안드로메다자리 카파 b

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1. 개요

안드로메다자리 카파 b는 안드로메다자리 카파를 공전하는 천체로, 스바루 망원경을 이용한 관측을 통해 발견되었다. 질량은 목성의 12.8배로 추정되지만, 가스 행성인지 갈색 왜성인지에 대한 논쟁이 있으며, 천문학자들은 '슈퍼목성'이라는 명칭을 사용한다. 대기 분석 결과 L0-L1 스펙트럼 유형과 1,700–2,000 K의 유효 온도를 보이며, 탄소 대 산소 비율은 태양 근처와 유사하다. 궤도는 75 AU 이상의 장반경과 0.7 이상의 이심률을 가지며, 형성 과정은 아직 명확히 밝혀지지 않았다. 안드로메다자리 카파 b의 발견은 무거운 항성에서도 행성이 형성될 수 있음을 보여주는 중요한 사례로 평가받는다.

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안드로메다자리 카파 b
기본 정보
카파 안드로메다자리 b는 왼쪽 상단에 흰색 얼룩으로 보인다.
명칭	카파 안드로메다자리 b
별자리	안드로메다자리
궤도 요소
원점	천문단위
긴반지름	57+133−57 AU
궤도 이심률	0.69+0.16−0.69
공전 주기	242+658−242 y
궤도 경사	114.9+25.1−14.9
승교점 경도	60.3+30.2−60.3
근일점 통과 시간	2038.4+9.5−9.5
근일점 인수	96.6+58.8−96.6
물리적 특성
질량	13+2−1 목성질량
표면 온도	1,700–2,000 K
항성
항성	카파 안드로메다자리

2. 발견

하와이 마우나케아 산에 있는 스바루 망원경을 이용, 천문학자들은 SEED 서베이를 통해 근적외선 영역에서 안드로메다자리 카파를 돌고 있는 천체의 사진을 찍었다.^[9] 2012년 1월~7월 사이 스바루 망원경으로 4개의 별개 적외선 파장을 사용하여 안드로메다자리 카파를 관측했고 일곱 달 동안의 사진들을 비교하여 연구팀은 안드로메다자리 카파와 안드로메다자리 카파 b는 중력적으로 묶여 있음을 입증했다.^[9]

안드로메다자리 카파 b는 스바루 망원경을 이용한 행성 및 원반 전략 탐사 (SEEDS) 조사를 통해 근적외선 고대비 영상을 통해 발견되었다.^[4] 후속 관측은 더 넓은 파장 범위를 포함하며, 안드로메다자리 카파가 중력적으로 묶여 있고 아원자 동반성과 일치하는 적외선 색상을 가지고 있음을 확인했다.^[4]

2. 1. SEEDS 프로젝트

하와이 마우나케아 산에 있는 스바루 망원경을 이용한 스바루 망원경을 이용한 행성 및 원반 전략 탐사(SEEDS) 프로젝트의 일환으로 근적외선 영역에서 관측되었다.^[9]^[4] 2012년 1월부터 7월까지 4개의 다른 적외선 파장을 사용하여 안드로메다자리 카파를 관측했고, 7개월 동안의 사진을 비교하여 안드로메다자리 카파와 안드로메다자리 카파 b가 중력적으로 묶여 있음을 입증했다.^[9]

2. 2. 관측 및 확인

하와이 마우나케아 산에 있는 스바루 망원경을 이용, 천문학자들은 SEED 서베이를 통해 근적외선 영역에서 안드로메다자리 카파를 돌고 있는 천체의 사진을 찍었다.^[9] 2012년 1월~7월 사이 스바루 망원경으로 4개의 별개 적외선 파장을 사용하여 안드로메다자리 카파를 관측했고 일곱 달 동안의 사진들을 비교하여 연구팀은 안드로메다자리 카파와 안드로메다자리 카파 b는 중력적으로 묶여 있음을 입증했다.^[9]

