현미경자리 AU

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1. 개요
2. 특징
- 2.1. 밝기 변화
3. 행성계
- 3.1. 외계 행성
- 3.2. 먼지 원반
4. 관측 도구
참조

1. 개요

현미경자리 AU는 젊은 적색 왜성으로, 플레어 활동과 밝기 변화를 보이는 특징을 지닌다. 이 별은 태양 질량의 절반 정도이며, 여러 파장에서 관측되었으며, 2020년 해왕성 크기의 행성 b가 발견되었고, 이후 c, d, e 행성도 확인되었다. 현미경자리 AU는 비대칭적인 먼지 원반을 가지고 있으며, 원반 내에서 고속으로 움직이는 구조가 관측되기도 했다.

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현미경자리 AU
기본 정보
2MASS의 J밴드에서 본 현미경자리 AU의 이미지
별자리	현미경자리
화염별	true
명칭
화명	けんびきょう座AU星 (kenbikyouza AU sei)
영어 명칭	AU Microscopii
위치 (J2000.0)
적경	20h 45m 09.5323695486s
적위	-31° 20′ 27.241710746″
물리적 특징
분광형	M1 Ve
겉보기 등급	8.73
변광성 유형	용자리 BY형 변광성 + 섬광성
절대 등급	8.79
반지름	0.838 R☉
질량	0.5 M☉
자전 속도	9.3 km/s
광도	0.1 L☉
표면 온도	3,493 K
색 지수 (B-V)	1.47
색 지수 (V-I)	2.10
나이	23 ± 3 백만 년
항성 정보 (추가)
분광형	M1 Ve
겉보기 등급
V	8.627 ± 0.052
J	5.436 ± 0.017
측성학
시선 속도	-6.90 ± 0.37 km/s
고유 운동 (적경)	+281.319 mas/yr
고유 운동 (적위)	-360.148 mas/yr
연주 시차	102.9432 ± 0.0231 mas
절대 등급 (V)	8.61
세부 정보
반지름	0.82 ± 0.02 R☉
질량	0.60 ± 0.04 M☉
광도	0.102 ± 0.002 L☉
표면 중력 (log g)	4.52 ± 0.05
유효 온도	3665 ± 31 K
나이	23 ± 3 Myr, 18.5 ± 2.4 Myr
자전 주기	4.8367 ± 0.0006 일
자전 속도	8.5 ± 0.2 km/s
식별 정보
기타 명칭	CD -31°17815, GCTP 4939.00, GJ 803, HD 197481, HIP 102409, LTT 8214, SAO 212402, Vys 824, LDS 720 A

2. 특징

현미경자리 AU는 스펙트럼형 M1 Ve인 적색 왜성이다. 나이는 약 2,200만 ~ 2,300만 년으로 매우 젊은 별이며, 이는 태양 나이의 1% 미만에 해당한다. 이 별은 베타 픽토리스 이동성 무리의 일원으로 여겨진다.

물리적 반지름은 태양의 약 75% 정도이고, 질량은 태양의 약 절반이다.^[72]^[73] 광도는 태양의 약 9~10% 수준이며, 유효 온도는 약 3,500,000 ~ 3,730,000으로 측정되어^[74] M형 별 특유의 오렌지색에서 붉은색을 띤다. 질량과 스펙트럼형에 비해 반지름이 크기 때문에 전주계열성 단계에 있는 것으로 추정되며, 태양계에서 두 번째로 가까운 거리에 있는 전주계열성이기도 하다.

현미경자리 AU는 AT Microscopii|현미경자리 AT^eng와 중력적으로 묶인 쌍성계일 가능성이 제기되었으나, 두 별의 겉보기 이각은 약 1.3도로 매우 멀리 떨어져 있어 서로에게 미치는 중력은 약한 편이다. 또한 이 별은 섬광성으로 알려져, X선에서 전파까지 다양한 전자기파 영역에서 폭발적인 활동 현상이 관측되었다.^[2]

2. 1. 밝기 변화

현미경자리 AU의 밝기는 4.865일 간격으로 사인 곡선 형태의 변화를 보여준다. 밝기 변화 진폭은 시간이 흐르면서 천천히 변한다. V띠로 잰 밝기 변화량은 1971년에 약 0.3등급이었다가 1980년 0.1등급까지 줄어들었다.^[75]

