아셀라
| 아셀라 | ||
 궁수자리. 아셀라는 ζ이다. | ||
| 명칭 | ||
|---|---|---|
| 바이어 명명법 | 궁수자리 제타(ζ Sgr) | |
| 플램스티드 명명법 | 궁수자리 38 | |
| 밝은 별 목록 | HR 7194 | |
| 헨리 드레이퍼 목록 | HD 176687 | |
| 스미소니언 천문대 항성목록 | SAO 187600 | |
| 소천성표 | CPD-30 5798 | |
| 히파르코스 목록 | HIP 93506 | |
| 다른 이름 | CCDM J19026-2953AB, GC 26161, IDS 18562-3001 AB, PPM 269230, WDS J19026-2953AB | |
| 관측 정보 (역기점 J2000.0) | ||
| 별자리 | 궁수자리 | |
| 적경(α) | 19h 02m 36.73024s[1] | |
| 적위(δ) | –29° 52′ 48.2279″[1] | |
| 겉보기등급(m) | +2.59[2] (3.27/3.48)[3] | |
| 절대등급(M) | 1.11/1.32[3] | |
| 위치천문학 | ||
| 시선속도 | +22 km/s[4] | |
| 적경 고유운동 | +10.79 밀리초각/년[1] | |
| 적위 고유운동 | +21.11 밀리초각/년[1] | |
| 연주시차 | 36.98 ± 0.87 밀리초각[1] | |
| 거리 | 88 ± 2 광년(27.0 ± 0.6 파섹) | |
| 성질 | ||
| 나이 | 5억 ~ 7억 1000만 년[3] | |
| 분광형 | A2.5 Va[5] | |
| U-B 색지수 | +0.05[2] | |
| B-V 색지수 | +0.08[2] | |
| 추가 사항 | ||
| 질량 | 5.26 ± 0.37 M☉[3] | |
| 표면온도 | 8,799 K[6] | |
| 표면 중력 (log g) | 3.90[6] | |
| 자전 속도 | 77 km/s[7] | |
| 항성 목록 | ||
아셀라(Ascella) 또는 궁수자리 제타(ζ Sgr)는 궁수자리 방향에 있는 삼중성계이다. 궁수자리에서 세 번째로 밝으며 시차 수치에 따르면 태양으로부터 약 88 광년 떨어져 있다.[1]
계를 이루는 구성원들을 세분하면, 궁수자리 제타 A('아셀라' 명칭이 공식적으로 부여됨)[8][9]와 B가 쌍성을 이루고 있으며 반성 C는 이들로부터 떨어져 있다.
명칭
[편집]전통적으로 불러오던 이름 아셀라(Ascella)는 '겨드랑이'를 뜻하는 후기 라틴어 단어에서 유래한 것이다. 《알 악사시 알 무아케트 성표》에서 이 별은 '탈라스 알 사디라'(Thalath al Sadirah)로 표기되어 있는데 이는 '되돌아오는 타조 중 세 번째'라는 의미이다.[10] 국제천문연맹(IAU)은 2016년 항성의 고유 명칭을 관리하고 공식화할 목적으로 항성명칭 워킹그룹(WGSN)을 결성했다.[11] WGSN은 고유 명칭을 다중성계 전체가 아니라 구성원에 붙이는 방침을 내렸다.[12] 2016년 9월 12일 아셀라(Ascella) 명칭은 공식적으로 승인되었으며 현재 IAU 승인 항성명 목록에 실려 있다.[9]
아셀라는 궁수자리 감마, 궁수자리 델타, 궁수자리 엡실론, 궁수자리 람다, 궁수자리 시그마, 궁수자리 타우, 궁수자리 파이와 함께 '찻주전자' 별자리를 구성한다.[13]
궁수자리 제타(ζ Sgr)는 이 계를 바이어 명명법에 의해 표기한 것이다. 구성원들을 궁수자리 A, B, C로 로마자 대문자를 붙여 구별하는 것은 워싱턴 다중성 목록(WMC)에서 다중성계를 표기할 때 사용한 관례로, 이후 IAU가 도입했다.[14]
중화권에서 아셀라는 두수(斗宿)에 속해 있다. 두수는 아셀라, 궁수자리 파이, 궁수자리 람다, 궁수자리 뮤, 궁수자리 시그마, 궁수자리 타우로 이루어져 있다. 이들 중 아셀라 하나만을 일컫는 명칭은 두수6(斗宿六, 두수에서 여섯 번째)이다.[15]
속성
[편집]아셀라의 구성원들은 모두 합쳐 겉보기등급 +2.59로 빛난다.[2] 아셀라는 태양계로부터 22 km s−1의 속도로 멀어지고 있으며[4] 지금으로부터 약 100만 ~ 140만 년 전에는 태양으로부터 7.5 ± 1.8 광년(2.30 ± 0.55 파섹)까지 접근했었다.[16]
아셀라의 구성원 A와 B는 서로를 약 21일에 1회 공전하고 있으며 궤도의 이심률은 0.211이다. A와 B를 합친 쌍성계의 질량은 태양의 5.26 ± 0.37 배이며[3] 이 둘이 섞인 분광형은 A2.5 Va이다. A는 분광형 A2의 거성으로 겉보기 등급은 +3.27이고, B는 분광형 A4의 준거성으로 겉보기 등급은 +3.48이다. 두 구성원은 서로 평균 13.4 천문단위 떨어져 있다.[17]
이 쌍성은 다시 10등급 밝기의 희미한 반성 C를 거느리고 있다. C는 A-B로부터 75 초각 떨어져 있다.
