카펠라

Capella
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카펠라
Auriga constellation map.svg
카펠라는 오리가에서 가장 밝은 별이다.
관측 데이터
Epoch J2000.0 이쿼녹스 J2000.0(ICRS)
별자리 오리가
A
우측 상승 05h 16m 41.35871s[1][주 1]
탈위임 +45° 59′ 52.7693″[1][note 1]
겉보기 크기 (V) +0.08[2] (+0.03 – +0.16[3])
H
우측 상승 05h 17m 23.728s[4]
탈위임 +45° 50′ 22.97″[4]
겉보기 크기 (V) 10.16[5]
L
우측 상승 05h 17m 23.943s[6]
탈위임 +45° 50′ 19.84″[6]
겉보기 크기 (V) 13.7[7]
특성.
A
스펙트럼형 G3III:[8]
U-B색지수 +0.44[2]
B-V색지수 +0.80[2]
V-R 색지수 −0.3[2]
R-I 색지수 +0.44[2]
변수형 RS CVn[9](예찰됨[10])
Aa
진화 단계 레드 클럼프
스펙트럼형 K0III[11]
AB
진화 단계 부거성
스펙트럼형 G1III[11]
H
진화 단계 주계열성(적색왜성)
스펙트럼형 M2.5 V[12]
U-B색지수 1.24[13]
B-V색지수 1.50[14]
R-I 색지수 0.91[14]
L
진화 단계 주계열성(적색왜성)
스펙트럼형 M4:[15]
아스트로메트리
A
방사 속도 (Rv)+29.9387 ± 0.0032km[16]/s
고유 운동 (μ) RA: 75.52마스[1]/연간
Dec.: -427.11마스[1]/yr
시차 (π)76.20 ± 0.46[1] 마스
거리42.919 ± 0.049 ly
(13.1987 ± 0.015pc[16])
Aa
절대치수 (MV)+0.296[16]
AB
절대치수 (MV)+0.167[16]
HL
방사 속도 (Rv)31.63 ± 0.14km[16]/s
H
고유 운동 (μ) RA: 88.57마스[17]/yr
Dec.: -428.91[17]mas/yr
시차 (π)74.9521 ± 0.0188[18] 마스
거리43.52 ± 0.01 ly
(13.342 ± 0.003 pc)
절대치수 (MV)9.53[19]
L
고유 운동 (μ) RA: 54.1 mas[20]/yr
Dec.: -417.5[20]mas/yr
시차 (π)75.1838 ± 0.0534[21] 마스
거리43.38 ± 0.03 ly
(13.1985 ± 0.009 pc)
절대치수 (MV)13.1[22]
궤도[16]
1차Aa
동반자AB
마침표. (P)104.02128 ± 0.00016 d
반주축 (a)0.056442 ± 0.000023"
(0.74272 ± 0.00069AU)
편심성 (e)0.00089 ± 0.00011
기울기 (i)137.156 ± 0.046°
노드의 경도 (Ω)40.522 ± 0.039°
페리아스트론 신기원을 이루다 (T)2448147.6 ± 2.6 JD
페리아스트론의 인수 (ω)
(iii)		342.6 ± 9.0 JD°
반암도 (K1)
(iii)		25.9611 ± 0.0044 km/s
반암도 (K2)
(2차)		26.860 ± 0.0017 km/s
궤도[16]
1차H
동반자L
마침표. (P)300년
반주축 (a)3.5"
(40AU[23])
편심성 (e)0.75
기울기 (i)52°
노드의 경도 (Ω)288°
페리아스트론 신기원을 이루다 (T)2220
페리아스트론의 인수 (ω)
(2차)		88°
세부사항[16]
A
금속성 [Fe/H]-0.04 ± 0.06 덱스
나이590–650 Mirr
Aa
미사2.5687 ± 0.0074 M☉
반지름11.98 ± 0.57 R☉
루미도(골수계)78.7 ± 4.2 L☉
표면 중력 (log g)2.691 ± 0.041 cgs
온도4,970 ± 50 K
회전104 ± 3일
회전 속도 (v sin i)4.1 ± 0.4 km/s
AB
미사2.4828 ± 0.0067 M☉
반지름8.83 ± 0.33 R☉
루미도(골수계)72.7 ± 3.6 L☉
표면 중력 (log g)2.941 ± 0.032 cgs
온도5,730 ± 60 K
회전8.5 ± 0.2일
회전 속도 (v sin i)35.0 ± 0.5km/s
H
미사0.57[16][23] M☉
반지름0.54 ± 0.03[19] R☉
루미도(골수계)0.05[19] L☉
표면 중력 (log g)4.75 ± 0.05 cgs
온도3,700 ± 150[19] K
금속성 [Fe/H]+0[19].1 덱스
L
미사0.53[16] M☉
기타 지정
Alhajoth, Hokulei, α Aurigae, 13 Aurigae, ADS 3841, BD+45 1077, CCDM J05168+4559, FK5 193, GC 6427, HD 34029, HIP 24608, HR 1708, IDS 05093+4554, LTT 11619, NLTT 14766, PPM 47925, SAO 40186, WDS 05167+4600.[24][2][25][26][13]
A: GJ 194
HL: GJ 195[13]
H: G 96-29, LTT 11622, NLTT 14788, PPM 47938, 2MASS J05172386+4550229[27]
L: VVO 238, 2MASS J05172394+4550198[28]
데이터베이스 참조
심바드카펠라
카펠라 H
카펠라 L

