HD 98800
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1. 개요
HD 98800은 네 개의 별로 이루어진 사중성계로, 황소자리 T형 항성으로 구성되어 있으며, TW Hydrae 어소시에이션에 속한다. HD 98800은 두 쌍의 별이 서로를 공전하며, HD 98800 A는 분광 쌍성이고, HD 98800 B는 두 개의 별을 직접 감지할 수 있는 이중선 분광 쌍성이다. HD 98800 B는 두 개의 파편 원반으로 둘러싸여 있으며, 이는 행성 형성의 증거로 여겨진다. 파편 원반은 내부 쌍성의 궤도면과 정렬되지 않았을 수 있으며, 원반 내 간극은 행성의 존재 가능성을 시사한다.
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| HD 98800 | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 별자리 | 컵자리 |
| 겉보기 등급 | 9.11 |
| 변광 | 8.91 - 8.98 (변광) |
| 변광성형 | りょうけん座RS型変光星(りょうけんざRSがたへんこうせい) |
| 분류 | 사중れんせい계 (사중 련성계) |
| 위치 정보 | |
| 원기 | J2000.0 |
| 적색 편이 | 0.000031 |
| 시선 속도 | 9.25 km/s |
| 고유 운동 (적경) | -85.40 각초/년 |
| 고유 운동 (적위) | -33.10 각초/년 |
| 연주 시차 | 22.27 |
| 거리 | ~150 광년(~47파섹) |
| 절대 등급 | 5.65 |
| 물리적 특징 | |
| 스펙트럼 분류 | K5V(e) |
| 나이 | 700 ± 500 만 년 |
| 기타 명칭 | |
| 별칭 | 코푸좌TV성 CD-24 9706 CPD-24 4651 GJ 2084 GSC 06654-00219 HIP 55505 SAO 179815 2MASS J11220530-2446393 |
| HD 98800 A 정보 | |
| 명칭 | HD 98800 A |
| 분류 | ぶんこうれんせい(분광 련성) |
| 절대 등급 | 6.06 / ? |
| 반지름 | 1.75 / ? R☉ |
| 질량 | 1.1 ± 0.1 / >0.2 M☉ |
| 표면 중력 | 4.25 / ? (log g) |
| 자전 속도 | 5.0 / ? km/s |
| 스펙트럼 분류 | K5V / ? |
| 표면 온도 | 4,500 / ? K |
| 색 지수 (B-V) | 1.17 / ? |
| HD 98800 A 궤도 요소 | |
| 원기 | MJD 8737.1 ± 1.6 |
| 이심률 | 0.484 ± 0.020 |
| 공전 주기 | 262.15 ± 0.51 일 |
| 근점 인자 | 64.4 ± 2.1° |
| HD 98800 B 정보 | |
| 명칭 | HD 98800 B |
| 겉보기 등급 | 10.4 / 11.5 |
| 분류 | ぶんこうれんせい(분광 련성) |
| 고유 운동 (적경) | -83 각초/년 |
| 고유 운동 (적위) | -25 각초/년 |
| 절대 등급 | 6.79 / 8.5? |
| 스펙트럼 분류 | K7V / M1V |
| HD 98800 A에 대한 B의 궤도 요소 | |
| 궤도 장반축 | 67.6 au |
| 이심률 | 0.52 ± 0.01 |
| 공전 주기 | 246 ± 5 년 |
| 궤도 경사각 | 88.4 ± 2° |
| 근점 인자 | 224.6° |
| 승교점 황경 | 4.7 ± 0.2°1999년의 Tokovinin 등의 논문에서는 승교점 황경은 184.8°로 되어 있었지만, 2019년의 Kennedy 등의 논문에서는, 승교점이 그것과는 반대였던 것이 도출되고 있다. |
| 준 진폭 | 6.54 km/s |
| Ba와 Bb의 궤도 요소 | |
| 원기 | MJD 52481.34 ± 0.22 |
| 궤도 장반축 | 23.3 ± 2.5 mas |
| 이심률 | 0.7849 ± 0.0053 |
| 공전 주기 | 314.327 ± 0.028 일 |
| 궤도 경사각 | 66.8 ± 3.2° |
| 근점 인자 (Ba) | 109.6 ± 1.1° |
| 승교점 황경 | 337.6 ± 2.4° |
| 준 진폭 | 22.94 ± 0.34 / 27.53 ± 0.61 km/s |
| 반지름 | 1.09 ± 0.14 / 0.85 ± 0.11 R☉ |
| 질량 | 0.699 ± 0.064 / 0.582 ± 0.051 M☉ |
| 표면 중력 | 4.21 ± 0.12 / 4.34 ± 0.12 (log g) |
| 자전 속도 | 3.0 / 0.0 km/s |
| 광도 | 0.330 ± 0.075 / 0.167 ± 0.038 L☉ |
| 표면 온도 | 4,200 ± 150 / 4,000 ± 150 K |
2. 항성계
HD 98800 항성계는 황소자리 T형 항성 네 개로 구성되어 있으며, 바다뱀자리 TW 성협의 일원이다. 크게 A와 B 두 구성원으로 나뉘며, 각 구성원은 다시 두 개의 별로 이루어진 쌍성이다. 네 별은 모두 중력으로 묶여 있으며, A와 B는 약 50 AU 거리에서 서로의 질량 중심을 공전한다.
