베가

1. 개요

베가는 거문고자리에 있는 밝은 별로, 1850년 사진 촬영된 최초의 별 중 하나이다. 북반구에서 여름철 밤하늘에서 쉽게 관측되며, 여름의 대삼각형을 이루는 별 중 하나이다. 분광형 A0V의 흰색 주계열성으로, 빠르게 자전하여 타원체 모양을 띤다. 태양보다 질량과 밝기가 크며, 주변에 먼지 원반이 존재하고, 행성계의 존재 가능성이 연구되고 있다. 베가는 '내려앉은 독수리'를 의미하는 아랍어에서 유래되었으며, 고대부터 다양한 문화에서 중요한 별로 여겨졌다.

2. 관측 역사

천체사진술(천체의 모습을 사진으로 담는 기술)은 1840년 존 윌리엄 드레이퍼가 달을 찍어 은판사진으로 남기면서 시작되었다. 1850년 7월 17일 베가는 태양을 제외한 항성들 중 최초로 사진 촬영되었다. 윌리엄 본드와 존 아담스 휘플이 베가를 촬영했으며 이들도 은판사진 자료를 남겼다. 1872년 헨리 드레이퍼는 베가의 사진을 찍으면서 별의 스펙트럼을 조사했고 이를 통해 베가의 스펙트럼에 흡수선이 있음을 최초로 밝혔다. 1879년 윌리엄 허긴스는 베가 및 비슷한 별들의 스펙트럼 사진을 이용하여 이들 부류가 공통적으로 지닌 ‘매우 강한 분광선들’ 12개를 알아냈고, 이후 이들은 수소 발머계열에서 비롯된 것으로 밝혀졌다.

지구에서 베가까지의 거리는 뒷배경의 별들에 대해 베가가 움직이는 정도(시차)를 통해 알아낼 수 있다. 최초로 항성의 시차를 공표한 사람은 프리드리히 게오르그 빌헬름 폰 슈트루페로, 베가의 시차를 0.125 초각이라고 주장했다. 그러나 프리드리히 베셀은 백조자리 61의 시차를 0.314 초각으로 측정한 뒤, 베가의 시차가 원래 값의 거의 두 배로 잘못 측정된 것이 아니냐는 의심을 품었다. 이에 슈트루페는 원래 베가의 시차값을 두 배로 늘려 수정했다.

항성의 밝기는 표준화된 로그 척도를 이용하여 측정하며, 겉보기 등급으로 표시한다. 밝아질수록 숫자는 작아진다. 천문학자들은 겉보기 등급 척도를 표준화할 목적으로 모든 파장에서 0등급을 대표하는 항성으로 베가를 선택했고, 오랜 기간 베가는 항성의 밝기를 재는 기준점 역할을 했다. 그러나 지금은 겉보기 등급 0을 특정 수치의 플럭스로 정의하기 때문에 더 이상 베가를 밝기의 기준으로 쓰지 않는다.

UBV 측광계는 자외선, 청색, 황색 필터를 통해 U, B, V 값을 산출하여 항성의 밝기를 측정한다. 베가는 6개의 A0 V 항성 중 하나로, 1950년대에 측광계가 최초로 도입되었을 때 초기 평균값을 설정하는 용도로 사용되었다. 이들 여섯 항성의 평균 등급은 다음과 같이 정의되었다.
* U - B = B - V = 0
이들 여섯 겉보기 등급은 전자기 스펙트럼상 황색, 청색, 자외선 부분에서 모두 같다. 베가는 가시광선 영역(350 ~ 850 나노미터)에서 상대적으로 밋밋한 전자기 스펙트럼을 보였기 때문에 플럭스 밀도는 2,000 ~ 4,000 잰스키로 거의 일정하다.

1930년대 측광 장치로 베가의 밝기를 측정했을 때 겉보기 등급은 ± 0.03 진폭만큼 변하는 것처럼 보였다. 1981년 데이비스 던랩 천문대에서 베가의 밝기를 다시 측정했으며 미묘한 밝기 변화가 있음을 알아냈다. 과학자들은 방패자리 델타형 변광성처럼 베가가 작은 진폭의 맥동 현상을 간헐적으로 일으킨다고 추측하였다.

