글리제 876
| 글리제 876 | ||
 글리제 876과 주위를 공전하고 있는 글리제 876 d의 시뮬레이션. 셀레스티아로 작성함. | ||
| 관측 정보 | ||
|---|---|---|
| 별자리 | 물병자리 | |
| 적경(α) | 22h 53m 16.7s | |
| 적위(δ) | -14º 15' 49" | |
| 겉보기등급(m) | +10.18 | |
| 절대등급(M) | +11.34 | |
| 위치천문학 | ||
| 연주시차 | 0.21259 초 (212.59 ± 1.96 밀리 초각) | |
| 거리 | 15.3 ± 0.1 광년 (4.7 ± 0.04 파섹) | |
| 성질 | ||
| 광도 | 0.0138 L☉ | |
| 분광형 | 적색 왜성 | |
| 추가 사항 | ||
| 질량 | 0.32 ± 0.03 M☉ | |
| 표면온도 | 3,480 ± 50 | |
| 항성 목록 | ||
글리제 876은 물병자리에 있는 별로 지구에서 15광년 정도 떨어져 있는 적색 왜성이다. 글리제 876의 플램스티드 기호는 물병자리 IL이며, 변광성적 특징으로 볼 때 물병자리 IL형 변광성의 원형 별이기도 하다. 2006년 기준으로 이 별은 세 개의 외계 행성을 거느리고 있는 것으로 확인되었다. 두 개는 목성형 행성이며 한 개는 해왕성 질량 절반 정도 크기의 행성이다.
거리와 가시성
[편집]글리제 876은 태양계에서 매우 가까운 곳에 있다. 히파르코스 위성의 측정 천문학적 관측 기구 조사에 따르면 이 별의 시차는 212.59밀리초각으로[1] 여기서 추산된 거리는 4.70파섹(15.3광년)이다. 가까이 있음에도 이 별 자체는 어둡기 때문에 인간의 눈으로 볼 수는 없으며 망원경을 이용해야 관측할 수 있다.
항성의 특징
[편집]글리제 876은 적색 왜성으로 우리 태양보다 훨씬 더 어둡다. 질량은 태양의 32퍼센트 정도이다.[2] 글리제 876의 표면 온도는 태양보다 차갑고 반지름 또한 작다.[3] 이런 요인들이 복합적으로 작용하여 글리제 876의 밝기는 태양의 1.38퍼센트에 불과하며 이 별이 발산하는 복사 에너지는 대부분 적외선 파장에 몰려 있다.
대기 속의 이원자 분자가 스펙트럼을 매우 복잡하게 만들기 때문에, 차가운 별들의 나이 및 중원소 함량을 측정하기는 어렵다. 관측된 스펙트럼을 스펙트럼 모형에 맞추면 글리제 876의 중원소 함량은 태양의 75퍼센트 수준이다.[4] 채층 활동을 통해 추측한 글리제 876의 나이는 이론 적 모형에 따르면 65억 ~ 99억 년 사이이다.[5]
많은 작고 어두운 별들처럼 글리제 876은 변광성이다. 이 별의 변광형은 용자리 BY 변광성으로, 밝기는 겉보기 등급으로 0.04 정도 변동을 보인다.[6] 이러한 밝기의 변화는 별 표면에 있는 거대한 흑점들이 자전과 함께 관측자의 시야에 나타나고 사라지기 때문으로 추측된다.[7]
행성계
[편집]
1998년 글리제 876 주위를 도는 외계 행성이 제프리 마시 연구팀[2] 과 자비어 델포세 연구팀에 의해 각각 독립적으로 존재가 입증되었다.[8] 이 외계 행성의 이름은 글리제 876 b로 지어졌으며, 발견 방법은 행성의 중력이 어머니 항성을 흔들리게 만드는 것에서 착안한, 시선 속도법이었다. 이 행성의 질량은 목성의 두 배 정도로 공전 주기는 61일이며 항성에서의 거리는 0.208 천문단위(이는 수성과 태양 사이 거리의 절반이 되지 않는다)였다.[9]
2001년 b의 안쪽 궤도를 도는 새로운 행성이 발견되었다.[10] 이 행성의 질량은 목성의 62퍼센트 정도였으며 이름은 글리제 876 c로 지어졌다. c는 b와 1대 2의 궤도 공명 상태에 있었으며, 항성을 30.34일 주기로 1회 공전하고 있었다. c를 발견하기 전까지는 b의 궤도가 큰 이심률을 그리고 있는 것으로 생각했으나, c의 발견으로 이는 궤도 공명 현상이었음이 밝혀졌다. 두 행성은 서로 강한 중력적 상호 작용을 하고 있으며 궤도 요소를 빠르게 변화시키고 있다.[11]
2005년 에우제니오 리베라 팀이 세 번째 행성을 발견했다. 이 행성은 앞서 발견된 둘보다 더 항성에 가까이 붙어 있었다.[12] 세 번째 행성은 글리제 876 d로 이름지어졌다. 이 행성의 질량은 지구의 5.88배에 불과했으며, 암석 행성으로 추측된다. 시선 속도 및 두 가스 행성 사이의 상호 작용에 의거하면, 글리제 876 행성계의 공전궤도 경사각은 천구면에 대해 50도 정도 기울어져 있는 것으로 보인다. 만약 이 수치가 정확하고 세 행성의 공전면이 같은 평면상에 있다면, 이들의 질량은 시선 속도법으로 측정한 최소 질량값보다 약 30퍼센트 더 무거울 것이다. 여기에 따르면 가장 안쪽의 행성 질량은 지구의 7.5배가 된다. 반대로 측정 천문학적 방법으로 잰 가장 바깥쪽 행성의 공전 궤도 경사각은 84도 정도 기울어져 있으며, 여기에 따르면 실제 질량은 최솟값보다 근소하게 큰 수준일 것이다.[13]. 폴 섕크랜드(리베라 및 기타 팀과 공동 작업) 팀의 조사에 따르면 이들 행성 중 어떤 것도 항성 표면을 지나가지(로시터-맥래플린 효과에 의해 시선속도 기울기 90도를 보여줌) 않음이 밝혀졌다. 따라서 공전면이 90도 근처의 경사각을 이룰 가능성은 더 희박해졌다.[14]
목성형 행성 둘 다 글리제 876의 '전통적' 생명체 거주가능 영역(0.116 ~ 0.227 천문단위) 내에 있다.[15] 이들의 존재는 글리제 876 행성계 생물권 내에 '지구 크기의 생명체가 존재 가능한 행성'이 있을 가능성을 날려 버린다. 반면 이들 가스행성 주위에 거대한 위성이 존재한다면 생명이 여기서 살 수 있을지도 모른다. 게다가 조석적 고정이 된 행성의 생물권 범위가 전통적 학설보다 더 늘어난다면, 글리제 876 행성계 내 어딘가에 생명체가 존재하는 천체가 있을 수도 있다[16].
