카시오페이아자리 뮤
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1. 개요
카시오페이아자리 뮤는 카시오페이아자리에 있는 별로, 반성과 함께 '마르파크'라는 애칭으로 불린다. 1961년에 고유 운동 변화를 통해 연성임이 밝혀졌으며, 두 별은 타원 궤도로 공전하며 주성은 태양의 0.74배, 반성은 0.17배의 질량을 갖는다. 이 별은 은하 원반 형성 전에 탄생한 오래된 종족 II의 준왜성으로 분류된다. 카시오페이아자리 뮤에는 5개의 보이는 동반성이 있지만, 실제로는 배경 천체이며, 보이지 않는 동반성의 중력적 영향으로 진동하는 천체측정 이중성으로 알려져 있다.
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카시오페이아자리 감마는 겉보기 등급이 불규칙하게 변하는 분출 변광성이자 카시오페이아자리 감마 변광성의 대표 별로, 빠른 회전 속도와 적도 팽창, 뜨거운 가스 원반을 특징으로 하며 X선 방출 메커니즘에 대한 논쟁이 있고, 분광 쌍성을 포함하는 다중성계이며 'Navi'라는 별칭으로도 알려져 있다. - M형 주계열성 - 적색왜성
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| 카시오페이아자리 뮤 | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 별자리 | 카시오페이아자리 |
| 명칭 | 마르파크 |
| 기타 명칭 | 뮤 카시오페이아 (μ Cas) 카시오페이아자리 30 (30 Cassiopeiae) GJ 53 HR 321 BD+54°223 HD 6582 LHS 8 LTT 10460 GCTP 219.00 SAO 22024 FK5 1030 LFT 107 HIP 5336 GC 1360 CCDM J01080+5455 |
| 관측 정보 | |
| 겉보기 등급 | 5.159 (5.14/11.45) |
| 특징 | |
| 분광형 | G5Vb + M4V |
| U-B 색 지수 | +0.10 |
| 변광성 여부 | 의심됨 |
| 고유 운동 | |
| 시선 속도 | −98.3 |
| 고유 운동 (적경) | +3,468.251 |
| 고유 운동 (적위) | −1,564.844 |
| 시차 | 130.2881 |
| 시차 오차 | 0.4348 |
| 절대 등급 | 5.78/11.6 |
| 쌍성 정보 (뮤 카시오페이아 B) | |
| 물리적 특성 (뮤 카시오페이아 Aa) | |
| 자전 속도 | 2.4 |
| 나이 | "" (년) |
| 물리적 특성 (뮤 카시오페이아 Ab) | |
| 표면 온도 | 3,025 |
| 광도 | 0.0062 |
| 반지름 | 0.29 |
| 명칭 | |
2. 특징
카시오페이아자리 뮤별은 카시오페이아자리 내에서 카시오페이아자리 θ별과 가까이 위치해 있으며, 이 두 별은 '마르파크'라는 이름으로도 불린다. 하지만 θ별은 100광년 이상 떨어져 있어 중력적으로 연결되어 있지 않으며, 지구에서 보기에만 같은 방향에 있는 것처럼 보이는 겉보기 이중성이다. '마르파크'는 '팔꿈치'를 뜻하는 아랍어 '알 마르피크(Al Marfik)' 또는 '알 미르파크(Al Mirfaq)'에서 유래했다.[6]
이 별의 물리적 및 운동학적 특징에 대한 자세한 내용은 하위 섹션을 참고하면 된다.
