백조자리 61

1. 개요

백조자리 61은 백조자리에 있는 쌍성계로, 플램스티드 명명법에 따라 명명되었다. 1838년 프리드리히 빌헬름 베셀이 연주 시차를 이용해 태양 외 별까지의 거리를 최초로 측정하여 '베셀 항성'으로 불리기도 한다. 제임스 브래들리가 1753년에 이중성임을 처음 기록했으며, 주세페 피아치가 고유 운동을 발견하여 '날아가는 별'이라는 이름을 붙였다. 백조자리 61 A와 B는 각각 겉보기 등급 5.2와 6.1의 오렌지색 왜성으로, 서로 659년에 한 번 질량 중심을 공전하며, 지구에서 약 11광년 떨어져 있다. 과거에는 행성 존재 가능성이 제기되었으나, 현재는 부정되고 있다.

2. 명칭

백조자리 61은 비교적 어두워 고대 별자리 지도에는 나타나지 않으며, 서구나 중국의 별 이름 목록에도 기록되어 있지 않다.

"61 Cygni"라는 이름은 존 플람스티드가 고안한 플램스티드 명명법에 따른 것이다. 이 명명법에 따르면 특정 별자리의 별들은 바이어 명명법처럼 그리스 문자 순서가 아닌 적경 순서대로 번호가 매겨진다. 이 별은 플램스티드의 Historia Coelestis Britannica에는 해당 이름으로 등장하지 않지만, 1712년판에서 그가 85 Cygni라고 언급한 별이 실제로 61 Cygni에 해당한다는 주장도 있다. "베셀의 별" 또는 "피아치의 나는 별"이라고도 불린다.

3. 관측 역사

1792년 주세페 피아치는 제임스 브래들리가 40년 전에 관측한 결과와 자신의 백조자리 61 관측 결과를 비교하여 고유 운동이 매우 크다는 것을 알아냈다. 이는 당대 천문학자들 사이에서 백조자리 61에 대한 큰 관심을 불러일으켰고, 이후 지속적인 관측이 이루어졌다. 피아치는 1804년에 이 별의 운동에 대한 정확한 값을 발표하면서 "날아가는 별"이라고 명명했다.

1830년 프리드리히 게오르그 빌헬름 폰 스트루베는 이 별이 쌍성임을 발견했지만, 이후 한동안 이 별이 단순히 천구상에서 붙어 있는 것처럼 보이는 별인지, 아니면 실제로 중력에 의해 묶인 쌍성계인지는 밝혀지지 않았다.

1838년 프리드리히 빌헬름 베셀은 헬리오미터를 사용하여 백조자리 61의 연주 시차를 측정했고, 이를 통해 태양 외 별까지의 거리를 최초로 측정하는 데 성공했다.

1911년 벤자민 보스는 백조자리 61이 이동 성단의 일원이라고 발표했다. 이후 밝혀진 이동성군의 항성 후보는 총 26개였으며, 비둘기자리 베타, 테이블산자리 파이, 황소자리 14, 처녀자리 68 등이 유력한 후보로 거론되었다. 이 항성군 구성원들의 우주 속도는 태양에 대해 초당 105 ~ 114킬로미터이다.

이후 관측 기술이 발달하면서 더 정밀한 관측 및 연구가 가능해졌다.

3.1. 초기 관측

1753년 9월 25일 제임스 브래들리가 백조자리 61이 이중성임을 최초로 기록하였다. 이후 윌리엄 허셜이 이중성에 대한 체계적인 관측을 시작했고, 이중성이 연주 시차를 통해 별까지의 거리를 측정하는데 사용될 수 있다는 결론을 내렸다.

1792년, 주세페 피아치는 브래들리의 관측과 자신의 관측 결과를 비교하여 백조자리 61의 높은 고유 운동을 발견했다. 이는 천문학자들의 큰 관심을 끌었고, 지속적인 관측으로 이어졌다. 피아치는 1804년에 이 별의 운동에 대한 정확한 값을 발표하고, "날으는 별"이라고 명명했다.

피아치는 백조자리 61이 가장 가까운 별 중 하나일 가능성이 크다고 보고, 시차 측정을 통한 거리 결정 시도에 가장 적합한 후보로 꼽았다. 백조자리 61의 고유 운동은 매우 커서, 지구에서 보면 150년 만에 보름달 지름만큼 이동한다.

연주 시차를 이용한 항성까지의 거리 측정 방법이 고안되자, 백조자리 61은 큰 고유 운동 덕분에 최적의 표적이 되었다. 1838년 프리드리히 빌헬름 베셀이 처음으로 백조자리 61까지의 거리를 측정하는 데 성공했고, 현재 사용되는 값(11.4광년)에 매우 가까운 값을 얻었다. 이 때문에 백조자리 61은 '베셀 항성'으로도 불린다.