1983년 IRAS 위성은 베가 주위에 먼지 원반이 둘리어 있는 것을 발견했는데, 이는 항성 주변의 먼지 원반을 발견한 최초 사례였다. IRAS는 항성 주위에서 적외선 초과 현상을 발견했는데, 이는 항성 주위에 있는 먼지가 베가의 열로 데워진 것이 원인으로 분석되었다.

3. 가시성

베가는 북반구 중위도 지방에서 여름 저녁 시간대에 천정 근처에서 자주 관측될 수 있다. 남반구 중위도에서는 겨울철에 북쪽 지평선 위로 낮게 관측될 수 있다. 적위가 +38.78°인 베가는 남위 51° 북쪽 위도에서만 볼 수 있다. 따라서 남극 대륙이나 푼타 아레나스, 칠레(남위 53°)를 포함한 남아메리카 최남단에서는 전혀 뜨지 않는다. 북위 51° 북쪽 위도에서는 베가가 주극성으로 계속 지평선 위에 머물러 있다. 7월 1일경, 베가는 자정에 절정에 도달하여 그 시점에 자오선을 통과한다.

베가는 여름철 대삼각형의 꼭짓점에 위치해 있는데, 이 별자리의 다른 구성원들은 독수리자리의 알타이르와 백조자리의 데네브이다. 이 별자리는 베가가 직각에 위치한 직각 삼각형의 대략적인 모양이다. 여름철 대삼각형은 북쪽 하늘에서 그 근처에 다른 밝은 별이 거의 없기 때문에 인식할 수 있다.

거문고자리 유성우는 베가 근처에서 나타나는 것처럼 보이지만, 실제로는 혜성 C/1861 G1 대처에서 기원하며 베가와는 아무런 관련이 없다.

4. 물리적 특징

베가는 분광형 A0V의 흰색 주계열성으로, 중심핵에서 CNO 순환을 통해 수소를 헬륨으로 핵융합한다. 수명은 약 10억 년으로 추정되며, 현재 나이는 약 4억 5천만 년이다. 주계열 단계를 떠난 후 적색 거성을 거쳐 백색 왜성으로 진화할 것이다. 질량은 태양의 약 2배, 밝기는 약 37배이다. 1983년 베가 주위에 먼지 원반이 둘러싸여 있는 것이 발견되었는데, 이는 항성 주변 먼지 원반 발견의 최초 사례이다.

베가의 에너지 플럭스는 5480 Å에서 3650 잰스키이며 오차 범위는 2%이다. 베가의 스펙트럼에서는 수소 흡수선이 뚜렷하며, 특히 주양자수 2의 전자를 포함한 수소 발머계열이 강하다. 마그네슘, 철, 크롬 등 다른 원소들의 이온화된 선도 발견되지만 상대적으로 약하다. 베가에서는 엑스선이 매우 적게 방출되어 코로나가 매우 약하거나 거의 없음을 알 수 있다.

1930년대 측광 관측에서 베가의 밝기가 변하는 것처럼 보여 방패자리 델타형 변광성으로 분류될 가능성이 제기되었으나, 이후 추가 관측에서 뚜렷한 변화가 발견되지 않아 논란이 있었다. 그러나 2007년 연구에서 베가가 1~2% 범위에서 변광할 가능성이 높다는 결론이 나왔다.

4.1. 자전

베가는 매우 빠르게 자전하며, 자전 주기는 약 12.5시간이다. 지구에서 보는 방향과 베가의 자전축은 약 5도 기울어져 있다. 빠른 자전으로 인해 베가의 적도는 회전 타원체 모양으로 부풀어 있으며, 적도 반지름이 극반지름보다 약 23% 더 크다. 극반지름은 태양의 2.26 ± 0.02 배, 적도 반지름은 태양의 2.78 ± 0.02 배이다.

