heegyu/kowiki-sentences huggingface dataset:
올란 DMA는 1988년 11월 미르 우주 정거장에서 최초로 사용되었고, 올란 M은 미르에서 1997년 최초로 사용되었으며, ISS에서도 사용되었다.
올란 MK는 2009년 6월 ISS에서 최초로 사용된 이후 현재까지 사용되고 있다.
c는 2001년 4월 4일에 발견되었으며 계 구성원 중 항성에서 두 번째로 가깝게 위치하고 있다.
c가 발견되었을 당시 이미 글리제 876에는 외계 행성 글리제 876 b가 발견되어 있는 상태였다.
항성의 시선 속도를 더욱 자세히 연구한 결과 2001년 두 번째 행성을 발견, 글리제 876 c라고 이름붙였다.
글리제 876 c의 공전주기는 정확히 c 바깥쪽 행성 공전주기의 절반이었는데, 이는 글리제 876 b의 높은 궤도 이심률을 이용하여 c의 시선 속도 특성을 알아냈음을 뜻한다.
글리제 876 c는 바로 밖을 돌고 있는 글리제 876 b와 2:1의 궤도공명 비율을 보인다.
이로 인해 두 행성은 서로 중력적으로 영향을 강하게 받고 있으며 둘의 공전 궤도는 흔들리면서 궤도 요소가 빠르게 변하고 있다.
c는 우리 태양계 내에 있는 어떤 행성들보다도 이심률이 큰 궤도를 그리고 있다.
궤도 긴반지름은 0.1303 천문단위에 불과한데 이는 태양과 수성 사이 거리의 3분의 1에 불과하다.
그럼에도 불구하고 어머니 항성이 어두운 적색 왜성이기 때문에 글리제 876 c는 생물권 내에서 항성에 가까운 쪽에 자리잡고 있다.
글리제 876 c를 발견하는 데 사용된 시선속도법의 단점은 이 방법으로 발견한 행성의 최소 질량만을 알 수 있다는 것이다.
이 값이 참이라면 c의 실제 질량은 최저값보다 30퍼센트 정도 큰, 목성질량의 0.81배 수준이 된다.
그런데 측정천문학적 관측에 따르면 b의 경사각은 84도 정도로, 이 값에 따르면 c의 질량은 최솟값보다 약간 더 큰 수준이 된다.
질량이 크다는 점에 착안할 때 글리제 876 c는 딱딱한 표면이 없는 가스 행성일 것이다.
c는 항성에 미치는 중력 효과를 통해 간접적으로 발견되었기 때문에 반지름, 화학적 조성물, 표면 온도 등은 아직 밝혀지지 않았다.
글리제 876 c는 지구 정도 질량의 천체가 표면에 액체 물을 지닐 수 있는, 생물권 내를 공전하고 있다.
글리제 876의 생물권 내에는 글리제 876 b와 c 두 개의 행성이 공전하고 있다.
이 중 b는 보다 항성 쪽에 가까운 궤도상에 자리잡고 있다.
가상 외계 위성과 행성, 항성 사이의 조석 상호작용 모형에 따르면 글리제 876 c 근처에 있는 거대한 위성은 계(系)의 수명이 다할 때까지 안정적으로 존재할 가능성이 높다고 한다.
글리제 876 d 또는 물병자리 IL d는 지구에서 물병자리 방향으로 15광년 떨어져 있는 글리제 876을 공전하는, 외계 행성이다.
글리제 876을 도는 행성 중 세 번째로 발견되었으며, 펄사 PSR B1257+12를 도는 행성들을 빼면 발견 직전 시점까지의 외계 행성들 중 가장 작은 질량을 지닌 존재이기도 했다.
이처럼 질량이 작기 때문에 d를 슈퍼지구로 분류하기도 한다.
발견된 외계 행성들 대부분과 마찬가지로 글리제 876 d는 행성의 중력이 항성의 시선 속도에 영향을 주는 것을 이용하여 발견되었다.
항성의 분광선에 나타나는 도플러 효과를 관측하여 시선 속도값을 알 수 있다.