이후 글리제 1830이라는 더 큰 고유 운동을 가진 항성이 발견되었지만, 맨눈으로 볼 수 있는 별 중에서는 백조자리 61이 여전히 가장 큰 고유 운동을 가지고 있다.

3.2. 연주 시차 측정

프리드리히 빌헬름 베셀은 연주 시차를 이용하여 항성까지의 거리를 측정하는 방법을 고안했고, 당시 알려진 항성 중 가장 큰 고유 운동을 가진 백조자리 61은 최적의 표적이 되었다. 백조자리 61은 태양을 제외하고 역사상 처음으로 지구와의 거리가 확정된 항성이 되었다. 당시에는 고유 운동이 큰 별일수록 가깝다고 가정했기 때문에 고유 운동이 큰 항성이 선택되었다. 이 업적은 1838년에 베셀에 의해 달성되었고, 현재 사용되고 있는 11.4광년이라는 값에 매우 가까운 값을 산출해냈다. 이 때문에 백조자리 61은 그에게서 따온 '베셀 항성'이라는 이름으로도 불린다.

베셀은 1812년 이중성계에서 두 별의 공전주기를 400년으로 가정하고, 이에 필요한 두 별 사이의 거리를 추정한 다음, 별 사이의 각거리를 측정하여 거리를 측정했다. 이는 460 mas의 값으로 이어졌다. 1815년과 1816년 사이에는 다른 6개의 별과 비교하여 직접 시차 측정을 수행하여 760 mas와 1320 mas의 값을 얻었다. 그러나 이러한 추정치는 이전의 다른 시도들과 마찬가지로 측정값보다 더 큰 부정확성을 보였다.

요제프 폰 프라운호퍼가 새로운 유형의 헬리오미터를 발명했을 때, 베셀은 1837년과 1838년에 쾨니히스베르크에서 이 장치를 사용하여 다시 측정했다. 1838년에 발표된 연구 결과에서, 그는 백조자리 61A에 대해 369.0 ±19.1 mas, 백조자리 61B에 대해 260.5 ±18.8 mas의 값을 제시했고, 중심점을 313.6 ±13.6 mas로 추정했다. 이는 약 600,000 천문단위 또는 약 10.4광년에 해당한다. 이것은 태양 이외의 별까지의 거리를 직접적이고 신뢰할 수 있게 측정한 최초의 사례였다. 그의 측정 결과는 같은 해에 프리드리히 게오르크 빌헬름 폰 스트루베가 베가에 대해, 토마스 헨더슨이 알파 센타우리에 대해 수행한 유사한 시차 측정 결과가 발표되기 직전에 발표되었다. 베셀은 쾨니히스베르크에서 추가 측정을 계속하여 총 4번의 완전한 관측 실행 결과를 발표했으며, 마지막으로 1868년에 발표했다. 이 중 가장 좋은 결과는 1849년 관측에서 얻은 360.2 ±12.1 mas의 중심점이었다. 이는 현재 받아들여지는 값인 287.18 mas(11.36 광년에 해당)와 가깝다.

3.3. 쌍성 관측

1917년 개선된 시차 측정 결과 백조자리 61 A와 B 사이의 거리가 가깝다는 것이 증명되었다. 1934년에는 이 항성계가 쌍성이라는 것이 명확해졌고, 궤도 요소가 발표되었다.

4. 항성계

백조자리 61은 주세페 피아치에 의해 '날아가는 별'이라는 이름이 붙여졌고, 프리드리히 빌헬름 베셀의 관측으로 천문학자들에게 널리 알려지게 되었다. 1830년 프리드리히 게오르그 빌헬름 폰 스트루베가 이 별이 쌍성임을 발견했다. 이후 이 별이 실제로 중력으로 묶인 쌍성계인지에 대한 논쟁이 있었으나, 1934년 궤도 요소가 도출되면서 쌍성계임이 확실해졌다.

백조자리 61은 시차법을 이용하여 거리를 측정한 첫 번째 별(태양 제외)로 기록되기도 했다. 1838년 베셀이 측정한 시차 값은 현재 밝혀진 값에 매우 근접했다.

눈으로는 하나의 별처럼 보이지만, 백조자리 61은 실제로는 두 개의 주계열성(K형(오렌지색))인 백조자리 61 A와 백조자리 61 B로 이루어진 쌍성계이다. 두 별은 서로의 질량 중심을 659년에 1회 공전하며, 평균 84AU 떨어져 있다. 이는 지구와 태양 사이 거리의 84배에 해당한다. 두 별의 궤도 이심률은 0.48로, 가까울 때는 44AU까지 접근했다가 멀어질 때는 124AU까지 떨어진다.

백조자리 61 항성계는 앞으로 2만 년 뒤 지구에 9광년까지 접근할 것이다.

