루이텐 726-8
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 | ||
항성계
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이 계는 1948년 빌럼 야코프 라위턴이 고유운동 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 726-8A는 변광성이며 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]
각주
편집- ↑ 가 나 다 라 “V* BL Cet -- Flare Star”. 《SIMBAD》. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. 2009년 12월 16일에 확인함.
- ↑ 가 나 다 라 “V* UV Cet -- Flare Star”. 《SIMBAD》. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. 2009년 12월 16일에 확인함.
- ↑ 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.
- ↑ 가 나 “Query= BL Cet”. 《General Catalogue of Variable Stars》. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. 2009년 12월 16일에 확인함.
- ↑ 가 나 “Query= UV Cet”. 《General Catalogue of Variable Stars》. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. 2009년 12월 16일에 확인함.
- ↑ 가 나 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
- ↑ 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.
- ↑ “Annotations on V* UV Cet object”. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. 2010년 4월 14일에 확인함.
- ↑ Potemine, Igor Yu. (April 2010). “Transit of Luyten 726-8 within 1 ly from Epsilon Eridani”. Cornell University Library. 2010년 4월 12일에 확인함.
- ↑ 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 출처
편집- (영어) Luyten, W. J. (1949). “New stars with proper motions exceeding 0.5" annually”. 《The Astronomical Journal》 55: 15. Bibcode:1949AJ.....55...15L. doi:10.1086/106322.
- (영어) Durand, E.; Oberly, J. J.; Tousey, R. (1949). “Analysis of the First Rocket Ultraviolet Solar Spectra”. 《The Astrophysical Journal》 109: 1. Bibcode:1949ApJ...109....1D. doi:10.1086/145099.
