황소자리 람다
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1. 개요
황소자리 람다는 세 개의 별로 구성된 항성계이다. 이 시스템은 3.95일의 공전 주기를 가진 식쌍성인 황소자리 람다 AB와, 33.025일 주기로 내부 쌍을 공전하는 황소자리 람다 C로 이루어져 있다. 황소자리 람다 A는 B3 V형의 청백색 주계열성이며, 황소자리 람다 B는 A4 IV형의 준거성이다. 이 항성계는 식쌍성 현상과 탄소 결핍 등의 특징을 보이며, 특히 황소자리 람다 B의 큰 반지름과 관련된 진화적 미스터리를 가지고 있다. 황소자리 람다는 아랍어로 "황소"를 의미하는 "Elthor"라는 고유 명칭을 갖는다.
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| 황소자리 람다 | |
|---|---|
| 위치 정보 | |
 | |
| 식별 정보 | |
| 명칭 | 황소자리 람다 |
| 다른 명칭 | 35 황소자리 BD+12 539 FK5 150 HD 25204 HIP 18724 HR 1239 SAO 93719 |
| 별자리 | 황소자리 |
| 관측 정보 | |
| 시대 | J2000.0 |
| 겉보기 등급 | +3.37 (-3.54) - 3.91 |
| 변광성 유형 | 알골 |
| 특징 | |
| 분광형 | B3 V + A4 IV |
| B-V 색지수 | -0.12 |
| U-B 색지수 | -0.62 |
| 시선 속도 및 고유 운동 | |
| 시선 속도 | +17.8 km/s |
| 고유 운동 (적경) | −8.02 mas/yr |
| 고유 운동 (적위) | −14.42 mas/yr |
| 시차 | 6.74 mas |
| 절대 등급 | −2.45 |
| 궤도 요소 | |
| 기준 | 황소자리 람다 A |
| 동반성 | 황소자리 람다 B |
| 공전 주기 | 3.9529552 일 |
| 긴반지름 | 21.91 태양 반지름 |
| 궤도 이심률 | 0.025 ± 0.015 |
| 궤도 경사 | 76 도 |
| 근점 통과 시각 | 2,444,667.3 ± 2.1 HJD |
| K1 | 56.9 ± 0.6 |
| K2 | 215.6 ± 0.7 |
| 항성 정보 | |
| 구성원 1 | 황소자리 람다 A |
| 질량 | 7.18 태양 질량 |
| 반지름 | 6.40 태양 반지름 |
| 표면 중력 | 3.38 |
| 나이 | 33.2 ± 3.9 백만 년 |
| 광도 | 5,801 태양 광도 |
| 표면 온도 | 18,700 K |
| 자전 속도 | 85 km/s |
| 구성원 2 | 황소자리 람다 B |
| 질량 | 1.89 태양 질량 |
| 반지름 | 5.30 태양 반지름 |
| 광도 | 128 태양 광도 |
| 표면 온도 | 8,405 K |
| 자전 속도 | 76 km/s |
2. 항성계
황소자리 람다 항성계는 알골형 식쌍성을 포함하는 삼중성계이다. 주성 A와 반성 B는 서로 가까이에서 공전하며 밝기가 변하는 식 현상을 일으킨다. 반성 B는 항성 진화 과정에서 질량 이동으로 인해 로슈 로브가 변형된 것으로 추정된다. 세 번째 별 C는 이들 쌍성 주위를 비교적 멀리서 공전하며, 쌍성의 궤도에 섭동을 일으킨다.
2. 1. 구성원
황소자리 람다 항성계는 세 개의 별로 구성되어 있다. 내부 쌍인 황소자리 람다 AB는 3.95일의 공전 주기와 약 0.025의 낮은 궤도 이심률로 서로 공전한다. 이들의 궤도면은 지구에서 보이는 시선 방향과 약 76° 기울어져 있어 거의 측면에서 보이며, 두 별은 알골형 식쌍성을 형성한다. 쌍의 결합된 밝기는 +3.37에서 +3.91 등급으로 변한다. 주성(λ Tau A)은 식(eclipse) 동안 등급 감소를 겪는 반면, 부성(λ Tau B)은 0.09~0.10 등급 감소를 겪는다. 이 두 별 사이의 평균 거리는 태양 반지름의 21.91배, 즉 이다. 세 번째 구성원인 황소자리 람다 C는 약 0.15의 궤도 이심률로 33.025일 주기로 내부 쌍을 공전하며, 이 궤도는 AB쌍의 궤도에 섭동을 일으킨다.