폰 지펠 이론에 따르면, 베가의 극은 적도보다 밝다. 극에서의 중력 가속이 적도보다 크기 때문이다. 이로 인해 항성 표면의 유효 온도도 달라져, 극에서는 10,000,000, 적도에서는 7,600,000 정도이다. 극과 적도의 온도 차이가 커서 강력한 주연 감광 효과가 발생하며, 베가를 극에서 보면 둥근 항성보다 테두리가 더 어둡게 보인다. 온도 그래디언트를 통해 베가는 적도 부근에 대류층이 있고, 나머지 부분은 대부분 복사층으로 이루어져 있을 것으로 추정된다.

베가가 천천히 자전하여 구에 가까운 모양이고 태양 밝기의 57배로 빛난다고 가정하면, 이는 베가와 질량이 비슷한 다른 별에 비해 너무 높은 수치이다. 그러나 베가가 빠르게 자전하고 있다는 사실이 이 모순을 해결해준다. 베가의 실제 밝기는 태양의 37배 수준이다.

4.2. 구성 성분

베가는 분광형 A0V의 흰색 주계열성으로, 중심핵에서 수소를 헬륨으로 핵융합하며 에너지를 생성한다. 이 에너지의 대부분은 CNO 순환 과정을 통해 만들어진다. CNO 순환은 양성자가 탄소, 산소, 질소를 촉매로 이용하여 헬륨 원자핵을 형성하는 과정이다. 이 과정은 중심핵 온도가 1천 6백만 켈빈 이상일 때 일어나며, 온도에 매우 민감하다. CNO 순환으로 생성된 헬륨은 대류층을 통해 중심핵에 고르게 퍼진다. 중심핵 위쪽의 복사층은 복사열적 평형 상태를 유지한다.

베가의 스펙트럼은 수소 흡수선이 뚜렷하며, 특히 주양자수 2의 전자를 포함하는 발머계열이 강하게 나타난다. 마그네슘, 철, 크롬 등 다른 원소들의 이온화된 선도 발견되지만 상대적으로 약하다.

베가 상층 대기의 중원소 함량은 태양의 약 32% 수준이다. 태양의 중원소 함유비(Z_Sol = 0.0172 ± 0.002)를 고려하면, 베가 질량 중 헬륨보다 무거운 원소는 0.54%에 불과하다. 이러한 특징 때문에 베가는 목동자리 람다형 항성으로 분류되기도 한다.

베가 대기에서 수소에 대한 헬륨 비율은 0.030 ± 0.005로 태양보다 약 40% 낮다. 이는 표면 근처에 헬륨 대류층이 없기 때문이며, 에너지 전달은 복사 과정을 통해 이루어진다.

4.3. 운동

베가의 적색 편이 값은 -13.9 ± 0.9 km/s이다. 마이너스 부호는 천체가 지구를 향해 가까워지고 있다는 의미이다.

베가는 시선 방향에 대해 이동할 때 우리 눈에는 뒷배경 별들에 대비하여 별의 위치가 변한 것처럼 보이게 된다. 베가의 위치를 정교하게 측정하면 고유 운동 값을 알 수 있다. 베가의 고유 운동량은 적경 값으로 연간 202.03 ± 0.63 밀리초각, 적위 값으로 연간 287.47 ± 0.54 밀리초각이다. 베가의 순고유운동량은 327.78 밀리초각/년이며, 여기에 따르면 베가는 11,000년마다 약 1도만큼 천구 위를 이동하게 된다.

은하좌표에서 베가의 우주속도 요소는 U = -13.9 ± 0.9, V = -6.3 ± 0.8, W = -7.7 ± 0.3으로, 여기서 순우주속도는 17 km/s가 나온다. 현재 시점에서 베가는 밤하늘에서 다섯 번째로 밝지만 고유 운동값을 볼 때 천천히 태양 쪽을 향해 다가오고 있는데, 이 때문에 베가의 밝기는 점점 상승할 것이다. 베가는 약 21만 년 후 밤하늘에서 가장 밝은 별이 될 것이며 약 29만 년 후 -0.81까지 밝아질 것이다.

