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
Locator Dot.gif

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

특징편집

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 13000 년 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 600 년 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]

행성계편집

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

각주편집

  1. Perryman, M. A. C.; 외. (1997), “The Hipparcos Catalogue”, 《Astronomy and Astrophysics》 323: L49–L52, Bibcode:1997A&A...323L..49P 
  2. 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. 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. 《The One Hundred Nearest Stars》, Research Consortium On Nearby Stars, 2009년 1월 1일, 2009년 9월 3일에 확인함 
  6. 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. 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. 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. “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. 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. 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 링크편집

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