2. 1. 물리적 특징
1961년 과거 23년간의 사진을 분석한 결과, 고유 운동의 변화로 인해 사진으로는 식별할 수 없는 반성의 존재가 확인되어 연성임이 밝혀졌다.[7] 현재 두 항성은 3.3AU에서 11.9AU 사이에서 변동하는 타원 궤도를 공전하는 것으로 알려져 있다. 주성의 질량은 태양의 0.74배, 반성은 0.17배 정도로, 모두 태양보다 작다. 또한, 167km/s라는 비교적 빠른 속도로 은하계 내를 이동하고 있어, 은하 원반이 형성되기 전에 탄생한, 오래된 금속량이 적은 종족 II 항성이며, 일반적인 주계열성보다 작고 고온인 준왜성으로 분류된다.2. 2. 운동학적 특징
1961년 과거 23년간의 사진을 분석한 결과, 고유 운동의 변화에 의해 사진으로는 식별할 수 없는 반성의 존재가 확인되어 연성임이 발견되었다.[7] 두 개의 항성은 3.3AU에서 11.9AU 사이에서 변동하는 타원 궤도를 공전하고 있으며, 질량은 주성이 태양의 0.74배, 반성은 0.17배 정도로, 모두 태양보다 작다. 또한, 167km/s라는 비교적 고속으로 은하계 내를 이동하고 있어, 은하 원반이 형성되기 전에 탄생한, 오래된 금속량이 적은 종족 II의 항성으로 여겨지며, 일반적인 주계열성보다 작고 고온인 준왜성으로 분류된다.3. 동반성
카시오페이아자리 뮤에는 워싱턴 이중성 목록에 5개의 동반성이 등재되어 있지만, 이들은 모두 멀리 떨어져 있는 배경 천체이다. 가장 밝은 B 구성 요소는 카시오페이아자리 뮤의 높은 고유 운동 때문에 거리가 멀어졌고, 현재 더 가까운 두 개의 별도 배경 천체이다. 동반성 C와 D는 서로 4각초 떨어져 있고, 약 4,000광년 떨어진 이중성계를 형성한다.
카시오페이아자리 뮤 자체는 천체측정 이중성으로, 보이지 않는 동반성의 영향으로 진동하는 것처럼 보인다. 주성보다 6등급 이상 어두운 동반성은 적색 왜성으로 추정된다.
별자리에서 카시오페이아자리 θ별이 근처에 있어, μ별과 함께 '''마르파크'''라는 이름으로 불리기도 한다. 하지만 θ별은 멀리 떨어져 있어 중력적 연결은 없고, 겉보기 이중성일 뿐이다.[6]
3. 1. 발견 및 관측
워싱턴 이중성 목록에 따르면 카시오페이아자리 뮤에는 5개의 보이는 동반성이 등재되어 있다. 이들은 모두 11등급보다 희미한 멀리 떨어진 배경 천체이다. 이 중 가장 밝은 별은 B 구성 요소로 분류되었지만, 카시오페이아자리 뮤의 매우 높은 고유 운동으로 인해 B와의 거리가 거의 두 배로 늘어났다. 현재 카시오페이아자리 뮤에 더 가깝지만, 배경 천체이기도 한 10등급보다 밝은 별이 두 개 더 있다. 동반성 C와 D는 4 각초만큼 떨어져 있으며 약 떨어진 이중성계를 형성한다. 카시오페이아자리 뮤 자체는 보이지 않는 동반성의 중력적 영향으로 인해 진동하는 것으로 관찰되는 별인 천체측정 이중성으로 알려져 있으며, 해당 동반성이 이제 분해되었다.1961년, 이 시스템의 가까운 이중성 특성은 앨러게니 천문대의 니콜라스 E. 웨이그만에 의해 발견되었다. 이후 두 별의 궤도 요소는 상당히 잘 확립되었다. 두 별은 공전 반장축 7.61 AU로 떨어져 있으며, 거리는 3.3~11.9 AU이다. 1966년, 미국 천문학자 피터 A. 웨힝거가 키트 피크 국립 천문대의 84인치 반사경을 사용하여 개별 구성 요소를 처음으로 분해하여 개별 질량에 대한 초기 추정을 가능하게 했다. 동반성은 주성보다 6등급(330배) 이상 희미하며, 이는 적색 왜성, 즉 M형 주계열성 또는 준왜성으로 추정된다.
1961년에, 과거 23년간의 사진을 분석한 결과, 고유 운동의 변화에 의해 사진으로는 식별할 수 없는 반성의 존재가 확인되어 연성임이 발견되었다.[7] 현재는, 두 개의 항성은 거리가 3.3AU에서 11.9AU 사이에서 변동하는 타원 궤도를 공전하고 있는 것으로 알려져 있다.