베가의 운동학적 속성에 의거하면 카스토르 이동성군에 속해 있는 것으로 보인다. 이 성군은 약 16개의 별로 구성되어 있으며 주요 구성원으로는 세페우스자리 알파, 카스토르, 포말하우트, 베가가 있다. 이 성군의 모든 구성원들은 비슷한 우주 속도를 보이면서 움직이고 있다. 이동성군의 구성원들을 통해 이들이 같은 장소에서 함께 태어났으며 중력적으로 서로의 속박을 벗어 버린 후 지금까지 꾸준히 우주 공간을 움직여 왔음을 추측할 수 있다. 카스토르 이동성군의 예상 나이는 1억 ~ 3억 살 정도이며 구성원들의 평균 우주 속도는 16.5 km/s이다.

5. 행성계

1983년 베가 주위에 먼지 원반이 둘려 있는 것을 발견했는데, 이는 항성 주변의 먼지 원반을 발견한 최초의 사례였다. 적외선 천문 위성(IRAS)은 항성 주위에서 적외선 초과 현상을 발견했는데, 이는 항성 주위에 있는 먼지가 베가의 열로 데워졌기 때문으로 분석되었다.

2021년 베가의 10년간 스펙트럼 분석 결과, 베가 주위를 공전 주기 2.43일로 공전하는 행성 후보가 발견되었다. 이 신호는 통계적으로 오검출 가능성이 1%에 불과하며, 신호 진폭에 따르면 최소 질량은 지구 질량의 21.9배이다.

5.1. 적외선 초과

적외선 천문 위성(IRAS)의 관측 결과, 베가에서 예상보다 많은 적외선 플럭스가 검출되었다. 이는 기존에 항성 주위에 아무것도 없을 것이라는 예상을 뒤엎는 결과였다. 이 초과분은 25, 60, 100 마이크로미터 파장에서 검출되었으며, 항성을 중심으로 시지름 10 초각 주변에서 나오고 있었다. 베가와 지구 사이의 거리를 고려하면, 10 초각은 실제 크기로 약 80 천문단위에 해당한다.

이 적외선 복사는 밀리미터 단위 크기의 입자로 구성된 물질에서 방출되는 것으로 추정된다. 이보다 작은 입자들은 포인팅-로버트슨 효과에 의해 항성으로 끌려들어가거나 항성의 복사압에 의해 밀려나기 때문이다. 포인팅-로버트슨 효과는 항성의 복사압이 천체의 공전 운동을 방해하여 천체를 점차 항성 쪽으로 나선형 궤도를 그리며 '떨어지게' 만드는 현상이다. 이 효과는 항성에 가깝고 작은 입자일수록 더 강하게 나타난다.

5.2. 먼지 원반

1983년 적외선 천문 위성(IRAS)의 탐사 결과 베가에서 예상보다 많은 적외선 플럭스가 나오는 것이 밝혀졌다. 이는 항성 주위에 아무것도 없을 것이라는 기존 예상을 깨는 결과였다. 이 초과분은 25, 60, 100 마이크로미터 파장에서 검출되었으며 항성을 중심으로 시지름 10 초각 주변에서 발산되고 있었다. 베가와 지구 사이 거리를 고려하면 10 초각의 실제 크기는 약 80 천문단위이다.

이후 193 마이크로미터 영역에서 베가를 계속 관측한 결과 예상보다 낮은 플럭스 값이 나왔으며, 이를 통해 항성 주위 먼지 입자 크기는 100 마이크로미터 이하임을 알게 되었다. 이 정도 크기의 먼지가 지속적으로 항성 주위를 돌려면 먼지 물질이 생겨나서 보충되는 작용이 지속적으로 일어나야 한다. 이 ‘모종의 작용'에 대해 제기되었던 가설 중 하나는 먼지 물질들이 서로 뭉쳐 행성을 형성하는 과정에 있다는 것이었다.

2005년까지 스피처 우주 망원경은 베가 주위에 있는 먼지 원반을 적외선 영역에서 고해상도로 촬영했다. 먼지 원반은 24 마이크로미터 영역에서 330 천문단위, 70 마이크로미터 영역에서 543 천문단위, 160 마이크로미터 영역에서 815 천문단위까지 펼쳐져 있었다. 원반 물질 크기는 1 ~ 50 마이크로미터까지 다양했으며, 원반은 포말하우트처럼 한 쪽으로 쏠려 있지 않고 가지런하게 동그란 모양을 보이고 있었다. 원반 물질의 총 질량은 지구 질량의 3/1000배이다. 태양 주변 카이퍼 대와 비슷한 밀도의 소행성 천체들끼리 부딪혀 먼지 물질이 생겨난 것으로 보고 있다. 따라서, 베가 주변의 먼지는 원시 행성계 원반이 아닌 먼지 원반의 물질로부터 생겨났을 가능성이 크다.

