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까마귀자리 에타
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까마귀자리 에타(η Corvi, η Crv)는 까마귀자리에서 여섯 번째로 밝은 F형 주계열성이다.[1][4] 이 별 주위에서 먼지 원반 두 개가 발견되었는데 가까운 것은 항성으로부터 수 천문단위(AU) 거리에, 먼 것은 100 ~ 150 천문단위 범위에 퍼져 있다.[5][6]
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물리적 특징
요약
관점
까마귀자리 에타의 나이는 태양의 30 퍼센트 정도에 불과하다. 대기 중 포함된 무거운 원소의 비율은 태양의 93 퍼센트 정도이다.[2] 적도에서의 자전 속도(v sin i)는 초당 68 킬로미터 수준이다.[3] 분광형은 F형 주계열성으로 표면 온도는 6950 켈빈이며 우리 눈에는 황백색 빛을 뿜는 것처럼 보인다. 질량은 태양의 1.52배에 밝기는 4.87배이다. 태양계로부터 약 59 광년 떨어져 있다.[7]
IRAS 위성은 이 별로부터 초과 적외선 복사 현상을 감지했는데 이는 에타와 같은 F형 주계열성 별들로부터 흔히 볼 수 없는 현상이었다.[8] 서브밀리미터 띠에서 관측한 자료는 에타 주위에는 달 질량의 60 퍼센트에 유효 온도 80 켈빈 수준의 차가운 먼지 원반이 있다는 것을 입증해 주었다. 이 먼지 원반은 항성으로부터 최대 180 천문단위 거리(지구~태양 거리의 180배)까지 뻗어 있는 것으로 추측되었다.[9]
최근의 서브밀리미터 관측에 따르면 에타 주위 먼지원반은 바깥쪽으로 150 천문단위까지 확장되어 있었다. 반면 100 천문단위 안쪽은 물질이 쓸려나가고 없었는데 이는 행성계 구성원들이 궤도 영역을 청소했기 때문으로 보인다.[5] 또한 항성으로부터 약 3.5 천문단위 안쪽에 바깥쪽 띠보다 더 뜨거운 파편 원반이 존재하는 것으로 보인다.[6]
포인팅-로버트슨 효과 이론에 따르면 행성계 바깥쪽에 있던 먼지 물질은 대략 2000만 년 이내에 항성으로 끌려 들어오며 이는 현 항성계의 나이보다 훨씬 짧은 시간이다. 따라서 지금 관측되는 외부 먼지원반은 그 장소에서 지속적으로 생겨나면서 구조가 유지되고 있는 것으로 보인다. 먼지를 구성하는 물질은 약 150 천문단위 거리에 있는 미행성들로 이들이 충돌을 반복하면서 작은 먼지입자 수준까지 잘게 쪼개진 것으로 추측된다.[5] 반면 항성에서 가까운 먼지 원반이 생겨난 과정은 아직까지 명확히 이론이 정립되지 않았다. 다만 태양계를 두들겼던 후기 대폭격 사건처럼 계 바깥쪽에 있던 미행성들이 내행성 궤도로 밀려들어와 서로 충돌하여 지금의 먼지 띠를 만들었으리라는 추측이 있다.[10][11]
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이름의 유래
동아시아 천문학에서는 까마귀자리 에타를 좌할(左轄)로 불렀다. 보통 여러 별이 모여 하나의 별자리를 구성하나 좌할의 구성원은 에타별 하나로 별이 별자리 전체를 뜻한다.[12] 좌할은 로마자로 Tso Hea로 표기하나 R.H. 앨런은 까마귀자리 베타(크라즈)에 이 명칭을 붙였다.[13]
각주
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