카펠라 /kəpɛlə/, 지정된 α 아우리개(알파 아우리개로 라틴화, 약칭 알파 아우르, α 아우르)는 오리가 별자리에서 가장 밝은 별이며, 밤하늘에서 여섯 번째로 밝은 별이며, 아크투루스와 베가에 이어 북천반구에서 세 번째로 밝은 별이다.북쪽 겨울 하늘에서 눈에 띄는 물체로, 44°N의 북쪽 관측자들에게는 극지방이다.라틴어로 "작은 염소"라는 뜻의 카펠라는 고전 신화에서 제우스를 빨아들인 염소 아말테아를 묘사했다.카펠라는 태양으로부터 42.9광년(13.2pc) 떨어진 비교적 가까운 거리에 있다.그것은 주로 카펠라 아의 코로나에서 나온 것으로 생각되는 하늘에서 가장 밝은 X선원 중 하나이다.

육안으로는 하나의 별처럼 보이지만, 카펠라는 사실 카펠라 아, 카펠라 에이브, 카펠라 H, 카펠라 L로 이루어진 두 개의 이진 쌍으로 구성된 네 개의 별 체계다.1차 쌍인 카펠라 아와 카펠라 아브는 밝은 노란색 거성 별 두 개로, 둘 다 태양보다 2.5배 정도 크다.두 번째 쌍인 카펠라 H와 카펠라 L은 첫 번째 쌍부터 약 1만 천문단위(AU)[note 2]이며, 희미하고 작고 비교적 시원한 두 개의 적색 왜성이다.카펠라 아와 카펠라 아브는 핵심 수소를 소진하고 냉각 및 팽창하여 주요 수열에서 벗어났다.그들은 약 0.74AU 간격으로 매우 팽팽한 원형 궤도에 있으며, 104일마다 서로 궤도를 돈다.카펠라 AA는 스펙트럼 등급 K0으로 둘 중 더 시원하고 발광성이 뛰어나다.III; 태양 광도의 78.7 ± 4.2배, 반지름의 11.98 ± 0.57배이다.노화된 적색 덩어리 별인 이 별은 중심부에 있는 탄소와 산소에 헬륨을 융합하고 있다.카펠라 아브는 약간 작고 뜨겁고 스펙트럼 등급 G1이다.III; 태양보다 발광량이 72.7 ± 3.6배, 반지름의 8.83 ± 0.33배이다.그것은 헤르츠스프룽의 틈새에 있는데, 그것은 팽창하고 냉각되어 붉은 거성이 될 때 잠깐의 아거성 진화 단계에 해당한다.같은 시각 분야의 몇몇 다른 스타들은 동반자로 분류되었지만 신체적으로는 관련이 없다.

명명법

카펠라는 오리가(왼쪽 위) 별자리에서 가장 밝은 별이다.

α 아우리개(Alpha Aurgie에 라틴화됨)는 항성계의 바이엘 명칭이다.플램스티드 명칭인 13개 오리가도 있다.ADS 3841, CCDM J05168+4559 및 WDS J05167+4600으로 여러 개의 복수 별 카탈로그에 수록되어 있다.비교적 가까운 항성계통으로서 카펠라는 밝은 거성의 쌍에는 GJ 194, 희미한 적색 왜성의 쌍에는 GJ 195로 지정되어 글리제-자흐리스 카탈로그에 등재되어 있다.

전통적인 이름 카펠라는 (작은) 암컷 염소를 뜻하는 라틴어인데, 대체 이름 카프라는 고전 시대에 더 흔하게 사용되었다.[29]국제천문연맹은 2016년 항성명 작업반(WGSN)[30]을 조직해 항성의 적절한 명칭을 분류하고 표준화했다.2016년[31] 7월 WGSN의 첫 번째 게시판에는 WGSN에 의해 승인된 이름들의 처음 두 묶음의 표가 포함되어 있었고, 여기에는 이 별을 위한 카펠라가 포함되어 있었다.IAU의 스타네임 카탈로그에 이렇게 기재되어 있다.[32]별 이름 목록에는 카펠라가 별 α 아우리개 아에 적용되는 것으로 나열되어 있다.[33]

