세르펜스

Serpens
중국 천문 별자리는 서펜스(중국 천문학)를 참조한다.
세르펜스
별자리
Serpens CaputSerpens Cauda
서펜스의 항성 목록
약어세르
일반적뱀자리
발음/ˈsɜːrpɪnz/,
일반적 /srrˈpntntɪs/
상징성뱀
우측 상승세르펜스 카푸트: 15h 10.4m ~ 16h 22m.5
세르펜스 카우다: 17h 16.9에서m 18h 58m.3
탈위임세르펜스 카푸트: 25.66° ~ -03.72°
세르펜스 카우다: 06.42° ~ -16.14°
면적세르펜스 카푸트: 428 평방도.
세르펜스 카우다: 208 평방도.
합계: 637 평방도(23위)
주요별11
바이어/플램스티드
별들		57
행성이 있는 별15
3.00보다m 밝은 별1
10.00 pc 내 별(32.62 ly)2
가장 밝은 별α Ser (Unukalhai) (2.63m)
메시에 물체2
유성우0
테두리
별자리		세르펜스 카푸트:
코로나 보레알리스
보에테스
처녀자리
천칭자리
오푸치우스
헤라클레스

세르펜스 카우다:
아퀼라
오푸치우스
궁수자리
스쿠텀
+80° ~ -80° 사이의 위도에서 볼 수 있다.
7월 한 달 중 21:00(오후 9시)에 가장 잘 보인다.

세르펜스(Ancient 그리스어: ὄφς, 로마자: óisς, ópis. '독사')는 북반구에 있는 별자리다.2세기 천문학자 프톨레마이오스가 열거한 48개의 별자리 중 하나로 국제천문연맹이 지정한 88개의 현대 별자리 중 하나로 남아 있다.서쪽에 세르펜스 카푸트(세르펜트 헤드)와 동쪽에 세르펜스 카우다(세르펜트 꼬리)라는 두 개의 비연속적인 부분으로 나뉘는 것이 현대의 별자리들 사이에서 독특하다.이 두 반쪽 사이에는 "서펜트-베이어"인 오피우쿠스 별자리가 있다.비유적으로 표현하면, 뱀의 몸은 세르펜스 카푸트의 무세르펜티스와 세르펜스 카우다의 누세르펜티스사이의 오피우쿠스 뒤에 지나가는 것으로 표현된다.

세르펜스에서 가장 밝은 별은 세르펜스 카푸트에 있는 적색 거성 알파 세르펜티스 또는 우누칼하이(Unukalhai)로 겉보기 크기는 2.63이다.또한 서펜스 카푸트에는 육안 구상 성단 메시에 5와 육안 변수 R 서펜티스와 타우4 서펜티스가 있다.주목할 만한 외적 물체로는 알려진 가장 밀도가 높은 은하단 중 하나인 세이페르트의 Sextet, 원형 초경량 적외선 은하인 Arp 220, 링은하로 알려진 매우 희귀한 종류의 은하 중 가장 유명한 호그 오브젝트가 있다.

은하수의 은하계 비행기의 일부가 세르펜스 카우다(Serpens Cauda)를 통과하는데, 따라서 독수리 성운(IC 4703)과 그와 연관된 별자리 메시에 16과 같은 은하 깊은 하늘 물체가 풍부하다.이 성운은 70광년, 50광년으로 측정되며 허블우주망원경이 찍은 이미지로 유명해진 세 개의 먼지 구름인 '창조의 기둥'을 포함하고 있다.다른 두드러진 물체로는 사각형을 이룬 천문학의 몇 안 되는 물체 중 하나인 적색 사각 성운과 분자 구름과 H II 지역으로 구성된 거대한 근처의 항성 형성 지역인 웨스터홀트 40이 있다.

역사

Serpens shown as a snake being held by Ophiuchus in Urania's Mirror.
1825년 런던 c.에서 발행된 별자리 카드 세트인 천왕성의 거울에 묘사된 것처럼 오피우쿠스(Ophiuchus)가 쥐고 있는 세르펜스.뱀의 꼬리 위로는 현재 모습을 드러낸 별자리 타우루스 포니아토비이(Taurus Poniatovii)가 있고, 아래로는 스쿠툼(Scutum)이 있다.

그리스 신화에서 세르펜스는 치료사 아스클레피우스가 쥐고 있는 뱀을 상징한다.오피우치우스 별자리로 하늘에 표현된 아스클레피우스는 뱀을 죽인 적이 있지만, 두 번째 뱀이 죽기 전에 부활 약초를 그 위에 얹은 후에 다시 부활하였다.뱀들이 매년 가죽을 벗기면서 고대 그리스 사회에서 부활의 상징으로 알려졌으며, 전설에 따르면 아스클레피우스는 자신이 목격한 것과 같은 기술을 사용하여 죽은 인간을 되살릴 것이라고 한다.이것이 세르펜스가 오피우치우스와 함께 존재하기 위한 논리일 가능성이 높지만, 진정한 이유는 아직 완전히 알려지지 않았다.때로는 세르펜스가 오피우쿠스를 둘러싸고 코일링하는 모습이 그려지기도 했지만, 대부분의 아틀라스는 세르펜스가 오피우쿠스의 몸 뒤나 다리 사이를 지나가는 모습을 보였다.[1]