현미경자리 AU는 전파로부터 엑스선에 이르는 전자기 스펙트럼상 모든 영역을 통해 관측되어 왔으며, 모든 영역 파장대에서 플레어 활동을 보여주고 있었다.^[76]^[77]^[78]^[79] 현미경자리 AU의 플레어 활동은 1973년 처음 밝혀졌다.^[80]^[81]

3. 행성계

현미경자리 AU는 파편 원반과 여러 개의 외계 행성을 포함하는 행성계를 가지고 있다. 이 파편 원반은 비대칭적인 구조와 내부 빈 공간이 특징이며, 이로 인해 행성 존재 가능성이 일찍부터 제기되었다.^[2]^[2] 2020년 이후 TESS 등의 관측을 통해 해왕성 크기의 행성을 포함한 여러 행성(현미경자리 AU b, c, d)이 발견되었고, 추가적인 행성 후보(e)도 존재한다. 행성계의 구성 요소인 행성들과 파편 원반에 대한 자세한 내용은 하위 섹션에서 다룬다. 제임스 웹 우주 망원경을 이용한 관측에서는 이전에 알려지지 않은 동반성의 존재는 확인되지 않았다.^[1]

3. 1. 외계 행성

현미경자리 AU 주위의 파편 원반은 비대칭적인 구조를 가지며 안쪽에는 파편이 없는 빈 공간이 있어, 많은 천문학자들이 이 별 주위를 도는 외계 행성을 찾도록 이끌었다. 2007년까지 진행된 탐색에서는 행성을 발견하지 못했다.^[2]^[2]

그러나 2020년, 통과 관측을 통해 해왕성 크기의 행성인 현미경자리 AU b가 발견되었다고 발표되었다. 이 발견은 TESS에 의해 이루어졌다. 이 행성의 자전축은 모항성의 자전축과 거의 정렬되어 있으며, 그 차이는 5<0xE2><0x81><0x8A>16<0xE2><0x81><0x8B>15°이다.

2018년부터 두 번째 행성인 현미경자리 AU c의 존재가 추정되었으며, TESS 관측소가 추가적인 통과 현상을 기록한 후 2020년 12월에 그 존재가 확인되었다. 2024년에 행성 c에 대한 Rossiter–McLaughlin 효과를 측정한 연구에서는, 이 행성이 별의 자전축과 정렬되지 않았을 가능성을 제시하며, 투영된 경사 ''λ''_c = 67.8<0xE2><0x81><0x8A>31.7<0xE2><0x81><0x8B>49.0°라는 불확실한 값을 얻었다.

세 번째 행성인 현미경자리 AU d는 통과 시간 변화 분석을 통해 2022년부터 존재가 의심되었고, 2023년에 "검증"되었다. 다만, 행성 d의 가능한 여러 궤도 주기가 아직 완전히 배제되지는 않았다. 이 행성은 지구와 비슷한 질량을 가진 것으로 추정된다. 시선 속도 관측은 2023년 현재 네 번째 외계 행성 후보인 현미경자리 AU e의 증거를 발견했다. 제임스 웹 우주 망원경으로 현미경자리 AU 시스템을 관측한 결과, 이전에 알려지지 않은 동반성의 존재는 확인되지 않았다.^[1]

현미경자리 AU 행성계
행성	질량 (지구 질량)	반지름 (지구 반지름)	궤도 장반경 (AU)	공전 주기 (일)	이심률	궤도 경사 (°)
b	10.2<0xE2><0x81><0x8A>3.9<0xE2><0x81><0x8B>2.7	4.07 ± 0.17	0.0645 ± 0.0013	8.4630351 ± 0.0000003	0.00021 ± 0.00006	89.9904<0xE2><0x81><0x8A>0.0036<0xE2><0x81><0x8B>0.0019
d	1.014 ± 0.146	—	—	12.73812 ± 0.00128	0.00097 ± 0.00042	88.10 ± 0.43
c	14.2<0xE2><0x81><0x8A>4.8<0xE2><0x81><0x8B>3.5	3.24 ± 0.16	0.1101 ± 0.0020	18.85901 ± 0.00009	0.01056 ± 0.00089	89.589<0xE2><0x81><0x8A>0.058<0xE2><0x81><0x8B>0.068
e (후보)	35.2<0xE2><0x81><0x8A>6.7<0xE2><0x81><0x8B>5.4	—	—	33.39 ± 0.10	—	—

3. 2. 먼지 원반

현미경자리 AU는 적외선 천문 위성 관측을 통해 분자 구름과 무관한 적외선 초과 현상이 발견된 단 두 개의 M형 주계열성 중 하나이다. 이후 JCMT나 칼텍 서브밀리미터 천문대에서의 서브밀리미터파 관측에서도 초과 현상이 감지되면서, 별 주위에 별주위먼지가 존재하며 이것이 적외선 초과 현상의 원인으로 여겨졌다.

