제단자리 뮤

1. 개요

제단자리 뮤는 제단자리 방향에 있는 별로, HD 160691로도 불린다. 이 별은 4개의 행성을 거느리고 있으며, 2015년 국제천문연맹(IAU)의 NameExoWorlds 공모를 통해 별에는 '세르반테스', 행성에는 '키호테', '둘시네아', '로시난테', '산초'라는 이름이 붙었다. 제단자리 뮤는 태양보다 크고 밝으며, 금속 함량이 높은 특징을 보인다. 2006년까지 4개의 행성이 발견되었으며, 이 중 3개는 가스 행성이고, 가장 안쪽을 도는 행성은 '뜨거운 해왕성'으로 알려져 있다.

2. 명칭

제단자리 뮤(μ Arae)는 바이어 명명법에 따른 명칭이며, HD 160691은 헨리 드레이퍼 목록에 수록된 번호이다.

외계 행성에는 모항성의 이름 뒤에 발견된 순서대로 "b"부터 시작하는 소문자 로마자를 붙이는 것이 관례이다.

2014년 7월, 국제천문연맹(IAU)은 NameExoWorlds라는 외계 행성과 모항성에 고유 이름을 부여하는 절차를 시작했다. 이 절차에는 새 이름에 대한 대중의 지명과 투표가 포함되었다. 2015년 12월, 국제천문연맹은 이 별에 세르반테스(Cervantes), 행성 b, c, d, e에는 각각 키호테(Quijote), 둘시네아(Dulcinea), 로시난테(Rocinante), 산초(Sancho)라는 이름을 부여한다고 발표했다.

이 이름들은 스페인 팜플로나의 플라네타리오 드 팜플로나에서 제안한 것이다. 미겔 데 세르반테스 사아베드라(1547–1616)는 유명한 스페인 작가로, 엘 잉헤니오소 이달고 돈 키호테 데 라 만차를 썼다. 행성들의 이름은 이 소설의 등장인물에서 따왔다. 키호테는 주인공, 둘시네아는 그가 사랑하는 여인, 로시난테는 그의 말, 산초는 그의 시종이다.

2016년, 국제천문연맹은 별 이름에 관한 실무 그룹(WGSN)을 조직하여 별들의 고유 이름을 목록화하고 표준화했다. 2016년 7월 첫 번째 회보에서, WGSN은 2015년 NameExoWorlds 캠페인에서 채택된 별들의 이름을 공식적으로 인정했다. 이 별은 현재 IAU 별 이름 목록에 등재되어 있다.

2.1. 명칭 관련 논란

행성은 발견된 순서에 따라 b부터 시작하여 c, d, e... 순으로 항성명 뒤에 붙이는 것이 원칙이다. 이 원칙은 크쥐슈토프 고즈제프스키가 이끄는 팀이 창안한 것이다. 이와는 좀 다르게 프란체스코 페페가 이끄는 팀은 행성의 특징에 따라서 항성명을 붙였다. 두 팀의 논리에 따르면 공전 주기 643일 행성은 b로 통일되나, 페페 팀의 경우 공전 주기 9일 행성은 c, 310일은 d, 최외곽 행성은 e로 지정되었다.

국제천문연맹(IAU)이 외계 행성의 명칭에 대해 기준을 세우지 않았기 때문에, 두 팀의 명칭 부여 방법 중 어느 쪽이 합리적인지는 논의가 진행 중이다. 이 행성계에 관해서는 페페 등의 명명 규칙을 채택한 과학 간행물도 있었기 때문에, 2015년 명명에 있어서는 페페 등의 명명법으로 정리되었다.

3. 항성의 특징

히파르코스 위성과 가이아 위성의 관측 자료에 따르면, 제단자리 뮤는 각각 65.46밀리초각과 64.0853밀리초의 시차를 보인다. 이를 통해 계산된 제단자리 뮤까지의 거리는 약 50광년이다. 지구에서 이 별의 밝기는 +5.12 ~ +5.15로, 맨눈으로 관찰 가능하다.

제단자리 뮤의 질량은 태양의 약 1.1배이며, 중원소 함유량(금속량)은 태양의 두 배 수준이다. 표면온도는 약 5800K으로 태양과 비슷하지만, 반지름은 태양보다 약 31.5% ~ 36% 더 크고, 전체 밝기는 태양의 1.75배 ~ 1.9배에 이른다. 헬륨을 포함한 다른 원소들의 함량도 태양보다 높다.