일부 고대 아틀라스에서는 세르펜스와 오피우쿠스라는 별자리를 두 개의 별자리로 표현하기도 하였으나, 더 자주 하나의 별자리로 표현되었다.세르펜스를 따로 묘사한 유명한 인물 중 하나는 요한 바이어였다. 따라서 세르펜스의 별들은 오푸쿠스의 별과는 별개의 바이엘 명칭으로 분류된다.1920년대에 외젠 델포트가 현대 별자리 경계를 정립했을 때, 그는 이 둘을 따로 묘사하기로 선택했다.그러나 데포르테는 세르펜스를 머리와 꼬리라는 두 영역으로 나누기로 결정하면서, 이 두 별자리를 어떻게 분리해야 하는지에 대한 문제가 제기되었다.이 두 지역은 세르펜스 카푸트와 세르펜스 카우다로 알려지게 되었고,[1] 카푸트는 라틴어로 머리를 의미하고 라틴어로 꼬리를 의미하게 되었다.[2]

중국 천문학에서 세르펜스의 대부분의 별들은 장터를 둘러싸고 있는 벽의 일부를 나타냈는데, 텐시로 알려져 있는데, 이것은 오푸쿠스(Ophiuchus)서펜스는 또한 몇 개의 중국 별자리를 포함하고 있다.꼬리에 박힌 두 개의 별은 시장 사무소가 있는 탑인 실루의 일부를 상징했다.꼬리에 박힌 또 다른 스타는 보석 가게인 리지를 대표했다.머리 속의 한 별(무 서펜티스)은 황태자의 젖은 간호사 티안루(Tianru)를 표시하거나 때로는 비가 내리기도 했다.[1]

바빌로니아 천문학에는 무슈슈와 바슈무로 알려진 두 개의 "독사" 별자리가 있었다.무슈슈슈는 용, 사자, 새의 잡종으로 묘사되어 있으며, 히드라에 느슨하게 대응하고 있는 것으로 보인다.바슈무는 뿔 달린 뱀(c.f. 닝니시다)으로 프톨레마이오스의 ὄφις(세르펜스)가 근거지를 두고 있는 씨누스의 에우독수스의 ὄιςς 별자리에 대략 해당한다.[3]

특성.

세르펜스는 현대 별자리 88개 중 유일하게 하늘에서 분리된 두 개의 영역인 세르펜스 카푸트(머리)와 세르펜스 카우다(꼬리)로 나뉜다.이 별자리는 문맥상 다른 별자리에 의존한다는 점에서도 특이하다. 구체적으로는 뱀장수 오피우쿠스가 잡고 있다.[1]

세르펜스 카푸트는 남쪽으로는 리브라, 서쪽으로는 비르고와 보에테스, 북쪽으로는 코로나 보렐리스, 동쪽으로는 오피우치우스와 헤라클레스와 접하고, 남쪽으로는 사지타리우스, 동쪽으로는 스쿠툼과 아퀼라, 북쪽과 서쪽으로는 오피우쿠스와 접하고 있다.총 636.9제곱도를 덮고 있으며, 크기는 88개의 별자리 중 23위를 차지한다.그것은 북반구의 여름 동안 북부와 남부의 하늘 모두에서 두드러지게 나타난다.[4]주별성은 11개의 별들로 이루어져 있으며, 총 108개의 별은 육안시경의 전통적인 한계인 진도 6.5보다 밝다.[4]

벨기에 천문학자 외젠 델포르테가 1930년에 설정한 세르펜스 카푸트의 경계는 10면 다각형으로 정의되고 세르펜스 카우다의 경계는 22면 다각형으로 정의된다.적도 좌표계에서는 세르펜스 카푸트 국경의 우측 상승 좌표는 15h 10m.4~16h 22m.5도 사이에 있는 반면, 탈락 좌표는 25.66°~-03.72°이다.세르펜스 카우다의 경계는 17 16h.9와m 18h 58.3의m 우측 상승과 06.42°와 -16.14°[5]의 선언 사이에 있다.국제천문연맹(IAU)은 1922년 이 별자리에 3자 약어인 "서"를 채택했다.[5][6]

특징들

별들

참고 항목:서펜스의 항성 목록

헤드 스타스

The pattern of stars in Serpens Caput seen with the naked eye, with a triangle marking the head and a line of stars extending down marking the upper body
육안으로 볼 수 있는 세르펜스자리(Caput)

뱀의 심장을 표시하는 것은 별자리에서 가장 밝은 별인 알파 세르펜티스를 나타낸다.전통적으로 우누칼하이(Unukalhai)라고 불리는 스펙트럼 타입 K2의 붉은 거성이다.III는 시각적 크기가 2.630±0.009인 약 23파섹 거리에 위치해 있어 상당한 빛 공해가 있는 지역에서도 육안으로 쉽게 볼 수 있다.[7]비록 육안으로는 보이지 않지만 희미한 동반자가 붉은 거성 주위를 돌고 있다.[8]알파 근처에 위치한 람다 서펜티스(Lambda Serpentis)는 12파섹 밖에 떨어져 있지 않은 태양과[9] 비슷한 규모인 4.42 ± 0.05의 별이다.[10]세르펜스의 또 다른 태양 아날로그는 Psi Serpentis의 1차 별인데[11], Psi Serpentis는 약 14파섹으로 약간 더 떨어져 있다.[12]