관측사

카펠라는 21만 년 전에서 16만 년 전까지 밤하늘에서 가장 밝은 별이었는데, 겉보기에는 -1.8 정도였습니다.-1.1에서 알데바란은 이 시기 이전에 가장 밝았다. 알데바란과 카펠라는 하늘에서 다소 가까운 곳에 위치해 있었고, 그 당시 대략적인 보어극 별들이 있었다.[34]

카펠라는 기원전 20세기에 만들어진 아카디아 비문에 언급된 것으로 생각된다.[35]염소와 연관된 상징성은 "GAM", "감룸" 또는 "MUL"이라고 불리는 별자리로 메소포타미아로 거슬러 올라간다.기원전 7세기 문서 MUL의 GAM".APIN. GAM은 사곡검이나 크로크를 나타냈으며, 항성 혼자 또는 오리가 별자리를 전체적으로 나타냈을지도 모른다.후에, 베두인 천문학자들은 동물들의 집단인 별자리를 만들었는데, 각각의 별은 하나의 동물을 나타낸다.오리가의 별들은 그리스 신화에 나오는 염소의 무리를 이루었다.[36]영문학에서는 셰퍼드의 별이라고 부르기도 한다.[37]카펠라는 고전시대에는 비가 내리는 징조로 여겨졌다.[38]

some ancient stone ruins of buildings in a sandy area
몬테알반 빌딩 J(전경)

멕시코 오악사카 주에 있는 콜럼비아 이전 유적지 몬테 알반의 J 빌딩은 기원전 275년경에 단지 내 다른 구조물들과 다른 방향으로 지어졌다.그것의 발걸음은 당시 카펠라 상승에 수직으로 일직선으로 맞춰져 있어서 건물의 출입구를 내다보는 사람이 직접 마주 보았을 것이다.카펠라는 태양이 몬테 알반 상공에서 직사하는 날 하루 만에 태양 상승이 일어났다는 점에서 의미가 크다.[39]

다중현황

릭 천문대의 윌리엄 월리스 캠벨 교수는 1899년 카펠라가 분광학적 관측에 근거하여 2진법이었다고 발표했다. 그는 1896년 8월부터 1897년 2월까지 찍은 사진 판에 두 번째 스펙트럼이 첫 번째 스펙트럼에 겹쳐 나타났으며, 9월과 10월에 바이올렛으로 도플러의 이동이 있었고, 다시 나타났다고 말했다.d 11월과 2월—성분이 지구로 이동하거나 지구로부터 멀어지고 있음을 보여준다(따라서 서로 궤도를 선회한다).[40][41]거의 동시에 영국의 천문학자 휴 뉴올은 1899년 7월 캠브리지에서 25인치(64cm) 망원경에 부착된 4개의 프리즘 분광기로 그것의 복합 스펙트럼을 관측하여 그것이 이항성계라는 결론을 내렸다.[42]

많은 관찰자들은 성공하지 못한 채 요소별을 가려내려고 애썼다.[43]'간호메트리스트의 친구'로 알려진 이 책은 1919년 존 앤더슨과 프랜시스 피스가 윌슨 산 천문대에서 관측을 바탕으로 1920년 궤도를 펴낸 것에 의해 초계학적으로 처음 해결됐다.[44][45]이것은 태양계 밖의 물체에 대한 최초의 대기계간 측정이었다.[46]1994년 마운트 윌슨 천문대에서 다시 마크 III 스텔라 인터페로미터의 관측을 바탕으로 고정밀 궤도가 발표되었다.[47]카펠라는 1995년 9월 케임브리지 광학개구체합성 망원경에 의해 이미징되었을 때 별도의 원소 광학 간섭계에 의해 이미징된 최초의 천문학적 물체가 되었다.[48]

1914년 핀란드 천문학자 라그나 후루히젤름(Ragnar Furuhjelm)은 분광형 이진이 희미한 동반성을 가지고 있다는 것을 관찰했는데, 이 별의 적절한 움직임이 분광형 이진과 비슷했기 때문에 아마도 물리적으로 그것에 묶여 있었을 것이다.[49]1936년 2월, 칼 L.Stearns는 이 동반자 자체가 두 배로 보이는 것을 관찰했다;[50] 이것은 그 해 9월에 Gerard Kuiper에 의해 확인되었다.이 쌍은 카펠라 H와 L로 명명되었다.[51]

X선 소스

1962년 9월 20일과 1963년 3월 15일 두 번의 에어로비-하이 로켓 비행에서 12월 09일hm +45°의 오리가에서 X선 선원을 탐지하여 확인했다.카펠라로 확인되었다.[52]스텔라 엑스선 천문학은 1974년 4월 5일 카펠라에서 엑스선이 검출되면서 시작되었다.[53]그 날의 로켓 비행은 항성 센서가 카펠라를 향해 탑재된 축을 가리킬 때 자세 제어 시스템을 잠깐 교정했다.이 기간 동안 0.2–1.6 keV 범위의 X선은 항성 센서와 함께 정렬된 X선 반사 시스템에 의해 검출되었다.[53]~1024 W(1031 erg−1)의 X선 발광도(Lx)는 태양의 X선 발광도보다 4배 높다.[53]카펠라의 엑스레이는 주로 가장 거대한 별의 코로나에서 나온 것으로 생각된다.[54]카펠라는 ROSAT X선 소스 1RXS J051642.2+460001이다.HEAO 1을 사용하여 카펠라의 첫 번째 관상 X선 스펙트럼에서 얻은 카펠라 코로나의 고온은 자유 흐름 관상풍이 아닌 한 자석 감금이 필요할 것이다.[55]

