돛자리 람다
돛자리 람다(λ Velorum, λ Vel) 또는 공식 명칭 수하일(Suhail)[11]은 남반구 하늘의 돛자리 방향에 있는 항성이다. 평균 겉보기등급은 2.21로[3] 별자리 내에서 세 번째로 밝으며 밤하늘 전체에서도 밝은 축에 속하는 항성이다. 이 별까지의 거리는 시차 기법을 이용하여 직접 측정할 수 있으며 그 값은 지구로부터 약 545 광년 (167 파섹)이다.[2]
| 돛자리 람다 (수하일) λ Velorum (Suhail) | ||
 돛자리. 람다는 λ이다. | ||
| 명칭 | ||
|---|---|---|
| 밝은 별 목록 | HR 3634[1] | |
| 헨리 드레이퍼 목록 | HD 78647[1] | |
| 스미소니언 천문대 항성목록 | SAO 220878[1] | |
| 소천성표 | CD−42°4990[1] | |
| 히파르코스 목록 | HIP 44816[1] | |
| 다른 이름 | 알수하일, 알 수하일 알 와즌, 수하일, 알 수칼, FK5 345[1] | |
| 관측 정보 (역기점 J2000.0) | ||
| 별자리 | 돛자리 | |
| 적경(α) | 09h 07m 59.75787s[2] | |
| 적위(δ) | −43° 25′ 57.3273″[2] | |
| 겉보기등급(m) | 2.21[3] (2.14 - 2.30[4] | |
| 절대등급(M) | −3.99[5] | |
| 위치천문학 | ||
| 시선속도 | +18.4 km/s[6] | |
| 적경 고유운동 | −24.01 mas/yr[2] | |
| 적위 고유운동 | +13.52 mas/yr[2] | |
| 연주시차 | 5.99 ± 0.11 mas[2] | |
| 성질 | ||
| 광도 | 7,900 L☉[7] | |
| 나이 | 31.6 ± 1.7 (백만 년)[8] | |
| 분광형 | K4 Ib[9] | |
| U-B 색지수 | +1.80[3] | |
| B-V 색지수 | +1.65[3] | |
| 변광성 분류 | LC[4] | |
| 추가 사항 | ||
| 질량 | 7 ± 1 M☉[7] | |
| 반지름 | 210 R☉[7] | |
| 표면온도 | 3,800 - 4,000 K[7] | |
| 중원소 함량 (Fe/H) | +0.06[10] | |
| 표면 중력 (log g) | 0.6 cgs[7] | |
| 자전 속도 | 6.7 km/s[5] | |
| 항성 목록 | ||
명칭
편집돛자리 람다 λ Velorum는 바이어 명명법에 따른 명칭이다.
전통적인 아랍어 명칭은 السهيل الوزن (수하일 알 와즌)이나 근대 항해별로서 수하일 Suhail 로 축약되어 불려 왔다. 람다별 이외에도 '수하일'(아랍어권에서 흔한 남성의 성)은 전통적으로 카노푸스, 돛자리 감마(알 수하일 알 물리프), 고물자리 제타(수하일 하다르) 등 최소 세 별을 가리키는 명칭이었다. 2016년 8월 21일 국제천문연맹 산하 WGSN(항성명칭 워킹그룹)은 돛자리 람다별에 수하일 Suhail 을 공식 고유명칭으로 부여했으며 이 명칭은 현재 IAU 항성명칭목록에 등재되어 있다.[12](카노푸스는 원래 명칭을 그대로 부여받았으며 고물자리 제타는 나오스 Naos를 부여받았다.)[11]
중화권에서 수하일은 천기(天記)를 구성하는 유일한 항성으로 단독 명칭 역시 동일하다.[13] 천기는 서구식으로 Tseen Ke 로 표기되기도 하나 R. H. 앨런은 Tseen Ke 가 돛자리 프시의 명칭이며 그 뜻은 '하늘의 기록물'이라고 주장했다.[14]
특성
편집돛자리 람다의 외포층 유효 온도는 약 4000 켈빈으로 이 온도에서 람다는 K형 항성의 오렌지색 빛을 뿜는다.[15] 람다의 변광성 분류는 Lc형으로 겉보기 등급이 +2.14와 +2.30 사이에서 변화하는 느린 불규칙 변광성이다.[4]
람다별은 중심핵 영역에 있는 수소를 소진한, 진화가 진척된 항성이다. 질량은 대략 태양의 일곱 배이다. 람다는 점근거성가지(AGB)상에 있든지 혹은 여기에 접근하는 중인 것 같으나, 적색거성가지(RGB)상에 있는 질량이 좀 더 큰 별일 가능성도 배제할 수 없다.[16] 람다는 점근거성가지 항성 단계이기에 중심핵은 활력이 상실된 탄소 및 산소로 이루어져 있으며 대신 중심핵 바깥에 있는 층 두 개에서 헬륨과 수소를 융합하고 있다. 항성의 외포층은 확장되어 두껍고, 대류 활동을 하며, 수소를 태우는 층을 만든 상태이고 이 외포층은 자기장을 형성하고 있다. 이 자기장의 람다별 표면에서의 힘은 1.72 ± 0.33 G로 측정되었다.[17] 무거운 항성들은 가벼운 별들보다 수소 연료를 빠르게 사용하므로 돛자리 람다의 나이는 대략 3200만 년에 불과한 것으로 보인다.[8]
돛자리 람다는 중간 정도 질량의 항성들 중 상한선에 해당되는 별로 최후를 행성상성운 및 백색왜성의 형태로 맞게 될 것이다. 하지만 II형 초신성을 일으킬 정도로 무거울 가능성은 있다.[18]
각주
편집- ↑ 가 나 다 라 마 바 “Basic data: lam Vel -- Long-period variable star”. 《SIMBAD》. 2020년 3월 16일에 확인함.