베타, 감마, 이오타 세르펜티스는 뱀의 머리를 표시하는 독특한 삼각형을 이루고 있으며, 카파 세르펜티스(본명은 구다[13])는 감마와 이오타 사이의 중간쯤이다.겉보기 등급이 약 3.67인 네 개 중 가장 밝은 베타 서펜티스는 대략 160파섹 떨어진 곳에 있는 흰색 주계열성이다.[14]근처 10위[15] 별은 확실하지는 않지만, 물리적으로 베타와 연관되어 있을 가능성이 높다.[16]베타와 감마 사이에 위치한 미라 변수 R 서펜티스는 최대 규모 5로 육안으로도 볼 수 있지만, 미라 변수의 대표적인 경우 진도 14 이하로 희미해질 수 있다.[17]감마 서펜티스 자체는 불과 11파섹 거리에 위치한 F형 보조 기체로, 크기가 3.84±0.05로 상당히 밝다.[18]이 별은 태양과 같은 진동을 보이는 것으로 알려져 있다.[19]

심장과 머리 사이에 뱀의 몸의 일부를 이루는 델타 세르펜티스는 지구에서 약 70파섹 떨어진 곳에 위치한 다중 항성계통이다[20].4개의 항성으로 구성된 이 시스템은 지구에서 본 총 3.79의 겉보기 크기를 가지고 있지만,[21] 겉보기 크기를 3.80으로 합친 두 개의 별은 거의 모든 빛을 제공한다.[22]1차, 백색 부거성은 평균 겉보기 크기가 4.23인 델타 스쿠티 변수다.[23]밤하늘에 있는 델타 근처로 70파섹 정도의 실제 공간에 있을 것으로 보이는 바륨 별 16세르펜티스가 있다.[24][25]육안으로 볼 수 있는 또 다른 주목할 만한 변수 별은 치 서펜티스(Chi Serpentis)로 델타와 베타의 중간 지점에 위치하며, 약 1.5일 동안 평균 밝기 5.33에서 0.03까지 차이가 난다.[26]

심장 아래 뱀의 몸의 일부를 이루는 세르펜스 카푸트의 두 별은 엡실론과 무 세르펜티스 둘 다 규모 A형 주계열성이다.[27][28]둘 다 특이한 점이 있다.엡실론은 암별이고 [29]무는 이항성이다.[30]무의 약간 북서쪽에 위치한 36세르펜티스는 또 다른 A형 주계열성이다.이 별 또한, 철 피크 요소의 매우 적은 양이 들어 있는 그것은 주요 부분은 람다 목동 자리 스타를 찾는 것이 탄소, 질소, 산소의solar-like 양을 가지고 있는 것을 의미하며, 2진는 것이 특징을 가지고 있다.[31일]25뱀 자리, 몇도 정도에서 북동쪽으로 뮤 뱀 자리의 분산되어 있는 분광 binary[32] 뜨거운 B-ty로 구성되어 있다.pe 거성과 A형 주계열성1차 항성은 서서히 맥동하는 B 항성으로, 이 항성은 계통의 크기를 0.03만큼 변화시킨다.[33]

세르펜스 카푸트에는 RR Lyrae 변수가 많이 들어 있지만 대부분 전문 사진 없이는 볼 수 없을 정도로 희미하다.가장 밝은 것은 VY 서펜티스(VY Serpentis)로 규모 10에 불과하다.이 별의 기간은 세기에 약 1.2초씩 증가하고 있다.[34]다른 종류의 변수별은 타우 서펜티스(Tau4 Serpentis)로 87일 동안 5.89~7.07의 크기 사이를 펄럭이는 시원한 붉은 거성이다.[35]이 별은 항성에 가스를 주입하는 차가운 온도가 정상 방출선 옆에 적색변형 수소 흡수선을 생성하는 역 P Cygni 프로파일을 표시하는 것으로 밝혀졌다.[36][37]

세르펜스의 몇몇 별들은 행성을 가지고 있는 것으로 밝혀졌다.엡실론과 뮤 사이에 위치한 가장 밝은 오메가 서펜티스는 적어도 1.7개의 목성질량의 행성을 가진 오렌지색 거성이다.[38]백색 왜성과 적색 왜성으로 이루어진 은밀한 후 공통 개발 이항성인 NN 서펜티스는 두 행성이 일식 기간에 변화를 일으킬 가능성이 매우 높다.[39][40]행성은 없지만 태양 아날로그 HD 137510은 갈색 왜성 사막 내에 갈색 왜성 동반자가 있는 것으로 밝혀졌다.[41]

PSR B1534+11은 서로 공전하는 두 개의 중성자 항성으로 구성된 시스템으로, 그 중 하나는 37.9밀리초의 기간을 가진 펄서이다.약 1000파섹 거리에 위치한 이 시스템은 알버트 아인슈타인의 일반 상대성 이론을 시험하기 위해 사용되었고, 이 이론에 의해 예측된 값의 0.2% 이내로 시스템의 상대성적 매개변수를 검증하였다.[42]시스템에서 방출되는 X선 방출은 비펄사 항성이 펄서의 적도 펄서 바람을 교차할 때 존재하는 것으로 밝혀졌으며, 시스템의 궤도는 약간 다른 것으로 밝혀졌다.[43]

