{{위키데이터 속성 추적}}
{{항성 정보
 | 이름 = 까마귀자리 에타
 | 그림 = It's_Raining_Comets_(Eta_Corvi).jpg
 | 그림설명 = 까마귀자리 에타 계(系) 상상화. 에타를 도는 가상의 [[외계 행성]] 주위로 [[혜성]] 무리가 보인다.
 | 역기점 = [[J2000.0]]
 | 적경 = {{RA|12|32|04.2270}}<ref name="SIMBAD"/>
 | 적위 = {{DEC|−16|11|45.627}}<ref name="SIMBAD"/>
 | 겉보기등급 = 4.31<ref name="SIMBAD"/>
 | 별자리 = [[까마귀자리]]
 | 분광형 = F2&nbsp;V<ref name="SIMBAD"/>
 | 색지수 = b-v: +0.38<ref name="SIMBAD"/>, u-b: +0.00<ref name="SIMBAD"/>, r-i: +0.18<ref name=bsc2>
{{웹 인용
  |last1=Hoffleit |first1=D.
  |last2=Warren |first2=W. H. Jr.
  |title=HR 4775
  |url=http://webviz.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=V/50/catalog&recno=4775
  |work=Bright Star Catalogue
  |edition=5th Revised
  |publisher=Centre de données astronomiques de Strasbourg
  |accessdate=2008-11-19
}}</ref>
 | 연주시차 = 54.92 ± 0.66 밀리초각<ref name="SIMBAD" />
 | 절대등급 = 2.99<ref name=geneva3 />
 | 자전 속도 = 68&nbsp;±&nbsp;2<ref name=mora />
 | 질량 = 1.43 ± 0.05 {{태양질량|link=on}}<ref name=geneva3/>
 | 나이 = 15(11~17)억 년<ref name=geneva3 />
 | 크기 = 1.2 {{태양반경|link=on}}<ref name=cadars4>
{{웹 인용
  |last1=Pasinetti-Fracassini |first1=L. E.
  |display-authors=etal
  |title=HD 109085
  |url=http://webviz.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=II/224/cadars.dat&recno=5667
  |work=Catalog of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars
  |edition=3rd
  |publisher=Centre de données astronomiques de Strasbourg
  |accessdate=2008-11-19
}}</ref>
 | 표면온도 = 6700 [[켈빈|K]]<ref name=geneva3 />
 | 중원소 함량 = [Fe/H]&nbsp;=&nbsp;−0.03<ref name=geneva3 />
 | 다른 이름 = η&nbsp;Crv, [[플램스티드 명명법|까마귀자리]] 8, [[소천성표|BD]]−15°3489, GC&nbsp;17087, 글리제 471.2, 글리제 9411, [[헨리 드레이퍼 목록|HD]]&nbsp;109085, [[히파르코스 목록|HIP]]&nbsp;61174, HR&nbsp;4775, LTT&nbsp;4755, NLTT&nbsp;31021, PPM&nbsp;225971, SAO&nbsp;157345.<ref name=SIMBAD />
}}

'''까마귀자리 에타'''('''η&nbsp;Corvi''', '''η&nbsp;Crv''')는 [[까마귀자리]]에서 여섯 번째로 밝은 [[F형 주계열성]]이다.<ref name="SIMBAD"><span class="citation web">[http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?protocol=html&Ident=HD+109085 "SIMBAD query result: NSV 5690 -- Variable Star"]. </span></ref><ref>{{웹 인용|last = Kaler|first = J. B.|date = 6 January 2012|title = Eta Corvi|url = http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/etacrv.html|publisher = University of Illinois|accessdate = 2008-11-19|보존url = https://web.archive.org/web/20060905130323/http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/etacrv.html|보존날짜 = 2006-09-05|url-status = dead}}</ref> 이 별 주위에서 [[먼지 원반]] 두 개가 발견되었는데 가까운 것은 항성으로부터 수 [[천문단위]](AU) 거리에, 먼 것은 100 ~ 150 천문단위 범위에 퍼져 있다.<ref name="apj620"/><ref name="smith2008">{{저널 인용|last1 = Smith|first1 = R.|display-authors = etal|year = 2008|title = The nature of mid-infrared excesses from hot dust around Sun-like stars|journal = Astronomy and Astrophysics|volume = 485|issue = 3|pages = 897|bibcode = 2008A&A...485..897S|doi = 10.1051/0004-6361:20078719|arxiv = 0804.4580}}</ref>