발견 당시 글리제 876에는 이미 외계 행성 글리제 876 b, c의 존재가 확인되어 있는 상태였다(이 둘은 1:2의 궤도공명을 보인다). b와 c의 존재가 밝혀진 후 이들의 시선 속도를 통해 2일 간격의 또다른 주기가 존재함이 알려졌다.
이는 지구 질량의 최소 5.9배에 이르는 제3의 행성이 있다는 뜻이었다.
새로 발견된 행성은 글리제 876 d로 이름붙여졌으며 에우제니오 리베라 연구진이 2005년에 발견 사실을 공식적으로 발표했다.
글리제 876 d는 항성으로부터 고작 0.0208 천문단위(311만 킬로미터) 떨어져 있다.
이 정도 거리에서 이론상 조석 상호작용 때문에 공전 궤도는 원형이 된다. '2006년 근거리 외계행성 목록'에 따르면, 글리제 876계의 행성들은 목성의 위성 유로파와 가니메데가 이오와 상호작용하는 것과 비슷할 정도로 서로 가까이 있다고 한다.
글리제 876 d의 궤도는 이오와 마찬가지로, 케플러궤도가 아니다.
글리제 876 d를 발견하는 데 사용된 시선속도법의 단점은 이 방법으로 발견한 행성의 최소 질량만을 알 수 있다는 것이다.
이 값이 참이라면 d의 실제 질량은 최저값보다 30퍼센트 정도 큰, 지구질량의 7.5배 수준이 된다.
만약 글리제 876 d의 비(非) 케플러궤도가 케플러 이심률 0.28까지 평준화된다면, 모형에 따르면 조석열 때문에 이 행성의 지각은 완전히 녹아내릴 것이다.
참고로 목성의 위성 이오 표면의 열 플럭스 총량은 약 3 W/m2이다.
글리제 876 d는 어머니 항성에 미치는 행성의 중력 효과를 통해 간접적으로 발견되었기 때문에 반지름, 화학적 조성물, 유효 온도 등은 아직 밝혀지지 않았다.
온도 분포 및 최대 반사율(0.8)이 금성과 비슷하다고 가정할 경우 d의 표면 온도는 약 430 ~ 650 켈빈이 된다.
질량이 작기 때문에 글리제 876 d는 암석 행성일 가능성이 있다.
지구보다 무거운 행성은 지구보다 내부가 더 강하게 압축되어 있을 것이기 때문에, 글리제 876 d의 질량이 지구의 7.5배 정도라고 가정하면 밀도는 약 8,000 kg/m3이 되어 표면 중력은 지구의 2.5배 수준이 된다.
반지름은 지구보다 73 퍼센트 더 커지게 된다.
이와 같이 질량이 매우 큰 암석 행성이 어떻게 태어났느냐에 대한 두 가지 학설이 있다.
첫째, 가스 행성이 항성 쪽으로 이동하는 과정에서 함께 항성 쪽으로 끌려온 물질들이 따로 뭉쳐서 이런 암석 행성이 태어났다는 설이 있다.
둘째, d는 지금보다 먼 곳에서 가스 행성 형태로 태어난 뒤 다른 가스행성들처럼 항성으로 끌려왔으리라고 보는 설이다.
이 경우 원래 d는 물과 같은 휘발성 물질을 풍부하게 갖고 있었지만, 어머니 항성의 코로나 질량 방출을 통해 원래 지녔던 수소 대기층을 잃어버렸다는 것이다.
이 경우 d는 규산염으로 이루어진 핵에서 상층부로 분리되어 나온, 초임계유체 형태로 강하게 압축된 물의 바다를 지닐 가능성이 있다.
이 '물의 바다' 층은 행성 내부에 있으며 강한 압력 때문에 얼음과 같은 고체 상태일 가능성이 크다.
이런 행성의 대기는 물의 수증기와, 자외선 복사로 물이 분해되어 생긴 자유 산소로 이루어져 있을 것이다.
앞의 두 학설 중 어느 쪽이 맞는지 알아내기 위해서는 행성의 반지름이나 화학 조성물에 대한 더 자세한 정보가 확보되어야 한다.