꼬리별

The pattern of stars in Serpens Cauda seen with the naked eye, with a line of stars marking the tail
육안으로 볼 수 있는 세르펜스자리(Cauda)

꼬리에서 가장 밝은 별인 에타 세르펜티스는 스펙트럼 등급 K의 붉은 거성이라는 점에서 알파 세르펜티스의 1차와 비슷하다.그러나 이 별은 약 2.16시간에 걸쳐 태양과 같은 진동을 보이는 것으로 알려져 있다.[44]서펜스 카우다의 다른 두 별은 테타와 시 서펜티스다.별자리가 머리로 무세르펜티스(Mu Serpentis)로 교차하는 시(Xi)는 약 105파섹 떨어진 곳에 위치한 트리플 스타 시스템이다[8].[45]두 개의 항성은 겉보기 크기가 3.5 정도인 것으로, 각이 분리되는 분광 이진을 형성하며, 따라서 현대 장비로는 해결할 수 없다.[46]1차는 스트론튬이 과다한 백인 거인이다.[45]꼬리 끝을 형성하는 세타 역시 복수계통으로, 겉보기 크기가 거의 반 아크 분으로 분리된 약 4.1 정도의 A형 주계열성 2개로 구성된다.[8]

오피우치우스와의 경계 근처에 누워 있는 것은 제타, 누, 오미크론 세르펜티스다.세 개 모두 규모 4의 주계열성으로, 누와 오미크론은 스펙트럼 타입 A[47][48], 제타는 스펙트럼 타입 F이다.[49]누는 규모 9의 시각적 동반자를 가진 단일 별이고[8],[50] 오미크론은 규모 0.01의 진폭 변화를 가진 델타 스쿠티 변수다.[51]1909년 공생 노바[52] RT Serpentis가 오미크론 근처에 나타났는데, 비록 최대 규모 10에 불과하였다.[53]

항성계 59세르펜티스(d Serpentis)는 A형 별과 주황색[55] 거성과 주황색 거성을 포함하는 분광형 2진법으로 구성된 3성계다.[56]이 시스템은 5.17과 5.2 사이의 밝기의 불규칙한 변화를 보여준다.[57]1970년에 노바 FH Serpentis는 59 Serpentis의 약간 북쪽에 나타나서 최대 밝기가 4.5에 달했다.[58]서펜스 구름의 59세르펜티스 근처에도 몇 개의 오리온 변수가 있다.MWC 297은 1994년 대형 X선 플레어를 선보이며 X선 발광도가 5배 증가했다가 대기상태로 복귀한 허빅베 스타다.[59]이 별은 또한 항성 원반을 가지고 있는 것으로 보인다.[60]이 지역의 또 다른 오리온 변수는 델타 스쿠티 펄스를 나타내는 것으로 밝혀진 헤르빅 애의 별 VV Serpentis이다.[61]VV Serpentis 역시 MWC 297과 마찬가지로 먼지 원반이 주변에 있는 것으로 밝혀졌으며,[62][63] UX Orionis 별이기도 해 밝기가 불규칙하게 변한다는 것을 의미한다.[64]

MV Serpentis라고도 알려진 별 HR 6958은 육안으로 희미하게 보이는 알파2 카눔 정맥변수다.[65]이 별의 금속 풍부함은 철봉에서 대부분의 금속의 경우 태양보다 10배, 무거운 원소의 경우 최대 1,000배까지 높다.또한 실리콘이 과다 함유된 것으로 밝혀졌다.[66]육안으로는 거의 보이지 않는 HD 172365는 리튬이 많이 함유된 오픈 클러스터 IC 4756에서 청색 후 스트래글러일 가능성이 높다.[67][68]HD 172189는 또한 IC 4756에 위치하며, 5.70일 주기의 알골 변수 에클립싱 바이너리다[69].계통의 일차 항성 역시 델타 스쿠티 변수로서, 복수의 맥동 주파수를 거치고 있어, 일식과 결합하면 계통의 크기가 10분의 1 정도 변화한다.[70]

은하 비행기가 그것을 통과할 때, 세르펜스 카우다는 많은 거대한 OB 별들을 포함하고 있다.이들 중 몇 개는 육안으로 볼 수 있는데, 어느 정도 가변성이 있는 것으로 밝혀진 초기 Be 별인 NW Serpentis가 그것이다.그 변동성은 흥미롭다. 한 연구에 따르면, 그것은 베타 세페이 변수와 서서히 맥동하는 B 별들 사이에서 처음으로 발견된 잡종들 중 하나가 될 수 있다고 한다.[71]육안으로는 보이지 않지만 HD 167971(MY Serpentis)은 매우 뜨거운 O형 별 3개로 구성된 베타 리래 변수 트리플 시스템이다.NGC 6604 성단의 일원으로,[72] 두 개의 반짝이는 별은 둘 다 푸른색 거성이며, 하나는 초기의 스펙트럼 타입 O7.5이다.III. 남은 항성은 청색 거성이거나 늦은 O형이나 초기 B 스펙트럼 타입의 초거성이다.[73]또한[74] 에클립싱 바이너리인 HD 166734 시스템은 서로 공전하는 궤도에 있는 두 개의 O형 청색 초거성으로 구성되어 있다.[75]질량과 온도 면에서 덜 극단적인 것은 HD 161701로, 수은과 망간을 초과하는 별과 Ap 별로 구성된 것으로 알려진 유일한 분광형 2진법이지만 B형 1차 및 Ap 2차로 구성된 분광형 2진법이다.[76]