== 물리적 특징 ==
까마귀자리 에타의 나이는 태양의 30 퍼센트 정도에 불과하다. 대기 중 포함된 [[금속함량|무거운 원소]]의 비율은 태양의 93 퍼센트 정도이다.<ref name="geneva3"><span class="citation web">Holmberg, J. et al. (2007). </span></ref> 적도에서의 [[항성 자전|자전 속도]](v sin i)는 초당 68 킬로미터 수준이다.<ref name="mora">{{저널 인용|last1 = Mora|first1 = A.|display-authors = etal|year = 2001|title = EXPORT: Spectral classification and projected rotational velocities of Vega-type and pre-main sequence stars|journal = Astronomy & Astrophysics|volume = 378|issue = 1|pages = 116–131|bibcode = 2001A&A...378..116M|doi = 10.1051/0004-6361:20011098}}</ref> 분광형은 F형 주계열성으로 [[표면 온도]]는 6950 켈빈이며 우리 눈에는 황백색 빛을 뿜는 것처럼 보인다. 질량은 태양의 1.52배에 밝기는 4.87배이다. [[태양계]]로부터 약 59 광년 떨어져 있다.<ref name="Pawellek 2014">{{저널 인용|author = Pawellek, Nicole; Krivov, Alexander V.; Marshall, Jonathan P.; Montesinos, Benjamin; Ábrahám, Péter; Moór, Attila; Bryden, Geoffrey; Eiroa, Carlos|date = 2014|title = Disk Radii and Grain Sizes in Herschel-resolved Debris Disks|journal = The Astrophysical Journal|volume = 792|issue = 1|id = 65|pages = 19|bibcode = 2014ApJ...792...65P|doi = 10.1088/0004-637X/792/1/65|arxiv = 1407.4579}}</ref>

[[IRAS]] 위성은 이 별로부터 초과 [[적외선]] 복사 현상을 감지했는데 이는 에타와 같은 F형 주계열성 별들로부터 흔히 볼 수 없는 현상이었다.<ref>{{저널 인용|last1 = Stencel|first1 = R. E.|last2 = Backman|first2 = D. E.|year = 1991|title = A survey for infrared excesses among high galactic latitude SAO stars|journal = The Astrophysical Journal Supplement Series|volume = 75|pages = 905–924|bibcode = 1991ApJS...75..905S|doi = 10.1086/191553}}</ref> 서브밀리미터 띠에서 관측한 자료는 에타 주위에는 [[달]] 질량의 60 퍼센트에 유효 온도 80 켈빈 수준의 차가운 먼지 원반이 있다는 것을 입증해 주었다. 이 먼지 원반은 항성으로부터 최대 180 천문단위 거리(지구~태양 거리의 180배)까지 뻗어 있는 것으로 추측되었다.<ref>{{저널 인용|last1 = Sheret|first1 = I.|last2 = Dent|first2 = W. R. F.|last3 = Wyatt|first3 = M. C.|year = 2004|title = Submillimetre observations and modelling of Vega-type stars|journal = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume = 348|issue = 4|pages = 1282–1294|arxiv = astro-ph/0311593|bibcode = 2004MNRAS.348.1282S|doi = 10.1111/j.1365-2966.2004.07448.x}}</ref>

최근의 서브밀리미터 관측에 따르면 에타 주위 먼지원반은 바깥쪽으로 150 천문단위까지 확장되어 있었다. 반면 100 천문단위 안쪽은 물질이 쓸려나가고 없었는데 이는 행성계 구성원들이 궤도 영역을 청소했기 때문으로 보인다.<ref name="apj620">{{저널 인용|last1 = Wyatt|first1 = M. C.|display-authors = etal|year = 2005|title = Submillimeter Images of a Dusty Kuiper Belt around η Corvi|journal = The Astrophysical Journal|volume = 620|issue = 1|pages = 492–500|arxiv = astro-ph/0411061|bibcode = 2005ApJ...620..492W|doi = 10.1086/426929}}</ref> 또한 항성으로부터 약 3.5 천문단위 안쪽에 바깥쪽 띠보다 더 뜨거운 파편 원반이 존재하는 것으로 보인다.<ref name="smith2008"/>