아쉽게도 글리제 876 d는 항성 표면을 통과하지는 않는 것으로 보이며, 이는 기존에 확보된 자료보다 더 자세한 정보를 현재의 관측 능력으로는 알 수 없음을 뜻한다.
글리제 581 b는 글리제 581 주위를 돌고 있는 외계 행성이다.
이 행성은 프랑스 및 스위스 천문학자 팀에 의해 발견되었으며, 이들은 2005년 11월 30일 발견 사실을 공표했다.
이들의 발표 내용은 다음과 같았다.
글리제 581 b는 글리제 876의 행성 3개, 글리제 436 b 다음으로 적색 왜성을 도는 행성들 중에서는 다섯 번째로 발견된 존재이기도 하다.
b를 찾아내는 데에는 HARPS 관측기구가 사용되었으며, 연구진은 항성의 떨림으로부터 행성의 존재를 증명했다.
연구진은 발견 사실을 '천문학과 천체물리학 편집자에게 보내는 서신'에 실었다.
글리제 581 b는 질량이 지구의 16배(최솟값)로 해왕성의 질량과 비슷하다.
항성 표면을 지나가지 않기 때문에 궤도경사각이 88.1도보다 작음을 알 수 있다.
구성원인 세 행성의 궤도가 동일 평면상에 존재한다고 가정한 동역학 시뮬레이션에 의하면, 581계(系)는 만약 궤도경사각이 10도 이하가 되어 구성원들의 질량이 매우 크다면 계 자체가 시간의 흐름에 따라 불안정해질 것이다.
글리제 581 b의 경우 질량 상한선은 지구의 90배(이는 토성의 질량과 비슷함) 정도이다.
질량이 이 정도일 경우 b는 내부에 토성이나 HD 149026 b처럼 단단하고 무거운 중심핵이 있을 것이다.
항성으로부터의 거리는 0.041 천문단위(600만 킬로미터)에 불과하여 한 번 도는 데 5.4일밖에 걸리지 않는다.
반면 태양에서 제일 가까운 수성은 이보다 9.5배나 더 멀리 떨어져 있으며(0.387 천문단위, 5,800만 킬로미터) 88일 걸려 태양을 한 바퀴 돈다.
글리제 581 b의 질량, 표면 온도, 코로나 질량 방출로 입는 영향 등은 글리제 436 b(코로나 질량 방출의 경우 글리제 876 d와도 비슷함)와 흡사할 것이다.
글리제 581 b는 항성 앞을 지나가지 않기 때문에 현재까지 알려진 물리적 수치보다 더 자세한 것은 아직 알 수 없다. 하지만 글리제 581 b는 자기 외에도 형제가 둘 더 있는 반면 글리제 436 b는 홀로 있음을 고려한다면, 이 두 행성계의 구성원들은 태어나는 과정이 서로 달랐을 것임은 확실하다.
현미경자리 AU는 지구에서 32광년 떨어져 있는 적색 왜성이다.
현미경자리 AU는 지구에서 태양 다음으로 가장 가까운 별 프록시마 센타우리보다 약 8배 더 먼 곳에 있다.
현미경자리 AU의 나이는 고작 1천 2백만 살로, 우리 태양 나이의 1 퍼센트도 채 먹지 않았다.
질량은 태양의 59 퍼센트 수준이며 밝기는 3 퍼센트에 지나지 않는다.
현미경자리 방향에 위치하고 있으며 변광성이기 때문에 현미경자리 AU 이름이 붙었다.
화가자리 베타 이동성군의 일원이기도 하다.
현미경자리 AU는 화가자리 베타처럼 쌍성 현미경자리 AT와 중력으로 묶여 있을 가능성이 있다.
이 별 주위에는 먼지 원반이 있다.
현미경자리 AU는 적색 왜성(M형)으로 반지름은 태양의 60퍼센트이며 질량은 절반 정도, 유효 온도는 약 3730 켈빈이다.
현미경자리 AU의 밝기는 4.865일 간격으로 사인 곡선 형태의 변화를 보여준다.
밝기 변화 진폭은 시간이 흐르면서 천천히 변한다.
