좌표: 2006hm 15.457s, +44° 27' 24.61

타비의 별

Tabby's Star
타비의 별

적외선(왼쪽)과 자외선(오른쪽)의 타비별
관측자료
에포크J2000.0이쿼녹스J2000.0(ICRS)
별자리 백조자리
적승 20h 06m 15.45265s[1]
데클로네이션 +44° 27′ 24.7909″[1]
겉보기크기(V) +11.705±0.017[2]
특성.
KIC 8462852 A
진화단계 주계열[2]
스펙트럼형 F3V[2]
B-V 컬러 인덱스 0.557
V-R 컬러 인덱스 0.349
R-I 색지수 0.305
J-H 컬러 인덱스 0.212
J-K색상지수 0.264
KIC 8462852 B
스펙트럼형 M2V[3]
측성법
KIC 8462852 A
반지름 속도(Rv)−0.46±3.91[1] km/s
고유운동(μ) RA:−10.375±0.012mas/yr[1]
Dec.:−10.273±0.011mas/yr[1]
시차(π)2.2545 ± 0.0099 mas[1]
거리1,447 ± 6 ly
(444 ± 2pc)
절대규모(MV)3.08[2][4]
KIC 8462852 B
고유운동(μ) RA:−10.097±0.231mas/yr[5]
Dec.:−10.610±0.254mas/yr[5]
시차(π)2.2470 ± 0.1620 mas[5]
거리1,500 ± 100 ly
(450 ± 30pc)
위치(타비의 별에 상대적)[3]
요소KIC 8462852 B
관측시기2019
각거리1951.88±0.06 mas
위치각도96.062±0.004°
관측분리
(projected)		880±10 AU
세부 사항
KIC 8462852 A
덩어리1.43[2] M☉
반지름1.58[2] R☉
광도(볼로메트릭)4.68[2] L☉
지표중력(로그 g)4.0±0.2[6] cgs
온도6750±120[2] K
금속성0.0±0.1[2]
회전0.8797±0.0001 days[2]
회전속도(vsini)84±4[2] km/s
KIC 8462852 B
덩어리0.44±0.02[3] M☉
반지름0.45±0.02[3] R☉
온도3720±70K[3]
기타지명
TYC 3162-665-1, Boyajian's Star, WISE J200615.45+442724.7, KIC 8462852, NSVS 5711291, Gaia DR2 2081900940499099136, 2MASS J20061546+4427248, UCAC4 673-083862, TIC 185336364, APASS 52502626
데이터베이스 참조
심배드데이터.
B

타비의 별(Boyajian's star, WTF star, KIC 8462852)은 백조자리 방향으로 지구로부터 약 1,470 광년(450 파섹) 떨어진 곳에 있는 F형 주계열성입니다. 멀리 떨어진 적색왜성의 동반성이 보고되어 타비의 항성은 쌍성계입니다.

태비 별의 밝기가 최대 22% 감소하는 등 특이한 빛의 요동 현상이 플래닛 헌터스 프로젝트의 일환으로 시민 과학자들에 의해 발견되었습니다. 이번 발견은 케플러 우주망원경이 수집한 데이터에서 이루어졌는데, 케플러 우주망원경은 외계행성을 탐지하기 위해 먼 별의 밝기 변화를 관찰했습니다. 항성의 큰 불규칙적인 밝기 변화를 설명하기 위한 몇 가지 가설이 제안되었지만, 현재까지 곡선의 모든 측면을 완전히 설명하는 가설은 없습니다.

2019년 9월 천문학자들은 타비 별의 관측된 조광이 고아한 엑소문의 붕괴로 인한 파편에 의해 생성되었을 수 있다고 보고했습니다. 태비의 별은 큰 불규칙한 조광을 가지고 있는 유일한 별이 아니지만, 다른 그러한 별들은 다른 조광 패턴을 가지고 있는 YSO dipper라고 불리는 젊은 항성 물체들을 포함합니다.

명명법

"타비의 별"과 "보아지안의 별"이라는 이름은 미국 천문학자 타베타 S를 가리킵니다. 2015년 이 별의 불규칙한 빛의 요동을 발견했다고 발표한 과학 논문의 주저자였던 보야지안([7][8]Boyajian). "WTF Star"라는 별명은 논문의 부제인 "플럭스는 어디에 있습니까?"를 참조한 것으로, 이 별의 복사 플럭스가 관찰된 것을 강조합니다.[9][10][11][12] 이 별은 최초로 발견된 펄서 PSR B1919+21에 대한 오마주로 "LGM-2"라는 별명도 붙여졌습니다. 이 별은 원래 외계 문명으로부터의 전파로 이론화되었을 때 "LGM-1"이라는 별명이 붙여졌습니다.[13] 다양한 항성 목록의 다른 명칭들은 타비의 항성에 부여되었습니다. 케플러 우주망원경이 목록화한 천체 모음집인 케플러 입력 카탈로그에서 타비의 별은 KIC 8462852로 알려져 있습니다.[2] 히파르코스가 목록화한 항성들의 강화된 모음인 Tycho-2 카탈로그에서 이 별은 TYC 3162-665-1로 알려져 있습니다.[2] 적외선 투마이크론 올스카이 조사(2MASS)에서 이 별은 2MASS J20061546+4427248로 확인됩니다.[2]