3. 2. 궤도 및 구성 요소
카시오페이아자리 뮤는 워싱턴 이중성 목록에 등재된 5개의 보이는 동반성이 있지만, 모두 11등급보다 희미한 멀리 떨어진 배경 천체이다. 이 중 가장 밝은 B 구성 요소는 카시오페이아자리 뮤의 매우 높은 고유 운동으로 인해 거리가 거의 두 배로 늘어났다. 현재 카시오페이아자리 뮤에 더 가깝지만, 배경 천체이기도 한 10등급보다 밝은 별이 두 개 더 있다. 동반성 C와 D는 4 각초만큼 떨어져 있으며 약 떨어진 이중성계를 형성한다.카시오페이아자리 뮤 자체는 천체측정 이중성으로 알려져 있는데, 이는 보이지 않는 동반성의 중력적 영향으로 인해 진동하는 것으로 관찰되는 별이다. 1961년, 앨러게니 천문대의 니콜라스 E. 웨이그만이 이 시스템의 가까운 이중성 특성을 발견했다. 이후 두 별의 궤도 요소는 상당히 잘 확립되었다. 두 별은 공전 반장축 7.61AU로 떨어져 있으며, 거리는 3.3AU~11.9AU이다.
1966년, 미국 천문학자 피터 A. 웨힝거가 키트 피크 국립 천문대의 84인치 반사경을 사용하여 개별 구성 요소를 처음으로 분해하여 개별 질량에 대한 초기 추정을 가능하게 했다. 동반성은 주성보다 6등급(330배) 이상 희미하며, 적색 왜성, 즉 M형 주계열성 또는 준왜성으로 추정된다.
1961년에 과거 23년간의 사진을 분석한 결과, 고유 운동의 변화에 의해 사진으로는 식별할 수 없는 반성의 존재가 확인되어 연성임이 발견되었다.[7] 현재는 두 개의 항성은 거리가 3.3AU에서 11.9AU 사이에서 변동하는 타원 궤도를 공전하고 있는 것으로 알려져 있다. 질량은 주성이 태양의 0.74배, 반성은 0.17배 정도이다.
별자리에서, 반성 외에 카시오페이아자리 θ별이 근처에 나란히 있어, μ별과 함께 '''마르파크'''라는 애칭으로도 불린다. 하지만 θ별은 100광년 이상 원방에 있어 중력적인 연결은 없으며, 태양계에서 보면 우연히 같은 방향으로 보일 뿐인 겉보기 이중성이다. 마르파크라는 이름은 "팔꿈치"를 의미하는 아랍어 알 마르피크(Al Marfik) 또는 알 미르파크(Al Mirfaq)에서 유래되었다.[6]
3. 3. 추가 동반성
카시오페이아자리 뮤에는 워싱턴 이중성 목록에 등재된 5개의 보이는 동반성이 있다. 이들은 모두 11등급보다 희미한 멀리 떨어진 배경 천체이다. 이 중 가장 밝은 별은 B 구성 요소로 분류되었지만, 카시오페이아자리 뮤의 매우 높은 고유 운동으로 인해 B와의 거리가 거의 두 배로 늘어났다. 현재 카시오페이아자리 뮤에 더 가깝지만, 배경 천체이기도 한 10등급보다 밝은 별이 두 개 더 있다. 동반성 C와 D는 4 각초만큼 떨어져 있으며 약 4,000 광년 떨어진 이중성계를 형성한다. 카시오페이아자리 뮤 자체는 보이지 않는 동반성의 중력적 영향으로 인해 진동하는 것으로 관찰되는 별인 천체측정 이중성으로 알려져 있으며, 해당 동반성은 이제 분해되었다.1961년, 앨러게니 천문대의 니콜라스 E. 웨이그만에 의해 이 시스템의 가까운 이중성 특성이 발견되었다. 그 이후 두 별의 궤도 요소는 상당히 잘 확립되었다. 두 별은 공전 반장축 7.61 AU로 떨어져 있으며, 거리는 3.3~11.9 AU이다. 1966년, 미국 천문학자 피터 A. 웨힝거가 키트 피크 국립 천문대의 84인치 반사경을 사용하여 개별 구성 요소를 처음으로 분해하여 개별 질량에 대한 초기 추정을 가능하게 했다. 동반성은 주성보다 6등급(330배) 이상 희미하며, 이는 적색 왜성, 즉 M형 주계열성 또는 준왜성으로 추정된다.