관찰

photograph of night sky above a dimly-lit horizon
오리가와 플레이아데스 성단을 보여주는 주석을 단 밤하늘 이미지—카펠라는 왼쪽 상단에 있는 가장 밝은 별이다.

평균 겉보기 등급이 +0.08인 카펠라는 오리가 별자리에서 가장 밝은 물체로, 밤하늘에서 여섯 번째로 밝은 별, 북반구에서 세 번째로 밝은 별(아르쿠루스와 베가 다음으로), 위도 40°N에서 육안으로 보이는 네 번째로 밝은 물체다.푸른 하늘과는 대조적으로 망원경으로 일광 관측을 할 때 노란색이 더 뚜렷하지만 풍부한 황백색으로 보인다.[56]

카펠라는 다른 어떤 첫 번째 별보다 북극 천체에 더 가깝다.[57][note 3]그것의 북쪽은 44°S의 남쪽에 실제로 보이지 않을 정도로 폐쇄적이다. 이것은 포클랜드 제도뿐만 아니라 뉴질랜드 최남단, 아르헨티나, 칠레도 포함한다.반대로, 그것은 44°N의 북쪽에 있다: 영국과 캐나다 전체, 대부분의 유럽, 그리고 인접한 미국의 최북단에 있어서, 그 별은 결코 설정되지 않는다.카펠라와 베가는 극과 거의 같은 거리에 있는 극의 반대편에 있어서 두 별 사이의 상상의 선이 폴라리스를 거의 통과하게 된다.[58]오리온 벨트와 폴라리스 중간쯤에서 볼 수 있는 카펠라는 12월 초 자정 밤하늘에서 최고조에 달하며 북쪽 겨울 하늘의 저명한 별로 평가받고 있다.[59]

카펠라 남서쪽으로 몇 도 정도 가면 엡실론 오리개, 제타 오리개, 에타 오리개 등 3개의 별이 놓여 있는데, 이 중 후자는 "키즈" 즉 해디라고 알려져 있다.네 개는 하늘에서 친숙한 무늬, 즉 별자리 모양을 형성한다.[60]

거리

히파르코스 위성이 측정한 연간 시차 변화량 76.20밀리야크초(오차 여유 0.46밀리야크초)를 바탕으로 이 시스템은 지구로부터 42.8광년(13.12파섹)으로 추정되며 오차 범위는 0.3광년(0.09파섹)이다.[1]거리를 결정하는 다른 방법은 42.92광년(13.159파섹)의 거리를 제공하는 궤도 시차(paralax)를 통한 것이며 오차범위는 [16]0.1%에 불과하다.카펠라는 약 23만7000년 전쯤 29광년 내를 지나 과거 태양계에 조금 더 가까이 있었던 것으로 추정된다.[61]이 범위에서, 그것은 오늘날 카노푸스와 비슷한 겉보기 등급 -0.82로 빛났을 것이다.[62]

1960년 논문에서 미국의 천문학자 올린 J. 에겐은 카펠라가 적절한 움직임과 시차를 분석한 결과, 카펠라는 히아데스 성단과 같은 방향으로 움직이는 별들의 그룹인 히아데스 이동 그룹의 일원이라고 결론지었다.그룹 멤버들은 비슷한 연령대의 멤버들로 태양보다 2.5배 정도 큰 이들은 핵심 수소 매장량을 소진시킨 뒤 본계열에서 이탈해 붉은 거성으로 확대 냉각되고 있다.[2][63]

항성계통

two large pale yellow circles and three small circles on black background. They denote the two giants, and Sun and two dwarfs of the Capella system.
태양과 비교한 카펠라 성분

카펠라에는 몇 아크분 안에 여러 개의 별이 있으며, 몇몇은 다양한 복수 별목록에 동반자로 등재되어 있다.워싱턴 더블스타 카탈로그에는 A, B, C, D, E, F, G, H, I, L, M, N, O, P, Q, R의 성분이 나열되어 있으며, A는 육안성이다.대부분은 선견지명이 있는 동료일 뿐이지만,[64] 가까운 한 쌍의 적색 왜성 H와 L은 밝은 성분 A와 같은 거리에 있고 그것과 함께 우주를 이동한다.[65]카펠라 A는 그 자체로 거대한 별인 AA와 Ab 성분을 가진 분광형 이항이다.거인 쌍은 723"[16]로 적색 왜성 쌍과 분리된다.