위치

Map of the constellation Cygnus
백조자리에 있는 타비별의 위치(빨간색 원)
파인더 이미지: KIC 8462852 (파란색 사각형) 및 주변 별 – 안정적인 기준 별은 빨간색 원으로 표시됩니다.(FOV= 12.5 × 9.6분 호, NE는 왼쪽 상단)

백조자리에 있는 타비의 별은 북십자자리의 밝은 별 데네브와 백조자리 델타의 중간 정도에 있습니다.[15][16] 타비의 별은 백조자리 31에서 남쪽으로, NGC 6866에서 북동쪽으로 떨어져 있습니다.[16] 성단에서 불과 몇 분 정도 떨어진 곳에 있지만, 성단보다 태양과 관련이 없고 더 가깝습니다.

겉보기 등급 11.7로 이 별은 맨눈으로는 볼 수 없지만 빛 공해가 거의 없는 어두운 하늘에서 5인치(130mm) 망원경으로[17] 볼 수 있습니다.

관측 내역

타비의 별은 일찍이 1890년에 관측되었습니다.[18][19][20] 이 별은 Tycho, 2MASS, UCAC4, WISE 천체 카탈로그[21](각각 1997년, 2003년, 2009년, 2012년)에 등재되었습니다.[22][23][24][25]

타비 항성의 광도 변동에 관한 주요 정보원은 케플러 우주망원경입니다. 2009년부터 2013년까지 주요 임무와 확장 임무 동안 백조자리와 백조자리에 있는 하늘 조각에 있는 10만 개 이상의 별들의 빛 곡선을 지속적으로 관찰했습니다.[26]

2017년 빛의 요동

타비의 항성에 대한 정규화 플럭스
2017년 5월 2일 ~ 2018년 5월 4일 : g'
브루스 게리(HAO)[34][30][35]
주요 조광[27] - 시작 날짜(est):
  • 2017년 5월 14일 ("Elsie"; 2% 하락)
  • 6월 11일 ("Celeste"; 2% 하락)
  • 8월 2일 ("Skara Brae"; 1% dip)
  • 9월 5일 (앙코르, 2.3%,[28] 3%[29] 하락)
  • 11월 20일 (이름 미상, 1.25%[30] 하락)[31]
  • 2018년 3월 16일 ("Caral-Suppe"; 1%;[32] 5%[33] 하락)
  • 3월 24일 ("Evangeline"; >5% 하락)

2017년 5월 20일, 보야지안과 그녀의 동료들은 천문학자의 텔레그램을 통해 2017년 5월 14일에 시작된 진행 중인 조광 사건("Elsie")[31][36]에 대해 보고했습니다.[37] 그것은 Las Cumbres Observatory Global Telescope Network, 특히 Maui(LCO Maui)에 있는 망원경에 의해 감지되었습니다. 이는 남부 애리조나(Southern Arizona)에 있는 Fairborn Observatory(N2K Consortium의 일부)와 LCO Canary Islands(LCO 카나리아 제도)에 의해 검증되었습니다.[38][39][40] 며칠 또는 몇 주 안에 측정될 수 있는 이러한 사건의 짧은 기간을 고려할 때, 추가적인 광학 및 적외선 분광법과 측광법이 시급히 요청되었습니다.[37] 편광 측정을 포함하여 전 세계적으로 여러 관찰자의 관찰이 조정되었습니다.[41] 또한 독립적인 SETI 프로젝트인 Breakthrough Listen과 NIROSETI(Near-Infrared Optical SETI)는 모두 Lick Observatory에서 별을 계속 모니터링합니다.[37][42][43][44] 3일간의 조광 행사가 끝날 때까지 [45]12개의 관측소가 스펙트럼을 취했고, 일부 천문학자들은 망원경 시간과 자원을 제공하기 위해 자체 프로젝트를 중단했습니다. 더 일반적으로 천문학계는 독특한 별에 대한 실시간 데이터를 수집할 수 있는 기회를 두고 "천문학계는 가벼운 바나나"를 먹는 것으로 묘사되었습니다.[46] 2% 딥 이벤트는 "엘시"(Las Cumbres와 light curve를 참조하여 "LC"의 호모폰)로 명명되었습니다.[47]

2미터 리버풀 망원경에서 FRODOSpec을 사용한 초기 스펙트럼은 기준 스펙트럼과 이 딥 사이에 눈에 띄는 변화를 보이지 않았습니다.[42][43][44] 그러나 쌍둥이 켁 망원경(HIES)과 수많은 시민 과학 관측소를 포함한 여러 관측소는 이 별의 스펙트럼을 [37][43][44]획득하여 복잡한 모양을 가진 조광을 보여주었으며 처음에는 케플러 사건 2, 에포크 2 데이터에서 759.75일에 나온 것과 유사한 패턴을 보였습니다. 관측은 전자기 스펙트럼에 걸쳐 이루어졌습니다.

