황소자리 제타
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1. 개요
황소자리 제타는 황소자리에 위치한 별로, 바이어 명명법에 따라 제타 황소자리로 불리며, 플램스티드 명명법으로는 123 황소자리로도 알려져 있다. 이 별은 단선 분광 쌍성계로, 두 구성 요소가 매우 가까이 위치하여 망원경으로 분해할 수 없다. 주성인 황소자리 제타 A는 태양 질량의 11배 이상, 반지름의 5~6배 이상인 거대한 별이며, 빠르게 회전하고 있다. 반성인 황소자리 제타 B는 태양 질량의 약 94%이며, 주계열성인지 백색 왜성인지 등은 아직 밝혀지지 않았다. 중국 천문학에서는 '톈관'으로 불리며, 국제천문연맹은 이 별의 고유 이름으로 'Tianguan'을 승인했다. 황소자리 제타는 스펙트럼과 밝기의 변화를 보이며, 변광성으로 분류되지만, 식변광성이나 감마 카시오페이아 변광성은 아닐 수 있다.
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| 황소자리 제타 | |
|---|---|
| 명칭 | |
| 한글 | 황소자리 제타별 |
| 한자 | 금우궁 ζ 성 |
| 로마자 표기 | Hwangsojari Jeta Byeol |
| 다른 명칭 | 천관, 천관성 |
| 영어 | Zeta Tauri |
| 관측 정보 | |
| 별자리 | 황소자리 |
| 적경 (J2000.0) | 05h 37m 38.68542s |
| 적위 (J2000.0) | +21° 08' 33.1588" |
| 겉보기 등급 | 3.010 (2.88–3.17 변광) |
| 분광형 | B2 IIIpe |
| B-V 색지수 | -0.164 |
| U-B 색지수 | -0.749 |
| R-I 색지수 | 해당 정보 없음 |
| 변광성 유형 | 카시오페이아자리 감마 변광성 |
| 운동 정보 | |
| 시선 속도 | +20 km/s |
| 고유 운동 (적경) | +1.78 밀리초/년 |
| 고유 운동 (적위) | −20.07 밀리초/년 |
| 시차 | 7.33 |
| 시차 오차 | 0.82 |
| 절대 등급 | -2.67 |
| 궤도 요소 | |
| 공전 주기 | 132.987 일 |
| 장반축 | 1.17 천문단위 |
| 이심률 | 0.0 (가정) |
| 궤도 경사 | 92.8 도 |
| 승교점 경도 | -58.0 도 |
| 근일점 통과 시각 | 2,447,025.6 HJD |
| 근점 인수 | 0.0 (가정) |
| 속도 진폭 | 7.43 |
| 물리적 특성 | |
| 질량 | 11.2 태양질량 |
| 반지름 | 5.5 태양반지름 |
| 광도 | 4,169 태양광도 |
| 표면 온도 | 15,500 켈빈 |
| 중력 | 해당 정보 없음 |
| 자전 속도 | 125 km/s |
| 나이 | 22.5 ± 2.6 백만 년 |
| 질량 | 0.94 태양질량 |
| 식별 정보 | |
| 고유 명칭 | 천관 (Tianguan) |
| 다른 명칭 | 123 Tauri, HR 1910, HD 37202, BD+21°908, FK5 211, HIP 26451, SAO 77336, GC 6985 |
2. 명칭
''황소자리 제타''(라틴어: ''Zeta Tauri'')는 이 별의 바이어 명명법상 이름이며, 플램스티드 명명법으로는 황소자리 123(123 Tauri)으로 표기한다. 이 계를 이루는 두 구성 요소에 붙은 명칭인 ''황소자리 제타 A''와 ''B''는 다중성계를 기술할 때 워싱턴 다중성 목록(WMC)에서 사용하는 규칙에 따른 것이며 국제천문연맹(IAU)이 이를 채택하였다.