2. 1. 구성원
HD 98800 항성계는 황소자리 T형 항성 네 개로 구성되어 있으며, 바다뱀자리 TW 성협의 구성원이기도 하다. 크게 HD 98800 A와 HD 98800 B 두 구성원으로 나눌 수 있으며, A와 B는 각각 두 개의 별로 이루어져 있는 쌍성이다. 네 별은 중력으로 묶여 있지만 A와 B는 마치 하나의 항성처럼 서로의 질량 중심을 공전하고 있고, 둘 사이는 50 AU 떨어져 있다. 이는 태양에서 명왕성까지 거리보다도 멀다.[10] 이 항성계는 약 700만~1000만 년 된 것으로 추정된다.[11]HD 98800은 두 쌍의 별이 서로를 공전하는 4중 항성계이다. 두 쌍은 1초 이상 떨어져 있어[12], 넓은 시각적 궤도는 잘 알려져 있지 않다. 예비 궤도 범위가 계산되었으며, 공전 주기는 300~430년, 궤도 이심률은 0.3~0.6으로 중간 정도이다.[12] 2019년에 발표된 데이터에 따르면, 공전 주기는 246년으로 수정되었다.
주성분인 HD 98800 A는 시선 속도가 변화하는 K형 주계열성으로 구성되어 있다.[3] 다른 별이 이를 공전하고 있다는 것을 나타내지만, 그 별의 빛은 감지할 수 없으므로, 이 시스템은 단선 분광 쌍성이다. 반성계인 HD 98800 B는 또 다른 분광 쌍성이지만, 두 별(다른 K형 별과 적색 왜성)을 직접 감지할 수 있으므로 이중선이다. HD 98800의 별들은 질량으로 예상되는 것보다 훨씬 크다. 이처럼 젊은 나이에서는 이 별들이 아직 정상적인 크기로 응축되지 않았다.[13]
2. 2. 특징
HD 98800은 황소자리 T형 항성 네 개로 이루어진 항성계로, 바다뱀자리 TW 성협의 구성원이기도 하다. 크게 A와 B 두 구성원으로 나눌 수 있으며, 이들은 각각 두 개의 별로 이루어진 쌍성이다. 네 별은 중력으로 묶여 있지만, A와 B는 마치 하나의 항성처럼 서로의 질량 중심을 공전하고 있다. 이 둘 사이의 거리는 50 천문단위로, 명왕성까지의 거리보다도 멀다. A와 B를 구성하는 별들에 대해서는 쌍둥이 태양과 유사하다는 것 외에 자세히 밝혀진 바가 없다.이 항성계는 TW Hydrae 어소시에이션(바다뱀자리 TW 성협)의 일원으로, 고유 운동이 이 집단의 다른 별들과 유사하다는 점에서 밝혀졌다.[10] 항성계의 나이는 약 700만~1000만 년으로 추정된다.[11]
HD 98800은 두 쌍의 별이 서로 공전하는 4중 항성계이다. 두 쌍은 1초 이상 떨어져 있어[12] 궤도가 자세히 알려져 있지 않다. 예비 계산에 따르면 공전 주기는 300~430년, 궤도 이심률은 0.3~0.6 정도이다.[12] 2019년 발표된 자료에서는 공전 주기가 246년으로 수정되었다.[25]
주성 HD 98800 A는 K형 주계열성으로[3] 시선 속도가 변한다. 이는 다른 별이 주위를 공전하고 있음을 의미하지만, 그 별의 빛은 감지되지 않아 단선 분광 쌍성으로 분류된다. 반성 HD 98800 B는 또 다른 분광 쌍성이지만, 두 별(K형 주계열성과 적색 왜성)의 빛을 모두 감지할 수 있어 이중선 분광 쌍성이다. HD 98800의 별들은 형성된 지 얼마 되지 않아 질량에 비해 크기가 크며, 아직 정상적인 크기로 수축하지 않았다.[13]
3. 변광성
HD 98800은 밝기가 8.91등급에서 8.98등급 사이에서 약간 변하는 변광성이며, 변광성 명칭은 TV 크레이터이다.[4]
3. 1. 변광 원인
HD 98800의 밝기는 8.91등급과 8.98등급 사이에서 약간 변하며, 변광성 명칭 TV 크레이터로 지정되었다.[4] TV 크레이터 명칭은 네 개의 별을 모두 포함하며, HD 98800 A와 HD 98800 B 모두 변광성으로 보인다.