2017년 6월 13일부터 14일까지 아마추어 천문학자 브루스 L이 두 번째 조광 현상("Celeste"[36]라는 이름)을 관측했습니다. 개리.[48] 6월 14~15일의 빛 곡선은 조광 현상으로부터 회복될 가능성을 나타냈지만, 조광 현상은 이후에도 계속 증가했고,[48] 6월 16일, Boyajian은 조광 현상이 밝기가 2% 감소에 가까워지고 있다고 썼습니다.[31][49]

2017년 8월 2일부터 발견된 세 번째 주요 1% 조광 사건("Skara Brae")[36]은 [50][51]8월 17일까지 복구되었습니다.[31][52]

2017년 9월 5일에 시작된 [53]네 번째 주요 디밍 이벤트("앙코르"[36]라는 이름)는 2017년 9월 16일 현재 2.3%[28]에서 3%[29] 사이의 디밍 이벤트로 "올해 가장 깊은 디밍"이 되었습니다.[31][54]

0.3% 감소한 또 다른 조광 현상은 2017년 9월 21일경 시작되어 2017년 10월 4일까지 완전히 회복되었습니다.[34]

2017년 10월 10일, KIC 8462852 별빛의 밝기가 약 2주간 증가하는 현상이 브루스 L에 의해 발견되었습니다. 헤리퍼드 애리조나 천문대의[56] 게리와 보이지안입니다.[57] KIC 8462852의 특이하게 요동하는 별빛 사건을 설명하기 위해 밝기와 밝기의 예측된 간격의 "낙하 특징"인 KIC 8462852 근처의 1,600일 이심 궤도에서 천이하는 갈색 왜성을 포함하는 가능한 설명이 제안되었습니다.[56][58][59]

2017년 11월 20일, 다섯 번째 중요한 조광 현상이 시작되어 0.44% 깊이로 깊어졌다. 2017년 12월 16일 현재, 이 현상은 회복되어 11일 동안 바닥에 가라앉았다가 다시 희미해져 현재 총 조광 깊이 1.25%로 다시 회복되고 있습니다.[56][30]

별의 조광 및 밝기 이벤트는 계속 모니터링됩니다. 관련된 빛의 곡선은 자주 업데이트되고 방출됩니다.[32][60]

2018년 경변동

이 별은 2017년 12월 말부터 2018년 2월 중순까지 하늘에서 태양의 위치에 너무 가까이 있어 보이지 않았습니다. 관측은 2월 말에 재개되었습니다.[32][61] 2018년 3월 16일에 새로운 일련의 딥이 시작되었습니다. 2018년 3월 18일 브루스 L에 따르면 이 별의 밝기는 g-band에서 1% 이상 감소했습니다. 타베타 S에 따르면,[32] 개리, 그리고 r-밴드에서 약 5%가 2013년 케플러 미션 이후 관측된 가장 깊은 딥입니다. 보이지안.[33][62][63] AAVSO 관찰자 존 홀이 확인한 바와 같이 깊이가 >5%인 두 번째 더 깊은 딥은 2018년 3월 24일에 시작되었습니다.[64][65] 2018년 3월 27일 현재 두 번째 딥이 회복되고 있습니다.[66]

2019년 빛의 요동

2019년 관측 시즌은 이 별이 태양과 매년 결합한 후 다시 나타난 3월 중순에 시작되었습니다.[67]

지상 관측 캠페인은 2019년 7월 18일부터 9월 11일까지 2분 간격으로 이 별을 관측한 트랜싯 외계행성 조사 위성(TESS)에 의해 보완되었습니다.[68][69] 2019년 9월 3일에서 4일 사이에 밝기가 1.4% 감소했습니다.[70]

2019년 10월부터 2019년 12월 사이에 최소 7개의 개별 딥이 관찰되었으며, 그 중 가장 깊은 딥은 2%였습니다. 2020년 1월 초 관측 시즌이 끝날 무렵, 이 별은 다시 한 번 밝기를 회복했습니다. 2019년 총 딥 깊이는 11%로 2011년과 2013년에 비해 비슷했지만 장기간에 걸쳐 확산되었습니다.[71] 이 딥 성단은 원래 "D800"[72] 딥으로 구성된 궤도 물질의 1,574일(4.31년) 기간을 감안할 때 Sacco 등이 재등장을 위해 예측한 2019년 10월 17일을 중심으로 합니다.