안드로메다자리 카파 b는 스바루 망원경을 이용한 행성 및 원반 전략 탐사 (SEEDS) 조사를 통해 근적외선 고대비 영상을 통해 발견되었다.^[4] 후속 관측은 더 넓은 파장 범위를 포함하며, 안드로메다자리 카파가 중력적으로 묶여 있고 아원자 동반성과 일치하는 적외선 색상을 가지고 있음을 확인했다.^[4]

3. 물리적 특징

직접 촬영된 준항성 물체(외계 행성과 갈색왜성)의 질량은 일반적으로 직접 측정되지 않고, 대신 밝기를 준항성 진화 모델에 대한 예측 값과 비교하여 추론한다. 따라서, 시스템 연령의 불확실성은 물체의 질량의 불확실성으로 이어진다. 카파 안드로메다자리 b의 발견 논문은 주성의 운동학이 콜룸바 성협에 속한다는 것과 일치한다고 주장했으며, 이는 2천만에서 5천만 년의 시스템 연령과 약 12.8 목성 질량의 질량을 의미한다. 이러한 결과는 이후에 주성인 카파 안드로메다자리 A가 극을 향해 보이는 빠른 회전체가 아니라면, 별의 헤르츠스프룽-러셀 도표에서의 위치가 훨씬 더 오래된 2억 2천만 ± 1억 년의 연령을 선호한다는 주장에 의해 의문이 제기되었다. 이후 별에 대한 직접적인 측정은 카파 안드로메다자리 A가 실제로 극을 향해 보이는 빠른 회전체임을 보여주었으며 13에서 30 목성 질량 사이의 질량을 선호하는 최적 추정 연령 4700만 년 (± 2700만/4000만 년)을 산출했다. 수정된 광도와 알려진 연령을 가진 다른 준항성 물체와의 상세한 경험적 비교는 13 목성 질량의 질량을 선호한다.

3. 1. 대기

안드로메다자리 카파 b의 낮은 해상도의 근적외선 스펙트럼은 극도로 높은 적응 광학 시스템 SCExAO와 CHARIS 적분장 분광기를 사용하여 얻어졌으며, 넓은 물과 일산화탄소 흡수 특징에 의해 결정된다. 중간 해상도의 Keck/OSIRIS 분광법은 이러한 선들을 분해한다.^[5] 다른 준성 천체에 대한 대규모 스펙트럼 라이브러리와의 비교를 기반으로, 이 동반 천체는 스펙트럼 유형이 L0-L1일 가능성이 높으며, 날카로운 H-밴드(1.65 마이크론) 모양은 낮은 표면 중력을 나타낸다.^[1]

잘 특징화된 준성 천체와의 경험적 비교는 1,700–2,000 K의 유효 온도를 제시한다. 더 긴 파장의 데이터를 통합한 대기 모델링은 이 온도 범위의 더 낮은 쪽을 선호하는 반면, Keck/OSIRIS 스펙트럼에서 파생된 온도는 1,950–2,100 K의 더 높은 값을 선호한다.^[5] 안드로메다자리 카파 b의 대기는 낮은 대기 압력까지 확장되는 두꺼운 구름 층으로 채워져 있을 가능성이 높다.^[1]^[2] 동반 천체의 스펙트럼 분석 결과는 태양 근처의 탄소 대 산소 비율(C/O ~ 0.70)을 얻었다.^[5]

3. 1. 1. 표면 온도

잘 특징화된 준성 천체와의 경험적 비교는 1,700–2,000 K의 유효 온도를 제시한다. 더 긴 파장의 데이터를 통합한 대기 모델링은 이 온도 범위의 더 낮은 쪽을 선호하는 반면, Keck/OSIRIS 스펙트럼에서 파생된 온도는 1,950–2,100 K의 더 높은 값을 선호한다.^[5]

3. 1. 2. 구성 성분

안드로메다자리 카파 b의 대기는 낮은 대기 압력까지 확장되는 두꺼운 구름 층으로 채워져 있을 가능성이 높다.^[1]^[2] 동반 천체의 스펙트럼 분석 결과는 태양 근처의 탄소 대 산소 비율(C/O ~ 0.70)을 얻었다.^[5]

