땅꾼자리 제타

땅꾼자리 제타
땅꾼자리 제타가 성간 먼지구름 속을 빠르게 이동하면서 생긴 충격파(붉은 호)를 적외선으로 찍은 사진
땅꾼자리 제타가 성간 먼지구름 속을 빠르게 이동하면서 생긴 충격파(붉은 호)를 적외선으로 찍은 사진
명칭
다른 이름 땅꾼자리 13, BD-10 4350, FK5 622, HD 149757, HIP 81377, HR 6175, SAO 160006[1]
관측 정보
별자리 땅꾼자리
적경(α) 16h 37m 09.53905s[2]
적위(δ) –10° 34′ 01.5295″[2]
겉보기등급(m) 2.569[3]
절대등급(M) –4.2[4]
위치천문학
연주시차 8.91 ± 0.20 밀리초각[2]
성질
광도 91,000 L☉[4]
나이 270 ~ 330만 년[5]
분광형 O9.5 V[6]
추가 사항
질량 20.0 M☉[4]
표면온도 34,000 K[4]
표면 중력 (log g) 3.58[4]
자전 속도 400[6]
항성 목록

겉보기등급순 · 절대등급순
거리순 · 질량순 · 반지름순

땅꾼자리 제타 (ζ Oph)는 땅꾼자리에 있는 항성이다. 제타의 겉보기 등급은 2.57로[3] 별자리에서 세번째로 밝다. 측정한 시차로부터 계산한 이 별과 우리 사이 거리는 약 366 광년이다.[2] 하늘에 있는 대부분의 밝은 별들과는 달리 땅꾼자리 제타는 전통적으로 불리던 애칭이 없다. 다만 중국에서는 이 별을 한(韓)으로 불렀다. 땅꾼자리 제타는 흔치 않은 O형 주계열성으로, 지구에서 가장 가까운 O 분광형의 주계열성이기도 하다.[7]

별의 특성

땅꾼자리 제타는 태양 질량의 19배에[5] 반지름은 8배에 이르는[8] 매우 무겁고 큰 별이다. 제타의 분광형은 O9.5 V로[6] 광도분류상 V에 속하는데 이는 이 별이 에너지를 중심핵에서 수소 핵융합을 통해 만들어내는 단계임을 뜻한다. 이렇게 만들어진 에너지는 별의 외포층으로부터 방출되는데 표면에서의 유효 온도는 34,000 켈빈에 이르며[8] 이 온도에서 제타는 우리 눈에 청백색으로 빛나는 것처럼 보인다.[9] 제타는 매우 빠르게 회전하고 있으며 그 속도는 별이 찢어지는 한계점에 가까워 초당 약 400 킬로미터에 이른다. 이 속도로 볼 때 제타는 약 하루 정도면 한 바퀴 회전한다.[6]

제타는 젊은 별로 예상 나이는 300만 년 정도에 불과하다.[5] 밝기는 주기적으로 변하며 변광 형태는 세페우스자리 베타형 변광성에 해당된다. 그러나 그 주기성은 복잡하여 대략 지구 시간으로 하루에 10개 이상의 다른 변광 주기를 1회~10회에 걸쳐 보여준다.[6] 1979년 이 별의 스펙트럼을 연구하여 헬륨선 프로파일에 '움직이는 둔덕'이 있음을 찾아냈다. 이 특징은 이후 다른 별에서도 계속 발견되었으며 이를 '땅꾼자리 제타형 항성'이라고 부른다. 이 스펙트럼 수치는 비방사 맥동의 결과로 보인다.[10]

땅꾼자리 제타는 초창기 진화단계의 약 절반을 통과하고 있는 중으로 수백만 년 내로 적색 초거성으로 진화하여 목성궤도를 넘는 크기로 부풀어오른 뒤 초신성 폭발로 일생을 마칠 것으로 보이며, 이후 중성자별이나 펄사를 남길 것이다. 지구에서 볼 때 이 별이 뿜는 에너지 상당량(가시광선에서 파란색 끝부분 영역)은 성간 먼지에 막혀 우리 눈에 도달하지 않는다. 만약 먼지가 없었다면 제타는 우리 눈에 몇 배 더 밝게 보였을 것이며 밤하늘 별들 중에도 순위권에 들었을 것이다.[11]

제타가 방출하는 엑스선은 주기적으로 변화하는 것으로 밝혀졌는데 순수한 엑스레이 플럭스는 1.2 × 1031 에르그−1로 측정되었다. 0.5–10 keV의 에너지 범위에서 이 플럭스는 0.77일 간격으로 약 20퍼센트 위아래로 요동친다. 이 현상의 원인은 별의 자기장 때문으로 보인다. 경도영역을 측정한 평균 힘은 약 141 ± 45 G이다.[6]

