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루이텐의 별

루이텐의 별(Luyten's Star) 또는 글리제 273(GJ 273)은 작은개자리 방향으로 지구로부터 약 12.36 광년 (3.79 파섹) 떨어져 있는 적색왜성이다. 겉보기등급은 9.9로 너무 어두워서 맨눈으로 볼 수 없다. 이름은 이 별의 고유운동이 큰 것을 1935년 발견한 빌럼 야코프 라위턴에서 따 온 것이며 당시 Edwin G. Ebbighausen이 라위턴의 발견에 힘을 보탰다.[9]

루이텐의 별
Luyten's star

붉은 원이 루이텐의 별의 위치이다.
명칭
소천성표 BD +05°1668
히파르코스 목록 HIP 36208
다른 이름 GCTP 1755, GJ 273, G 089-019, LHS 33, LTT 12021, LFT 527, Vys 17.
관측 정보
(역기점 J2000)
별자리 작은개자리
적경(α) 07h 27m 24.4991s[1]
적위(δ) +05° 13′ 32.827″[1]
겉보기등급(m) 9.872[2]
절대등급(M) 11.94[2]
위치천문학
시선속도 +18.2 km/s[3]
적경 고유운동 571.27 mas/yr[1]
적위 고유운동 -3694.25 mas/yr[1]
연주시차 267.36 ± 0.79 mas[4]
성질
분광형 M3.5 V[5]
U-B 색지수 1.115[2]
B-V 색지수 1.571[2]
변광성 분류 아님
추가 사항
질량 0.26 M☉[5]
반지름 0.35 R☉[6]
표면온도 3,150 ± 100 K[7]
중원소 함량 (Fe/H) −0.16 ± 0.20[3]
표면 중력 (log g) 5 cgs[7]
자전 주기 115.6±19.4 일[8]
항성 목록

겉보기등급순 · 절대등급순
거리순 · 질량순 · 반지름순

특징 편집

루이텐의 별의 질량은 대략 태양의 4분의 1 정도이며[5] 반지름은 태양의 35% 수준이다.[6] 이 별의 질량은 적색왜성 전체가 대류층으로만 이루어질 수 있는 극댓값에 자리잡고 있는데 이는 이 별의 내부 대부분이(전체는 아닐지라도) 확장된 대류층으로 이루어져 있음을 뜻한다.[10] 분광형은 M3.5 V로[5] 광도분류 V는 이 별이 중심핵에서 수소 열핵융합을 통해 에너지를 만들어내는 주계열성임을 의미한다. 예측되는 항성의 자전속도는[11] 너무 느려서 측정하기가 어려우나 초당 1 킬로미터를 넘지는 않는다.[12] 항성 표면 활동의 주기적인 변화를 통해 이 별이 천천히 돌고 있고 자전주기는 대략 116 일임을 알 수 있다.(이 값에 따르면 자전 속도는 초당 ~0.15 킬로미터이다.)[8] 별 바깥쪽 대기층의 유효온도는 상대적으로 낮은 3150 켈빈으로 이 온도에서 별은 M형 항성의 특징인 적색-오렌지색 빛을 뿜는다.[7][13]

현재 루이텐의 별은 태양계에서 멀어지고 있으며 지금으로부터 약 13000년 전 이 별은 태양계에 3.67 파섹까지 접근한 적이 있다.[14] 루이텐의 별은 현재 프로키온에서 1.2 광년 떨어져 있는데 만약 루이텐의 별 주변에 행성이 있다면 이 행성에서 바라보는 밤하늘의 프로키온은 지구에서 볼 때의 금성 밝기와 비슷한 −4.5 등급으로 빛날 것이다.[15] 루이텐의 별은 약 600년 전 프로키온에 1.12 광년까지 접근했다가 다시 멀어지고 있다.[16] 루이텐의 별의 우주속도 요소들은 U = +16, V = −66, W = −17 km/s이다.[16][17][18]

