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엘렉트라 (항성)

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목차

1. 개요

엘렉트라는 플레이아데스 성단에 속하는 B6 IIIe형 별로, 겉보기 등급은 3.72등급이며 태양으로부터 약 400광년 떨어져 있다. 빠르게 자전하여 적도 부분이 부풀어 오르고 양극이 평평한 형태를 띠며, 중력 감광 현상을 보인다. 비이형 별로 분류되며, 적외선 초과 현상으로 인해 별 주위에 가스 고리 구조가 존재한다. 케플러 우주 망원경 관측 결과 밝기 변화가 감지되었으며, NSV 15755로 변광성 목록에 등재되어 있다. 엘렉트라는 17 황소자리로도 불리며, 그리스 신화의 플레이아데스 자매 중 한 명의 이름을 따서 명명되었다.

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엘렉트라 (항성)
이미지
플레이아데스 성단 이미지
플레이아데스 성단 내 엘렉트라 위치 (원으로 표시)
명칭
한국어 명칭엘렉트라
다른 명칭황소자리 17번 별
영어 명칭Electra; 17 Tauri
일본어 명칭おうし座17番星 (오우시자 17반보시)
관측 정보
겉보기 등급3.70
별자리황소자리
특징
분광형B6 IIIe
B-V 색 지수-0.12
U-B 색 지수-0.40
변광성 여부확인 필요
움직임
시선 속도+10.9 km/s
고유 운동 (적경)+20.84 밀리초/년
고유 운동 (적위)−46.06 밀리초/년
연주시차8.06 밀리초각
연주시차 오차0.25 밀리초각
절대 등급−1.77
물리적 특징
질량4.6-4.7 태양 질량
반지름6.06+0.14−0.15 태양 반지름
광도940 태양 광도
표면 온도13,484 K
표면 중력3.412
자전 속도181 km/s
나이1억 1500만 년
식별 정보
플램스티드 명칭17 Tauri
BDBD+23 507
FK5FK5 136
GCGC 4477
HDHD 23302
HIPHIP 17499
HRHR 1142
SAOSAO 76131
NSVNSV 15755
데이터베이스 링크
SIMBAD17 Tau

2. 특징

관측값으로 나오는 자전 속도는 초당 181 킬로미터로 빠르게 자전하는 축에 든다. 다만 이는 지구에서 관측하는 각도에서의 속도로 엘렉트라 별 극점의 궤도경사각은 46.8° ± 1.6 도이다. 여기에서 계산한 실제 자전속도는 초당 320 ± 18 킬로미터이다. 빠르게 자전하기 때문에 별의 양극 부분은 평평해지고 적도 부분이 부풀어올라 있다. 이로 인해 위도에 따라 복사 에너지량이 달라져서 표면 온도가 지역별로 차이가 나게 되며 이를 중력감광 현상이라고 한다. 이처럼 빠른 자전 속도로 중심핵에 가해지는 압력이 약해지며 그만큼 에너지를 덜 발산하게 되고 별의 수명은 천천히 돌 때에 비해 길어진다.[26][7]

분광형상 비이형 별로 분류할 수 있는데 이는 B형 분광형 중에서 스펙트럼상 수소 방출선이 뚜렷하게 나타나는 부류를 일컫는 말이다.[28][11] 비이형 별의 자전 속도는 평범한 B형 별에 비해 1.5 ~ 2배 빠르다. 빠른 자전 속도 때문에 그 비율은 전체 질량에 비하여 미약하지만 별을 구성하는 물질이 우주로 탈출하게 된다.[29][12] 시선속도 자료로는 짝별을 거느리고 있는 것으로 추측되며 만약 짝별이 있다면 아주 가까이 붙어 돌고 있는 분광쌍성일 것이다.[30][31][13][14] 그러나 간섭계를 포함한 후속 연구에서는 동반성을 확인하지 못하여 단일성일 가능성이 높다.[15]