땅꾼자리 제타는 우주를 초당 30 킬로미터의 특이운동속도로 움직이고 있다. 이 별의 나이와 이동방향을 볼 때 제타는 전갈-센타우루스 성협에서 '전갈자리 상단 하위집단'의 구성원으로 보인다. 이 성협의 별들은 태어난 곳이 같고 우주속도가 일치한다.[12] 이런 도주성들은 3~4개 별들이 역동적으로 상호작용을 하면서 튀어나왔을 것이다. 그러나 제타는 쌍성의 일원이었으며 제타의 짝별은 보다 무거워 빠르게 진화하여 II형 초신성으로 폭발하였을 가능성이 있다. 이 가설을 적용할 경우 펄사 PSR B1929+10이 이 초신성의 잔해이고 제타는 시나리오가 예측하는 속도 벡터로 연성계에서 탈출했을 것이다.[6]

땅꾼자리 제타의 우주 속도가 매우 빠른데다 그 자체가 매우 밝고 현재 별 위치가 은하에서 먼지가 자욱한 곳에 있기 때문에, 제타는 움직이는 방향으로 충격파를 형성하고 있다. 이 충격파는 NASA의 광각 적외선 서베이 익스플로러가 촬영했다.[13] 제타는 1년에 태양질량의 1.1 × 10−7배 정도의 물질을 잃고 있는데(이 속도는 태양의 900만 배이다.) 이를 충격파의 원인으로 해석할 수도 있다.[6]

각주

  1. ↑ “zet Oph -- Be Star”. 《SIMBAD》. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. 2011년 1월 7일에 확인함. 
  2. ↑ 가 나 다 라 van Leeuwen, F. (November 2007), “Validation of the new Hipparcos reduction”, 《Astronomy and Astrophysics》 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357 
  3. ↑ 가 나 Cousins, A. W. J. (1984), “Standardization of Broadband Photometry of Equatorial Standards”, 《South African Astronomical Observatory Circulars》 8: 59, Bibcode:1984SAAOC...8...59C 
  4. ↑ 가 나 다 라 마 Howarth, I. D.; Smith, K. C. (2001). “Rotational mixing in early-type main-sequence stars”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 327 (2): 353. Bibcode:2001MNRAS.327..353H. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04658.x. 
  5. ↑ 가 나 다 Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. (January 2011), “A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun”, 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 410 (1): 190–200, arXiv:1007.4883, Bibcode:2011MNRAS.410..190T, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x 
  6. ↑ 가 나 다 라 마 바 사 아 Hubrig, S.; Oskinova, L. M.; Schöller, M. (February 2011), “First detection of a magnetic field in the fast rotating runaway Oe star ζ Ophiuchi”, 《Astronomische Nachrichten》 332 (2): 147, arXiv:1101.5500, Bibcode:2011AN....332..147H, doi:10.1002/asna.201111516 
  7. ↑ * Astrophysical Journal Supplements, Jes´us Ma´ız-Apell´aniz, Nolan R. Walborn, H´ector ´ A. Galu´, Lisa H. Wei. A Galactic O-Star Catalog[깨진 링크(과거 내용 찾기)]. 2008년 11월 24일 확인.(PDF 파일)
  8. ↑ 가 나 Villamariz, M. R.; Herrero, A. (October 2005), “Chemical composition of Galactic OB stars. II. The fast rotator ζ Ophiuchi”, 《Astronomy and Astrophysics》 442 (1): 263–270, arXiv:astro-ph/0507400, Bibcode:2005A&A...442..263V, doi:10.1051/0004-6361:20052848 
  9. ↑ “The Colour of Stars”, 《Australia Telescope, Outreach and Education》 (Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation), 2004년 12월 21일, 2012년 3월 10일에 원본 문서에서 보존된 문서, 2012년 1월 16일에 확인함 
  10. ↑ Balona, L. A.; Dziembowski, W. A. (October 1999), “Excitation and visibility of high-degree modes in stars”, 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 309 (1): 221–232, Bibcode:1999MNRAS.309..221B, doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02821.x 
  11. ↑ Kaler, James B., “ZETA OPH (Zeta Ophiuchi)”, 《Stars》 (University of Illinois) 
  12. ↑ de Geus, E. J.; de Zeeuw, P. T.; Lub, J. (June 1989), “Physical parameters of stars in the Scorpio-Centaurus OB association”, 《Astronomy and Astrophysics》 216 (1-2): 44–61, Bibcode:1989A&A...216...44D 
  13. ↑ “Runaway Star Plows Through Space”. 2011년 5월 11일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2011년 1월 24일에 확인함.