| 동반천체 (가까운 순서) |
질량 (MJ) |
공전주기 (일) |
공전궤도 반지름 (AU) |
이심률 |
|---|---|---|---|---|
| d | >0.0185 ± 0.0031 | 1.937760 ± 0.000070 | 0.0208 ± 0.0012 | 0 |
| c | >0.619 ± 0.088 | 30.340 ± 0.013 | 0.1303 ± 0.0075 | 0.2243 ± 0.0013 |
| b | >1.93 ± 0.27 | 60.940 ± 0.013 | 0.208 ± 0.012 | 0.0249 ± 0.0026 |
같이 보기
[편집]
각주
[편집]- ↑ “HIP 113020”. 《히파르코스, 티코 항성 목록》. ESA. 1997. 2006년 8월 4일에 확인함.
- ↑ 가 나 Marcy, G.; 외. (1998). “지구 근처 M4형 적색 왜성 글리제 876의 행성 동반체”. 《The Astrophysical Journal》 505 (2): L147 – L149.
- ↑ Johnson, H., Wright, C. (1983). “태양에서 25파섹 내 별들의 적외선 광량 추정치”. 《The Astrophysical Journal Supplement Series》 53: 643 – 711.
- ↑ Bean, J.L.; 외. (2006). “스펙트럼 합성을 통한 M형 적색 왜성 행성의 중원소 함량”. 《Astrophysical Journal Letters》 653: L65 – L68. doi:10.1086/510527.
- ↑ Saffe, C.; 외. (2005). “외계 행성을 거느리는 항성들의 나이에 대해”. 《Astronomy and Astrophysics》 443 (2): 609 – 626.
- ↑ Samus; 외. (2004). “물병자리 IL”. 《Combined General Catalogue of Variable Stars》. 2006년 8월 4일에 확인함.
- ↑ Bopp, B., Evans, D. (1973). “표면이 얼룩진 플레어 별 용자리 BY, 에리다누스자리 CC : 천체물리학적 암시를 주는 모형”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 164: 343 – 356.
- ↑ Delfosse, X.; 외. (1998). “M4형 왜성 글리제 876을 도는, 지구에서 가장 가까운 외계 행성”. 《Astronomy and Astrophysics》 338: L67 – L70.
- ↑ Butler, R.; 외. (2006). “근지구 외계 행성 목록”. 《The Astrophysical Journal》 646: 505 – 522. doi:10.1086/504701. (web version)
- ↑ Marcy, G.; 외. (2001). “글리제 876 주위를 도는, 궤도공명을 일으키는 한 쌍의 행성들”. 《The Astrophysical Journal》 556 (1): 296 – 301.
- ↑ Rivera, E., Lissauer, J. (2001). “글리제 876 주위를 도는 행성들의 운동학적 모형”. 《The Astrophysical Journal》 558 (1): 392 – 402.
- ↑ Rivera, E.; 외. (2005). “글리제 876을 도는 목성질량 7.5배의 행성”. 《The Astrophysical Journal》 634 (1): 625 – 640.
- ↑ Benedict, G.; 외. (2002). “허블 우주 망원경의 파인 가이던스 감지기 3과 초정밀 시선속도 관측기로 잰, 글리제 876b의 질량”. 《The Astrophysical Journal》 581 (2): L115 – L118.
- ↑ Shankland, P. D.; 외. (2006). “글리제 876 주위를 도는 행성들의 일면통과 관측에 대하여” (PDF). 《The Astrophysical Journal》 653: 700 – 707. 2013년 6월 18일에 원본 문서 (PDF)에서 보존된 문서. 2008년 5월 5일에 확인함.
- ↑ Jones, B.; 외. (2005). “알려진 외계 행성계 내 생명체가 살 수 있는 '지구'에 대한 가망성”. 《The Astrophysical Journal》 622 (2): 1091 – 1101.
- ↑ Joshi, M.M.; 외. (1997). “M형 왜성 주위를 도는, 궤도동기화가 이루어진 행성의 대기 시뮬레이션 : 대기 응축 조건 및 생물 거주 가능성의 암시”. 《이카루스》 129 (2): 450 – 465.[깨진 링크(과거 내용 찾기)]