3. 2. 질량 및 크기

중심별의 질량은 태양의 2.4~2.5배이며, 안드로메다자리 카파 b의 질량은 목성의 12.8배로 추정된다. 직접 촬영된 준항성 물체(외계 행성과 갈색 왜성)의 질량은 일반적으로 직접 측정되지 않고, 대신 밝기를 준항성 진화 모델에 대한 예측 값과 비교하여 추론한다. 시스템 연령의 불확실성은 물체의 질량의 불확실성으로 이어진다. 발견 논문에서는 주성의 운동학이 콜룸바 성협에 속한다는 것과 일치한다고 주장했으며, 이는 2천만에서 5천만 년의 시스템 연령과 약 12.8 목성 질량의 질량을 의미한다. 그러나 주성인 카파 안드로메다자리 A가 극을 향해 보이는 빠른 회전체가 아니라면, 별의 헤르츠스프룽-러셀 도표에서의 위치가 훨씬 더 오래된 2억 2천만 ± 1억 년의 연령을 선호한다는 주장에 의해 의문이 제기되었다. 이후 별에 대한 직접적인 측정은 카파 안드로메다자리 A가 실제로 극을 향해 보이는 빠른 회전체임을 보여주었으며 13에서 30 목성 질량 사이의 질량을 선호하는 최적 추정 연령 4700만(± 2700만/4000만)년을 산출했다. 수정된 광도와 알려진 연령을 가진 다른 준항성 물체와의 상세한 경험적 비교는 13 목성 질량의 질량을 선호한다.

3. 3. 궤도

안드로메다자리 카파 b는 처음 약 55 AU의 투영 분리 거리에서 촬영되었으며, 후속 데이터는 더 작은 각도 분리 거리에서 동반 천체를 다시 찾았다.^[1] 동반 천체의 궤도 위상의 작은 부분만 다루어졌지만, 현재 한계는 75 AU보다 큰 장반경을 시사한다. 이는 태양과 해왕성 간 거리의 약 1.8배에 해당한다. 궤도 이심률은 상당히 높아 0.7 이상이다.^[1] 이 동반 천체와 모항성 사이의 상대적인 시선 속도는 −1.4 +/− 0.9 km/s이다.^[5]

4. 분류 논쟁: 행성 vs 갈색 왜성

안드로메다자리 카파 b가 가스 행성인지 갈색 왜성인지는 확실하지 않다. 카파 b의 질량은 중수소를 태울 수준은 되나 수소-1을 태우지는 못한다.^[11] 보편적으로 인정받는 행성 탄생 모형에 따르면 갈색 왜성이 될 수 있는 질량 하한선은 목성의 13배 정도이다.^[11] 안드로메다자리 카파 b의 질량은 목성의 12.8배 정도로 중심핵에서 중수소를 태우기에는 다소 작아 보인다. 그러나 NASA 소속 마이클 맥얼웨인은 "카파 b가 행성임이 확실한 것은 아니며 다른 견해로는 b를 갈색 왜성으로 생각할 수도 있습니다."라고 말했다.^[12]

이 천체의 밝기를 분석했을 때 적외선 영역의 색채가 다른 가스 행성들과 유사했으며 이로써 카파 b는 갈색 왜성이라기보다는 무거운 행성이라는 학설에 더 무게가 간다.^[13] 또한 카파 b는 원시행성계원반에서 생겨난 것으로 추측되며 이는 b가 행성임을 지지한다.^[12]

국제천문연맹(IAU)은 외계 행성과 갈색 왜성을 구분하는 기준으로 중수소 연소 한계 (목성 질량의 약 13배)를 사용한다. 그러나, 일부 연구자들은 중심별에 대한 천체의 질량비와 분리를 기준으로 천체의 본질을 추론하는 것을 제안하며, 안드로메다자리 카파 b의 경우, 중심별과의 질량비가 1% 미만이고, 원시행성계원반에서 형성되었을 가능성이 제기되어 행성으로 분류될 가능성을 시사한다.

