현미경자리 AU

현미경자리 AU는 지구에서 32광년 떨어져 있는 적색 왜성이다. 현미경자리 AU는 지구에서 태양 다음으로 가장 가까운 별 프록시마 센타우리보다 약 8배 더 먼 곳에 있다.^[1][2] 현미경자리 AU의 나이는 고작 1천 2백만 살로, 우리 태양 나이의 1 퍼센트도 채 먹지 않았다.^[3] 질량은 태양의 59 퍼센트 수준이며 밝기는 3 퍼센트에 지나지 않는다. 현미경자리 방향에 위치하고 있으며 변광성이기 때문에 현미경자리 AU 이름이 붙었다. 화가자리 베타 이동성군의 일원이기도 하다.^[4][5] 현미경자리 AU는 화가자리 베타처럼 쌍성 현미경자리 AT와 중력으로 묶여 있을 가능성이 있다. 이 별 주위에는 먼지 원반이 있다.^[6]

현미경자리 AU
관측 정보
별자리	현미경자리
적경(α)	20h 45m 09.5318s
적위(δ)	-31° 20′ 27.238″
겉보기등급(m)	+ 8.61
절대등급(M)	+ 8.61
위치천문학
연주시차	100.59 밀리초각
성질
광도	0.029 태양광도
분광형	M1 Ve
추가 사항
표면온도	3,730 켈빈
항성 목록 겉보기등급순 · 절대등급순 거리순 · 질량순 · 반지름순

특징

현미경자리 AU는 적색 왜성(M형)으로 반지름은 태양의 60퍼센트이며 질량은 절반 정도,^[7][8] 유효 온도는 약 3730 켈빈이다.^[9]

밝기 변화

현미경자리 AU의 밝기는 4.865일 간격으로 사인 곡선 형태의 변화를 보여준다. 밝기 변화 진폭은 시간이 흐르면서 천천히 변한다. V띠로 잰 밝기 변화량은 1971년에 약 0.3등급이었다가 1980년 0.1등급까지 줄어들었다.^[10]

현미경자리 AU는 전파로부터 엑스선에 이르는 전자기 스펙트럼상 모든 영역을 통해 관측되어 왔으며, 모든 영역 파장대에서 플레어 활동을 보여주고 있었다.^{[11][12][13][14]} 현미경자리 AU의 플레어 활동은 1973년 처음 밝혀졌다.^[15][16]

먼지원반

허블 우주 망원경이 찍은, 현미경자리 AU 주위 먼지원반의 사진.

현미경자리 AU는 별주위 원반을 갖고 있는데, 2003년 폴 캘라스 연구진이 하와이 마우나케아 산 소재 2.2 미터 하와이 대학교 망원경을 이용하여 발견했다.^[2][17] 이 거대한 먼지원반의 원반면은 지구 관측자의 시선 방향과 거의 평행하게 놓여 있다.^[2][2][17] 반지름은 약 200 천문단위에 이른다. 기체와 먼지의 질량비는 6:1로, 이전에 예상했던 비율 100:1보다 기체의 함량비가 훨씬 적었다.^[18] 이 때문에 현미경자리 AU의 원반을 '기체가 결핍된' 원반으로 부르기도 한다. 원반에 있는, 눈에 보이는 먼지의 총 질량은 적어도 달의 질량 정도에, 먼지가 만들어진 곳에 있는 좀 더 큰 미행성들의 질량은 달 질량의 최소 여섯 배는 될 것으로 보인다.^[19]

현미경자리 AU 먼지 원반의 스펙트럼에너지분포를 서브밀리미터 파장으로 분석한 결과 반지름 17 천문단위 안쪽은 깨끗하게 청소되어 있는 것으로 밝혀졌다.^[20] 산란광 사진으로 잰 ‘청소된’ 영역의 반지름은 12 천문단위였다.^[21] 스펙트럼에너지분포와 표면밝기 도표를 조합한 결과 구멍의 반지름은 1 ~ 10 천문단위 범위로 나왔다.^[22]

원반 안쪽은 비대칭적인 모양을 하고 있으며, 40 천문단위 안쪽에 구조(構造)가 형성되어 있다.^[23] 안쪽 구조의 원인으로, 원반에 제법 무거운 천체가 영향을 끼치거나, 행성이 생겨나는 과정을 밟고 있다는 가설이 제기되어 왔다.^[23]

항성에 가까운 부분의 먼지가 씻겨 나가 있다는 사실 및 먼지 원반이 비대칭적 구조를 하고 있다는 것 때문에 천문학자들은 현미경자리 AU를 돌고 있는 행성을 찾아 왔다. 그러나 현미경자리 AU를 돌고 있는 행성의 징후는 아직 발견되지 않았다(2007년 기준).^[22][24]

원반과 항성 사이 예상 거리 ${\displaystyle b}$의 함수인 원반의 표면밝기(기준면적당 밝기)는 특징있는 모양을 그린다. 원반 안쪽 15 천문단위 범위의 밀도는 대충 일정한 것으로 보인다.^[21] ${\displaystyle b\approx 15AU}$ 근처에서 밀도는 감소하기 시작하는데, ${\displaystyle b^{-\alpha }}$에서 ${\displaystyle \alpha \approx 1.8}$일 경우 밀도값이 천천히 감소한다. 그러고 나서 ${\displaystyle b\approx 43AU}$ 바깥에서, ${\displaystyle b^{-\alpha }}$에서 ${\displaystyle \alpha \approx 4.8}$일 경우 밝기는 더욱 급격하게 감소한다.^[21] 이 표면밝기 그래프는 화가자리 베타 주위 원반의 그것과 비슷하다.

관측 도구

천체 예술가가 현미경자리 AU를 상상하여 그린 것.

천문학자들은 현미경자리 AU를 다양한 파장을 통해 관측해 왔으며 다양한 정보를 얻을 수 있었다. 가시광선 영역으로 항성 주위 먼지 원반에 반사된 빛을 관찰할 수 있었다. 가시광선 관측 때에는 코로나그래프로 항성 부분을 가려 항성의 밝은 빛 때문에 주변 원반의 반사광이 먹히지 않도록 했으며, 이를 통해 원반의 고해상도 사진을 얻을 수 있었다. 먼지 입자보다 길이가 긴 파장의 빛은 난반사를 거의 하지 않기 때문에, 여러 파장에서 찍은 사진들을 비교하여(예를 들면 가시광선과 근적외선) 원반 내 먼지 입자들의 크기를 알 수 있다.^[25]

천문학자들은 허블 우주 망원경과 켁 망원경을 통해 이 별을 광학적으로 계속 관측해 왔다.(적외선 및 서브밀리미터 파장으로도 관측되어 왔다) 이 파장대의 빛은 먼지 자체가 지니는 내부열(흑체 복사 원리에 의해 생김) 때문에 발생한다. 다만 상기 파장들로는 항성계 전체로부터 방출되는 빛을 분석할 수 있을 뿐 먼지 원반만 따로 떼어내어 연구할 수는 없다. 적외선, 서브밀리미터 파장보다 긴 파장대를 통해 보다 항성에서 멀리 떨어져 있는 곳의, 좀 더 큰 먼지 입자들에 대한 정보를 얻을 수 있다. 이런 긴 파장대의 관측 자료는 제임스 클라크 맥스웰 망원경, 스피처 우주 망원경을 통해 확보되어 왔다.