미국의 천문학자 로버트 번햄 주니어는 카펠라 A가 가로 13인치, 세로 7인치의 구로 대표되는 시스템의 축척 모델을 10피트로 구분하여 기술했다.적색 왜성은 각각 가로세로 0.7인치였고 420피트로 분리되었다.이 눈금에서 두 쌍은 21마일 떨어져 있다.[66]

카펠라 A

Hertzsprung Russell diagram showing Capella Aa and Ab
헤르츠스프룽-러셀 도표는 두 카펠라 거인의 대략 질량인 별의 진화 궤도를 보여준다.카펠라 아와 아브의 현재 상태가 표시되어 있다.

카펠라 A는 104.02128 ± 0.00016일마다 서로 공전하도록 계산된 두 개의 노란 진화된 별들로 구성되며, 반음축은 금성과 태양 사이의 대략적인 거리인 1111 ± 0.10만 km(0.74272 ± 0.00069AU)이다.이 쌍은 생략하는 이진이 아니다. 즉, 지구에서 볼 수 있듯이, 어느 별도 다른 별의 앞을 통과하지 못한다.궤도는 극히 정확하게 알려져 있으며 직접 측정된 것보다 훨씬 더 정밀하게 궤도 시차를 유도하는 데 사용될 수 있다.별들은 1차 별의 적색 거성 단계에서도 어느 별의 로체 로체 로브가 채워지고 어떤 의미 있는 대량 이동이 일어날 만큼 서로 가까이 있지 않다.[16]

현대의 관례는 더 발광 냉각기 항성을 성분 Aa로 지정하고 그것의 스펙트럼 타입은 보통 G2와 K0 사이에서 측정되었다.더 뜨거운 2차 Ab에는 늦은(냉각기) F 또는 이른(온열기) G의 다양한 스펙트럼 유형이 주어졌다.두 별의 MK 스펙트럼 타입은 여러 번 측정되었고, 두 별 모두 거대한 별을 나타내는 점성 등급 III를 일관되게 부여받고 있다.[67]복합 스펙트럼은 더 날카로운 흡수선 때문에 1차 항성이 지배하는 것으로 보인다; 2차로부터 오는 선은 빠른 회전에 의해 넓어지고 흐릿해진다.[43]복합 스펙트럼 등급은 약 G3로 주어진다.III, 그러나 냉각기 구성 요소로 인한 특정 특징 언급.[8]가장 최근에 발표된 유형은 K0이다.III와 G1III,[11] 비록 G5와 같이 오래된 값들이 여전히 널리 인용되고 있지만Bright Star Catalogue의[2] IIIe + G0III 또는 Eggen의 G8III + G0III.[63]문맥이 명확한 경우, 이 두 요소를 A와 B로 지칭하였다.[68]

두 성분 별의 개별 겉보기 크기는 직접 측정할 수 없지만, 이들의 상대적 밝기는 다양한 파장에서 측정되었다.그들은 가시광선 스펙트럼에서 거의 동일한 밝기를 가지며, 더 뜨거운 2차 성분은 일반적으로 10분의 1 정도 더 밝은 것으로 확인된다.[16]2016년 측정에서는 파장 700nm에서 두 별 사이의 크기 차이를 0.00 ± 0.1로 나타낸다.[69]

두 별의 물리적 성질은 높은 정확도로 판단할 수 있다.질량은 궤도 용액에서 직접 유도되며, Aa는 2.5687 ± 0.0074이고 Ab는 2.4828 ± 0.0067이다.M☉. 각 반지름을 직접 측정했다. 매우 정확한 거리와 함께 11.98 ± 0.57 및 8.83 ± 0.33을 제공한다.R☉ 각각 Aa와 Ab의 경우.표면 온도는 관측된 스펙트럼과 합성 스펙트럼의 비교, 각 직경과 밝기의 직접 측정, 관측된 색상 지수에 대한 보정, 고해상도 스펙트럼의 분리 등을 통해 계산할 수 있다.이 네 가지 방법의 가중 평균은 Aa의 경우 4,970 ± 50 K, Ab의 경우 5,730 ± 60이다.이들의 기압계는 겉보기 크기 및 기압 교정을 통해 가장 정확하게 도출되지만, 항성의 온도 및 반지름에서 계산하여 확인된다.Aa는 태양보다 78.7 ± 4.2배, Ab는 72.7 ± 3.6배 더 발광하기 때문에 일차 성분으로 정의되는 별은 모든 파장을 고려할 때 더 발광하지만 시각 파장에서 매우 약간 덜 밝다.[16]

