전하며, 질량은 최소 목성의 78% 정도였다. 이 행성은 게자리 55 '''Ab''' 또는 게자리 55 '''b'''로 불리는데, 이는 게자리 55 B와의 혼동을 막기 위한 것이다. b를 발견했을 당시 시선 속도 측정값에는 b의 움직임만으로 설명할 수 없는 부분이 있었는데, 이는 추가적인 행성들이 더 존재함을 암시하는 것이었다.
1998년 게자리 55 A 주변에서 먼지 원반이 발견되었다는 발표가 나왔으나,[17] 이는 정식으로 인정되지 않았고, 이후 배경 복사로 인한 오인으로 밝혀졌다.[18]
이후 도플러 효과 관측 기술이 발전하면서, 2002년 어머니 항성에서 5AU 떨어진 곳에서 행성 게자리 55 '''d'''가 발견되었다.[10] 발견 당시 이 행성의 궤도는 원에 가까운(이심률 0.1 정도) 것으로 관측되었으나, 이후 이심률은 이보다 더 큰 것으로 밝혀졌다. 두 행성의 발견 이후에도 43일 간격의 주기성이 남아 있었는데, 이는 세 번째 행성의 존재를 시사하는 것이었다.
2004년 해왕성 정도 질량의 행성이 2.8일 주기로 어머니 항성을 공전하는 것이 발견되었다. 이 행성은 게자리 55 '''e'''로 명명되었고,[19] 동시에 그 존재가 불확실했던 게자리 55 '''c'''도 실제로 존재하는 것이 확인되었다. 이후 허블 우주 망원경의 관측 자료에 따르면, 바깥쪽 궤도를 공전하는 행성들은 천구면에 대해 53° 기울어진 면 위에서 공전하고 있다. 만약 다른 행성들도 같은 면 위를 공전한다면, 행성들의 실제 질량은 도플러 효과로 관측된 값보다 약 25% 더 커지게 된다.
2005년 천문학자 잭 위스덤은 관측 자료를 재검토한 결과 게자리 55 e의 존재에 의문을 제기했다.[20] 2007년 55 A의 생명체 거주가능 영역 내에서 토성 절반 정도의 질량을 가진 행성이 260일 간격으로 모항성을 공전하는 게자리 55 '''f'''가 발견되었다.[21][22] 게자리 55 f는 생명체가 살 수 있는 환경과는 거리가 멀 가능성이 높지만, 이 행성 주위에 위성 혹은 트로이 행성이 존재할 경우, 거기에서 미생물 수준의 생명체가 존재할 가능성은 남아 있다.
게자리 55 행성계는 최소 5개의 행성을 가지고 있으며, 가장 안쪽 행성인 e는 지구에서 볼 때 게자리 55 A를 통과한다.
4. 1. 행성 목록
(가까운 천체순)(MJ)
(일)
(AU)