궁수자리와의 경계선에 있는 독수리 성운의 남쪽은 2차적 거성과 상호 작용하는 백색 거성이 주요인 2차적 거성이다.이 시스템에는 첨가 원반이 들어 있는 것으로 밝혀졌으며, 특히 강한 원외선 스펙트럼 라인이 들어 있는 은밀한 바이너리 중 하나인 서펜티드가 최초로 발견된 것이다.[77]이러한 서펜티드는 초기 진화 단계에 있으며, 우선 이중 주기적 변수와 이후 고전적 알골 변수로 진화할 것으로 의심된다.[78]또한 독수리 성운 근처에는 늑대-레이트의 이항 CV Serpentis가 있는데, 이는 울프-레이트의 별과 뜨거운 O형 부거성으로 구성되어 있다.이 시스템은 고리 모양의 성운으로 둘러싸여 있는데, 원전의 울프-레이엣 단계에서 형성되었을 가능성이 있다.[79]계통의 일식은 불규칙적으로 다양하며, 그 이유에 대해서는 두 가지 이론이 있지만, 둘 중 어느 것도 현재의 별에 대한 이해와 완전히 일치하지는 않는다.[80]

세르펜스 카우다에는 엑스레이 바이너리가 몇 개 들어 있다.이 중 하나인 GX 17+2는 중성자 별과 모든 저질량 X선 바이너리로 구성된 저질량 X선 이진법이다.이 시스템은 Sco와 유사한 Z 선원으로 분류되어 왔는데, 그 억양이 Eddington 한계에 가깝다는 것을 의미한다.[81]이 시스템은 또한 싱크로트론 제트기가 있기 때문에 약 3일마다 3.5K-밴드 크기만큼 밝아지는 것으로 밝혀졌다.[82]또 다른 저질량 X선 바이너리인 Serpens X-1은 때때로 X선 폭발을 겪는다.특히 하나는 거의 4시간 동안 지속되었는데, 아마도 "중대한 원소 바다"[83]에서 탄소를 태우는 것으로 설명될 것이다.

하늘하늘한 물체

헤드 오브젝트

Messier 5's central dense core of stars, containing a large number of stars packed into a small area
좋은 조건에서 육안으로 볼 수 있는 구상 성단 메시에 5

은하계가 세르펜스의 이 부분을 통과하지 못하기 때문에, 그 너머의 많은 은하계에 대한 전망이 가능하다.그러나 서펜티스 항성 5세르펜티스 옆에 있는 α 서펜티스의 남서쪽으로 약 8°에 위치한 구상 성단 메시에 5와 같이 서펜스 카푸트에는 은하수의 몇몇 구조물이 존재한다.좋은 조건에서 육안으로는 거의 보이지 않으며,[84] 약 25,000리 떨어진 곳에 위치해 있다.[85]메시에 5는 알려진 많은 RR Lyrae 변광성들을 포함하고 있으며,[86] 50 km/s 이상에서 우리에게서 멀어지고 있다.[87]클러스터에는 2밀리초의 펄서가 들어 있으며, 그 중 하나는 2진수로 되어 있어 클러스터의 적절한 움직임이 측정될 수 있다.이항은 중성자 퇴화 물질에 대한 우리의 이해를 도울 수 있다; 만약 확인된다면 현재의 중앙 질량은 그러한 물질에 대한 어떤 "부드러운" 상태의 방정식을 제외할 것이다.[88]이 성단은 중성미자의 자기 쌍극자 모멘트를 시험하기 위해 사용되었는데, 이것은 축과 같은 가상의 입자를 밝혀낼 수 있다.[89]또 다른 구상 성단은 메시에 5의 바로 남쪽에 있는 팔로마르 5이다.은하수의 중력 때문에 많은 별들이 3만 광년 이상의 조석 꼬리를 형성하며 이 구상 성단을 떠나고 있다.[90]

L134/L183은 제3의 구름과 함께 암흑 성운 복합체로 은하면에서 36도 떨어진 곳에 위치한 단일 원운 파편에 의해 형성될 가능성이 높은 암흑 성운이다.[91]단지 전체가 140파섹 정도 떨어져 있는 것으로 생각된다.[92]L134N이라고도 불리는 L183은 여러 적외선 선원의 본거지로서, 클라우드 코어와 프리스트텔라 코어 사이의 수축 단계에 대한 최초의 알려진 관찰을 나타내는 것으로 생각되는 선행 항성 선원을[93] 나타낸다.[94]중심부는 세 지역으로 나뉘며,[95] 총 질량은 약 25개의 태양 질량이다.[96]