V띠로 잰 밝기 변화량은 1971년에 약 0.3등급이었다가 1980년 0.1등급까지 줄어들었다.
현미경자리 AU는 전파로부터 엑스선에 이르는 전자기 스펙트럼상 모든 영역을 통해 관측되어 왔으며, 모든 영역 파장대에서 플레어 활동을 보여주고 있었다.
현미경자리 AU의 플레어 활동은 1973년 처음 밝혀졌다.
현미경자리 AU는 별주위 원반을 갖고 있는데, 2003년 폴 캘라스 연구진이 하와이 마우나케아 산 소재 2.2 미터 하와이 대학교 망원경을 이용하여 발견했다.
이 거대한 파편 원반의 원반면은 지구 관측자의 시선 방향과 거의 평행하게 놓여 있다.
반지름은 약 200 천문단위에 이른다.
이렇게 항성에서 원반이 방대한 공간에 걸쳐 있는 것으로 보아 먼지원반의 나이는 항성보다 많을 것이다.
기체와 먼지의 질량비는 6:1로, 이전에 예상했던 비율 100:1보다 기체의 함량비가 훨씬 적었다.
이 때문에 현미경자리 AU의 원반을 '기체가 결핍된' 원반으로 부르기도 한다.
원반에 있는, 눈에 보이는 먼지의 총 질량은 적어도 달의 질량 정도에, 먼지가 만들어진 곳에 있는 좀 더 큰 미행성들의 질량은 달 질량의 최소 여섯 배는 될 것으로 보인다.
현미경자리 AU 먼지 원반의 스펙트럼에너지분포를 서브밀리미터 파장으로 분석한 결과 반지름 17 천문단위 안쪽은 깨끗하게 청소되어 있는 것으로 밝혀졌다.
산란광 사진으로 잰 ‘청소된’ 영역의 반지름은 12 천문단위였다.
스펙트럼에너지분포와 표면밝기 도표를 조합한 결과 구멍의 반지름은 1 ~ 10 천문단위 범위로 나왔다.
원반 안쪽은 비대칭적인 모양을 하고 있으며, 40 천문단위 안쪽에 구조(構造)가 형성되어 있다.
안쪽 구조의 원인으로, 원반에 제법 무거운 천체가 영향을 끼치거나, 행성이 생겨나는 과정을 밟고 있다는 가설이 제기되어 왔다.
항성에 가까운 부분의 먼지가 씻겨 나가 있다는 사실 및 먼지 원반이 비대칭적 구조를 하고 있다는 것 때문에 천문학자들은 현미경자리 AU를 돌고 있는 행성을 찾아 왔다.
그러나 현미경자리 AU를 돌고 있는 행성의 징후는 아직 발견되지 않았다(2007년 기준).
원반과 항성 사이 예상 거리 formula_1의 함수인 원반의 표면밝기(기준면적당 밝기)는 특징있는 모양을 그린다.
원반 안쪽 15 천문단위 범위의 밀도는 대충 일정한 것으로 보인다.
이 표면밝기 그래프는 화가자리 베타 주위 원반의 그것과 비슷하다.
천문학자들은 현미경자리 AU를 다양한 파장을 통해 관측해 왔으며 다양한 정보를 얻을 수 있었다.
가시광선 영역으로 항성 주위 먼지 원반에 반사된 빛을 관찰할 수 있었다.
가시광선 관측 때에는 코로나그래프로 항성 부분을 가려 항성의 밝은 빛 때문에 주변 원반의 반사광이 먹히지 않도록 했으며, 이를 통해 원반의 고해상도 사진을 얻을 수 있었다.
먼지 입자보다 길이가 긴 파장의 빛은 난반사를 거의 하지 않기 때문에, 여러 파장에서 찍은 사진들을 비교하여(예를 들면 가시광선과 근적외선) 원반 내 먼지 입자들의 크기를 알 수 있다.
천문학자들은 허블 우주 망원경과 켁 망원경을 통해 이 별을 광학적으로 계속 관측해 왔다.(적외선 및 서브밀리미터 파장으로도 관측되어 왔다) 이 파장대의 빛은 먼지 자체가 지니는 내부열(흑체 복사 원리에 의해 생김) 때문에 발생한다.