HD 98800 A는 2.521일 주기로 밝기가 변하는데, 이는 별의 회전 주기와 같은 것으로 보인다. 별 표면의 밝기가 균일하지 않아 회전하면서 밝기가 달라지는 RS 캔 대형 변광성으로 분류된다.[14]
HD 98800 B는 T 황소 별 이후의 별로, 기울어진 파편 원반의 불규칙성이 별빛을 가려 밝기 변화를 일으키는 것으로 추측된다.[15]
4. 행성계
HD 98800 B는 두 개의 뚜렷한 파편 원반으로 둘러싸여 있다. IRAS가 적외선 과잉 현상을 통해 처음 발견했으며,[16] 이후 켁 천문대와 스피처 우주 망원경으로 추가 관측이 이루어졌다.[17][18]
ALMA의 고해상도 이미지는 원반이 내부 쌍성의 궤도와 정렬되지 않았을 가능성을 보여준다. 내부 쌍성의 긴 공전 주기가 이러한 정렬 불일치의 원인일 수 있으며, 이 원반에서 형성되는 모든 쌍성 주위 행성은 내부 쌍성의 궤도와 정렬되지 않을 것이다.[19][20] 초대형 전파 간섭계(VLA) 관측에 따르면 원반은 3에서 5 천문 단위까지 뻗어 있으며,[21] 질량이 큰 가스가 풍부한 원시 행성 원반과 유사하여, 이러한 유형의 쌍성 주위 원반으로는 이례적으로 오래되었다.[21]
4. 1. 파편 원반
스피처 우주 망원경의 적외선 탐지기를 이용하여 HD 98800 B 주위에 있는 먼지 원반이 발견되었다. 이 원반은 두 개의 분리된 띠 모양을 하고 있다. 안쪽 고리는 중심부 쌍성의 질량 중심에서 1.5 ~ 2 AU 떨어진 곳에, 바깥쪽 고리는 5.9 AU 정도부터 시작하여 그 외곽 한계선은 확실하게 밝혀지지 않았다. 두 고리 사이에는 약 3 AU 폭의 빈 공간이 존재한다. 안쪽 고리는 농도가 옅으며 바깥쪽 고리 안쪽 부분은 상대적으로 밀도가 높았다.[29]관측 팀의 리더 엘리스 퍼란은 암석 천체끼리 부딪혀 먼지 파편들이 생기고, 이들은 결국 안쪽 원반으로 이동할 것이라고 결론 내렸다. 그러나 사중성계라는 특징 때문에 안쪽 먼지 원반을 구성하는 물질들은 균일하게 퍼져 있지 않다.