4. 명칭
카시오페이아자리 μ는 카시오페이아자리 θ와 함께 '마르파크'라는 애칭으로도 불리는데, 이는 "팔꿈치"를 의미하는 아랍어 알 마르피크(Al Marfik) 또는 알 미르파크(Al Mirfaq)에서 유래했다.[6] θ별은 100광년 이상 멀리 떨어져 있어 중력적인 연결은 없으며, 태양계에서 보면 우연히 같은 방향으로 보이는 겉보기 이중성이다.
4. 1. 겉보기 이중성
카시오페이아자리 뮤에는 워싱턴 이중성 목록에 등재된 5개의 보이는 동반성이 있다. 모두 11등급보다 희미한 멀리 떨어진 배경 천체이다. 이 중 가장 밝은 별은 B 구성 요소로 분류되었지만, 카시오페이아자리 뮤의 매우 높은 고유 운동으로 인해 B와의 거리가 거의 두 배로 늘어났다. 현재 카시오페이아자리 뮤에 더 가깝지만, 배경 천체이기도 한 10등급보다 밝은 별이 두 개 더 있다. 동반성 C와 D는 4 각초만큼 떨어져 있으며 약 4,000 ly 떨어진 이중성계를 형성한다. 카시오페이아자리 뮤 자체는 보이지 않는 동반성의 중력적 영향으로 인해 진동하는 것으로 관찰되는 별인 천체측정 이중성으로 알려져 있으며, 해당 동반성은 이제 분해되었다.1961년, 이 시스템의 가까운 이중성 특성은 앨러게니 천문대의 니콜라스 E. 웨이그만에 의해 발견되었다. 그 이후 두 별의 궤도 요소는 상당히 잘 확립되었다. 두 별은 공전 반장축 7.61 AU로 떨어져 있으며, 거리는 3.3~11.9 AU이다. 1966년, 미국 천문학자 피터 A. 웨힝거가 키트 피크 국립 천문대의 84인치 반사경을 사용하여 개별 구성 요소를 처음으로 분해하여 개별 질량에 대한 초기 추정을 가능하게 했다. 동반성은 주성보다 6등급(330배) 이상 희미하며, 이는 적색 왜성, 즉 M형 주계열성 또는 준왜성으로 추정된다.
별자리에서 반성 외에 카시오페이아자리 θ별이 근처에 나란히 있어, μ별과 함께 '''마르파크'''라는 애칭으로도 불린다. 하지만 θ별은 100광년 이상 원방에 있어 중력적인 연결은 없으며, 태양계에서 보면 우연히 같은 방향으로 보일 뿐인 겉보기 이중성이다. 마르파크라는 이름은 "팔꿈치"를 의미하는 아랍어 알 마르피크(Al Marfik) 또는 알 미르파크(Al Mirfaq)에서 유래되었다.[6]
1961년에 과거 23년간의 사진을 분석한 결과, 고유 운동의 변화에 의해 사진으로는 식별할 수 없는 반성의 존재가 확인되어 연성임이 발견되었다.[7] 현재 두 개의 항성은 거리가 3.3AU에서 11.9AU 사이에서 변동하는 타원 궤도를 공전하고 있는 것으로 알려져 있다. 질량은 주성이 태양의 0.74배, 반성은 0.17배 정도로, 모두 태양보다 작다.
참조
[1]
논문
Dynamical masses of a selected sample of orbital binaries
2012-10
[2]
논문
An Astrometric Study of Four Binary Stars
1994
[3]
웹사이트
mu. Cas -- Spectroscopic binary
https://simbad.u-str[...]
SIMBAD
2016-12-28
[4]
논문
Angular Diameters of the G Subdwarf μ Cassiopeiae A and the K Dwarfs σ Draconis and HR 511 from Interferometric Measurements with the CHARA Array
2008-08-10
[5]
논문
Full Adaptive Optics Images of ADS 9731 and μ Cassiopeiae: Orbits and Masses
1995-09-01
[6]
서적
Star Names - Their Lore and Meaning
https://penelope.uch[...]
1963
[7]
간행물
Reports of Observatories, 1960-1961
1961-11
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