제단자리 뮤 c
제단자리 뮤 c 또는 HD 160691 c는 항성 제단자리 뮤를 돌고 있는 외계 행성이다.
| 제단자리 뮤 c | |
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| 모항성 | |
|---|---|
| 이름 | 제단자리 뮤 |
| 별자리 | 제단자리 |
| 적경 | 17h 44m 08.7s |
| 적위 | −51° 50′ 03″ |
| 거리 | 49.8 광년 (15.3 파섹) |
| 형태 | G3IV–V |
| 궤도요소 | |
| 평균거리(AU) | 0.09094[1] |
| 이심률 | 0.172 ± 0.040[1] |
| 공전주기 | 9.6386 ± 0.0015 일[1] |
| 물리적 특징 | |
| 질량 | 0.03321 MJ(10.55 ME[1] |
| 발견 정보 | |
| 발견일 | 2004-08-25 |
| 발견자 | Nuño Santos, François Bouchy, 마이클 메이어, Francesco Pepe |
| 발견방법 | HARPS |
| 발견지역 |  칠레 라 실라 천문대
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| 외계 행성 목록 | |
관측 역사 편집
2004년 8월 25일 발견 사실이 공식적으로 발표되었다. 발표 당시 뮤 c의 최소 질량은 지구질량의 14배 정도인 것으로 알려졌으나,[2] 이후 추가적인 연구로 예상 질량값은 좀 더 내려가 지구의 10.5배 수준으로 조정되었다.[3] c는 항성에 매우 가까이 붙어서 돌고 있기 때문에 한 번 공전하는 데 9.6일밖에 걸리지 않는다. c의 발견에는 칠레 유럽 남방 천문대 소유의 라 실라 천문대 소재 HARPS 분광사진기가 사용되었다. c의 발견을 입증한 자료는 2004년 6월에 8일 분량의 관측을 통해 수집되었다. 현재 관측 기술로는 제단자리 뮤 주위를 도는 행성 넷을 직접 볼 수 없다. 이들은 전부 시선 속도법을 이용하여 간접적으로 발견되었다.
물리적 특징 편집
c의 실제 질량이 글리제 436 b나 해왕성과 비슷한 지구의 14배라고 가정할 경우, 이 질량은 암석 행성이 가질 수 있는 질량의 상한선 수준이다. 제단자리 뮤의 중원소함량이 태양보다 높기 때문에 이렇게 무거운 암석 행성이 생겨날 수 있었을 것이다. 또한 c는 제단자리 뮤의 '동결선'인 3.2 천문단위보다 가까운 거리에서 탄생했을 것으로 보인다.[2] c는 탄생 후 막대한 양의 휘발성 물질들을 끌어당겨서 커졌을 것으로 보이나, 현재 c의 중심핵 질량은 지구의 6배 수준에 불과하다.[4] c의 중심핵은 압력으로 고체화된 뜨거운 얼음과 기체에 둘러싸여 있을 것으로 보이며, 이는 암석 행성이라기보다는 해왕성과 더 비슷한 모양새이다.
제단자리 뮤 c는 어머니 항성으로부터 제법 떨어져 있어서 항성의 코로나 질량 방출에 영향을 크게 받지 않을 것으로 보인다. 뮤 c의 현재 상태가 '뜨거운 해왕성'인지(램머),[5] 아니면 원래 가스 행성이었는데 어머니 항성 때문에 질량을 잃고 지금의 모습이 되었는지(Baraffe)에 대해 의견의 대립이 있다.
만약 c가 대기가 벗겨져 나간 가스 행성이라면, 어머니 항성은 태어난 지 얼마 되지 않은 지구질량 20배 ~ 목성질량 0.5배의 원시행성 c를 뜨겁게 달궜을 것이다. 만약 c의 초기 질량이 후자였다면, 현재 c의 반지름은 목성의 0.6배 정도일 것이다.[4]
c는 어머니 항성에 매우 가까이 붙어 있기 때문에 엄청나게 뜨겁다. c를 발견한 천문학자들은 c의 반사율을 0.35로 보았으며, 이는 목동자리 타우 b와 같은 뜨거운 목성들의 온도를 잴 때 가정하는 수치보다 낮은 값이다. 이처럼 낮은 값을 매긴 이유로는 이 행성이 규산염질의 슈퍼지구이거나 또는 구름이나 짙은 레일리산란 대기가 없다고 가정했기 때문이다. 만약 이들의 가정이 맞다면 표면 온도는 약 900 켈빈 수준일 것이다.[2] 만약 수다르스키의 III 또는 IV형에 해당하는, 규산염으로 이루어진 검은색 구름 및(또는) 두꺼운 대기가 펼쳐져 있다면(글리제 436 b의 표면이 이와 비슷할 것으로 생각된다) 유효 온도는 훨씬 더 뜨거울 것이다. 따라서, 꺼지지 않는 용광로 비슷한 이 행성 표면에 우리가 알고 있는 형태의 생명체가 존재할 가능성은 극도로 희박하다.
같이 보기 편집
참고 문헌 편집
- ↑ 가 나 다 라 Pepe, F.; Correia, A. C. M.; Mayor, M.; Tamuz, O.; Couetdic, J.; Benz, W.; Bertaux, J.-L.; Bouchy, F.; Laskar, J.; Lovis, C.; Naef, D.; Queloz, D.; Santos, N. C.; Sivan, J.-P.; Sosnowska, D.; Udry, S. (2007). “The HARPS search for southern extra-solar planets. VIII. μ Arae, a system with four planets”. 《Astronomy and Astrophysics》 462 (2): 769 – 776. doi:10.1051/0004-6361:20066194.
- ↑ 가 나 다 N.C. Santos, F. Bouchy, Michel Mayor, F. Pepe, Didier Queloz, Stéphane Udry, C. Lovis, M. Bazot, W. Benz, J.-L. Bertaux, G. Lo Curto, X. Delfosse, C. Mordasini, D. Naef, J.-P. Sivan, S. Vauclair. “A 14 Earth-masses exoplanet around μ Arae”. arXiv.
- ↑ F. Pepe, A.C.M. Correia, Michel Mayor, O. Tamuz, W. Benz, J.-L. Bertaux, F. Bouchy, J. Couetdic, J. Laskar, C. Lovis, D. Naef, Didier Queloz, N. C. Santos, J.-P. Sivan, D. Sosnowska, Stéphane Udry. “μ Ara, a system with four planets”. arXiv.
- ↑ 가 나 I. Baraffe, Y. Alibert, G. Chabrier, W. Benz (2005). “Birth and fate of hot-Neptune planets”. 《Astronomy & Astrophysics 2008》. arXiv:0512091v1
|arxiv=값 확인 필요 (도움말) [astro-ph]. - ↑ H. Lammer; 외. (2007). “The impact of nonthermal loss processes on planet masses from Neptunes to Jupiters” (PDF). 《Geophysical Research Abstracts》 9 (07850).