5억 9천만 년에서 6억 5천만 년으로 추정되는 [16]이 별들은 아마도 베가와 비슷하게 주계열성 수명 동안 스펙트럼 등급 A의 뜨거운 끝에 있었을 것이다.그들은 이제 핵심 수소를 소진하고, 그들의 외층들이 팽창하고 냉각되는 주요 수열에서 진화했다.[70]거대한 발광성 등급에도 불구하고, 2차 성분은 헤르츠스프룽-러셀 도표상의 헤르츠스프룽 간격 내에 매우 명확하게 존재하며, 여전히 붉은 거성 가지를 향해 팽창하고 냉각되어 진화적인 측면에서 하위 거성이 되고 있다.더 대규모의 경선은 이미 이 단계를 거쳤는데, 이때는 태양의 최대 36배에서 38배에 달했다.그것은 이제 헬륨을 탄소와 그 중심부의 산소에 융합시키는 붉은 덩어리로, 덜 거대한 별에게는 아직 시작되지 않은 과정이다.세부적인 분석은 이 단계가 거의 끝나가고 있고 다시 확장하기 시작하며 이로 인해 점증하지 않는 거대한 가지에 이르게 될 것이라는 것을 보여준다.동위원소 함량과[note 4] 회전율은 두 항성 사이의 진화적 차이를 확인시켜 준다.무거운 원소 함량은 대체로 태양의 함량과 비교가 되며 전체적인 금속성은 태양의 함량보다 약간 적다.[43]

각 별의 회전 주기는 스펙트럼 라인의 도플러 이동에서 주기적인 변화를 관찰하여 측정할 수 있다.두 별의 절대 회전 속도는 경사진, 회전 주기, 크기 등을 통해 알 수 있지만 스펙트럼 라인의 도플러 확대를 사용하여 측정한 예상 적도 회전 속도는 표준 측정값이며 일반적으로 인용된다.[43]카펠라 AA의 예상 회전속도는 초속 4.1 ± 0.4 km로 1회전을 완료하는 데 104 ± 3일이 걸리는 반면, 카펠라 아브는 초속 35.0 ± 0.5 km로 훨씬 빠르게 회전하여 8.5 ± 0.2일 만에 완전회전을 완료했다.회전제동은 모든 항성이 거성으로 팽창할 때 발생하며, 이항성 또한 일시적으로 제동된다.카펠라 AA는 빠르게 회전하는 주계열성 A 항성의 시작점에서 여전히 더 빨리 회전해야 한다고 이론은 예측하지만 궤도 주기에 회전할 때까지 속도를 늦추었다.[16]

카펠라는 오랫동안 약간 변덕스럽다는 의심을 받아왔다.그것의 진폭은 약 0.1폭으로, 그것은 또한 가변적인 리겔, 베텔게우스, 베가보다 더 밝거나 희미할 수 있다는 것을 의미한다.이 시스템은 거대한 별점을 일으키는 활성 크로모스피어를 가진 이진 별의 일종인 [9]RS 카눔 베나티코룸 변수로 분류되어 왔으나, 여전히 가변 별의 일반 카탈로그에 의심스러운 변수로만 기재되어 있다.[10]RS CVn 시스템의 경우 이례적으로 더 뜨거운 별 카펠라 아브는 각운동량을 변화시키고 대류구역을 심화시키는 단계인 헤르츠스프룽 간격에 위치하기 때문에 더욱 활동적인 분위기를 가지고 있다.[68]

이 별들의 활동적인 대기와 폐쇄성은 그들이 하늘에서 가장 밝은 X선 광원들 중 하나라는 것을 의미한다.그러나 X선 방출은 안정적인 관상 구조와 폭발성 플레어링 활동으로 인한 것이 아니다.태양보다 크고 수백 만 켈빈 온도의 코로날 루프는 대부분의 X선을 책임질 가능성이 있다.[71]

카펠라 HL

카펠라를 위해 출판된 일곱 번째 동반자 성분 H는 이 밝은 일차 별과 물리적으로 연관되어 있다.G형 거인 쌍과 1만 AU 정도의 거리를 두고 떨어져 있는 적색 왜성이다.[65]그것은 1935년에 발견되었을 때 1.8킬로미터 떨어진 곳에 있는 더 고른 적색 왜성인 가까운 동반자를 가지고 있다.그것은 더블스타 카탈로그의 구성요소 L이다.2015년에는 발견 후 80년이 지난 시점에서 임시 궤도 파라미터를 도출하기에 충분한 3.5㎛까지 분리가 증가하였다.[16][72]인근 별들의 글리제-자흐리스 카탈로그는 이진법을 GJ 195로 지정한다.그런 다음 두 구성 요소를 개별적으로 GJ 195 A와 B로 칭한다.[13]

두 별은 적외선 파장에서는 차이가 훨씬 작지만 규모 3.5의 시각차(가이아 우주선 패스밴드 2.3 magg)를 가진 것으로 알려졌다.이것은 예상치 못한 일이며 아마도 더 많은 보이지 않는 동료들을 나타낼 것이다.[16]