정확히 b가 둘 중 어디에 속하는지는 결정되지 않았으며 천문학자들은 정확한 사실이 밝혀지기 전까지 이 천체의 애매한 성질을 표현하는 '슈퍼목성' 명칭을 사용할 것이다.^[9]

4. 1. 중수소 연소 한계

안드로메다자리 카파 b가 가스 행성인지 갈색 왜성인지는 확실하지 않다. 카파 b의 질량은 중수소를 태울 수준은 되나 수소-1을 태우지는 못한다.^[11]

국제천문연맹(IAU)은 외계 행성과 갈색 왜성을 구분하는 기준으로 중수소 연소 한계 (목성 질량의 약 13배)를 사용한다. 듀테륨 연소의 정확한 정의는 천체의 예상 금속량과 듀테륨 연소의 완전성에 따라 다르다.

보편적으로 인정받는 행성 탄생 모형에 따르면 갈색 왜성이 될 수 있는 질량 하한선은 목성의 13배 정도이다.^[11] 안드로메다자리 카파 b의 질량은 목성의 12.8배 정도로 중심핵에서 중수소를 태우기에는 다소 작아 보인다. 그러나 NASA 소속 마이클 맥얼웨인은 "카파 b가 행성임이 확실한 것은 아니며 다른 견해로는 b를 갈색 왜성으로 생각할 수도 있습니다."라고 말했다.^[12]

4. 2. 질량비 및 형성 과정

안드로메다자리 카파 b가 가스 행성인지 갈색 왜성인지는 불분명하다. 카파 b의 질량은 중수소를 태울 수준은 되나 수소-1을 태우지는 못하며, 이는 보편적으로 인정받는 행성 탄생 모형에 따르면 갈색 왜성이 될 수 있는 질량 하한선인 목성의 13배 정도에 근접한다.^[11] NASA 소속 마이클 맥얼웨인은 "카파 b가 행성임이 확실한 것은 아니며 다른 견해로는 b를 갈색 왜성으로 생각할 수도 있습니다."라고 언급했다.^[12]

이 천체의 밝기를 분석했을 때 적외선 영역의 색채가 다른 가스 행성들과 유사하여 갈색 왜성보다는 무거운 행성이라는 주장에 무게가 실린다.^[13] 또한 카파 b는 원시행성계원반에서 생겨난 것으로 추측되어 행성일 가능성을 뒷받침한다.^[12] 그러나, 일부 연구자들은 중심별에 대한 천체의 질량비와 분리를 기준으로 천체의 본질을 추론하는 것을 제안하며, 안드로메다자리 카파 b의 경우, 중심별과의 질량비가 1% 미만이고, 원시행성계원반에서 형성되었을 가능성이 제기되어 행성으로 분류될 가능성을 시사한다.

천문학자들은 정확한 사실이 밝혀지기 전까지 이 천체의 애매한 성질을 표현하는 '슈퍼목성' 명칭을 사용할 것이다.^[9]

4. 3. '슈퍼목성' 명칭

안드로메다자리 카파 b가 가스 행성인지 갈색 왜성인지는 확실하지 않다.^[11] 카파 b의 질량은 중수소를 태울 수준은 되나 수소-1을 태우지는 못한다. 보편적으로 인정받는 행성 탄생 모형에 따르면 갈색 왜성이 될 수 있는 질량 하한선은 목성의 13배 정도이다.^[11] 안드로메다자리 카파 b의 질량은 목성의 12.8배 정도로 중심핵에서 중수소를 태우기에는 다소 작아 보인다.^[11] 그러나 NASA 소속 마이클 맥얼웨인은 "카파 b가 행성임이 확실한 것은 아니며 다른 견해로는 b를 갈색 왜성으로 생각할 수도 있습니다."라고 말했다.^[12] 이 천체의 밝기를 분석했을 때 적외선 영역의 색채가 다른 가스 행성들과 유사했으며 이로써 카파 b는 갈색 왜성이라기보다는 무거운 행성이라는 학설에 더 무게가 간다.^[13] 또한 카파 b는 원시행성계원반에서 생겨난 것으로 추측되며 이는 b가 행성임을 지지한다.^[12]