- ↑ 가 나 다 라 마 바 van Leeuwen, F. (November 2007), “Validation of the new Hipparcos reduction”, 《Astronomy and Astrophysics》 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357
- ↑ 가 나 다 라 Johnson, H. L.; 외. (1966), “UBVRIJKL photometry of the bright stars”, 《Communications of the Lunar and Planetary Laboratory》 4 (99): 99, Bibcode:1966CoLPL...4...99J
- ↑ 가 나 다 Ruban, E. V.; 외. (September 2006), “=Spectrophotometric observations of variable stars”, 《Astronomy Letters》 32 (9): 604–607, Bibcode:2006AstL...32..604R, doi:10.1134/S1063773706090052. See the J/PAZh/32/672 VizieR catalogue entry.
- ↑ 가 나 Setiawan, J.; Pasquini, L.; Da Silva, L.; Hatzes, A. P.; von Der Lühe, O.; Girardi, L.; De Medeiros, J. R.; Guenther, E. (2004). “Precise radial velocity measurements of G and K giants. Multiple systems and variability trend along the Red Giant Branch”. 《Astronomy and Astrophysics》 421: 241. Bibcode:2004A&A...421..241S. doi:10.1051/0004-6361:20041042-1.
- ↑ Wilson, R. E. (1953). “General Catalogue of Stellar Radial Velocities”. 《Carnegie Institute Washington D.C. Publication》 (Carnegie Institute of Washington D.C.). Bibcode:1953GCRV..C......0W.
- ↑ 가 나 다 라 마 Carpenter, Kenneth G.; Robinson, Richard D.; Harper, Graham M.; Bennett, Philip D.; Brown, Alexander; Mullan, Dermott J. (1999). “GHRS Observations of Cool, Low-Gravity Stars. V. The Outer Atmosphere and Wind of the Nearby K Supergiant λ Velorum”. 《The Astrophysical Journal》 521 (1): 382–406. Bibcode:1999ApJ...521..382C. doi:10.1086/307520.
- ↑ 가 나 Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. (January 2011), “A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun”, 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 410 (1): 190–200, arXiv:1007.4883, Bibcode:2011MNRAS.410..190T, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x
- ↑ Keenan, Philip C.; McNeil, Raymond C. (1989). “The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars”. 《Astrophysical Journal Supplement Series》 71: 245. Bibcode:1989ApJS...71..245K. doi:10.1086/191373.
- ↑ Luck, R. Earle (2014). “Parameters and Abundances in Luminous Stars”. 《The Astronomical Journal》 147 (6): 137. Bibcode:2014AJ....147..137L. doi:10.1088/0004-6256/147/6/137.
- ↑ 가 나 “IAU Catalog of Star Names”. 2016년 7월 28일에 확인함.
- ↑ 《IAU Working Group on Star Names (WGSN)》, International Astronomical Union, 2016년 5월 22일에 확인함.
- ↑ (중국어) AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 6 月 29 日 Archived 2021년 6월 5일 - 웨이백 머신
- ↑ Allen, Richard Hinckley, 《Star Names — Their Lore and Meaning: Argo Navis》
- ↑ “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
- ↑ Carpenter, Kenneth G. (1998). “The Structure of the Outer Atmosphere and Wind of lambda Vel”. 《Asymptotic Giant Branch Stars》 191: P206. Bibcode:1998IAUS..191P.206C.
- ↑ Grunhut, J. H.; 외. (November 2010), “Systematic detection of magnetic fields in massive, late-type supergiants”, 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 408 (4): 2290–2297, arXiv:1006.5891, Bibcode:2010MNRAS.408.2290G, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17275.x
- ↑ Nomoto, K. (1984). “Evolution of 8-10 solar mass stars toward electron capture supernovae. I - Formation of electron-degenerate O + NE + MG cores”. 《Astrophysical Journal》 277: 791. Bibcode:1984ApJ...277..791N. doi:10.1086/161749.