광도

케플러 우주 망원경으로 별의 광도를 관측한 결과 2년 간격으로 두 번의 큰 밝기 감소와 함께 작고 빈번하며 비주기적으로 밝기가 감소하는 것으로 나타났습니다. 이 별의 밝기 변화의 진폭과 변화의 비주기성은 이 별이 천문학자들에게 특히 관심이 있다는 것을 의미합니다.[73] 이 별의 밝기 변화는 항성 주위를 도는 많은 작은 질량들과 일치합니다.[74]

2011년 3월 5일, 첫 번째 큰 감소는 이 별의 밝기를 최대 15%까지 감소시켰고, 이후 726일 후(2013년 2월 28일)에는 최대 22%까지 감소시켰습니다. (약 8%의 세 번째 조광 현상이 48일 후에 발생했습니다.) 이에 비해 목성만 한 행성은 이 정도 크기의 별을 1%밖에 가릴 수 없어 별의 주요 하강 동안 빛을 가리고 있는 것은 행성이 아니라 별의 너비의 절반까지 가리는 것임을 나타냅니다.[73] 케플러의 반동 바퀴 두 개의 실패로 인해, 2015년 2월경 이 별의 예상된 750일간의 하강은 기록되지 않았습니다.[2][75] 라이트 딥은 명확한 패턴을 나타내지 않습니다.[76]

하루 동안의 조광 외에도, 한 세기 동안의 사진 건판에 대한 연구에 따르면, 이 별은 100년 후(c. 1890년부터 c. 1990년까지)에 약 20%씩 서서히 희미해졌다고 합니다. 이는 F형 주계열성으로서는 전례가 없는 일입니다.[18][19] 그러나 장기 사진 기록 보관소에서 정확한 크기를 놀리는 것은 복잡한 절차이며 장비 변경을 위한 조정이 필요하며 비교 별의 선택에 크게 의존합니다. 동일한 사진판을 조사한 또 다른 연구에서는 세기 동안의 조광 가능성이 실제 천체 물리학적 사건이 아닌 데이터 인공물일 가능성이 높다고 결론지었습니다.[20] 1895년에서 1995년 사이에 발견된 또 다른 연구는 이 별이 희미해지지는 않았지만, 1978년 10월 24일 8퍼센트 감소한 것을 제외하고는 몇 퍼센트 이내로 일정한 유속을 유지하고 있다는 강력한 증거를 발견했습니다.[77]

케플러 관측소가 4년 동안 빛을 측정한 세 번째 연구에서는 타비의 별이 연간 약 0.34%의 밝기로 어두워졌다가 200일 만에 약 2.5%의 속도로 더 빠르게 어두워지는 것으로 나타났습니다. 그런 다음 이전의 느린 페이드 속도로 돌아갔습니다. 같은 기술을 사용하여 주변에 있는 193개의 별과 태비의 별과 비슷한 크기와 구성의 355개의 별을 연구했습니다. 이 별들 중 어떤 것도 그렇게 희미한 빛을 나타내지 않았습니다.[78]

2018년에는 별의 밝기가 1,574일(4.31년) 정도의 주기를 보일 가능성이 보고되었습니다.[72]

별동무

타비 항성으로부터 880±10 AU 떨어져 있는 적색 왜성 동반성은 2021년에 이동하는 것으로 확인되었습니다.[3][79] 비교하자면, 이는 목성 궤도의 [80]약 180배, 해왕성 궤도의 약 30배 [81]또는 2023년 기준 보이저 1호까지의 거리의 약 5.5배에[82] 해당합니다.

가설.

원래, 그리고 2017년 콜러의 연구가 있기 전까지, 태비 항성의 스펙트럼과 항성 유형에 기초하여, 그것의 밝기 변화는 본질적인 변동성에 기인할 수 없다고 생각되었습니다.[2] 결과적으로, 이들 중 어느 것도 관측된 데이터에 완전히 부합하지 않지만, 항성 주위를 도는 물질과 그 빛을 차단하는 것과 관련된 몇 가지 가설이 제안되었습니다.[83]

제안된 설명 중 일부는 성간 먼지, 매우 큰 고리 구조를 가진 일련의 거대 행성,[84][85] 최근 포착된 소행성 필드,[2] 레이트 헤비 봄바텀을 겪고 있는 시스템 [86][87]및 별 주위를 도는 인공 거대 구조를 포함합니다.[88]

2018년까지, 주요 가설은 항성의 조광에 관여하는 "누락" 열 유속이 항성 내부에 저장될 수 있다는 것이었습니다. 광도의 이러한 변화는 항성 내부의 열 수송 효율에 영향을 미치는 여러 가지 메커니즘에서 비롯될 수 있습니다.[89][90]