은하수 밖에는 서펜스 카푸트에는 아마추어 천문학자들을 위한 밝은 깊은 하늘 물체가 없으며, 그 밖에 진도 10을 넘는 것은 아무것도 없다.가장 밝은 은하는 NGC 5962로, 겉보기 크기 11.34로 약 28 메가파섹 거리에[97] 위치한 나선 은하다.[98]약간 실신하는 NGC 5921 은하는 21 메가파섹 거리에서 다소 더 가까운 곳에 위치하는 LIER형 능동 은하핵을 가진 막대 나선 은하다.[99]제2형 초신성은 2001년에 이 은하에서 관측되었고 SN 2001X로 지정되었다.[100]Fainter는 여전히 나선형 NGC 5964와[101] NGC 6118이며, 후자는 초신성 SN 2004dk의 호스트다.[102]

The yellow nucleus of Hoag's Object surrounded by a blue ring of stars
서펜스에 있는 은하계이자 링은하로 알려진 매우 희귀한 부류의 멤버인 Hoag's Object.

지구에서 6억 광년 떨어진 곳에 위치한 Hoag's Object는 링은하로 알려진 매우 희귀한 종류의 은하 중 하나이다.바깥쪽 고리는 주로 젊은 푸른 별들로 이루어져 있고, 중심은 나이든 노란 별들로 이루어져 있다.그 형성에 관한 지배적인 이론은 창자 은하가 막대 나선 은하였다는 것이다. 이 은하는 너무 빠른 속도를 가지고 있어서 은하의 일관성을 유지하지 못하고 따라서 분리되었다.[103]Arp 220은 세르펜스에서 또 다른 특이한 은하다.원형 초경량 적외선 은하인 Arp 220은 지구에서 2억5000만 광년 떨어진 호아그 오브젝트보다 다소 가깝다.그것은 1,200광년 거리에서 궤도를 선회하는 그들의 핵과 충돌하는 과정에서 두 개의 큰 나선은하로 구성되어 있으며, 두 성분에 걸쳐 광범위한 항성 형성을 야기한다.그것은 은하 중심부 근처에 두꺼운 먼지 구름으로 부분적으로 덮여 있는 10억 개 이상의 별들로 이루어진 큰 성단을 가지고 있다.[103]비록 초기 단계이긴 하지만 또 다른 상호작용하는 은하 쌍은 NGC 5953과 NGC 5954 은하로 구성되어 있다.이 경우 둘 다 활성 은하로, 전자는 세이페르트 2 은하, 후자는 라이너형 은하다.둘 다 교호작용에 의해 촉발된 별 형성의 폭발을 겪고 있다.[104]

세이페르트의 섹스테트는 6개의 은하로 이루어진 그룹인데, 그 중 4개는 중력으로 상호작용하고 있고, 2개는 더 먼 거리에도 불구하고 단순히 그룹의 일부인 것처럼 보인다.중력 결합 성단은 지구로부터 1억 9천만 광년 거리에 있고, 지름이 약 10만 광년 정도 되는 것으로 알려져 있는 세이페르트의 섹스테트는 가장 밀도가 높은 은하군 중 하나이다.천문학자들은 상호 작용하는 네 개의 은하가 결국 합쳐져 큰 타원형 은하를 형성할 것으로 예측하고 있다.[103]무선원 3C 326은 원래 거대한 타원 은하에서 나오는 것이었다.그러나, 1990년에, 그 원천은 대신 북위 몇 아크초의 더 밝고 더 작은 은하인 것으로 나타났다.[105]3C 326 N으로 지정된 이 물체는 항성 형성을 위한 충분한 가스를 가지고 있지만 전파 은하핵에서 나오는 에너지로 인해 억제되고 있다.[106]

훨씬 더 큰 은하단은 적색시프트-0.0354 아벨 2063이다.[107]이 성단은 은하의 방사형 속도 측정과 2063년 아벨 중심에 cD 은하가 위치하는 것을 바탕으로 인근 은하군 MKW 3s와 상호작용하고 있는 것으로 생각된다.[108]MKW 3s의 중심에 있는 활동 은하인 NGC 5920은 무선 활동에서 뜨거운 가스의 거품을 만들고 있는 것으로 보인다.[109]리히터 규모 5의 별 피 서펜티스 근처에는 AWM 4가 있는데, AWM은 클러스터 내 매체에 금속이 과다하게 함유된 성단이다.중심 은하인 NGC 6051은 아마도 이 농축에 책임이 있는 무선 은하다.[110]AWM 4와 비슷하게, 클러스터 Abell 2052는 중앙 cd 전파 은하 3C 317을 가지고 있다.이 무선 은하는 200년도 채 되지 않은 기간 동안 활동을 하지 않고 있다가 다시 시작된 것으로 여겨진다.[111]이 은하는 2002년 현재 어떤 은하계보다도 가장 많이 알려진 4만 개 이상의 구상 성단을 가지고 있다.[112]

A brilliant red galaxy on the left interacts with a blue galaxy on the right, forming the merging active galaxy pair 3C 321.
3C 321의 합성 이미지, 병합 활성 은하 쌍