제단자리 뮤의 나이는 채층 활동량 측정과 항성진화 모형을 통해 추정된다. 채층 활동량으로는 약 14억 5천만 년에서 64억 1천만 년 사이, 항성진화 모형으로는 약 44억 년, 별진동학 분석으로는 약 63억 4천만 년으로 추정된다.

제단자리 뮤의 분광형은 G3IV–V로, 태양(G2V)과 유사한 G3형 별이다. 광도분류 IV(준거성)와 V(주계열성) 사이를 오가는 것은 이 별이 중심핵의 수소를 소진하고 준거성 단계로 진입하고 있음을 나타낸다.

3.1. 물리적 특성

히파르코스 위성과 가이아 위성의 관측 자료에 따르면, 제단자리 뮤는 각각 65.46밀리초각과 64.0853밀리초의 시차를 보인다. 이를 통해 계산된 제단자리 뮤까지의 거리는 약 50광년이다. 지구에서 이 별의 밝기는 +5.12 ~ +5.15로, 맨눈으로 관찰 가능하다.

제단자리 뮤의 질량은 태양의 약 1.1배이며, 중원소 함유량(금속량)은 태양의 두 배 수준이다. 표면온도는 약 5800K으로 태양과 비슷하지만, 반지름은 태양보다 약 31.5% ~ 36% 더 크고, 전체 밝기는 태양의 1.75배 ~ 1.9배에 이른다. 헬륨을 포함한 다른 원소들의 함량도 태양보다 높다.

제단자리 뮤의 나이는 채층 활동량 측정과 항성진화 모형을 통해 추정된다. 채층 활동량으로는 약 14억 5천만 년에서 64억 1천만 년 사이, 항성진화 모형으로는 약 44억 년, 별진동학 분석으로는 약 63억 4천만 년으로 추정된다.

제단자리 뮤의 분광형은 G3IV–V로, 태양(G2V)과 유사한 G3형 별이다. 광도분류 IV(준거성)와 V(주계열성) 사이를 오가는 것은 이 별이 중심핵의 수소를 소진하고 준거성 단계로 진입하고 있음을 나타낸다.

3.2. 진화 상태

제단자리 뮤는 태양 질량의 1.1배이며, 중원소 함유량은 태양의 두 배이다. 분광형은 G3IV–V로, 태양(G2)보다 약간 덜 뜨겁지만 거의 같은 상태이다. 채층 활동량에 따른 계산에 의하면, 제단자리 뮤는 주계열성을 떠나 거성 단계로 막 진입했을 수 있으며, 이는 중심핵의 수소를 소진했다는 뜻이다. 따라서 광도분류는 IV(준거성)에서 V(주계열성) 사이를 넘나든다.

4. 행성계

2006년 8월까지 제단자리 뮤 주위에서 4개의 행성이 발견되었다. 이 중 3개는 목성과 같은 가스 행성이고, 가장 안쪽을 돌고 있는 나머지 하나는 '뜨거운 해왕성'으로 알려져 있다.

제단자리 뮤 b는 액체 물이 존재 가능한 궤도를 돌고 있어, 이 행성 주위에 거대한 위성이나 트로이 행성이 있다면 생명체가 태어날 환경이 조성될 수도 있다. 그러나 가스 행성의 존재가 근처의 지구형 행성 생성을 방해했을 가능성이 높고, 행성과 위성들의 질량비를 고려할 때 가스 행성 주위에서 지구 정도 크기의 행성이 생성될 수 있는지도 의문이다. 게다가 b는 모항성에서 다소 떨어져 있어 생체분자 생성에 필요한 충분한 양의 자외선을 받지 못한다.

제단자리 뮤 e는 지구가 받는 자외선과 비슷한 양을 받는 궤도(자외선 생물권)에 있지만, 액체 물이 존재하기에는 너무 뜨겁다.

4.1. 행성 목록

2006년 8월까지 제단자리 뮤 주위에서 4개의 행성이 발견되었다. 이 중 3개는 목성과 같은 가스 행성이고, 가장 안쪽을 돌고 있는 나머지 하나는 '뜨거운 해왕성'으로 알려졌다. 이 '뜨거운 해왕성'은 가스 행성이었다가 대기가 어머니 항성의 항성풍에 의해 벗겨져서 알맹이만 남은 상태이거나, 혹은 천왕성이나 해왕성과 같은 작은 가스 행성의 형상을 하고 있을 가능성도 있다. 전자의 경우를 '거대한 지구형 행성'으로 부르기도 한다.