포인팅-로버트슨 효과 이론에 따르면 행성계 바깥쪽에 있던 먼지 물질은 대략 2000만 년 이내에 항성으로 끌려 들어오며 이는 현 항성계의 나이보다 훨씬 짧은 시간이다. 따라서 지금 관측되는 외부 먼지원반은 그 장소에서 지속적으로 생겨나면서 구조가 유지되고 있는 것으로 보인다. 먼지를 구성하는 물질은 약 150 천문단위 거리에 있는 미행성들로 이들이 충돌을 반복하면서 작은 먼지입자 수준까지 잘게 쪼개진 것으로 추측된다.<ref name="apj620"/> 반면 항성에서 가까운 먼지 원반이 생겨난 과정은 아직까지 명확히 이론이 정립되지 않았다. 다만 태양계를 두들겼던 후기 대폭격 사건처럼 계 바깥쪽에 있던 미행성들이 내행성 궤도로 밀려들어와 서로 충돌하여 지금의 먼지 띠를 만들었으리라는 추측이 있다.<ref>{{저널 인용|last1 = Wyatt|first1 = M. C.|display-authors = etal|year = 2007|title = Transience of Hot Dust around Sun‐like Stars|journal = The Astrophysical Journal|volume = 658|issue = |pages = 569|bibcode = 2007ApJ...658..569W|doi = 10.1086/510999|arxiv = astro-ph/0610102}}</ref><ref name="duchene2014">{{저널 인용|last1 = Duchene|first1 = G|display-authors = etal|year = 2014|title = Spatially resolved imaging of the two-component eta Crv debris disk with Herschel|journal = The Astrophysical Journal|volume = 784|issue = |pages = 148|bibcode = 2014ApJ...784..148D|doi = 10.1088/0004-637X/784/2/148|arxiv = 1402.1184}}</ref>
{| class="wikitable"
|+'''까마귀자리 에타 [[행성계]]'''<ref name=apj620 /><ref name=smith2008 /><ref name=duchene2014 />
!동반천체<br>
<small>(항성에서 가까운 순서)</small>
!질량
!궤도평균반지름<br>
<small>([[천문단위|AU]])</small>
!공전주기<br>
<small>(년)</small>
![[궤도이심률]]
![[궤도 경사|궤도경사각]]
!반지름
|-
|'''[[먼지 원반]]'''
| colspan="4" |6.7 ± 2.7 AU
|—
|—
|-
|'''먼지 원반'''
| colspan="4" |165.8 ± 3.7 AU
|46.8° ± 1.3°
|—
|}

== 이름의 유래 ==
[[중국의 천문학|동아시아 천문학]]에서는 까마귀자리 에타를 좌할(左轄)로 불렀다. 보통 여러 별이 모여 하나의 별자리를 구성하나 좌할의 구성원은 에타별 하나로 별이 별자리 전체를 뜻한다.<ref name="sb0">{{웹 인용|title = 天文教育資訊網 2006 年 7 月 22 日|url = http://aeea.nmns.edu.tw/2006/0607/ap060722.html|language = zh|확인날짜 = 2015-09-17|archive-date = 2021-02-25|archive-url = https://web.archive.org/web/20210225112418/http://aeea.nmns.edu.tw/2006/0607/ap060722.html|url-status = }}</ref> 좌할은 로마자로 '''Tso Hea'''로 표기하나 R.H. 앨런은 [[까마귀자리 베타]](크라즈)에 이 명칭을 붙였다.<ref>{{서적 인용|last1 = Allen|first1 = R. H.|year = 1963|chapter = Corvus|url = http://penelope.uchicago.edu/Thayer/E/Gazetteer/Topics/astronomy/_Texts/secondary/ALLSTA/Corvus*.html|title = Star Names: Their Lore and Meaning|publisher = Dover Publications|isbn = }}</ref>

== 각주 ==
{{각주|2}}

{{까마귀자리}}

[[분류:별주위원반]]
[[분류:까마귀자리]]
[[분류:F형 주계열성]]
[[분류:바이어 천체]]
[[분류:플램스티드 천체]]
[[분류:헨리 드레이퍼 목록 천체|109085]]
[[분류:HR 천체|4775]]
[[분류:글리제 천체|9411]]
[[분류:히파르코스 천체|061174]]