안드로메다자리 카파 b의 본질에 대해서는 오랫동안 논쟁이 있어 왔으며, 특히 이것이 가스 행성인지, 아니면 갈색 왜성인지에 대한 논쟁이 있었다. 갈색 왜성은 핵융합으로 듀테륨을 융합할 수 있지만 프로튬은 융합할 수 없을 정도로 질량이 큰 천체이다. 국제천문연맹의 외계 행성 실무 그룹은 행성과 갈색 왜성을 구분하기 위해 듀테륨 연소 한계(목성 질량의 13배로 설정)를 채택했다. 그러나 이후 연구에서 갈색 왜성으로 분류되었지만 듀테륨 연소 한계보다 낮거나 약간 낮은 추정 질량을 가진 많은 자유 부유 천체가 밝혀졌다.^[6] 모델에 따르면 듀테륨 연소의 정확한 정의는 천체의 예상 금속량과 듀테륨 연소의 완전성에 따라 다르다. 행성과 갈색 왜성을 구분하는 대체 기준은 듀테륨 연소 한계를 완전히 포기하고, 대신 주성에 대한 천체의 질량비와 분리를 기준으로 천체의 본질을 추론한다.

정확히 b가 둘 중 어디에 속하는지는 결정되지 않았으며 천문학자들은 정확한 사실이 밝혀지기 전까지 이 천체의 애매한 성질을 표현하는 '슈퍼목성' 명칭을 사용할 것이다.^[9]

5. 형성 과정

안드로메다자리 카파 b와 같은 무거운 천체가 어떻게 형성되었는지에 대한 논의가 진행 중이다.

표준적인 목성형 행성 형성의 핵심 부착 모델로는 안드로메다자리 카파 b와 같은 무거운 천체의 형성을 설명하기 어렵다. 안드로메다자리 카파 b의 특성을 가진 행성을 제자리에서 형성하는 것은 이 모델에서 매우 어려운 일이기 때문이다. 대신, 중력 불안정에 의한 행성 형성이 이 천체에 대한 실행 가능한 메커니즘일 수 있다. 동반 천체의 파생된 탄소 대 산소 비율은 천체의 부착 환경의 진단으로 생각되며, 주성의 태양보다 낮은 금속량은 안드로메다자리 카파 b가 중력 불안정과 같은 빠른 형성 과정을 통해 형성되었을 수 있다는 증거일 수 있다.^[5]

5. 1. 핵심 부착 모델의 어려움

표준적인 목성형 행성 형성의 핵심 부착 모델로는 안드로메다자리 카파 b와 같은 무거운 천체의 형성을 설명하기 어렵다. 안드로메다자리 카파 b의 특성을 가진 행성을 제자리에서 형성하는 것은 이 모델에서 매우 어려운 일이기 때문이다. 대신, 중력 불안정에 의한 행성 형성이 이 천체에 대한 실행 가능한 메커니즘일 수 있다. 동반 천체의 파생된 탄소 대 산소 비율은 천체의 부착 환경의 진단으로 생각되며, 주성의 태양보다 낮은 금속량은 안드로메다자리 카파 b가 중력 불안정과 같은 빠른 형성 과정을 통해 형성되었을 수 있다는 증거일 수 있다.^[5]

5. 2. 중력 불안정 모델

안드로메다자리 카파 b와 같은 행성을 제자리에서 형성하는 것은 표준적인 목성형 행성 형성의 핵심 부착 모델에서는 어려운 일이다. 대신, 중력 불안정에 의한 행성 형성이 대안적인 형성 메커니즘으로 제시되고 있다. 주성의 태양보다 낮은 금속량은 안드로메다자리 카파 b가 중력 불안정과 같은 빠른 형성 과정을 통해 형성되었을 수 있다는 증거가 될 수 있다.^[5]

6. 의의

안드로메다자리 카파 b의 발견은 현대 항성 이론에 충격을 주었다. 천체물리학자들은 원시행성계 원반에서 자식을 키울 수 있는 어머니 별 질량 상한선이 어디까지인지 확실히 알지 못했다. 다만 b의 발견으로 태양의 2.5배 정도로 꽤 무거운 항성도 행성을 거느릴 수 있음이 증명되었다.^[9] 만약 b가 행성으로 판명나면 직접 사진을 찍어 발견한 몇 안 되는 외계 행성 중 하나로 기록될 것이다.^[12] 반대로 b가 갈색 왜성일 경우 가장 작은 갈색 왜성으로 기록될 것이다.^[8]