2003년 폴 캘라스(Paul Kalas)와 그의 동료들은 하와이 마우나케아 천문대에 있는 하와이 대학교 2.2m 망원경을 이용하여 별빛이 원반 내 입자에 의해 산란된 산란광을 가시광선 파장에서 처음으로 관측하여 파편 원반의 존재를 확인했다. 이 거대한 파편 원반은 지구 관측자의 시선 방향과 거의 평행하게 놓여 있으며(에지온, edge-on),^[66]^[82]^[5] 반지름은 최소 100 AU에서 약 200 AU에 이른다. 별에서 이렇게 먼 거리의 먼지 수명은 현미경자리 AU의 나이보다 짧기 때문에, 원반은 지속적으로 보충되고 있는 것으로 생각된다.

원반의 기체 대 먼지 질량비는 6:1 이하로, 일반적인 원시 행성계 원반의 초기 값인 100:1보다 훨씬 낮다.^[83] 이 때문에 현미경자리 AU의 원반은 별 주위 시스템 내 원시 가스가 대부분 고갈된 '기체 부족' 원반으로 분류된다.^[83]^[6] 눈에 보이는 먼지의 총 질량은 적어도 달 질량 정도이며, 이 먼지를 생성하는 더 큰 미행성체의 질량은 최소 달 질량의 여섯 배로 추정된다.^[84]^[7]

원반의 스펙트럼에너지분포를 서브밀리미터 파장에서 분석한 결과, 중심별로부터 반지름 17 AU 안쪽 영역은 먼지가 쓸려나가 비어 있는 것으로 나타났다.^[85]^[8] 산란광 이미지를 이용한 측정에서는 이 '비어 있는' 영역의 반지름이 12 AU로 추정되었다.^[86] 스펙트럼에너지분포와 표면 밝기 분포를 종합하면 내부 구멍의 반지름은 1 ~ 10 AU 범위로 추정된다.^[87]

원반 안쪽은 비대칭적인 모양을 하고 있으며, 특히 40 AU 안쪽에서 구조적인 특징들이 관측된다.^[88] 이러한 내부 구조는 원반이 더 무거운 천체의 중력적 영향을 받거나, 행성 형성 과정을 겪고 있을 가능성을 시사한다.^[66]

원반의 표면 밝기(단위 면적당 밝기)는 중심별로부터의 투영 거리

r

에 따라 특징적인 변화를 보인다. 안쪽

r < 15

AU 영역에서는 밀도와 밝기가 거의 일정하게 유지된다.^[66]

r \approx 15

AU 부근부터 밀도와 밝기가 감소하기 시작하여,

r \approx 43

AU까지는

I \propto r^{-1.8}

의 관계를 따르며 비교적 천천히 감소한다. 그보다 바깥 영역(

r > 43

AU)에서는

I \propto r^{-4.7}

의 관계로 밝기가 더욱 급격하게 감소한다.^[66] 이러한 '깨진 멱법칙'(broken power-law) 형태의 밝기 분포는 화가자리 베타 별 주위 원반의 모습과 유사하다.^[66]

허블 우주 망원경(HST)과 켁 천문대에서의 관측 결과, 현미경자리 AU의 원반은 중심별에 비해 푸른색을 띠는데, 이는 원반 바깥쪽에는 레일리 산란을 일으키는 작은 입자가 풍부한 반면, 안쪽에는 상대적으로 적기 때문으로 해석된다. 산란광의 밝기 분포를 분석하면 중심별로부터 35-45 AU 부근을 경계로 밝기 감소율이 변하는데, 이는 이 영역에 미행성대가 존재함을 시사한다. 이론 계산에 따르면, 중심별로부터 약 40 AU 거리에 먼지의 기원이 되는 고리('birth ring')가 존재하며, 이곳에 분포하는 약 10cm 크기의 미행성 및 먼지 입자들이 반복적으로 충돌하면서 원반이 유지되는 것으로 생각된다. 이는 산란광 분포에서 관측된 35-45 AU 부근의 변화 및 밀리미터파 관측에서 확인된 40 AU 부근의 저온 먼지 띠와 잘 일치한다.