그러나 2019년 9월 천문학자들은 타비 별의 관측된 조광이 고아한 엑소문의 붕괴로 인한 파편에 의해 생성되었을 수 있다고 보고했습니다.[91][92]

외성분진 고리

태비의 별[93][94][95] 주위를 도는 "고르지 않은 먼지 고리"에 대한 예술가의 개념

멍 등(2017)은 스위프트 감마선 폭발 미션, 스피처 우주망원경, 벨기에 AstroLAB IRIS 천문대의 타비 별 관측 데이터를 바탕으로 "원성 물질"에서 유래한 "미세 미세 먼지 화면"만이 측정에서 감지되는 방식으로 별빛을 분산시킬 수 있다고 제안했습니다.[93][94][95][96] 이러한 연구 결과를 바탕으로 2017년 10월 4일 NASA는 타비의 별이 특이하게 희미해지는 현상은 별 주위를 도는 "고르지 않은 먼지 고리" 때문이라고 보고했습니다.[93] 비록 이 별 주위를 도는 상당한 양의 작은 입자들에 대한 설명이 멍이 지적한 것처럼 "장기적인 희미함"으로 간주하지만,[94] 이 설명은 아마추어 천문학자 브루스 L이 발견한 일주일간의 희미함과도 일치하는 것으로 보입니다. 천문학자 타베타 S가 조율한 개리와 타비 팀. 보야지안, 더 최근의 디밍 이벤트에서.[97][31][34][98][99] 타비 별 근처의 1600일 이상 궤도에서 진행하는 "갈색 왜성", 밝기의 "낙차 특징", 그리고 "밝히는" 간격의 예측을 포함하는, 관련되지만 더 정교한 조광 사건에 대한 설명이 제안되었습니다.[56][58][59][100] 타비 별의 조광 및 밝기 이벤트는 계속 모니터링됩니다. 관련된 광도 곡선은 자주 업데이트되고 공개됩니다.[32][101]

그럼에도 불구하고 찬드라 X선 관측소의 증거 자료와 함께 타비의 별에서 관측된 것과 유사한 자료는 특이한 광도 곡선 변동을 보이는 백색 왜성 WD 1145+017 주위를 도는 먼지 파편과 함께 발견되었습니다.[102] 게다가 불규칙하게 밝아지고 어두워지는 고변성 별 RZ 피스시움은 과도한 적외선을 방출하는 것으로 밝혀져 이 별이 많은 양의 가스와 먼지로 둘러싸여 있으며 이는 국지적 행성의 파괴로 인한 것일 가능성을 시사합니다.[103][104]

부서지는 혜성 구름

먼지투성이 혜성 파편들이 주위를 돌고 있는 예술가의 인상

빛의 감소에 대한 한 가지 제안된 설명은 그것이 타원형으로 별 주위를 돌고 있는 붕괴하는 혜성 구름 때문이라는 것입니다.[2][86][105][106] 이 시나리오는 타비별 주위의 행성계가 오르트 구름과 유사한 것을 가지고 있으며, 근처 별의 중력으로 인해 해당 구름의 혜성이 시스템으로 더 가까이 떨어져 타비별의 스펙트럼을 방해한다고 가정합니다. 이 가설을 뒷받침하는 증거로는 타비 항성으로부터 1320억 킬로미터(885 AU) 이내에 있는 M형 적색왜성이 있습니다.[2] 그러한 구름으로부터 교란된 혜성이 관측된 항성 광도의 22%를 가릴 수 있을 정도로 충분히 많은 수로 존재할 수 있다는 개념은 의심을 받아왔습니다.[73]

태양의 카이퍼 벨트와 유사한 소행성대에서 멀리 떨어져 있는 차가운 먼지를 찾는 밀리미터 이하의 파장 관측은 먼 "대재앙" 행성 붕괴에 대한 설명이 있을 것 같지 않음을 시사합니다. 붕괴된 소행성대가 혜성을 내부 시스템으로 흩뿌릴 가능성은 아직 밝혀지지 않았습니다.[107]

주변에 화합물이 있는 젊은 별

주변에 합체적인 소재를 가진 젊은 스타의 예술가적 인상

천문학자 제이슨 T. 타비의 별을 연구해온 라이트와 다른 사람들은 만약 그 별이 그 위치와 속도보다 더 젊다면, 그 별 주위에 여전히 합쳐지는 물질을 가지고 있을지도 모른다고 제안했습니다.[9][12][108]

NASA 적외선 망원경 시설(NASA IRTF)을 이용한 0.8~4.2 마이크로미터의 분광학적 연구에서는 성숙한 중심별의 몇 천문단위 내에서 물질이 합쳐진다는 증거를 발견하지 못했습니다.[86][87]