적외선으로 관측했을 때 약 0.5 등급에 해당하는 적외선 초과 현상이 나타났다. 이는 복사 에너지와 빠른 자전 속도 때문에 탈출한 물질이 별 주변에 가스 고리 구조를 만들고 있기 때문일 것이다. 이 물질들은 항성 적도면의 연장선상에 퍼져 성운 형태의 구조를 만들고 있는데 항성의 정확한 관측을 어렵게 만들고 있다.[32][18]

프레임 맨 위에 엘렉트라가 있는 적외선의 플레이아데스 성단




엘렉트라는 3.72의 겉보기 등급을 가지며, 이 무리에서 세 번째로 밝은 별이다. 분광형 B6 IIIe에 속하며 태양으로부터 약 400 광년 떨어져 있다.[4] 플레이아데스 성단의 거리는 약 444광년으로 추정된다. 여러 논문에서 엘렉트라가 다중성이라고 보고했지만, 이는 모순되고 확정된 적이 없다.[10]

엘렉트라는 변광성일 수 있으며, 의심스러운 변광성 신성 목록에 NSV 15755로 등재되어 있다.

케플러/K2에 의해 엘렉트라의 밝기의 작은 진폭 변동이 감지되었고, 별의 광도 곡선의 푸리에 분석은 여러 진동 주기를 보여주며, 가장 강한 것은 1.107일과 1.165일이다.[16] 국제 변광성 지수는 이를 느린 펄스 B형 별로 분류한다.[17]

엘렉트라는 플레이아데스 성단의 밝은 별 중 하나이다. 이 별은 달에 의해 주기적으로 엄폐되며, 태양계의 다른 행성에 의해서도 엄폐될 수 있다. 가장 최근의 행성에 의한 엄폐는 1841년 5월 9일에 일어난 금성에 의한 것이다.

2. 1. 물리적 특성

관측값으로 나오는 자전 속도는 초당 181 킬로미터로 빠르게 자전하는 축에 든다. 다만 이는 지구에서 관측하는 각도에서의 속도로 엘렉트라 별 극점의 궤도경사각은 46.8° ± 1.6 도이다. 여기에서 계산한 실제 자전속도는 초당 320 ± 18 킬로미터이다. 빠르게 자전하기 때문에 별의 양극 부분은 평평해지고 적도 부분이 부풀어올라 있다. 이로 인해 위도에 따라 복사 에너지량이 달라져서 표면 온도가 지역별로 차이가 나게 되며 이를 중력감광 현상이라고 한다. 이처럼 빠른 자전 속도로 중심핵에 가해지는 압력이 약해지며 그만큼 에너지를 덜 발산하게 되고 별의 수명은 천천히 돌 때에 비해 길어진다.[26][7]

분광형상 비이형 별로 분류할 수 있는데 이는 B형 분광형 중에서 스펙트럼상 수소 방출선이 뚜렷하게 나타나는 부류를 일컫는 말이다.[28][11] 비이형 별의 자전 속도는 평범한 B형 별에 비해 1.5 ~ 2배 빠르다. 빠른 자전 속도 때문에 그 비율은 전체 질량에 비하여 미약하지만 별을 구성하는 물질이 우주로 탈출하게 된다.[29][12] 시선속도 자료로는 짝별을 거느리고 있는 것으로 추측되며 만약 짝별이 있다면 아주 가까이 붙어 돌고 있는 분광쌍성일 것이다.[30][31][13][14] 그러나 간섭계를 포함한 후속 연구에서는 동반성을 확인하지 못하여 단일성일 가능성이 높다.[15]

적외선으로 관측했을 때 약 0.5 등급에 해당하는 적외선 초과 현상이 나타났다. 이는 복사 에너지와 빠른 자전 속도 때문에 탈출한 물질이 별 주변에 가스 고리 구조를 만들고 있기 때문일 것이다. 이 물질들은 항성 적도면의 연장선상에 퍼져 성운 형태의 구조를 만들고 있는데 항성의 정확한 관측을 어렵게 만들고 있다.[32][18]

엘렉트라는 3.72의 겉보기 등급을 가지며, 이 무리에서 세 번째로 밝은 별이다. 분광형 B6 IIIe에 속하며 태양으로부터 약 400 광년 떨어져 있다.[4] 플레이아데스 성단의 거리는 약 444광년으로 추정된다. 여러 논문에서 엘렉트라가 다중성이라고 보고했지만, 이는 모순되고 확정된 적이 없다.[10]

엘렉트라는 변광성일 수 있으며, 의심스러운 변광성 신성 목록에 NSV 15755로 등재되어 있다.