원반 안쪽에 작은 먼지 입자가 적고 구멍이 존재하는 이유로는, 중심별인 현미경자리 AU가 적색왜성이어서 복사압이나 포인팅-로버트슨 효과보다는 강력한 항성풍의 영향이 더 클 것으로 추정된다.

원반의 내부 구멍 존재와 비대칭적 구조는 주변을 공전하는 외계 행성의 존재 가능성을 시사하여 행성 탐색이 이루어졌으나, 2015년까지의 관측에서는 행성이 발견되지 않았다.^[66]^[89]

2010년부터 2014년까지 허블 우주 망원경(HST)과 초대형 망원경(VLT)으로 이루어진 관측에서 원반 내부에 빠르게 움직이는 대규모 구조들이 발견되었다.^[9] 이 구조들은 별에서 바깥쪽으로 이동하며, 속도는 느린 것은 4km/s, 빠른 것은 최대 10km/s(시속 22,000마일)에 달한다. 특히 별에서 멀리 떨어진 구조일수록 더 빠르게 움직이는 경향을 보이며, 일부 구조는 현미경자리 AU의 탈출 속도를 넘어서는 속도로 이동하는 것으로 보인다.^[9] 이 특징들은 주로 원반의 한쪽에서만 관측되었다. 초대형 망원경의 SPHERE 장비를 이용한 후속 관측과 제임스 웹 우주 망원경(JWST)의 NIRCam 관측에서도 이 빠르게 움직이는 특징들이 확인되었다.^[10]^[1] 그러나 아타카마 대형 밀리미터/서브밀리미터 전파 망원경(ALMA)을 이용한 전파 관측에서는 감지되지 않았다.^[11]^[12] 이 현상은 원반 내 미행성체와 먼지 입자 간의 격렬한 충돌로 인한 '먼지 눈사태'(dust avalanches)로 묘사되기도 했지만,^[13]^[12] 현재까지 이 구조의 형태와 이동 속도를 완전히 설명할 수 있는 이론은 없다.

ALMA를 이용한 밀리미터파 관측에서는 저온 먼지의 분포가 가시광선이나 근적외선 산란광으로 본 원반 구조와 일치함을 확인했다. 또한 ALMA는 중심별 위치에서 강한 전파 방출을 감지했는데, 이는 태양계의 소행성대에 해당하는 미행성대의 열 방출일 가능성을 시사한다. 이 경우 미행성대의 총 질량은 달 질량의 약 1%로 추정된다. 다른 가능성으로는 중심별의 코로나 활동에 의한 전파 방출이 기여했을 수도 있다. 허셜 우주 망원경과 JCMT의 원적외선 및 서브밀리미터파 관측에서는 밀리미터파에서 보이는 먼지 밀집대 외곽에 퍼져 있는 헤일로 구조의 열복사도 검출되었다.

4. 관측 도구

천문학자들은 현미경자리 AU를 다양한 파장을 통해 관측하며 여러 정보를 얻었다.
가시광선 관측가시광선 영역에서는 항성 주위 먼지 원반에 반사(산란)된 별빛을 관찰할 수 있다. 이때 코로나그래프를 사용하여 항성 자체의 밝은 빛을 가리면, 그 빛에 가려 보이지 않던 원반의 반사광을 포착하여 원반의 고해상도 이미지를 얻을 수 있다. 먼지 입자 크기보다 긴 파장의 빛은 거의 산란되지 않으므로, 가시광선과 근적외선 등 서로 다른 파장에서 찍은 이미지를 비교하면 원반 내 먼지 입자들의 크기에 대한 정보를 얻을 수 있다.^[90]^[14] 허블 우주 망원경과 켁 망원경이 이러한 가시광선 관측에 주로 사용되었다.^[14]
적외선 및 서브밀리미터 파장 관측적외선 및 서브밀리미터 파장 영역에서는 먼지 입자 자체에서 방출되는 내부열(흑체 복사 원리에 의해 발생)을 관측한다. 이 파장대의 관측은 보통 먼지 원반만 따로 분해하여 연구하기는 어렵고, 항성계 전체에서 나오는 빛의 양을 측정하는 방식으로 이루어진다. 파장이 길어질수록 별에서 더 멀리 떨어져 있고 크기가 더 큰 먼지 입자에 대한 정보를 얻을 수 있다. 이러한 관측에는 제임스 클라크 맥스웰 망원경, 스피처 우주 망원경, 제임스 웹 우주 망원경 등이 활용되었다.

참조

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