2. 1. 1. 황소자리 람다 A
주성은 별의 분류 B3 V형의 B형 주계열성으로, 청백색을 띠는 거대한 별이다. 태양 질량의 7배 이상, 태양 반지름의 6.4배에 달한다. 이 별은 시스템에서 가장 밝은 구성원으로, 의 유효 온도에서 외피를 통해 태양의 광도의 약 5,801배에 달하는 에너지를 방출한다.황소자리 람다 A는 의 투영된 회전 속도로 빠르게 자전한다. 1909년 프랭크 슐레징어는 이 별이 δ 리브라와 함께 회전으로 인한 스펙트럼선의 넓어짐이 관측된 최초의 별이라고 발표했다.
황소자리 람다 A의 스펙트럼에서는 탄소가 부족하게 나타나는데, 이는 이 별의 분류에서는 보기 드문 현상이다. 이에 대한 가능한 설명은 다음과 같다. 첫째, 과거에 별이 질량을 잃었을 가능성이 있다. 별의 내부 영역은 핵융합 과정에서 탄소가 질소로 변환되면서 탄소가 고갈되었고, 이후 별의 외부 껍질이 손실되면서 이 영역이 노출되었을 수 있다. 둘째, 별이 대류 혼합 기간을 겪어 탄소 고갈 물질을 표면으로 가져왔을 수도 있다. 그러나 이러한 질량의 주계열성에서 완전 대류 거동의 원인은 아직 밝혀지지 않았다.
2. 1. 2. 황소자리 람다 B
황소자리 람다 B는 A4 IV형의 준거성으로, 핵에서 수소 공급이 거의 소진되어 항성 진화를 통해 거성으로 진화하는 단계에 있다. 질량은 태양의 약 1.9배, 반지름은 약 5.3배이며, 8,405,000의 유효 온도에서 태양 광도의 128배를 방출한다. 황소자리 람다 B는 76km/s의 투영 회전 속도로 빠르게 회전한다.더 질량이 큰 주성을 향한 황소자리 람다 B의 표면은 추가로 1,440,000만큼 가열되어 회전 효과를 일으키며, 이는 황소자리 람다 B의 스펙트럼선 강도가 궤도 운동 과정에서 변동하게 만든다.
황소자리 람다 B의 반지름이 큰 것은 특이한 점이다. 항성 진화 이론에 따르면, 더 질량이 큰 주성이 먼저 준거성 단계에 도달해야 한다. 따라서 황소자리 람다 B의 큰 반지름은 별의 나이 외의 다른 요인, 즉 질량 이동으로 인한 로슈 로브 변형 때문으로 추정된다. 이는 황소자리 람다 AB 쌍이 반분리 쌍성을 형성함을 시사한다.
2. 1. 3. 황소자리 람다 C
황소자리 람다 C는 궤도 이심률이 대략 0.15이며, 33.025일 주기로 내부 쌍을 공전한다. 이 구성 요소의 궤도면은 황소자리 람다 AB의 궤도와 거의 동일 평면에 있으며, 그 차이는 7°를 넘지 않는다. 이 별은 태양 질량의 약 절반이다. 이 별의 궤도는 AB 쌍의 궤도에 섭동 효과를 일으켜 궤도 이심률 및 기타 궤도 요소의 주기적 변화를 초래한다.2. 2. 역학적 관계
황소자리 람다 AB는 3.95일의 공전 주기와 약 0.025의 낮은 궤도 이심률로 서로 공전한다. 이들의 궤도면은 지구에서 보이는 시선 방향과 약 76° 기울어져 있어 거의 측면에서 보이며, 두 별은 알골형 식쌍성 시스템을 형성한다. 쌍의 결합된 밝기는 먼저 한 별이 다른 별의 앞을 지나가고, 다음에 다른 별이 지나가면서 +3.37에서 +3.91 등급으로 변한다. 주성인 λ Tau A는 식(eclipse) 동안 등급 감소를 겪는 반면, 부성인 λ Tau B는 0.09~0.10 등급 감소를 겪는다. 이 두 별 사이의 평균 물리적 거리는 태양 반지름의 21.91배, 즉 로 추정된다.세 번째 구성 요소인 λ Tau C는 대략 0.15의 궤도 이심률로 33.025일 주기로 내부 쌍을 공전하고 있다. 이 구성 요소의 궤도면은 황소자리 람다 AB의 궤도와 거의 동일 평면에 있으며, 7°를 넘지 않는 차이를 보인다. 이 별은 태양 질량의 약 절반이다. 이 별의 궤도는 AB 쌍의 궤도에 섭동 효과를 일으켜 궤도 이심률 및 기타 궤도 요소의 주기적 변화를 초래한다.