행성 파편장

원시 행성과의 거대한 충돌에 대한 예술가의 인상

스페인의 노르딕 광학망원경을 이용한 분광 에너지 분포 분석뿐만 아니라 고해상도 분광 및 영상 관측도 이루어졌습니다.[2][84] 대규모 충돌 시나리오는 적외선 파장으로 빛나는 따뜻한 먼지를 만들지만, 관측된 과잉 적외선 에너지는 없어 대규모 행성 충돌 잔해를 배제합니다.[73] 다른 연구자들은 케플러가 그러한 크기의 충돌이 거의 없기 때문에 그러한 사건을 목격할 가능성이 매우 낮기 때문에 행성 잔해 필드 설명이 가능하지 않다고 생각합니다.[2]

별 주변의 물질이 합쳐질 가능성과 마찬가지로 NASA IRTF를 이용한 분광학적 연구에서는 중심별의 몇 천문단위 내에서 증발하거나 폭발하는 행성의 뜨거운 근접 먼지나 주변 성상 물질에 대한 증거를 찾지 못했습니다.[86][87] 마찬가지로, 미국항공우주국(NASA)의 스피처 우주 망원경(Spitzer Space Telescope)과 광시야 적외선 조사 탐색기(Wide-field 적외선 Survey Explorer)의 과거 적외선 데이터에 대한 연구에서는 이 별에서 적외선이 과도하게 방출된다는 증거를 찾지 못했는데, 이는 이 별이 유성이나 행성의 치명적인 충돌로 인해 발생할 수 있는 따뜻한 먼지 알갱이의 지표가 되었을 것입니다. 이러한 방출의 부재는 비정상적으로 편심된 궤도에 있는 차가운 혜성 무리가 이 별의 독특한 빛의 곡선에 책임이 있을 수 있다는 가설을 뒷받침하지만, 더 많은 연구가 필요합니다.[86][6]

행성의 소비

2016년 12월, 한 연구팀은 태비의 별이 행성을 삼켜 중력 에너지 방출로 인해 일시적이고 관찰되지 않는 밝기 증가를 일으켰다고 제안했습니다. 행성이 별 안으로 떨어졌을 때, 그것은 찢어지거나 달이 벗겨졌을 수 있고, 별 주위를 도는 잔해 구름들이 편심 궤도에 놓이게 됩니다. 그리고 나서 행성 파편들이 여전히 항성 주위의 궤도에 있는 것은 관측된 강도의 감소를 설명해 줄 것입니다.[109] 게다가, 연구원들은 이 소모된 행성이 1만년 전까지 이 별의 밝기를 증가시켰을 수 있으며, 현재 이 별의 항성 플럭스는 정상적인 상태로 돌아가고 있다고 제안합니다.[109][110]

진동하는 고리를 가진 큰 행성

Sucerquia et al. (2017)은 진동하는 고리를 가진 큰 행성이 태비의 별과 관련된 특이한 조광을 설명하는 데 도움이 될 수 있다고 제안했습니다.[111][112]

커다란 고리 모양의 행성과 트로이 떼가 뒤를 잇고 있습니다.

Ballesteros et al. (2017)은 L5 라그랑지안 지점에 트로이 소행성 무리가 뒤따르는 크고 고리 모양의 행성을 제안했으며, 2021년 초에 선도적인 트로이 목마로 인해 또 다른 사건이 발생하고 2023년에 가상 행성이 또 다른 통과할 것으로 예측하는 궤도를 추정했습니다.[113] 이 모델은 목성 반지름이 4.7이며, 아주 젊지 않은 경우에는 행성에 비해 큰 행성임을 시사합니다. 0.5 정도의 초기 적색왜성 R☉ 적외선으로 쉽게 볼 수 있을 겁니다 현재 사용 가능한 방사 속도 관측(4회 σ ≈ 400m/s로 실행)은 모델을 거의 제약하지 않지만 새로운 방사 속도 측정은 불확실성을 크게 줄일 수 있습니다. 이 모델은 KIC 8246852 뒤를 지나는 행성의 2차 일식에 해당하는 2017년 5월 조광 에피소드에 대한 이산적이고 짧은 수명의 사건을 예측하며, 통과 시간은 약 2일로 항성 플럭스가 약 3% 감소합니다. 이것이 2017년 5월 사건의 원인이라면, 행성의 공전 주기는 반장축 5.9 AU로 더 정확하게는 12.41년으로 추정됩니다.[113]

고유 광도 변화

태비별의 짙은 조광 현상 동안 관찰된 붉게 변하는 것은 태비별의 광구가 식는 것과 일치합니다.[114] 먼지에 의한 가려짐이 필요하지 않습니다. 이러한 냉각은 예를 들어 별의 강한 차동 회전으로 인한 대류 효과의 감소 또는 복사 열 수송과 대류 열 수송 사이의 전환 근처에 있을 경우 열 수송 모드의 변화로 인해 발생하는 열 수송 효율의 감소에 의해 생성될 수 있습니다. "누락" 열 유속은 내부 및 잠재적 에너지의 작은 증가로 저장됩니다.[89]

