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미라 B

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목차

1. 개요

미라 B는 미라 A를 공전하는 천체로, 궤도는 약 500년의 공전 주기를 가지는 것으로 추정된다. 2007년 켁 천문대의 연구에 따르면 미라 B 주위에 원시행성계 원반이 발견되었으며, 이는 미라 A에서 탈출한 가스로 이루어져 있다. 초기에는 백색 왜성으로 여겨졌으나, 연구를 통해 분광형 K의 주계열성으로 밝혀지기도 했으나, 2010년 분석에 따르면 다시 백색 왜성으로 확인되었다.

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미라 B
기본 정보
별자리고래자리
적경02시 19분 20.80초
적위-02도 58분 40.0초
겉보기 등급9.5 - 12.0
분광형DA
거리약 300 광년
거리 (파섹)약 90 파섹
고유 명칭VZ Cet, ο Cet B, WDS J02193-0259Ab, CCDM J02194-0258P, WD 0216-032

2. 궤도

미라를 공전하는 궤도는 잘 알려져 있지 않다. 육안 이중성 궤도 제6 목록에 기재된 가장 최근의 추정치는 약 500년의 공전 주기를 가지며, 근성점은 2285년경으로 추정한다.[7] ''히파르코스'' 목록에 있는 거리와 궤도가 정확하다고 가정하면 미라 A와 B는 평균 100 AU만큼 떨어져 있다.[7]

3. 최근 연구

미라 항성계의 사진. 상단 사진이 미라 A와 미라 B임.


2007년 1월 W. M. 켁 천문대의 천문학자들은 미라 B 주위에 원시행성계 원반이 형성되어 있다고 발표했다. 이는 적외선 영역 관측을 통해 발견되었으며, 원반의 물질은 주성에서 탈출한 가스들로 이루어져 있었다. B 주위에 흘러든 물질의 양은 주성 질량의 1퍼센트에 달했다. 강착 원반이 성장하는 현 단계에서는 행성 생성 메카니즘이 진행되지 않을 것으로 보이지만, 일단 주성이 생명을 다하고 백색 왜성으로 축퇴되고 나면 행성계가 태어날 것으로 보고 있다.[8]

종전 미라 B는 백색 왜성일 것으로 보는 시각이 우세했지만, 최근 연구 결과 이 별은 분광형 K의 주계열성으로 질량이 태양의 0.7배 정도인 것으로 밝혀졌다.[13]

|thumb|left|청색 대역 광도 곡선은 미라 B(VZ Ceti)에 대한 것으로, Sokoloski와 Bildsten(2010)의 자료를 바탕으로 함[9]]]

2007년 1월, 켁 천문대(Keck Observatory)의 천문학자들은 미라 B 주변에서 원시 행성 디스크를 발견했다고 발표했다. 적외선 데이터를 통해 발견된 이 디스크는 미라 자체에서 포획된 물질에서 유래한 것으로 보이며, 미라 B는 주성에서 잃는 물질의 1%나 되는 양을 강착한다. 행성 형성은 디스크가 활발히 강착하는 동안에는 아마도 일어날 것 같지 않지만, 미라 A가 적색 거성 단계를 마치고 백색 왜성 잔해로 변하면 빠르게 진행될 수 있다.[8]

낮은 X선 광도와 같은 몇 가지 요인들은 미라 B가 처음 생각했던 것과 달리 백색 왜성이 아니라 대략 0.7 태양 질량의 K형 분광형을 가진 정상적인 주계열성임을 시사한다. 그러나 2010년 급격한 광학적 밝기 변화에 대한 분석에 따르면 미라 B는 실제로 백색 왜성이다.[9]

3. 1. 미라 B의 정체

2007년 1월 W. M. 켁 천문대의 천문학자들은 미라 B 주위에 원시행성계 원반이 형성되어 있다고 발표했다.[8] 이 원반은 적외선 영역 관측을 통해 발견되었으며, 원반의 물질은 주성에서 탈출한 가스들로 이루어져 있었다. B 주위에 흘러든 물질의 양은 주성 질량의 1퍼센트에 달했다. 강착 원반이 성장하는 현 단계에서는 행성 생성 메카니즘이 진행되지 않을 것으로 보이지만, 일단 주성이 생명을 다하고 백색 왜성으로 축퇴되고 나면 행성계가 태어날 것으로 보고 있다.[8]

종전 미라 B는 백색 왜성일 것으로 보는 시각이 우세했지만, 최근 연구 결과 이 별은 분광형 K의 주계열성으로 질량이 태양의 0.7배 정도인 것으로 밝혀졌다.[13] 그러나 2010년 급격한 광학적 밝기 변화에 대한 분석에 따르면 미라 B는 실제로 백색 왜성이다.[9]

3. 2. 원시행성계 원반

2007년 1월 W. M. 켁 천문대의 천문학자들은 미라 B 주위에 원시행성계 원반이 형성되어 있다고 발표했다.[8] 이는 적외선 영역 관측을 통해 발견되었으며, 원반의 물질은 주성에서 탈출한 가스들로 이루어져 있었다.[8] B 주위에 흘러든 물질의 양은 주성 질량의 1퍼센트에 달했다.[8] 강착 원반이 성장하는 현 단계에서는 행성 생성 메카니즘이 진행되지 않을 것으로 보이지만, 일단 주성이 생명을 다하고 백색 왜성으로 축퇴되고 나면 행성계가 태어날 것으로 보고 있다.[8]

종전 미라 B는 백색 왜성일 것으로 보는 시각이 우세했지만, 최근 연구 결과 이 별은 분광형 K의 주계열성으로 질량이 태양의 0.7배 정도인 것으로 밝혀졌다.[13] 그러나 2010년 급격한 광학적 밝기 변화에 대한 분석에 따르면 미라 B는 실제로 백색 왜성이다.[9]

참조

[1] 논문 VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Spectral Classifications 2014
[2] 논문 An Electronic Version of the Second Volume of the General Catalogue of Variable Stars with Improved Coordinates 2003
[3] 논문 Observations of rapid blue variables - VIII. The companion to Mira 1972
[4] 논문 Validation of the new Hipparcos reduction 2007-11
[5] 서적 Burnham's Celestial Handbook, Volume One: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System https://books.google[...] Courier Corporation 2013-04-15
[6] 서적 The Hundred Greatest Stars https://books.google[...] Springer Science & Business Media 2006-05-07
[7] 웹사이트 Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars http://www.usno.navy[...] United States Naval Observatory 2017-06-21
[8] 논문 Born-Again Protoplanetary Disk around Mira B
[9] 논문 Evidence for the White Dwarf Nature of Mira B 2010
[10] 서적 번햄의 천체 핸드북 Dover Publications, Inc. 1978
[11] 문서 Ibid
[12] 서적 The Hundred Greatest Stars Copernicus Books 2002
[13] 웹인용 First Planet-Forming Disk Found in the Environment of a Dying Star. http://www.keckobser[...]


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