행성계 편집

2017년 3월 루이텐의 별을 도는 외계 행성 후보 두 개가 발견되었다.[19] 둘 중 바깥을 도는 글리제 273 b는 항성의 생명체 거주가능 영역에 위치한 슈퍼지구이다. b의 질량은 지구의 2.89 ± 0.26 배이며 어머니 별로부터 0.09110 ± 0.00002 AU 떨어진 거리에 있고 1회 공전에 걸리는 시간은 18.650 ± 0.006 일이다. b는 생물권의 안쪽 경계(생물권을 보수적으로 잡을 경우)를 돌고 있지만 항성의 입사광속은 1.06S⊕에 불과하므로 물과 대기가 존재한다면 생명체가 거주할 수 있을 것이다. 다만 행성의 알베도에 따라 균형 온도는 206 ~ 293 켈빈 사이에서 형성될 것이다. b보다 안쪽을 도는 글리제 273 c의 질량은 지구의 1.18 ± 0.16 배에 불과하여 시선속도법을 이용하여 발견한 항성들 중 질량이 매우 작은 축에 든다. c의 질량은 지구와 비슷하지만 어머니 별에는 훨씬 더 가까이 붙어 있어서 1 회 공전 주기는 지구 시간으로 4.7234 ± 0.00004 일에 지나지 않는다.[20]

글리제 273 b는 생물권 안을 돌고 있는 것으로 밝혀진 외계 행성들 중에서도 지구로부터 손꼽히게 가까운 곳에 있다.[20]

2019년 시선속도법으로 외계 행성 후보 두 개가 추가로 발견되어 루이텐 계를 구성하는 행성의 수는 4 개로 늘어났다.[19]

2017년 10월 Messaging Extraterrestrial Intelligence(METI)와 소나르(스페인 바르셀로나에서 개최되는 음악제)가 주관하는 "Sónar Calling GJ 273b" 프로젝트는 노르웨이 Ramfjordmoen에 있는 전파 안테나로 일련의 전파신호들을 루이텐의 별을 향해 전송했다.[21] 이 신호는 메시지를 해독하는 과학적/수학적 튜토리얼로 구성되어 있으며 여기에 여러 음악가들이 만든 곡 33 개를 암호화하여 함께 전송했다. 2018년 5월 14일부터 16일까지 2차 신호를 전송했다. 만약 루이텐 계의 누군가가 이 신호를 들은 뒤 신속하게 답신을 보낸다고 가정하면 답신을 받는 시간은 2036년이 될 것이다.

루이텐의 별 행성계[19]
동반천체

(항성에서 가까운 순서)

질량 공전궤도 반지름

(AU)

공전주기

(일)

궤도이심률 궤도경사각 반지름
c 1.18 ± 0.16 M⊕ 0.036467 4.7234 ± 0.0004 0.17 — —
b 2.89 ± 0.26 M⊕ 0.09110 ± 0.00002 18.650 ± 0.006 0.10 — —
d 10.8+3.9
−3.5 M⊕ 		0.712+0.062
−0.076 		413.9+4.3
−5.5 		0.17+0.18
−0.17 		— —
e 9.3+4.3
−3.9 M⊕ 		0.849+0.083
−0.092 		542±16 0.03+0.20
−0.03 		— —