황소자리 제타는 두 개의 별이 서로 매우 가까이 궤도를 돌고 있어 망원경으로는 분리해서 볼 수 없는 단선 분광 쌍성계이다. 주성은 태양 질량의 11배가 넘는 거대한 B형 별이며, 빠르게 회전하면서 주변에 가스 원반을 형성하는 Be 별의 특징을 보인다. 이 별은 스펙트럼과 밝기가 변하는 변광성으로도 분류되지만, 정확한 변광 유형에 대해서는 논의가 있다. 반성은 태양 질량과 비슷한 수준이지만 그 정체는 아직 명확히 밝혀지지 않았다.
중국 천문학에서는 황소자리 제타를 天關|톈관zho(Tiānguān)으로 불렀는데, 이는 '하늘의 관문'이라는 의미이다. 황소자리 제타는 이십팔수 중 필수(畢宿, Bì Xiù)에 속하는 별이다. 天關|톈관zho은 황소자리 제타 하나만을 부르는 이름은 아니며, 황소자리 113, 126, 128, 129, 130, 127번 별들을 포함하는 성관(星官, asterism)의 명칭이기도 하다. 고대 중국 천문학에서 천관(天關)은 천계(天界)로 드나드는 문에 설치된 관문을 뜻한다.
2016년 국제천문연맹(IAU)은 항성들의 고유 명칭을 목록화하고 표준화할 목적으로 항성명칭 워킹그룹(WGSN)을 조직했다. WGSN은 다중성 전체가 아닌 개별 구성원에 고유 명칭을 부여하기로 결정했으며, 2017년 6월 30일 황소자리 제타 A에 톈관(Tianguan)이라는 이름을 공식 승인했다. 이 이름은 현재 IAU 승인 항성 명칭 목록에 포함되어 있다.
3. 성질
3. 1. 물리적 특징
황소자리 제타는 단선 분광 쌍성계로, 두 구성 요소가 서로 너무 가까이 궤도를 돌고 있어 망원경의 각분해능으로는 분리하여 볼 수 없다. 대신, 주 구성 요소의 궤도 운동은 별의 스펙트럼에서 나타나는 흡수선의 도플러 효과 이동으로 알 수 있다. 두 구성 요소는 약 1.17 AU 떨어져 있으며, 이는 지구에서 태양까지 거리의 117%에 해당한다. 이들은 거의 133일의 공전 주기를 가지는 원형 궤도를 따라 공전한다.
주성 황소자리 제타 A는 태양 질량의 11배가 넘고, 태양 반지름의 5~6배 이상인 거대한 별이다. 이 별은 125 km/s의 투영 회전 속도로 매우 빠르게 회전하고 있다. 반성 황소자리 제타 B는 태양 질량의 약 94%를 가지지만, 이것이 주계열성인지, 중성자별인지, 아니면 백색 왜성인지는 아직 밝혀지지 않았다. 만약 주계열성이라면, 그 질량으로 미루어 볼 때 별의 분류상 G4형 별일 가능성이 있다.
주성의 스펙트럼 분류는 B2 IIIpe이다. 광도 계급 'III'는 이 별이 중심핵에서 수소를 모두 소진하고 주계열 단계를 벗어난 거성임을 나타낸다. 'p'는 스펙트럼에서 특별한 화학적 특이성이 관측됨을 의미하며, 'e'는 스펙트럼에 방출선이 나타나는 별에 사용된다. 황소자리 제타와 같은 Be 별의 경우, 방출선은 별의 바깥층에서 방출된 물질이 별 주위에 형성한 회전하는 가스 원반에서 생성된다. 이 스펙트럼의 진동 패턴은 원반의 단일 팔 나선 밀도파에 의해 발생하는 것으로 여겨진다. 이 원반은 반성 B의 중력적 영향으로 인해 세차 운동을 하고 있을 가능성이 있다.
황소자리 제타는 스펙트럼과 밝기가 변하는 변광성이다. 변광성 일반 목록은 이를 식변광성 및 감마 카시오페이아 변광성으로 등재하고 있지만, 실제로는 둘 다 아닐 수도 있다는 연구 결과도 있다. 1981년부터 1986년까지 크로아티아 흐바르 천문대의 Hrvoje Božić과 Krešimer Pavlovski는 황소자리 제타의 밝기를 관측하여 광도 곡선에서 식과 유사한 효과를 발견했다고 보고했다. 하지만 이후 히파르코스 위성의 관측 데이터를 포함한 모든 이용 가능한 측광 자료를 분석한 연구에서는 식의 존재를 확인하지 못했다.