복사 수송과 대류 수송 사이의 경계 근처에 있는 이 초기 F 별의 위치 가능성은 이 별의 관측된 밝기 변화가 상전이에 가까운 시스템에서 발생하는 것으로 알려진 "아발란체 통계"에 맞는 것으로 보인다는 발견에 의해 뒷받침되는 것으로 보입니다.[115][116] 자기 유사 또는 거듭제곱 법칙 스펙트럼을 가진 "아발란체 통계"는 두 가지 다른 유형의 동적 거동 사이의 위상 전이 또는 분기점에 가깝게 작동하는 복잡한 동적 시스템의 보편적 속성입니다. 이러한 임계에 가까운 시스템은 종종 "질서"와 "혼돈" 사이의 중간적인 행동을 나타내는 것으로 관찰됩니다. 케플러 입력 카탈로그에 있는 다른 세 별들도 마찬가지로 밝기 변화에서 비슷한 "아발란체 통계"를 보이며, 세 별 모두 자기적으로 활동하는 것으로 알려져 있습니다. 타비의 별에 항성 자기가 관련되어 있을 것이라는 추측이 있었습니다.[116]

인공적인 거대 구조물

다이슨 떼에 대한 예술가의 인상

일부 천문학자들은 타비의 별을 가리는 물체들이 다이슨 떼와 같은 외계 문명에 의해 만들어진 거대한 구조물의 일부일 수 있다고 추측했습니다.[74][9][88][106] 이 구조물은 선진 문명이 에너지 수요를 위해 별의 빛을 차단하기 위해 별 주위에 지어질 수 있는 가상의 구조물입니다.[117][118][119] Steinn Sigur ð손에 따르면, 거대 구조 가설은 믿을 수 없고 Occam의 면도기에 의해 부정적이며 조광을 충분히 설명하지 못합니다. 그러나 그는 그것이 거짓일 수 있는 가설이기 때문에 과학적 조사를 위한 유효한 주제로 남아 있다고 말합니다.[115] 이 문제에 대한 광범위한 언론 보도로 인해, 타비의 별은 케플러의 스티브 하웰에 의해 KIC 4150611에 비교되었는데,[120] 이 별은 수년간의 연구 끝에 5성계의 일부임이 밝혀졌습니다.[121] 외계 생명체가 조광의 원인일 가능성은 순전히 추측에 불과하지만,[99] 자연적인 설명이 조광 현상을 완전히 설명하지 못했기 때문에 별은 여전히 뛰어난 SETI 표적으로 남아 있습니다.[9][88] 최근의 결과는 별, 행성, 소행성 무리 또는 외계 거대 구조물과 같은 불투명한 물체만을 포함하는 설명을 배제했습니다.[122]

엑소문

2019년 여름에 발표된 두 개의 논문은 행성에서 큰 위성이 제거되는 것과 관련된 그럴듯한 과학적 시나리오를 제공했습니다. 행성계가 형성된 후 처음 몇 억 년 동안 가스 거대 행성과 그들의 큰 가스 위성의 이동에 대한 수치 시뮬레이션이 수행되었습니다. 약 50%의 경우, 그 결과는 달이 모행성으로부터 해방되고 궤도가 진화하여 태비의 별과 유사한 광곡선을 생성하는 시나리오를 생성합니다.[92][123][124][125]

후속 연구

2015년 현재, 수많은 광학 망원경들이 또 다른 수일간의 조광 현상을 예상하고 타비의 별을 관측하고 있으며, 분광기가 장착된 대형 망원경을 사용하여 조광 현상을 계획하고 있어, 일식 질량이 고체 물체인지, 먼지나 가스로 구성되어 있는지 확인할 수 있습니다.[126] 추가적인 후속 관측에는 지상 기반의 그린 뱅크 망원경, 초대형 배열 전파 망원경,[84][127] 그리고 낸시 그레이스 로마 우주 망원경, TESS, 그리고 플라톤과 같은 외계 행성학에 전념하는 미래의 궤도 망원경이 포함될 수 있습니다.[88][119]

2016년, Kickstarter 기금 모금 캠페인은 이 별의 변칙적인 빛의 곡선에 대한 초기 연구의 주요 저자인 Tabetha Boyajian에 의해 주도되었습니다. 이 프로젝트는 Las Cumbres Observatory Global Telescope Network를 사용하여 이 별을 지속적으로 관찰할 것을 제안했습니다. 이 캠페인은 망원경 시간 1년에 충분한 미화 10만 달러 이상을 모금했습니다.[128][needs update] 또한 2015년 10월 AAVSO가 이 별에 대해 경고한 이후 2016년 현재 미국 변광성 관측자 협회(Association of Variable Star Observators)의 지원 하에 활동하는 50명 이상의 아마추어 천문학자들이 효과적으로 완전한 관측 범위를 제공하고 있습니다.[129] 즉, 거의 연속적인 측광 기록입니다.[130] 2018년 1월 발표된 연구에서 보이지안(Boyajian) 등은 태비의 별을 막고 있는 것이 다른 파장의 빛을 다르게 필터링하므로 불투명한 물체가 될 수 없다고 보고했습니다. 그들은 그것이 우주 먼지일 가능성이 높다고 결론지었습니다.[97][31][131]