이 원반은 적외선 과잉 현상으로 처음 발견되었으며, IRAS가 최초 발견했다.[16] 이후 켁 천문대와 스피처 우주 망원경을 이용하여 추가 관측이 이루어졌다.[17][18]
4. 1. 1. 원반의 비정렬
ALMA 망원경 관측 결과, HD 98800 B를 둘러싼 파편 원반은 두 별의 궤도면과 수직으로 놓여 있을 가능성이 제기되었다.[19][20][28] 이는 기존 이론과는 다른 독특한 구조로, 쌍성 주위 행성 형성 과정에 대한 새로운 이해를 제공할 수 있다. 내부 쌍성의 긴 공전 주기가 이러한 정렬 불일치의 원인일 수 있으며, 이 원반에서 형성되는 모든 쌍성 주위 행성은 내부 쌍성의 궤도와 정렬되지 않을 것이다.[19][20] 초대형 전파 간섭계(VLA) 관측에 따르면 이 원반은 3 ~ 5 천문 단위까지 뻗어 있으며,[21] 질량이 큰 가스가 풍부한 원시 행성 원반과 유사하여, 이러한 유형의 쌍성 주위 원반으로는 이례적으로 오래된 것이다.[21]4. 2. 행성 존재 가능성
HD 98800 B 주위의 파편 원반은 행성이 형성되는 과정 중일 가능성이 있다. 원반이 크게 두 부분으로 나뉘어 있고, 그 사이의 빈 공간은 행성이 성장하면서 주변 물질을 청소했거나, 네 별의 중력적 상호작용 때문에 생겨났을 수 있다.천문학자들은 행성이 눈덩이처럼 구르며 커지듯, 수백만 년에 걸쳐 성장한다고 생각한다. 행성의 재료가 되는 미행성들은 서로 충돌하여 지구와 같은 암석 행성이 되거나, 목성의 중심핵처럼 질량이 큰 가스 행성의 씨앗이 되기도 한다. 행성이 되지 못한 큰 바위들은 소행성이나 혜성이 된다. 이러한 암석 천체들이 충돌하면서 생긴 미세한 먼지 조각들은 우주 공간으로 퍼져 나간다.
ALMA로 촬영한 고해상도 이미지는 원반이 내부 쌍성의 궤도와 정렬되지 않았을 가능성을 보여준다. 내부 쌍성의 긴 공전 주기는 이러한 정렬 불일치의 원인일 수 있으며, 이 원반에서 형성되는 모든 쌍성 주위 행성은 내부 쌍성의 궤도와 정렬되지 않을 것이다.[19][20]
파편 원반 내의 간극은 이 시스템 내에 행성이 존재할 가능성을 더욱 크게 만든다. 이 간극은 원반과 이미 형성되기 시작한 행성 사이의 중력 관계에 의해 발생하여 원반 내의 공간을 만들었을 수 있다. 그러나 이 간극은 네 개의 별의 중력 공명 효과일 수도 있다.
5. 추가 연구 및 한국 천문학 기여
HD 98800 항성계는 독특한 구조와 행성 형성 가능성으로 인해 천문학 연구의 중요한 대상이다. 특히, ALMA 같은 고성능 망원경을 이용한 후속 연구를 통해 많은 정보가 밝혀졌다.
IRAS의 초기 관측 이후, 켁 천문대와 스피처 우주 망원경을 이용한 추가 관측이 이루어졌다.[17][18] 엘리스 펄란 박사는 스피처 망원경 관측 팀의 리더로서, 외부 띠에서 암석 물체의 충돌로 생성된 먼지가 내부 원반으로 이동하지만, 이중 쌍성계의 특성 때문에 먼지 입자가 내부 원반을 균등하게 채우지 않는다고 결론지었다.
ALMA의 고해상도 이미지는 원반이 내부 쌍성의 궤도와 정렬되지 않았을 가능성을 보여주었다.[19][20] 내부 쌍성의 긴 공전 주기가 이러한 정렬 불일치의 원인일 수 있으며, 여기서 형성되는 모든 쌍성 주위 행성은 내부 쌍성의 궤도와 정렬되지 않을 것이다. 초대형 전파 간섭계 관측에 따르면, 원반은 3에서 5 천문 단위까지 뻗어 있으며, 질량이 큰 가스가 풍부한 원시 행성 원반과 유사하며, 이는 이러한 유형의 쌍성 주위 원반의 나이로는 이례적이다.[21]
이러한 연구들을 통해 파편 원반의 상세 구조, 행성 존재 여부, 그리고 쌍성계에서의 행성 형성 과정 등에 대한 더 많은 정보를 얻을 수 있을 것으로 기대된다.
5. 1. 대한민국 관련 연구
대한민국은 ALMA 프로젝트의 주요 참여국으로서, HD 98800 연구에 기여할 수 있는 잠재력을 가지고 있다. 한국 천문학자들은 ALMA 관측 데이터를 분석하고, 이론 모델을 개발하여, HD 98800과 같은 독특한 항성계의 형성과 진화 과정을 이해하는 데 기여할 수 있을 것이다.참조
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