각주
[편집]- ↑ 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). Bibcode:1966CoLPL...4...99J.
- ↑ 가 나 다 라 마 De Rosa, Robert J.; 외. (2011), “The VAST Survey -- II. Orbital motion monitoring of A-type star multiples”, 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 422: 2765–2785, arXiv:1112.3666, Bibcode:2012MNRAS.422.2765D, doi:10.1111/j.1365-2966.2011.20397.x
- ↑ 가 나 Wilson, R. E. (1953). 《General Catalogue of Stellar Radial Velocities》. Carnegie Institute of Washington D.C. Bibcode:1953GCRV..C......0W.
- ↑ “* zet Sgr”. 《SIMBAD》. Centre de données astronomiques de Strasbourg. 2012년 2월 18일에 확인함.
- ↑ 가 나 Gray, R. O.; 외. (October 2003), “Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I.”, 《The Astronomical Journal》 126 (4): 2048–2059, arXiv:astro-ph/0308182, Bibcode:2003AJ....126.2048G, doi:10.1086/378365
- ↑ Royer, F.; Zorec, J.; Gómez, A. E. (February 2007), “Rotational velocities of A-type stars. III. Velocity distributions”, 《Astronomy and Astrophysics》 463 (2): 671–682, arXiv:astro-ph/0610785, Bibcode:2007A&A...463..671R, doi:10.1051/0004-6361:20065224
- ↑ Davis, George A. (1944). “The pronunciations, derivations, and meanings of a selected list of star names”. 《Popular Astronomy》 52: 8–30.
- ↑ 가 나 “Naming Stars”. IAU.org. 2017년 12월 16일에 확인함.
- ↑ Knobel, E. B. (June 1895). “Al Achsasi Al Mouakket, on a catalogue of stars in the Calendarium of Mohammad Al Achsasi Al Mouakket”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 55: 430. Bibcode:1895MNRAS..55..429K. doi:10.1093/mnras/55.8.429.
- ↑ 《IAU Working Group on Star Names (WGSN)》, International Astronomical Union, 2016년 5월 22일에 확인함.
- ↑ “WG Triennial Report (2015-2018) - Star Names” (PDF). 5쪽. 2018년 7월 14일에 확인함.
- ↑ “Teapot”. constellation-guide.com. 2017년 5월 13일에 확인함.
- ↑ Hessman, F. V.; Dhillon, V. S.; Winget, D. E.; Schreiber, M. R.; Horne, K.; Marsh, T. R.; Guenther, E.; Schwope, A.; Heber, U. (2010). “On the naming convention used for multiple star systems and extrasolar planets”. arXiv:1012.0707 [astro-ph.SR].
- ↑ (중국어) AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 5 月 12 日 Archived 2011년 7월 16일 - 웨이백 머신
- ↑ Dybczyński, P. A. (April 2006), “Simulating observable comets. III. Real stellar perturbers of the Oort cloud and their output”, 《Astronomy and Astrophysics》 449 (3): 1233–1242, Bibcode:2006A&A...449.1233D, doi:10.1051/0004-6361:20054284
- ↑ Kaler, James B., “ASCELLA (Zeta Sagittarii)”, 《Stars》 (University of Illinois), 2012년 2월 18일에 확인함