항성의 질량은 원칙적으로 궤도 운동으로 결정할 수 있지만, 궤도상의 불확실성으로 인해 결과가 크게 달라졌다.1975년 편심 388년 궤도는 질량이 0.65와 0.13이었다.M☉.[72] 2015년에 발표된 작은 원근 궤도에는 질량 제약 0.57의 혜택을 받아 300년의 궤도가 있었다.M☉ 그리고 0.53M각각 GJ 195 A와 B의 적외선 크기를 기준으로 한다☉.[16]

시각적 동반자

카펠라와의 여섯 명의 시각적 동반자는 카펠라 H 이전에 발견되었고 일반적으로 카펠라 B에서 G까지로만 알려져 있다. 비록 모두 HL 쌍보다 하늘에 더 가까이 나타나지만, 아무도 카펠라와 육체적으로 관련이 있다고 생각되지 않는다.[66]

다중/이중 항성 명칭: WDS 05167+4600[26]
구성 요소 1차 직각
(α)
이쿼녹스 J2000.0		 부호화(Δ
이쿼녹스 J2000.0		 에폭
관찰된
분리		 각도
거리를 두다
로부터
일차적		 포지션
각
(relative)
(기본적으로)		 겉보기
규모
(V)		 데이터베이스
참조
B A 05h 16m 42.7s+46° 00′ 55″ 1898 46.6″ 23° 17.1
C A 05h 16m 35.9s+46° 01′ 12″ 1878 78.2″ 318° 15.1
D A 05h 16m 40.1s+45° 58′ 07″ 1878 126.2″ 183° 13.6
E A 05h 16.5m+46° 02′ 1908 154.1″ 319° 12.1
F A 05h 16m 48.748s+45° 58′ 30.84″ 1999 112.0″ 137° 10.21 심바드
G A 05h 16m 31.852s+46° 08′ 27.42″ 2003 522.4″ 349° 8.10 심바드

구성 요소 F는 TYC 3358-3142-1로도 알려져 있다.원거리 발광성으로서 OB 별의 카탈로그에 포함되어 있지만 스펙트럼 타입의[73] K로 기재되어 있다.[74]

성분 G는 401광년(123파섹)의 거리에서 스펙트럼 타입 F0으로 BD+45 1076이다.[73][75]어떤 유형의 변동성은 알 수 없지만 찬드라 관측에서 가이드 스타 카탈로그의 가변 구성원으로 식별된다.[76]활성 코로나를 가진 X선 소스로 알려져 있다.[75]

몇몇 다른 스타들도 카펠라의 동반자로 분류되었다.[26]성분 I, Q, R은 92˚, 133˚, 134˚[77]의 거리에 있는 13번째 항성이다.V538 아우리개와 그것의 가까운 동료 HD 233153은 카펠라로부터 10도 떨어진 적색 왜성이다; 그들은 매우 유사한 공간 움직임을 가지고 있지만 작은 차이점이 이것이 단지 우연일 뿐이라는 것을 가능하게 한다.[78]두 개의 희미한 별은 그 쌍으로부터 약 10킬로미터 떨어진 카펠라 HL 들판에서 반점 이미지로 발견되었다.이것들은 카펠라 O와 P로 분류되었다.이들이 적색왜성 이항과 물리적으로 연관되어 있는지는 알려지지 않았다.[79]

어원과 문화

카펠라는 전통적으로 별자리의 상징적인 차리오테르의 왼쪽 어깨를 표시하거나, 2세기 천문학자 프톨레마이오스의 알마게스트에 따르면 차리오테르가 들고 있는 염소라고 한다.바이엘의 1603년 작품 우라노메트리아에서 카펠라는 카리오테르의 등을 표시한다.[80]이 세 개의 해디는 장로 플리니와 마닐리우스에 의해 별자리로 식별되었고, 카프라, 카퍼 또는 후리쿠스로 불렸으며, 모두 '고트별'[38]으로서의 위상과 관련이 있다.프톨레마이오스는 2세기 알마게스트에서 차리오테르와 염소들을 합병했다.[81]

그리스 신화에서 이 별은 제우스를 빨아들이는 염소 아말테아를 상징했다.제우스에게 우연히 끊긴 뿔이 코르누코피아, 즉 "풍부한 뿔"[35]로 변형된 것은 바로 이 염소였다.가장 흔히 아말테아와 관련이 있지만, 카펠라는 가끔 아말테아의 주인인 님프와 관계를 맺어왔다.요정 신화는 제우스가 염소의 가죽을 벗겨 자신의 이지스물로 입힌 후, 고르곤을 닮은 이 염소의 흉측한 모습이 티탄족의 패배에 일부 책임이 있다고 말한다.[82]