2018년 12월에는 APF(Automated Planet Finder)를 이용하여 타비의 별에서 발생하는 레이저 광 방출에 대한 검색이 수행되었으며, 이는 이 거리에서 24MW 레이저를 감지할 수 있을 정도로 민감합니다. 다수의 후보들이 확인되었지만, 추가적인 분석은 그들이 별에서 온 것이 아니라 지구에서 온 것이라는 것을 보여주었습니다.[132]

SETI 결과

2015년 10월, SETI 연구소는 알렌 망원경 배열을 사용하여 항성 근처에서 가능한 지능형 외계 생명체의 전파 방출을 찾았습니다.[133][134] 2주간의 초기 조사 후에, SETI 연구소는 태양계로부터 기술과 관련된 전파 신호의 증거를 발견하지 못했다고 보고했습니다.[135][136][137] 1Hz 채널에서 180–300 Jy 수준의 협대역 무선 신호 또는 100kHz 채널에서 10 Jy 이상의 중대역 신호는 발견되지 않았습니다.[136]

2016년 베리타스 감마선 관측소는 천문학 물체에서 초고속 광학 천이를 검색하는 데 사용되었으며, 천문학자들은 1제곱미터당 약 1광자 정도로 낮은 플럭스를 가진 나노초 펄스에 민감한 효율적인 방법을 개발했습니다. 이 기술은 2009년부터 2015년까지 타비의 별을 보관하는 관측에 적용되었지만, 어떤 배출도 감지되지 않았습니다.[138][139]

2017년 5월, 레이저 빛 방출을 기반으로 한 관련 검색이 보고되었으며, 태비의 별에서 나온 기술 관련 신호에 대한 증거는 발견되지 않았습니다.[140][141]

2017년 9월, 일부 SETI@홈워크 유닛은 이 별 주변 지역에 대한 이전의 RF 조사를 기반으로 만들어졌습니다.[142] 이는 SETI@Home work unit의 크기가 두 배로 증가하는 것과 결합되었기 때문에 이 지역과 관련된 work unit은 아마도 양자화 노이즈가 적은 첫 work unit이 될 것입니다.

EPIC 204278916

메인기사 : EPIC 204278916

EPIC 204278916이라고 불리는 [143][144]별과 다른 젊은 항성 천체들은 타비의 별에서 관측된 것과 약간 유사한 점이 있는 딥(dep) 현상을[when?] 보이는 것으로 관찰되었습니다. 그러나 그들은 몇 가지 측면에서 다릅니다. EPIC 204278916은 타비의 별보다 훨씬 더 깊은 수심을 보여주며, 짧은 기간에 걸쳐 그룹화되어 있는 반면, 타비의 별의 수심은 몇 년에 걸쳐 퍼져 있습니다. 게다가 EPIC 204278916은 원시성원반으로 둘러싸여 있는 반면, 타비의 별은 원반의 증거를 전혀 보여주지 않는 평범한 F형 항성으로 보입니다.[143]

다른 별들

21개의 다른 유사한 별들에 대한 전반적인 연구가 2019년에 발표되었습니다.[145][146]

광곡선 갤러리

  • Consolidated plot of major (>= 1%) dimmings (3 April 2021)
    주요(>=1%) 조광의 통합도(2021년 4월 3일)
  • All light curve data − December 2009 to May 2013, scan days 0066 to 1587 (Kepler)
    모든 광 곡선 데이터 - 2009년 12월 ~ 2013년 5월, 스캔 일 0066 ~ 1587 (Kepler)
  • 5 March 2011 − day 792 15% max dip (Kepler)
    2011년 3월 5일 - 792일차
    15% 최대 딥(케플러)
  • 28 February 2013 − day 1519 22% max dip (Kepler)
    2013년 2월 28일 - 1519일
    22% 최대 딥(케플러)
  • 17 April 2013 − day 1568 8% max dip (Kepler)
    2013년 4월 17일 - 1568일
    8% 최대 딥(케플러)
  • One year light curve − up to 4 May 2018 (HAO)[34][30][35]
    1년 광곡선 - 2018년 5월 4일까지 (HAO)[34][30][35]
  • Light curve between 10 October 2019 and 11 January 2020 (HAO)[71]
    2019년 10월 10일부터 2020년 1월 11일 사이의 광곡선(HAO)[71]

참고 항목

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