각주 편집

  1. ↑ 가 나 다 라 Perryman, M. A. C.; 외. (1997), “The Hipparcos Catalogue”, 《Astronomy and Astrophysics》 323: L49–L52, Bibcode:1997A&A...323L..49P 
  2. ↑ 가 나 다 라 Koen, C.; 외. (July 2002), “UBV(RI)C photometry of Hipparcos red stars”, 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 334 (1): 20–38, Bibcode:2002MNRAS.334...20K, doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05403.x 
  3. ↑ 가 나 Nidever, David L.; 외. (August 2002), “Radial Velocities for 889 Late-Type Stars”, 《The Astrophysical Journal Supplement Series》 141 (2): 503–522, arXiv:astro-ph/0112477, Bibcode:2002ApJS..141..503N, doi:10.1086/340570 
  4. ↑ Gatewood, George (2008). “Astrometric Studies of Aldebaran, Arcturus, Vega, the Hyades, and Other Regions”. 《The Astronomical Journal》 136 (1): 452–460. Bibcode:2008AJ....136..452G. doi:10.1088/0004-6256/136/1/452. 
  5. ↑ 가 나 다 라 《The One Hundred Nearest Stars》, Research Consortium On Nearby Stars, 2009년 1월 1일, 2009년 9월 3일에 확인함 
  6. ↑ 가 나 Lacy, C. H. (August 1977), “Radii of nearby stars: an application of the Barnes-Evans relation”, 《Astrophysical Journal Supplement Series》 34: 479–492, Bibcode:1977ApJS...34..479L, doi:10.1086/190459 
  7. ↑ 가 나 다 Viti, S.; 외. (August 2008), “A potential new method for determining the temperature of cool stars”, 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 388 (3): 1305–1313, arXiv:0805.3297, Bibcode:2008MNRAS.388.1305V, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13489.x 
  8. ↑ 가 나 Suárez Mascareño, A.; 외. (September 2015), “Rotation periods of late-type dwarf stars from time series high-resolution spectroscopy of chromospheric indicators”, 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 452 (3): 2745–2756, arXiv:1506.08039, Bibcode:2015MNRAS.452.2745S, doi:10.1093/mnras/stv1441. 
  9. ↑ Luyten, W. J.; Ebbighausen, E. G. (September 1935), “A Faint Star of Large Proper Motion”, 《Harvard College Observatory Bulletin》 900 (900): 1–3, Bibcode:1935BHarO.900....1L 
  10. ↑ Reiners, A.; Basri, G. (March 2009), “On the magnetic topology of partially and fully convective stars”, 《Astronomy and Astrophysics》 496 (3): 787–790, arXiv:0901.1659, Bibcode:2009A&A...496..787R, doi:10.1051/0004-6361:200811450 
  11. ↑ This is denoted by v sin i, where v is the rotational velocity at the equator and i is the inclination to the line of sight.
  12. ↑ Reiners, A. (May 2007), “The narrowest M-dwarf line profiles and the rotation-activity connection at very slow rotation”, 《Astronomy and Astrophysics》 467 (1): 259–268, arXiv:astro-ph/0702634, Bibcode:2007A&A...467..259R, doi:10.1051/0004-6361:20066991 
  13. ↑ “The Colour of Stars”, 《Australia Telescope, Outreach and Education》 (Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation), 2004년 12월 21일, 2012년 2월 22일에 원본 문서에서 보존된 문서, 2012년 1월 16일에 확인함 
  14. ↑ García-Sánchez, J.; 외. (2001). “Stellar encounters with the solar system” (PDF). 《Astronomy and Astrophysics》 379 (2): 634–659. Bibcode:2001A&A...379..634G. doi:10.1051/0004-6361:20011330. 
  15. ↑ Schaaf, Fred (2008). 《The Brightest Stars: Discovering the Universe Through the Sky's Most Brilliant Stars》. John Wiley and Sons. 169쪽. ISBN 978-0-471-70410-2. 
  16. ↑ 가 나 “Annotations on LHS 33 object”. 《SIMBAD》. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. 2010년 4월 21일에 확인함. 
  17. ↑ Delfosse, X.; Forveille, T.; Perrier, C.; Mayor, M. (March 1998). “Rotation and chromospheric activity in field M dwarfs”. 《Astronomy and Astrophysics》 331: 581–595. Bibcode:1998A&A...331..581D. 
  18. ↑ “ARICNS star page of GJ 273”. Astronomisches Rechen-Institut Heidelberg. 2010년 4월 21일에 확인함. 
  19. ↑ 가 나 다 Tuomi, M.; Jones, H. R. A.; Anglada-Escudé, G.; Butler, R. P.; Arriagada, P.; Vogt, S. S.; Burt, J.; Laughlin, G.; Holden, B.; Teske, J. K.; Shectman, S. A.; Crane, J. D.; Thompson, I.; Keiser, S.; Jenkins, J. S.; Berdiñas, Z.; Diaz, M.; Kiraga, M.; Barnes, J. R. (2019). “Frequency of planets orbiting M dwarfs in the Solar neighbourhood”. arXiv:1906.04644 [astro-ph.EP]. 
  20. ↑ 가 나 Astudillo-Defru, N.; 외. (2017). “The HARPS search for southern extra-solar planets. XLI. A dozen planets around the M dwarfs GJ 3138, GJ 3323, GJ 273, GJ 628, and GJ 3293”. 《Astronomy and Astrophysics》 602. A88. arXiv:1703.05386. Bibcode:2017A&A...602A..88A. doi:10.1051/0004-6361/201630153. 
  21. ↑ “How to send a message to another planet”. 《The Economist》. 2017년 11월 16일. 2017년 11월 19일에 확인함. 

외부 링크 편집

좌표:   07h 27m 24.4991s, +05° 13′ 32.827″

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