루이텐 726-8

(고래자리 UV에서 넘어옴)

루이텐 726-8(Luyten 726-8) 또는 글리제 65(Gliese 65)는 지구로부터 고래자리 방향으로 약 8.7 광년 떨어진 곳에 있는 쌍성계이다. 거리상으로 이 계는 지구에서 매우 가까운 이웃 천체의 반열에 들어간다. 계의 구성원인 루이텐 726-8B는 섬광성 분류의 원형 별인 고래자리 UV(UV Ceti)로도 알려져 있다.

루이텐 726-8 A/B
Luyten 726-8 A/B
명칭
아르겔란더 명명법 A: 고래자리 BL (BL Ceti)
B: 고래자리 UV (UV Ceti)
다른 이름 전체: GCTP 343.10, GJ 65
A: LHS 9
B: LHS 10
관측 정보
(역기점 J2000.0)
별자리 고래자리
적경(α) A: 01h 39m 01.54s[1]
B: 01h 39m 01.54s[2]
적위(δ) A: –17° 57′ 01.8″[1]
B: –17° 57′ 01.8″[2]
겉보기등급(m) A: 12.7[1]
B: 13.2[2]
위치천문학
시선속도 +29.0 km/s
적경 고유운동 3321 mas/yr
적위 고유운동 562 mas/yr
연주시차 373.70 ± 2.70 mas[3]
성질
광도 A: 0.00006 L
B: 0.00004 L
분광형 A: M5.5 V / B: M6 V
U-B 색지수 A: 1.10 / B: ?
B-V 색지수 A: 1.87 / B: ?
변광성 분류 A: UV Cet[4] / B: UV Cet[5]
추가 사항
질량 A: 0.102 ± 0.010 M[6]
B: 0.100 ± 0.010 M[6]
반지름 A: 0.14 R
B: 0.14 R
표면온도 A: 2,670 / B: 2,650 K
자전 주기 A: 0.2 일
항성 목록

겉보기등급순 · 절대등급순
거리순 · 질량순 · 반지름순

항성계편집

 
1982년 앤드류 포사가 제작한 '고래자리 UV'(UV Ceti). 캐나다 토론토 소재.

이 계는 1948년 빌럼 야코프 라위턴고유운동 값이 높은 항성들의 목록을 정리하던 중 발견했다. 그는 이 계의 예외적으로 높은 연간 고유운동 값 3.37 초각에 주목했으며 성표에 이 계를 루이텐 726-8로 등재했다.[7] 계의 구성원 둘의 겉보기등급은 각각 12.7과 13.2로 광도가 거의 같다. 이들은 서로를 26.5 일에 1회 공전하고 있다. 구성원 간 거리는 최소 2.1 ~ 최대 8.8 천문단위이다. 지구로부터의 거리는 고래자리 방향으로 약 2.63 파섹 (8.58 ly)으로 지구에서 일곱 번째로 가까운 항성계이다. 루이텐 726-8 계에서 가장 가까운 이웃 별은 고래자리 타우로 3.20 광년 떨어져 있다. 만약   km/s라면 약 28700년 전 루이텐 726-8 계는 태양에 2.21 파섹 (7.2 광년)까지 접근했었을 것이다.[8]

계의 주성 루이텐 726-8A변광성이며 변광성 기호 고래자리 BL(BL Ceti)을 받았다.[4] A는 적색왜성으로 분광형은 M5.5e이다. A는 섬광성이기도 하며 고래자리 UV형 변광성으로 분류되기도 하나 그 활동이 동반성 고래자리 UV에 비해 그리 뚜렷하지는 않다. A는 G 272-061로 표기하기도 한다.[1]

계의 반성 루이텐 726-8B는 주성 A와 비슷하게 변광성이며 변광성 기호 고래자리 UV(UV Ceti)를 받았다.[5] 고래자리 UV는 최초로 발견된 섬광성은 아니지만 섬광성의 특질을 가장 뚜렷하게 보여주는 예시이기에 비슷한 여타 섬광성들은 현재 고래자리 UV형 변광성으로 분류되고 있다. 이 항성은 광도가 극심하게 변화하는데 1952년의 경우 불과 20초 만에 밝기가 75배 증가했다. 고래자리 UV 역시 주성과 마찬가지로 적색왜성이며 분광형은 M6.0e이다.[2]

약 31500년 후 루이텐 726-8은 에리다누스자리 엡실론에 약 0.93 광년까지 접근할 것이다. 루이텐 726-8은 에리다누스자리 엡실론 주위에 있으리라 추측되는 오르트 구름을 뚫고 지나갈 가능성이 있으며 이 경우 일부 장주기 혜성들의 궤도를 중력적으로 교란시킬 수 있다. 두 항성계가 서로를 스쳐 지나가면서 1광년 이내의 거리를 유지하는 상태는 약 4600년 지속될 것이다.[9]

루이텐 726-8은 히아데스 스트림의 구성원일 가능성이 있다.[10]

각주편집

  1. “V* BL Cet -- Flare Star”. 《SIMBAD》. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. 2009년 12월 16일에 확인함. 
  2. “V* UV Cet -- Flare Star”. 《SIMBAD》. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. 2009년 12월 16일에 확인함. 
  3. Van Altena W. F.; Lee J. T.; Hoffleit E. D. (1995). “GCTP 343”. 《The General Catalogue of Trigonometric Stellar Parallaxes》 Four판. 2014년 6월 5일에 확인함. 
  4. “Query= BL Cet”. 《General Catalogue of Variable Stars》. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. 2009년 12월 16일에 확인함. 
  5. “Query= UV Cet”. 《General Catalogue of Variable Stars》. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. 2009년 12월 16일에 확인함. 
  6. Delfosse, X.; 외. (December 2000), “Accurate masses of very low mass stars. IV. Improved mass-luminosity relations”, 《Astronomy and Astrophysics》 364: 217–224, arXiv:astro-ph/0010586, Bibcode:2000A&A...364..217D 
  7. Luyten, W. J. (December 1949). “New stars with proper motions exceeding 0.5" annually.”. 《The Astronomical Journal》 55: 15. Bibcode:1949AJ.....55...15L. doi:10.1086/106322. 
  8. “Annotations on V* UV Cet object”. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. 2010년 4월 14일에 확인함. 
  9. Potemine, Igor Yu. (April 2010). “Transit of Luyten 726-8 within 1 ly from Epsilon Eridani”. Cornell University Library. 2010년 4월 12일에 확인함. 
  10. Montes, D.; 외. (2001). “Late-type members of young stellar kinematic groups - I. Single stars.”. 《MNRAS》 328: 45–63. arXiv:astro-ph/0106537. Bibcode:2001MNRAS.328...45M. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04781.x. 2012년 7월 9일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2010년 4월 18일에 확인함. 

서적 출처편집

좌표:   01h 39m 01.3s, −17° 57′ 01″