3. 물리적 특성
황소자리 람다 A의 스펙트럼은 이 범주의 별에 비해 탄소가 부족하게 나타난다. 이는 과거에 별이 질량을 잃었거나, 대류 혼합으로 탄소가 고갈된 물질이 표면에 나타났기 때문으로 추정된다. 그러나 이 정도 질량의 주계열성에서 완전 대류가 일어나는 원인은 아직 불분명하다.
두 번째 동반성의 별 분류는 A4 IV로, 핵에서 수소 공급이 거의 소진되어 준거성이며 항성 진화하여 거성으로 진화하는 과정에 있다. 태양 질량의 약 1.9배, 태양 반지름의 5.3배이며, 의 유효 온도에서 태양 광도의 128배를 방출하고 있다. 주성과 마찬가지로 이 별은 의 투영 회전 속도로 빠르게 회전하고 있다. 더 질량이 큰 별을 향한 두 번째 별의 면은 추가로 만큼 가열되어 회전 효과를 생성하며, 이는 두 번째 별의 스펙트럼선 강도가 궤도 과정에서 변동하게 한다.
이 시스템에서 주목할 점은 두 번째 별의 큰 반지름이다. 항성 진화에서 더 질량이 큰 주성이 먼저 준거성 단계에 도달해야 한다. 따라서 두 번째 별의 확대된 반지름은 별의 나이 이외의 다른 수단, 즉, 람다 황소자리 AB 쌍이 두 번째 별이 그 로슈 로브를 채워 왜곡된 모양을 갖는 반분리 쌍성을 형성함을 시사한다.
3. 1. 식쌍성 현상
황소자리 람다 AB는 3.95일의 공전 주기와 약 0.025의 낮은 궤도 이심률로 서로 공전한다. 이들의 궤도면은 지구에서 보이는 시선 방향과 약 76° 기울어져 있어 거의 측면에서 보이며, 두 별은 알골형 식쌍성 시스템을 형성한다. 쌍의 결합된 밝기는 먼저 한 별이 다른 별의 앞을 지나가고, 다음에 다른 별이 지나가면서 +3.37에서 +3.91 등급으로 변한다. 주성인 황소자리 람다 A는 식(eclipse) 동안 약 0.435 등급 감소를 겪는 반면, 부성인 황소자리 람다 B는 0.09~0.10 등급 감소를 겪는다. 이 두 별 사이의 평균 물리적 거리는 태양 반지름의 21.91배, 즉 로 추정된다.3. 2. 탄소 결핍
황소자리 람다 A의 스펙트럼은 이 범주의 별에 비해 탄소가 부족하게 나타난다. 이에 대한 가능한 설명으로 질량 손실이나 대류 혼합이 제기되지만, 이 정도 질량의 주계열성에서 완전 대류가 일어나는 원인은 아직 불분명하다.3. 2. 1. 질량 손실
황소자리 람다 A의 스펙트럼에서는 이 별에서 나타나는 일반적인 특징에 비해 탄소가 부족하게 관측된다. 이는 과거에 별이 질량을 잃었을 가능성을 시사한다. 별의 내부에서는 핵융합 반응을 통해 탄소가 질소로 변환되면서 탄소가 고갈되는데, 이후 별의 바깥 껍질 부분이 손실되면서 이 영역이 노출되었을 수 있다. 또는 별이 대류 혼합 과정을 겪으면서 탄소가 고갈된 물질이 표면으로 올라왔을 수도 있다. 그러나 이러한 질량을 가진 주계열성에서 완전 대류 현상이 발생하는 원인은 아직 명확하게 밝혀지지 않았다.두 번째 동반성의 별 분류는 A4 IV로, 이는 핵에서 수소 공급이 거의 소진되어 준거성 단계에 있으며, 항성 진화를 거쳐 거성으로 진화하고 있음을 의미한다. 이 별은 태양 질량의 약 1.9배, 태양 반지름의 5.3배이며, 8,405,000의 유효 온도에서 태양 광도의 128배에 해당하는 에너지를 방출하고 있다. 주성과 마찬가지로 이 별 역시 76km/s의 빠른 속도로 자전하고 있다. 더 무거운 주성을 향한 두 번째 별의 표면은 추가로 1,440,000만큼 가열되어 회전 효과를 일으키며, 이로 인해 두 번째 별의 스펙트럼선 강도가 궤도 운동 과정에서 변화하게 된다.