3. 2. 별 주위 원반
주성 황소자리 제타 A의 별의 분류는 B2 IIIpe이다. 여기서 'III' 광도 계급은 이 별이 핵에서 수소 연소를 마치고 주계열 단계를 벗어난 거성임을 나타낸다. 'p'는 스펙트럼에서 화학적 특이성이 관측됨을 의미하며, 'e'는 스펙트럼에 방출선이 존재함을 나타낸다.
이러한 방출선은 황소자리 제타 A와 같은 Be 별의 특징적인 현상이다. Be 별은 빠른 자전 속도로 인해 별의 외부 대기층에서 방출된 물질이 적도 주변에 원반 형태로 모여 회전하는 별주위 원반을 가지고 있다. 바로 이 가스 원반에서 방출선이 생성되는 것이다. 이 별의 투영 회전 속도는 125 km/s로 매우 빠르다.
황소자리 제타의 스펙트럼에서 관측되는 진동 패턴은 이 원반에 형성된 단일 팔 나선 밀도파에 의해 발생하는 것으로 생각된다. 또한, 이 원반은 동반성인 황소자리 제타 B의 중력적 영향으로 인해 세차 운동을 할 가능성이 있다.
3. 3. 변광성
황소자리 제타는 스펙트럼과 밝기에서 변화를 보이는 변광성이다. 변광성 일반 목록에는 이 별이 식변광성이자 감마 카시오페이아 변광성으로 등재되어 있다. 하지만 실제로는 두 유형 모두에 해당하지 않을 수도 있다는 연구 결과도 있다.
이 별의 주성인 황소자리 제타 A는 별의 분류상 B2 IIIpe에 해당한다. 여기서 광도 계급 'III'는 핵에서 수소 연소를 마치고 주계열 단계를 벗어난 거성임을 의미한다. 'p'는 스펙트럼에서 나타나는 특정 화학적 특이성을, 'e'는 방출선의 존재를 나타낸다. 황소자리 제타와 같은 Be 별의 방출선은 별 주위를 빠르게 회전하는 가스 원반에서 비롯된다. 이 원반은 별 자체에서 방출된 물질로 이루어져 있으며, 스펙트럼에서 관측되는 진동 패턴은 원반 내 단일 팔 나선 밀도파에 의해 발생하는 것으로 추정된다. 또한, 이 원반은 동반성인 황소자리 제타 B의 중력적 영향으로 인해 세차 운동을 할 수 있다. 주성은 초속 125km의 투영 회전 속도로 매우 빠르게 회전하고 있다.
과거 크로아티아의 흐바르 천문대에서는 1981년부터 1986년까지 황소자리 제타의 밝기를 관측한 결과, 광도 곡선에서 식 현상과 유사한 효과를 발견했다고 보고한 바 있다. 그러나 이후 히파르코스 위성의 관측 데이터를 포함한 모든 가용한 측광 자료를 종합적으로 분석한 연구에서는 식 현상의 증거를 찾지 못했다.
황소자리 제타는 단선 분광 쌍성계이기도 하다. 두 구성 별은 서로 매우 가까워서 망원경의 각분해능으로 분리하여 관측할 수 없다. 대신 주성의 궤도 운동은 별빛 스펙트럼에 나타나는 흡수선의 도플러 효과 변화를 통해 감지된다. 두 별은 약 1.17 천문단위 (지구-태양 거리의 117%) 떨어져 있으며, 약 133일의 공전 주기로 거의 원형에 가까운 궤도를 돌고 있다. 반성인 황소자리 제타 B는 태양 질량의 약 94%를 가지지만, 주계열성, 중성자별, 백색 왜성 중 어떤 천체인지는 아직 명확히 밝혀지지 않았다. 만약 주계열성이라면, 질량으로 미루어 볼 때 별의 분류상 G4형에 해당할 수 있다.
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