2001년 앵글로-오스트레일리아 행성탐사팀은 제단자리 뮤를 도는 행성을 발견하여 제단자리 뮤 b로 명명했다. 이 행성은 743일 주기로 매우 찌그러진 궤도를 그리면서 어머니 항성을 공전하고 있으며, 발견에는 도플러 효과가 응용되었다.

2004년에는 이 별 주위를 도는 두 번째 행성 제단자리 뮤 c가 발견되었다. 발견 당시 이 행성은 항성 주위를 큰 이심률을 그리면서 8.2년에 한 바퀴 도는 것으로 알려졌다.

2004년 후반기에는 항성의 바로 옆을 가깝게 붙어 공전하는 제단자리 뮤 d가 발견되었다. 발견에는 HARPS 분광사진기(초정밀 시선속도 행성탐사 분광사진기)가 사용되었다. 뮤 d의 질량은 지구의 14배 정도로 천왕성과 비슷하여, 외계행성 관측 역사상 해왕성 정도의 질량을 가지면서 모항성에 가깝게 붙어서 도는 최초의 존재가 되었다.

2006년 Krzysztof Goździewski와 Francesco Pepe가 각각 이끄는 두 팀은 시선속도법을 이용하여 네 번째 행성 제단자리 뮤 e를 발견했다. e는 원형에 가까운 궤도를 311일 주기로 공전하고 있었다. e의 발견으로 이전에 발견되었던 b, c의 궤도 이심률은 원형에 가까운 것으로 수정되었으며, 제단자리 뮤는 게자리 55에 이어 두 번째로 행성 4개를 거느린 존재가 되었다.

제단자리 뮤 행성계는 천왕성 질량과 비슷한 행성 1개와 목성 크기의 행성 3개로 구성되어 있다. 이들은 원형에 가까운 공전 궤도를 돌고 있는데, 이는 처음 발견되었을 때 큰 타원 궤도를 그릴 것이라는 예상에서 수정된 결과이다.

가장 안쪽을 돌고 있는 행성은 소니언 행성이라고 불리기도 한다. 이는 원래 목성과 같이 두터운 가스층을 지니던 행성이 모항성에서 나오는 성풍에 의해 외부 가스층을 잃어버리고 내부의 단단한 물질만 남은 것을 의미한다. 또는, 이 행성을 '슈퍼지구'라고 부르기도 한다.

바깥쪽의 b와 e는 2:1에 가까운 궤도공명을 보이며 모항성을 돈다. 시뮬레이션에 따르면 이는 불안정한 운동 상태로, 7800만 년 후 뮤의 행성계는 파국을 맞을 것이라고 한다. 이는 어머니 항성이 진화과정을 끝내기 전에 행성계가 파괴된다는 의미이다.

뮤 주위에서 카이퍼 대와 같은 원시행성계 원반은 찾을 수 없었다. 만약 있다고 하더라도 지금의 관측 기술로는 감지하기 어려울 것이다.

4.2. 행성계의 특징 및 발견 과정

2006년 8월까지 제단자리 뮤 주위에서 4개의 행성이 발견되었다. 이 중 3개는 목성과 같은 가스 행성이고, 가장 안쪽을 돌고 있는 나머지 하나는 '뜨거운 해왕성'으로 알려졌다. 이 '뜨거운 해왕성'은 가스 행성이었다가 대기가 어머니 항성의 성풍에 의해 벗겨져서 알맹이만 남은 상태이거나, 혹은 천왕성이나 해왕성과 같은 작은 가스 행성의 형상을 하고 있을 가능성도 있다. 앞 문장에서 전자의 경우를 '거대한 지구형 행성'으로 부르기도 한다.

2001년 앵글로-오스트레일리아 행성탐사팀(Anglo-Australian Planet Search team)이 제단자리 뮤를 도는 행성을 발견했다. 이 행성에는 제단자리 뮤 b라는 이름이 붙었으며, 743일 주기로 매우 찌그러진 궤도를 그리면서 어머니 항성을 공전하고 있는 것으로 알려졌다. 이 행성의 발견에는 도플러 효과가 응용되었다.