먼지 원반의 안쪽 한계 거리는 항성으로부터 약 70 천문단위이다. 이 원반은 바깥쪽에 있는 큰 천체들끼리 부딪혀 생긴 파편들이 항성의 복사압에 밀려나가 형성된다. 먼지 원반은 비교적 최근에, 그것도 중간 정도 또는 좀 큰 질량을 지닌 혜성 또는 소행성이 자기보다 좀 더 작은 천체들과 부딪쳐서 생긴 것으로 추측하고 있다. 먼지 원반은 항성의 나이에 비할 때 상대적으로 젊을 가능성이 크며, 충돌이 추가적으로 일어나지 않아 먼지 물질이 공급되지 않는다면 언젠가 항성풍에 의해 모두 불려 나갈 것이다.

2006년 윌슨 산 천문대의 차라 어레이 망원경을 통해 관측한 결과, 베가에서 가까운 곳에 먼지의 띠가 추가적으로 존재하는 것으로 드러났다. 위치는 항성에서 8 천문단위 이내로 이 먼지 물질은 항성계의 동역학적 섭동의 증거인 것으로 보인다. 이 먼지 원반은 혜성이나 운석의 극심한 폭격으로 인해 생겨났을 가능성이 있으며 행성계가 생겨나는 증거일 수도 있다.

5.3. 행성의 존재 여부

제임스 클러크 맥스웰 망원경 관측 결과 베가 북동쪽으로 9″ ()에서 밝은 중심 영역이 발견되었다. 이는 외계 행성에 의한 먼지 원반 섭동이나 먼지로 둘러싸인 궤도 물체일 가능성이 제기되었다. 그러나 켁 천문대 이미지는 목성 질량 12배 이상 천체를 배제했다. 2002년 논문에서는 이 덩어리가 이심률 궤도를 도는 목성 질량 행성 때문에 발생한다는 가설을 제시했다. 2003년에는 해왕성 질량 행성이 5600만 년 동안 40~로 행성 이동을 했을 가능성이 제기되었고, 2005년 스바루 망원경 코로나그래프를 통해 베가를 공전하는 행성 크기를 목성 질량 5~10배 이하로 제한했다.

2021년, 베가의 10년간 스펙트럼 분석 결과, 공전 주기 2.43일의 행성 후보가 발견되었다. 이 신호는 통계적으로 오검출 확률이 1%에 불과하며, 진폭을 고려할 때 최소 (지구 질량)을 가진다. 베가의 기울기를 고려하면 실제 질량은 가 된다.

6. 이름의 유래 및 문화적 특기사항

베가(Vega)는 아랍어 "안-나스르 알-와키"(النسر الواقع)에서 유래한 이름으로, "내려앉은 독수리"를 뜻한다. 여기서 '나스르'는 독수리, '와키아'는 나뭇가지나 둥지에 멈춰있는 상태를 의미한다. 그러나 유럽에서는 라틴어 "카도"(cadō) 동사의 현재 분사를 써서 "울투르 카덴스"(Vultur cadens), 즉 "떨어지는 독수리"로 번역했고, "(먹이를 향해) 급강하하는 독수리"로 해석하기도 했다.

베가는 여러 문화권에서 다양한 이름과 의미를 지닌다.

W. H. 오든의 1933년 시 "여름밤(제프리 호일랜드에게)"에는 "잔디밭에 누워, 침대에,/머리 위로 눈에 띄는 직녀성"이라는 구절이 나온다.

베가 이름을 딴 제품은 다음과 같다.

* 1954년 프랑스 파셀 베가 자동차
* 미국 쉐보레 베가 (1971년)
* ESA의 베가 발사 시스템
* 록히드 베가 항공기