6. 1. 무거운 항성의 행성 형성

안드로메다자리 카파 b의 발견은 현대 항성 이론에 충격을 주었다. 천체물리학자들은 원시행성계원반에서 자식을 키울 수 있는 어머니 별 질량 상한선이 어디까지인지 확실히 알지 못했다. 다만 b의 발견으로 태양의 2.5배 정도로 꽤 무거운 항성도 행성을 거느릴 수 있음이 증명되었다.^[9] 만약 b가 행성으로 판명나면 직접 사진을 찍어 발견한 몇 안 되는 외계 행성 중 하나로 기록될 것이다.^[12] 반대로 b가 갈색 왜성일 경우 가장 작은 갈색 왜성으로 기록될 것이다.^[8]

6. 2. 직접 촬영된 외계 행성

안드로메다자리 카파 b의 발견은 현대 항성 이론에 충격을 주었다.^[9] 천체물리학자들은 원시행성계 원반에서 자식을 키울 수 있는 어머니 별 질량 상한선이 어디까지인지 확실히 알지 못했다. b의 발견으로 태양의 2.5배 정도로 꽤 무거운 항성도 행성을 거느릴 수 있음이 증명되었다.^[9] 만약 b가 행성으로 판명되면 직접 사진을 찍어 발견한 몇 안 되는 외계 행성 중 하나로 기록될 것이다.^[12]

6. 3. 갈색 왜성 연구

안드로메다자리 카파 b의 발견은 현대 항성 이론에 충격을 주었다. 천체물리학자들은 원시행성계 원반에서 자식을 키울 수 있는 어머니 별 질량 상한선이 어디까지인지 확실히 알지 못했다. 다만 b의 발견으로 태양의 2.5배 정도로 꽤 무거운 항성도 행성을 거느릴 수 있음이 증명되었다.^[9] 만약 b가 갈색 왜성일 경우 가장 작은 갈색 왜성으로 기록될 것이다.^[8]

참조

_[1] 논문 Atmospheric Characterization and Further Orbital Modeling of κ Andromeda b
_[2] 논문 High-contrast Thermal Infrared Spectroscopy with ALES: The 3–4 μm Spectrum of κ Andromedae B
_[3] 웹사이트 Super-Jupiter Kappa Andromedae b: NASA not certain if new discovery is a planet or dwarf star http://www.wptv.com/[...] wptv.com 2012-11-20
_[4] 웹사이트 Astronomers Directly Image Massive Star's 'Super-Jupiter' http://www.nasa.gov/[...] nasa.gov 2012-11-19
_[5] 논문 Moderate-resolution K-band Spectroscopy of Substellar Companion κ Andromedae b
_[6] 간행물 Discovery of a ~250 K Brown Dwarf at 2 pc from the Sun 2014-04-21
_[7] 웹인용 Super-Jupiter Kappa Andromedae b: NASA not certain if new discovery is a planet or dwarf star http://www.wptv.com/[...] wptv.com 2012-12-16
_[8] 웹인용 Super-Jupiter spotted 170 light years away http://lightyears.bl[...] cnn.com 2012-12-16
_[9] 웹인용 Astronomers Directly Image Massive Star's 'Super-Jupiter' http://www.nasa.gov/[...] nasa.gov 2012-12-16
_[10] 저널 Direct Imaging Discovery of a 'Super-Jupiter' Around the late B-Type Star Kappa And http://arxiv.org/abs[...] arXiv.org 2012-11-15
_[11] 웹인용 Astronomers Take a Picture of a Planet Orbiting Another Star http://www.slate.com[...] slate.com 2012-12-16
_[12] 웹인용 'Super-Jupiter' Discovery Dwarfs Solar System's Largest Planet http://www.livescien[...] livescience.com 2012-12-16
_[13] 웹인용 Direct Imaging of a Super-Jupiter Around a Massive Star http://subarutelesco[...] subarutelescope.org 2012-11-21

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