이 항성계에서 주목할 만한 점은 두 번째 별의 반지름이 크다는 것이다. 항성 진화 이론에 따르면, 더 무거운 주성이 먼저 준거성 단계에 도달해야 한다. 따라서 두 번째 별의 반지름이 커진 것은 별의 나이 외에 다른 요인에 의한 것으로 보인다. 이는 람다 황소자리 AB 쌍이 두 번째 별이 자신의 로슈 로브를 채워 형태가 왜곡된 반분리 쌍성을 형성하고 있음을 시사한다.
3. 2. 2. 대류 혼합
황소자리 람다 A의 스펙트럼은 이 범주의 별에 비해 탄소가 부족하게 나타난다. 이에 대한 가능한 설명으로는 과거에 별이 질량을 잃었을 가능성이 있다. 별의 내부 영역은 핵융합 과정에서 탄소가 질소로 변환되면서 고갈되었고, 이 영역은 나중에 별의 외부 껍질이 손실되면서 노출되었다. 또는 별이 대류 혼합 기간을 겪어 탄소 고갈 물질을 표면으로 가져왔을 수도 있다. 그러나 이러한 질량의 주계열성에서 완전 대류 거동의 원인은 불분명하다.3. 3. 진화 미스터리
항성 진화 관점에서 볼 때, 더 질량이 큰 주성이 먼저 준거성 단계에 도달해야 한다. 하지만 황소자리 람다 항성계의 경우 두 번째 별의 반지름이 더 큰데, 이는 일반적인 항성 진화 이론으로는 설명하기 어렵다. 따라서 두 번째 별의 반지름이 커진 것은 별의 나이 외에 다른 요인, 즉 황소자리 람다 AB 쌍이 반분리 쌍성을 형성하여 두 번째 별이 로슈 로브를 채우면서 형태가 왜곡되었기 때문으로 추정된다.3. 3. 1. 질량 이동
황소자리 람다 A의 스펙트럼은 이 분류에 속하는 다른 별들에 비해 탄소가 부족하게 나타난다. 이에 대한 가능한 설명으로 과거에 별이 질량을 잃었을 가능성이 제기된다. 별 내부에서는 핵융합 반응을 통해 탄소가 질소로 변환되면서 탄소가 고갈되는데, 이후 별의 바깥 껍질이 손실되면서 이 영역이 노출되었을 수 있다. 또는 별이 대류 혼합 과정을 겪으면서 탄소가 고갈된 물질을 표면으로 가져왔을 수도 있다. 그러나 이러한 질량을 가진 주계열성에서 완전한 대류 현상이 일어나는 원인은 아직 명확하게 밝혀지지 않았다.두 번째 동반성의 별 분류는 A4 IV로, 이는 핵에서 수소 공급이 거의 소진되어 준거성 단계에 있으며, 항성 진화를 거쳐 거성으로 진화하는 과정에 있음을 의미한다. 이 별은 태양 질량의 약 1.9배, 태양 반지름의 5.3배이며, 8,405,000의 유효 온도에서 태양 광도의 128배에 달하는 에너지를 방출하고 있다. 주성과 마찬가지로 이 별은 76km/s의 투영 회전 속도로 빠르게 회전한다. 더 질량이 큰 별을 향하고 있는 두 번째 별의 표면은 추가로 1,440,000만큼 가열되어 회전 효과를 일으키며, 이는 두 번째 별의 스펙트럼선 강도가 궤도 운동 과정에서 변화하게 만든다.
이 항성계에서 주목할 만한 점은 두 번째 별의 반지름이 크다는 것이다. 항성 진화 이론에 따르면, 더 질량이 큰 주성이 먼저 준거성 단계에 도달해야 한다. 따라서 두 번째 별의 반지름이 커진 것은 별의 나이 외에 다른 요인에 의한 것으로 보인다. 이는 황소자리 람다 AB 쌍이 두 번째 별이 자신의 로슈 로브를 채워 형태가 왜곡된 반분리 쌍성을 형성하고 있음을 시사한다.
4. 명칭
국제 천문 연맹(IAU)이 승인한 고유 명칭은 없다.
4. 1. Elthor
아랍어로 "황소"를 의미하는 الثور(al-θawr)에서 유래된 '''Elthor'''라는 고유 명칭을 가지고 있다. (Althor, Althaur, Al Thaur)참조
[1]
논문
Rotation of Stars about their Axes
https://ui.adsabs.ha[...]
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
1911
[2]
웹사이트
SIMBAD Astronomical Database
https://simbad.u-str[...]
2015-10-03
[3]
문서
輝星星表第5版
[4]
웹사이트
GCVS
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2015-10-03
[5]
간행물
Sky notes, 2010 February and March
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2010
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