케플러/K2에 의해 엘렉트라의 밝기의 작은 진폭 변동이 감지되었고, 별의 광도 곡선의 푸리에 분석은 여러 진동 주기를 보여주며, 가장 강한 것은 1.107일과 1.165일이다.[16] 국제 변광성 지수는 이를 느린 펄스 B형 별로 분류한다.[17]

엘렉트라는 플레이아데스 성단의 밝은 별 중 하나이다. 이 별은 달에 의해 주기적으로 엄폐되며, 태양계의 다른 행성에 의해서도 엄폐될 수 있다. 가장 최근의 행성에 의한 엄폐는 1841년 5월 9일에 일어난 금성에 의한 것이다.

2. 1. 1. 중력 감광

엘렉트라의 자전 속도는 초당 181 킬로미터로, 빠르게 자전하는 별에 속한다. 그러나 이는 지구에서 관측한 속도이며, 엘렉트라의 극점 궤도경사각은 46.8° ± 1.6 도이다. 이를 통해 계산한 실제 자전 속도는 초당 320 ± 18 킬로미터이다. 빠른 자전으로 인해 엘렉트라는 양극이 평평하고 적도가 부풀어 오른 형태를 띤다. 이 때문에 위도에 따라 복사 에너지량이 달라져 표면 온도가 지역별로 차이가 나는데, 이를 중력감광 현상이라고 한다. 이러한 빠른 자전은 중심핵에 가해지는 압력을 낮춰 에너지 발산을 줄이고, 결과적으로 별의 수명을 연장시킨다.[26]

엘렉트라는 분광형상 비이형 별로 분류되는데, 이는 B형 분광형 중 수소 방출선이 뚜렷하게 나타나는 별들을 의미한다.[28] 비이형 별의 자전 속도는 일반적인 B형 별보다 1.5 ~ 2배 빠르다. 빠른 자전으로 인해 별을 구성하는 물질이 우주로 탈출하게 되는데, 그 비율은 전체 질량에 비해 미약하다.[29] 시선속도 자료에 따르면 엘렉트라는 짝별을 거느리고 있을 가능성이 있으며, 만약 그렇다면 아주 가까이 붙어 돌고 있는 분광쌍성일 것이다.[30][31]

적외선 관측 결과, 약 0.5 등급에 해당하는 적외선 초과 현상이 나타났다. 이는 복사 에너지와 빠른 자전 속도 때문에 탈출한 물질이 별 주변에 가스 고리 구조를 형성하기 때문으로 추정된다. 이 물질들은 항성 적도면의 연장선상에 퍼져 성운 형태를 이루며, 항성의 정확한 관측을 어렵게 만든다.[32]

2. 1. 2. 짝별 존재 가능성

관측값으로 나오는 자전 속도는 초당 181 킬로미터로 빠르게 자전하는 축에 든다. 다만 이는 지구에서 관측하는 각도에서의 속도로 엘렉트라 별 극점의 궤도경사각은 46.8° ± 1.6 도이다. 여기에서 계산한 실제 자전속도는 초당 320 ± 18 킬로미터이다.[26] 빠르게 자전하기 때문에 별의 양극 부분은 평평해지고 적도 부분이 부풀어올라 있다. 이로 인해 위도에 따라 복사 에너지량이 달라져서 표면 온도가 지역별로 차이가 나게 되며 이를 중력감광 현상이라고 한다. 이처럼 빠른 자전 속도로 중심핵에 가해지는 압력이 약해지며 그만큼 에너지를 덜 발산하게 되고 별의 수명은 천천히 돌 때에 비해 길어진다.[7]