2004년에는 이 별 주위를 도는 두 번째 행성 제단자리 뮤 c가 발견되었다. 발견 당시 이 행성은 항성 주위를 큰 이심률을 그리면서 8.2년에 한 바퀴 도는 것으로 알려졌다. 2004년 후반기에는 항성의 바로 옆에 가깝게 붙어 공전하는 제단자리 뮤 d가 발견되었다. 발견에 쓰인 관측기구는 HARPS 분광사진기(초정밀 시선속도 행성탐사 분광사진기, High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher spectrograph)이었다. 뮤 d의 질량은 지구의 14배 정도로 천왕성과 비슷했다. 따라서 이 행성은 외계행성 관측 역사상 해왕성 정도의 질량을 가지면서 모항성에 가깝게 붙어서 도는 최초의 존재가 되었다.

2006년에는 Krzysztof Goździewski와 Francesco Pepe가 각각 이끄는 두 팀이 시선속도법을 이용하여 네 번째 행성 제단자리 뮤 e를 발견했다. e는 원형에 가까운 궤도를 311일 주기로 공전하고 있었다. e의 발견으로 이전에 발견되었던 b와 c의 궤도 이심률은 원형에 가까운 것으로 수정되었다. 이로써 제단자리 뮤는 게자리 55에 이어 두 번째로 행성 4개를 거느린 존재가 되었다.

제단자리 뮤 행성계는 1개의 천왕성 질량과 비슷한 행성과 3개의 목성 크기의 행성으로 구성되어 있다. 이들은 원형에 가까운 공전 궤도를 돌고 있는데, 이는 처음 발견되었을 때 큰 타원 궤도를 그리면서 돌 것이라는 예상에서 수정된 결과이다.

가장 안쪽을 돌고 있는 행성은 소니언 행성(chthonian planet)이라고 불리기도 한다. 이는 원래 목성과 같이 두터운 가스층을 지니던 행성이 모항성에서 나오는 성풍에 의해 외부의 가스층을 잃어버리고 내부의 단단한 물질만 남은 것을 일컫는 단어이다. 또는, 이 행성을 '슈퍼지구'라고 부르기도 한다.

바로 바깥의 b와 e는 2:1에 가까운 궤도공명(orbital resonance)을 보이면서 모항성을 돈다. 시뮬레이션에 따르면 이는 불안정한 운동 상태로, 7800만 년 후 뮤의 행성계는 파국을 맞을 것이라고 한다. 이는 어머니 항성이 진화 과정을 끝내기 전에 행성계가 파괴된다는 의미이다.

뮤 주위에서 카이퍼 대와 같은 원시행성계 원반은 찾을 수 없었다. 만약 있다고 하더라도 지금의 관측 기술로는 감지하기에 너무 희미할 것이다.

4.3. 인류 거주 가능성

2006년 8월까지 제단자리 뮤 주위에서 4개의 행성이 발견되었다. 이 중 3개는 목성과 같은 가스 행성이고, 가장 안쪽을 돌고 있는 나머지 하나는 '뜨거운 해왕성'으로 알려졌다. 이 '뜨거운 해왕성'은 가스 행성이었다가 대기가 어머니 항성의 항성풍에 의해 벗겨져서 알맹이만 남은 상태이거나, 혹은 천왕성이나 해왕성과 같은 작은 가스 행성의 형상을 하고 있을 가능성도 있다. 앞 문장에서 전자의 경우를 '거대한 지구형 행성'으로 부르기도 한다.

제단자리 뮤 b는 액체 물이 존재 가능한 궤도를 돌고 있다. 이 가스 행성 주위에 거대한 위성이나 트로이 행성이 돌고 있다면 생명체가 태어날 환경이 조성될 수도 있으나, 가스 행성의 존재가 근처의 지구형 행성 생성을 방해했을 가능성이 높다. 또는 행성과 위성들의 질량비를 고려해 볼 때, 가스 행성 주위에서 지구 정도 크기의 행성이 생성될 수 있는지도 의문이다. 게다가 b는 모항성에서 다소 떨어져 있기 때문에, 생체분자가 생성되는 데 필요한 충분한 양의 자외선을 받지 못한다.

제단자리 뮤 e는 지구가 받는 자외선과 비슷한 양을 어머니 항성으로부터 받는 궤도 (자외선 생물권) 위에 있다. 그러나 이 거리는 액체 물이 존재하기에는 너무 뜨겁다.