중세 계정에서는 흔치 않은 이름인 알하조트(알하이오르, 알타이오트, 알하이셋, 알하토드, 알호젯, 알라낙, 알라나트, 알리오크)를 갖고 있었는데, (특히 마지막) 이 이름은 아랍어 이름인 اععييققق, 알라나트, 알라뉴크c(Alanyuq)의 부패일 수도 있다.[83]c아유크는 아랍어로 뚜렷한 의미는 없지만,[84] 그리스어 αία aiks "고트"; cf. 현대 그리스어 ααα ααα αγα 아이가의 아랍화된 형태일 수도 있다.[83]네게브와 시나이의 베두인(Bedouin)에게 카펠라 알-아유크(Capella al-Ayyuq ats-Thurayya) "플레이아데스인들의 카펠라(Capella of Playades)"는 그 별칭의 위치를 지적하는 역할에서 비롯된다.[85]아랍어로 된 또 다른 이름은 그리스어를 번역한 알 라키브 "드라이버"[83]이다.

고대 발트족에게 카펠라는 페르쿠노 오우카 "썬더스의 염소" 또는 티쿠티스로 알려져 있었다.[86]반대로 슬라브 마케도니아 민속에서 카펠라는 자스트렙 "매도"로, 높은 상공으로 날아올라 마더 암탉(플레이아데스)과 닭(나스)을 덮칠 준비가 되어 있었다.[87]

점성술로 카펠라는 시민적, 군사적 명예와 부를 과시한다.[37]중세에는 돌 사파이어와 한겨레하운드, 민트, 쑥, 만드라케 등의 식물을 속성으로 하여 베헤니아 고정 항성으로 여겨졌다.코넬리우스 아그리파는 호러스(염소를 위한 라틴어)라는 이름과 함께 갑발리즘 간판을 나열했다.[88][89]

힌두교 신화에서 카펠라는 브라흐마의 심장부인 브라흐마 호다야(Brahma Hṛdaya)로 보였다.[37]중국 전통 천문학에서 카펠라는 별자리 五車(Waŭchē; 영어: 5차리오트)의 일부였으며, 베타 타우리개, 테타오리개, 이오타오르개 등과 함께 카펠라로 구성되었다.[90][91]이 별자리에서는 제2의 별이었기 때문에 중국식 이름인 車車二(Waŭ chē er; 영어: 제2의 병마)을 가지고 있다.[92]

케추아에서는 콜사라고 알려져 있다; 잉카인들은 이 별을 높이 평가한다.[37][93]하와이 사람들은 카펠라를 그들이 바다에서 항해하는 것을 도운 별명 케카 오 마칼리("마칼리"의 카누 보석함")의 일부로 보았다.호쿠레이(Hoku-lei)라고 불리는 이 별은 프로시온(Procyon), 시리우스(Sirius), 카스토르(Castor), 폴룩스(Pollux)와 함께 이 별자리를 형성했다.[25]타히티아 민속에서 카펠라는 파아누이(아우리가)의 아내로 카누를 타고 하늘을 나는 타우루아(베누스) 왕자의 어머니인 타히아리였다.[94]이누이트 천문학에서 카펠라는 멘칼리난(베타 오리개), 폴룩스(베타 게미노룸), 카스토르(알파 게미노룸)와 함께 '칼라뼈'인 큐투르쥬크(Quturjuk) 별자리를 형성했다.밤에 항행과 시간 유지를 위해 사용된 이 별자리는 알래스카에서 서부 그린란드까지 인식되었다.[95]The Gwich'in saw Capella and Menkalinan has forming shreets'ą įį vidzee, the right ear of the large circumpolar constellation Yahdii, which covered much of the night sky, and whose orientation facilitated navigation and timekeeping.[96]

빅토리아 부롱족을 위한 호주 원주민 신화에서 카펠라는 캥거루인 푸라(Purra)로, 근처의 제미니 쌍둥이인 유리(Castor)와 완젤(Pollux)이 뒤쫓아 죽였다.[97]호주 북부의 와르다만 사람들은 이 별을 구암바 더 바라문디(알데바란)와 관련된 의례적인 물고기 비늘인 야갈랄로 알고 있었다.[98]

네임스케이크

소설로

주요 기사: 소설 속의 카펠라

1967년 '금요일의 아이' 스타트랙의 에피소드: D가 쓴 오리지널 시리즈. C. 폰타나(Pontana)는 가상의 행성 카펠라 4세를 배경으로 한다.[99]맥코이 박사는 지구상에 살면서 그 문화에 익숙하다고 보고한다.[100]1972년에 높이 평가된 소설 "The Listeners"는 카펠라 시스템에서 외계 문명과 소통하는 SETI와 같은 프로그램을 포함하고 있다.[101][102]

참고 항목

메모들

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  2. ^ 지구와 태양의 거리는 하나의 천문단위다.
  3. ^ 폴라리스의 크기는 2등급에 불과하다.
  4. ^ 리튬 풍부함, C12/C13 비율, C/N 비율은 카펠라 아에서 모두 감소했지만 카펠라 아브에서는 감소하지 않았다.

참조

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원천

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