5아크초 미만의 분리를 가진 2개의 퀘이사로 구성된 퀘이사 쌍 4C 11.50은 하늘에서 시각적으로 가장 가까운 퀘이사 쌍 중 하나이다.그러나 이 두 사람은 현저하게 다른 적색 편차를 가지고 있고 따라서 관련이 없다.[113]쌍(4C 11.50 A)의 전경 부재(4C 11.50 A)는 자신의 진정한 동반자가 있지만 렌즈 이미지를 생성할 수 있을 만큼 배경 구성요소(4C 11.50 B)에서 빛을 굴절시킬 수 있는 충분한 질량을 가지고 있지 않다.[114]훨씬 더 낯선 은하 쌍은 3C 321이다.앞의 쌍과 달리 3C 321을 구성하는 두 은하는 서로 교류하며 합치하는 과정에 있다.두 멤버 모두 활동 은하로 보인다; 일차 무선 은하는 전자의 제트 추진 물질로 후자의 초거대 블랙홀에 대한 2차 활동을 책임질 수 있다.[115]

중력 렌즈의 예는 무선 은하 3C 324에서 발견된다.처음에 z = 1.206의 적색 편성을 가진 단일 과불색 전파 은하로 생각되었던 것은 1987년에 실제로 두 개의 은하인 것으로 밝혀졌는데, 앞서 언급한 적색 편성의 무선 은하는 적색 편차 z = 0.845로 다른 은하에 의해 수정되었다.다중 이미지 무선 은하의 첫 번째 예는 핵에서 나오는 시각과 자외선 방출에 대한 우리의 시야를 가리는 먼지 차선을 가진 타원형 은하로 보인다.[116][117]심지어 더 짧은 파장에서, BL Lac 물체 PG 1553+113은 감마선의 무거운 방출체다.이 물체는 2007년 현재 TeV 범위에서 에너지로 광자를 방출하는 것으로 발견된 것 중 가장 먼 것이다.[118]스펙트럼은 고유하며, 감마선 스펙트럼의 일부 범위에서는 다른 범위에서는 연성 방출과 극명한 대조를 이룬다.[119]2012년에 이 물체는 감마선 스펙트럼에서 불꽃이 튀어 2박 동안 3배 정도 진도가 증가하여 적색편향은 z = 0.49로 정확하게 측정할 수 있었다.[120]

관측된 GRB 중 가장 밝은 GRB 중 하나인 GRB 970111과 같이 세르펜스 카푸트에서 여러 개의 감마선 폭발(GRB)이 관측되었다.이 GRB와 관련된 광학적 과도현상은 그 강도에도 불구하고 발견되지 않았다.숙주 은하도 처음에는 이해하기 힘들었지만, 지금은 숙주가 빨간색시프트 z = 0.657에 위치한 세이페르트 I 은하인 것으로 보인다.[121]GRB의 X선 잔광도 다른 조광기 GRB보다 훨씬 희미했다.[122]더 먼 거리는 GRB 060526(적색변형 z = 3.221), 이로부터 X선 및 광학 여과선이 검출되었다.이 GRB는 장기간의 GRB치고는 아주 희미했다.[123]

꼬리 물체

Three pillars of opaque gas stand tall in a green nebulous background
이 허블 사진으로 유명해진 독수리 성운에서 잘 알려진 항성형성 지역인 창조의 기둥

은하 비행기의 일부가 꼬리를 통과하고, 따라서 세르펜스 카우다는 우리 은하계 내에 깊은 하늘의 물체가 풍부하다.독수리 성운과 그와 연관된 별 성운인 메시에 16은 은하 중심 방향으로 지구에서 7,000광년 떨어져 있다.이 성운은 70광년, 50광년으로 측정되며 허블우주망원경이 찍은 이미지로 유명해진 세 개의 먼지 구름인 '창조의 기둥'을 포함하고 있다.독수리 성운에서 태어나는 별들은 대략 500만 년의 나이와 평균 45,000 켈빈으로 엄청난 양의 방사선을 생성하며 결국 먼지 기둥을 파괴할 것이다.[103]독수리 성운은 그것의 명성에도 불구하고, 대략 6.0의 통합 규모로 상당히 어둡다.성운에서 별을 형성하는 영역은 종종 기체 구상체를 증발시키고 있다. 복 구상체와는 달리, 그들은 하나의 원생만 가지고 있다.[124]

메시에 16의 북쪽은 약 2000파섹의 거리에 있는 OB 협회 세르펜스 OB2로, 100개 이상의 OB 별을 포함하고 있다.약 500만년 전, 이 협회는 여전히 항성형성 지역을 포함하고 있는 것으로 보이며, 그것의 별에서 나오는 빛은 HII 지역 S 54를 밝히고 있다.[125]이 HII 영역 내에 주변 OB 협회와 동갑인 개방 클러스터 NGC 6604가 있으며,[126] 이제 클러스터는 단순히 그것의 가장 밀도가 높은 부분으로 생각된다.[127]이 성단은 은하 원반에서 나오는 기체와 은하 후광이 상호 작용하여 발생하는 이온화 가스의 열 굴뚝을 생산하고 있는 것으로 보인다.[125]