7×50 쌍안경을 이용하면 백조자리 61 항성계의 두 별을 분리하여 관찰할 수 있다. 두 별은 대략 토성의 시지름 정도인 16 ~ 20초 떨어져 있는데, 이는 쌍안경으로 식별할 수 있는 해상도의 능력 내에 있다.

4.1. 항성 A

백조자리 61 A는 백조자리 61 항성계의 주성으로, B보다 약간 더 질량이 크다. 태양의 흑점 활동 주기보다 더 뚜렷한 활동 주기를 보이는데, 간격은 7.5±1.7년 범위에서 복잡하게 바뀐다. (종전의 관측값은 7.3년 주기였다) 자전, 채층 활동, 흑점 활동 양상으로 볼 때 용자리 BY 변광성으로 분류할 수 있다.

백조자리 61 A는 태양 질량의 약 70%, 지름의 72%, 광도의 약 8.5%를 가진다. 1943년부터 K5 V형 주계열성의 "기준 별" 역할을 해왔다. A 성분에서 나오는 항성풍은 국부 성간 구름 내에 거품을 생성하는데, 이는 은하수 내에서 별의 운동 방향을 따라 30 AU(태양으로부터 해왕성의 궤도 거리) 정도까지 확장된다. 이는 백조자리 61의 두 성분 사이의 거리보다 작으므로, 두 성분은 공통 대기를 공유하지 않을 가능성이 높다. 성층권의 밀도는 낮은 질량 유출과 상대적으로 높은 국부 성간 매질을 통한 속도 때문일 가능성이 높다.

미분 회전으로 인해 이 별의 표면 회전 주기는 위도에 따라 27일에서 45일까지 다양하며, 평균 주기는 35일이다.

4.2. 항성 B

61 Cygni B^영어는 태양 질량의 약 63%, 지름의 67%를 가지며, 광도는 태양의 약 3.9%에 불과하다. 1953년부터 K7 V형 주계열성의 표준성으로 간주되어 왔다.

백조자리 61 B는 플레어 폭발을 일으키는 변광성으로, 그 활동 주기는 11.7년이다. 채층 활동량은 백조자리 61 A보다 25% 더 많다. 미분 회전으로 인해 자전 주기는 위도에 따라 32일에서 47일까지 다양하며, 평균 주기는 38일이다.

5. 동반 천체 존재 가능성

카즈 스트랜드는 1942년 백조자리 A와 B의 궤도 움직임에 미묘한 떨림이 있다는 주장을 제기하며, 주성 A 주위에 목성 질량 16배의 동반 천체가 존재한다고 추정했다. 이는 할 클레멘트의 1953년 과학 소설 《중력의 사명》에 영감을 주었다. 1957년 스트랜드는 동반 천체의 질량이 목성의 8배 정도이며, 공전 주기는 4.8년, 공전 궤도 반지름은 2.4천문단위라고 주장했다. 1977년 풀코보 천문대의 소비에트 천문학자들은 백조자리 61 항성계에 세 개의 행성이 존재한다고 제안하기도 했다.

그러나 1978년 불프 디에터 하인츠는 이러한 주장이 잘못되었다고 반박했다. 2018년 가이아 우주 망원경의 데이터 분석 결과, 백조자리 B 주위에 섭동을 일으키는 세 번째 천체의 존재 가능성이 제기되었다.

맥도널드 천문대 연구팀은 두 별 주위에 특정 질량과 거리 범위 내 행성 존재에 대한 한계를 설정했다. NASA는 두 별을 우주 간섭계 측정 미션의 '티어 1' 대상으로 지정했으며, 이 미션은 어머니 항성에서 2천문단위 정도 떨어진, 지구 질량의 3배 정도 행성까지 발견하는 것을 목표로 한다.

백조자리 61 항성계 주위에서 적외선 초과 현상이 감지되었으나, 먼지 원반의 존재는 확인되지 않았다. 2011년 켁 간섭계 널러를 사용한 연구에서는 백조자리 A 주위에서 외계황도광 먼지를 감지하지 못했다.

현재까지 도플러 분광법이나 통과법에 의한 관측에서는 두 항성 외에 동반 천체가 발견되지 않았다.

5.1. 생명체 거주 가능 영역

백조자리 61 A의 생명체 거주가능 영역은 0.26~0.58 AU이다. 백조자리 61 B의 생명체 거주 가능 영역은 0.24~0.50 AU이다. 두 별은 NASA 고다드 우주비행센터(Goddard Space Flight Center)의 지아다 아르니(Giada Arney)의 분석에 따르면, 진화된 생명체의 가능성이 높은 '적절한 위치'에 있는 K형 별 중 하나이다.

6. 기타

백조자리 61 항성계는 앞으로 2만 년 뒤 지구에 9ly까지 접근할 것이다.