분광형상 비이형 별로 분류할 수 있는데 이는 B형 분광형 중에서 스펙트럼상 수소 방출선이 뚜렷하게 나타나는 부류를 일컫는 말이다.[28] 비이형 별의 자전 속도는 평범한 B형 별에 비해 1.5 ~ 2배 빠르다. 빠른 자전 속도 때문에 그 비율은 전체 질량에 비하여 미약하지만 별을 구성하는 물질이 우주로 탈출하게 된다.[29] 시선속도 자료로는 짝별을 거느리고 있는 것으로 추측되며 만약 짝별이 있다면 아주 가까이 붙어 돌고 있는 분광쌍성일 것이다.[30][31] 그러나, 간섭계를 포함한 후속 연구에서는 동반성을 확인하지 못하여 단일성일 가능성이 높다.[15]

적외선으로 관측했을 때 약 0.5 등급에 해당하는 적외선 초과 현상이 나타났다. 이는 복사 에너지와 빠른 자전 속도 때문에 탈출한 물질이 별 주변에 가스 고리 구조를 만들고 있기 때문일 것이다. 이 물질들은 항성 적도면의 연장선상에 퍼져 성운 형태의 구조를 만들고 있는데 항성의 정확한 관측을 어렵게 만들고 있다.[32]

|thumb|left|White ''et al.'' (2017)에 적응된 엘렉트라의 광도 곡선[16]]]

2. 2. 적외선 초과 현상

관측값으로 나오는 자전 속도는 초당 181 킬로미터로 빠르게 자전하는 축에 든다. 다만 이는 지구에서 관측하는 각도에서의 속도로 엘렉트라 별 극점의 궤도경사각은 46.8° ± 1.6 도이다. 여기에서 계산한 실제 자전속도는 초당 320 ± 18 킬로미터이다.[26] 빠르게 자전하기 때문에 별의 양극 부분은 평평해지고 적도 부분이 부풀어올라 있다. 이로 인해 위도에 따라 복사 에너지량이 달라져서 표면 온도가 지역별로 차이가 나게 되며 이를 중력감광 현상이라고 한다. 이처럼 빠른 자전 속도로 중심핵에 가해지는 압력이 약해지며 그만큼 에너지를 덜 발산하게 되고 별의 수명은 천천히 돌 때에 비해 길어진다.[7]

분광형상 비이형 별로 분류할 수 있는데 이는 B형 분광형 중에서 스펙트럼상 수소 방출선이 뚜렷하게 나타나는 부류를 일컫는 말이다.[28] 비이형 별의 자전 속도는 평범한 B형 별에 비해 1.5 ~ 2배 빠르다. 빠른 자전 속도 때문에 그 비율은 전체 질량에 비하여 미약하지만 별을 구성하는 물질이 우주로 탈출하게 된다.[29]

적외선으로 관측했을 때 약 0.5 등급에 해당하는 적외선 초과 현상이 나타났다. 이는 복사 에너지와 빠른 자전 속도 때문에 탈출한 물질이 별 주변에 가스 고리 구조를 만들고 있기 때문일 것이다. 이 물질들은 항성 적도면의 연장선상에 퍼져 성운 형태의 구조를 만들고 있는데 항성의 정확한 관측을 어렵게 만들고 있다.[32]

2. 2. 1. 관측의 어려움

요약(summary)과 원본 소스(source)에 내용이 없어, '관측의 어려움' 섹션에 대한 내용을 작성할 수 없습니다.

3. 명칭

'''17 황소자리'''는 별의 플램스티드 명칭이다.

전통적인 이름은 '''엘렉트라'''였다.[19] 엘렉트라는 플레이아데스 자매 중 한 명으로, 그리스 신화에 등장한다. 2016년, 국제천문연맹은 별의 고유한 이름을 목록화하고 표준화하기 위해 별 이름 워킹 그룹(WGSN)을 조직했다.[20] WGSN은 2016년 8월 21일 이 별에 대해 '엘렉트라'라는 이름을 승인했으며, 현재 IAU 별 이름 목록에 등재되어 있다.[21]

고유 명칭 '''엘렉트라'''('''Electra''')는 그리스 신화에 등장하는 플레이아데스 성단의 일원인 엘렉트라의 이름에서 유래했다. 2016년 8월 21일, 국제 천문 연맹의 항성 고유 명칭에 관한 워킹 그룹은 ''Electra''를 황소자리 17번 별의 고유 명칭으로 정식 승인했다.