세르펜스 카우다의 또 다른 오픈 클러스터는 IC 4756으로, 적어도 하나의 맨눈 별인 HD 172365[128](주변의 다른 맨눈 별인 HD 171586은 관련이 없을 가능성이 가장 높다)를 포함하고 있다.약 440파섹 떨어진 곳에 위치한 [129]이 성단은 약 8억년 전으로 추정되며, 개방된 성단으로서는 상당히 오래된 것으로 추정된다.[130]세르펜스 카우다에 은하수가 존재함에도 불구하고, 하나의 구상 성단을 발견할 수 있다: NGC 6535는 육안으로는 보이지 않지만, 제타 세르펜티스 바로 북쪽에 있는 작은 망원경에서 만들어질 수 있다.구상 성단의 경우 다소 작고 희박하지만,[131] 이 성단은 알려진 RR Lyrae 변수를 포함하지 않으며 구상 성단의 경우는 드물다.[132]

MWC 922는 행성상 성운으로 둘러싸인 별이다.적색 사각형 성운과 유사해 적색 사각형 성운으로 불리는 이 행성상 성운은 적도 지역을 중심으로 어두운 띠가 있는 거의 완벽한 사각형 성운으로 보인다.이 성운은 초신성 SN 1987A에서 볼 수 있는 것과 유사한 동심원 고리를 포함하고 있다.[133]MWC 922 자체가 FS 카니스 메이저리스 변수인데,[134] 이는 이진이 촘촘한 탓일 가능성이 높은 금지선뿐 아니라 유난히 밝은 수소 방출 라인을 포함하고 있는 비스타라는 뜻이다.[135]시 서펜티스 동쪽은 아벨 41이라는 또 다른 행성상 성운으로, 그 중심에 이항성 MT 서펜티스를 포함하고 있다.성운은 양극 구조를 가진 것으로 보이며, 성운의 대칭 축은 항성의 궤도면에 수직인 선에서 5° 이내인 것으로 밝혀져 이항성과 양극성 행성상 성운 사이의 연계가 강화되고 있다.[136]항성기 스펙트럼의 다른 쪽 끝에는 L483이 있는데, 이 성운은 원생 IRAS 18418-0440을 포함하고 있다.0등급 원자로 분류되기는 하지만, 고속 항성풍의 부족과 같은 그러한 물체에 대한 몇 가지 특이한 특징을 가지고 있으며, 이 물체는 0등급과 1등급 사이에 전환되고 있다고 제안되어 왔다.[137]비록 적외선 빛에서만 볼 수 있지만, 원생성운은 원생성운 주위에 존재한다.[138]

Bright blue stars in a large gold cloud of gas
웨스터하우트 40, 거대한 항성 형성의 가장 가까운 장소 중 하나

세르펜스 구름은 세르펜스 카우다의 남쪽에 위치한 거대한 별 형성 분자 구름이다.불과 200만년[139], 420파섹 거리인 [140]이 구름에는 서펜스 FIRS[141] 1과 서펜스 SVS 20과 같은 많은 원령들이 들어 있는 것으로 알려져 있다.[142]서펜스 남부의 프로토클러스터는 나사의 스피처 우주 망원경에 의해 구름의 남쪽에서 발견되었고,[143] 이 지역에서 여전히 별 형성이 계속되고 있는 것으로 보인다.[144]또 다른 항성생성의 현장은 웨스터홀트 40단지로 분자구름에 인접한 두드러진 HII 지역으로 구성되어 있다.[145]약 500파섹 거리에 위치해 있으며,[146] 항성 형성의 가장 가까운 대규모 지역 중 하나이지만, 분자 구름이 HI 영역을 흐리게 하여 HI 영역과 그 내장 클러스터를 눈에 잘 보이지 않게 하므로, 다른 지역보다 잘 연구되지 않는다.[147]내장형 성단은 0.1 태양 질량 이상의 600개 이상의 별을 포함하고 있으며,[148] 최소 O형 별을 포함한 여러 개의 거대한 별들이 HII 영역의 조명과 거품 생산을 담당한다.[146]

은하수가 존재함에도 불구하고 시서펜티스 근방에서 발견된 PDS 456과 같이 세르펜스 카우다에서도 몇 개의 활성 은하가 보인다.가장 본질적으로 빛을 발하는 활성 은하인 [149]이 AGN은 X선 스펙트럼에서 매우 가변적인 것으로 밝혀졌다.이를 통해 중심부에 있는 초거대 블랙홀, 즉 커 블랙홀의 성질에 빛을 흘릴 수 있게 되었다.[150]퀘이사는 초경량 적외선 은하에서 고전적 무선조화 퀘이사로 이행되고 있을 가능성이 있지만, 이 이론에 문제가 있으며, 그 물체는 현재의 분류 체계 내에 완전히 놓여 있지 않은 예외적인 물체로 보인다.[149]근처에는 가끔 X-ray에서 불꽃이 튀는 것으로 알려진 블레이저인 NRAO 530이 있다.이 플레어 중 하나는 2000초 미만으로 2004년 현재 블레이저에서 관측된 가장 짧은 플레어였다.[151]이 블레이저는 또한 6년과 10년의 서로 다른 기간 동안 그것의 전파 출력의 주기적인 변동성을 보여주는 것으로 보인다.[152]

유성우

서펜스에서 방출되는 두 개의 주간 유성우가 있는데, 오메가 서펜티드와 시그마 서펜티드가 있다.두 소나기 모두 12월 18일과 25일 사이에 최고조에 달한다.[153]

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외부 링크

좌표:Sky map 15h 45m 00s, +10° 00′ 00″