미국 해군에는 USS ''엘렉트라'' (1843)와 USS ''엘렉트라'' (AK-21/AKA-4)와 같이 엘렉트라의 이름을 딴 함선이 있었다.

3. 1. 군사적 명칭

미국 해군에는 USS ''엘렉트라'' (1843)와 USS ''엘렉트라'' (AK-21/AKA-4)와 같이 엘렉트라의 이름을 딴 함선이 있었다.

4. 기타

참조

[1] 논문 VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system
[2] 논문 UBVRIJKL photometry of the bright stars
[3] 논문 A spectroscopic investigation of the Pleiades
[4] 논문 Validation of the new Hipparcos reduction
[5] 논문 Absolute Magnitudes of Be Stars Based on Hipparcos Parallaxes
[6] 논문 Physical Properties and Evolutionary Stage of Be Stars
[7] 논문 Effects of gravitational darkening on the determination of fundamental parameters in fast-rotating B-type stars 2005-09
[8] 논문 Lithium in Brown Dwarf Candidates: The Mass and Age of the Faintest Pleiades Stars
[9] OED Electra
[10] 논문 Surveying the Bright Stars by Optical Interferometry. III. A Magnitude-limited Multiplicity Survey of Classical be Stars
[11] 논문 Highly ionized stellar winds in Be stars. II - Winds in B6-B9.5e stars 1989-04
[12] 논문 On the evolutionary status of Be stars. I. Field Be stars near the Sun 2005-10
[13] 논문 The Frequency of Spectroscopic Binaries in the Pleiades 1965-11
[14] 논문 Four Suspected Spectroscopic Binaries in the Pleiades
[15] 논문 Surveying the Bright Stars by Optical Interferometry. III. A Magnitude-limited Multiplicity Survey of Classical Be Stars
[16] 논문 Beyond the Kepler/K2 bright limit: variability in the seven brightest members of the Pleiades 2017-11
[17] 웹사이트 NSV 15755 https://www.aavso.or[...] AAVSO 2022-10-08
[18] 논문 Spitzer 24 μm Survey of Debris Disks in the Pleiades 2006-10
[19] 서적 Star-names and their meanings https://archive.org/[...] G. E. Stechert 2009-10-10
[20] 웹사이트 IAU Working Group on Star Names (WGSN) https://www.iau.org/[...] International Astronomical Union 2016-05-22
[21] 웹사이트 IAU Catalog of Star Names http://www.pas.roche[...] 2016-07-28
[22] 논문 The Hipparcos Catalogue
[23] 웹인용 NAME ELECTRA – Be Star http://simbad.u-stra[...] Centre de Données astronomiques de Strasbourg 2009-09-04
[24] 논문 UBVRIJKL photometry of the bright stars
[25] 논문 Computing the Parallax of the Pleiades from the Hipparcos Intermediate Astrometry Data: An Alternative Approach 2002-12
[26] 논문 Effects of gravitational darkening on the determination of fundamental parameters in fast-rotating B-type stars 2005-09
[27] 논문 Lithium in Brown Dwarf Candidates: The Mass and Age of the Faintest Pleiades Stars
[28] 논문 Highly ionized stellar winds in Be stars. II - Winds in B6-B9.5e stars 1989-04
[29] 논문 On the evolutionary status of Be stars. I. Field Be stars near the Sun 2005-10
[30] 논문 The Frequency of Spectroscopic Binaries in the Pleiades 1965-11
[31] 논문 Four Suspected Spectroscopic Binaries in the Pleiades
[32] 논문 Spitzer 24 μm Survey of Debris Disks in the Pleiades 2006-10


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