다만 상기 파장들로는 항성계 전체로부터 방출되는 빛을 분석할 수 있을 뿐 먼지 원반만 따로 떼어내어 연구할 수는 없다.
적외선, 서브밀리미터 파장보다 긴 파장대를 통해 보다 항성에서 멀리 떨어져 있는 곳의, 좀 더 큰 먼지 입자들에 대한 정보를 얻을 수 있다.
이런 긴 파장대의 관측 자료는 제임스 클라크 맥스웰 망원경, 스피처 우주 망원경을 통해 확보되어 왔다.
2002년 6월 제네바 외계행성 탐사팀에 의해 발견되었으며 발견 기법으로는 시선 속도법이 사용되었다.
글리제 777 b의 질량은 적어도 목성의 1.5배이며 반지름은 목성과 거의 같을 것으로 보인다.
글리제 777 b의 궤도경사각은 밝혀지지 않았기 때문에 실제 질량은 밝혀지지 않았다.
그러나 최소 질량보다 그리 크지는 않을 것이다.
글리제 777 b는 지금까지 발견된 외계행성들 중에서도 공전주기가 매우 긴 축에 든다.
궤도 긴반지름은 목성 ~ 태양 사이 거리에 조금 못 미치는 수준이다.
그러나 목성과 다른 점이라면 글리제 777 b의 궤도는 이심률이 크며 따라서 찌그러진 궤도를 그린다.
근일점에서 항성과의 거리는 2.51 천문단위이고, 원일점에서는 5.33 천문단위로 두 배 이상 멀리 떨어진다.
이는 가까울 때는 우리 태양계의 소행성대 안쪽까지 들어왔다가, 멀어지면 목성 궤도보다 먼 곳까지 물러남을 뜻한다.
글리제 777 A의 동반성(적색 왜성) B의 존재가, 글리제 777 b의 찌그러진 궤도의 원인일 가능성이 있다.
글리제 777 b에서 나오는 신호는 매우 약하다.
따라서 천문학자들은 처음에는 이 행성이 목성처럼 원에 가까운 궤도를 돌고 있으며 따라서 외관 역시 목성과 비슷하고 목성처럼 여러 큰 위성을 거느릴 가능성이 있다고까지 예상했다.
항성에서 0.12 천문단위 떨어져 17일 주기로 공전하고 있는, 또 다른 행성 글리제 777 c가 있지만 다행히도 지구 정도 거리에 암석 행성이 존재한다면, 그 궤도는 글리제 777 항성계 내에서 안정적으로 유지될 수 있을 것이다.
2005년 6월 시선 속도법을 이용하여 발견하였다.
이 행성은 발견될 당시만 해도 그 때까지 발견된 행성들 중 가장 질량이 작은 행성이었으나, 현재 이보다 더 작은 것들이 발견되었으므로 지금은 해당되지 않는 설명이다.
최소 질량은 지구의 18배 정도에 불과하며 이는 해왕성의 질량과 비슷한 수준이다.
따라서 이 행성을 ‘뜨거운 해왕성’ 또는 ‘조그만 가스 행성’으로 분류할 수 있다.
혹은 매우 무거운 암석 행성(슈퍼지구)일 가능성도 있다.
오리온자리 세타1 C는 오리온 성운 사다리꼴 성단의 구성원 중 하나이다.
C는 성단 중심부의 밝은 네 별 중 질량이 가장 크다.
C는 밤하늘에 맨눈으로 볼 수 있는 별들 중 표면 온도가 가장 뜨거우며, 절대 등급이 높은 별들 중 하나이기도 하다.(세타1 C의 절대 등급은 -3.2 정도이다) 매우 밝음에도 지구에서 1,500 광년이나 떨어져 있기 때문에 겉보기 등급은 맨눈으로 희미하게 보이는 수준인 5.1이다.
세타1 C에서 나오는 자외선은 오리온 성운을 천천히 이온화시키고 있다.(광증발효과를 통해 이온화가 이루어지는 것으로 보인다) 이 자외선 빛은 오리온 성운을 밝히는 주 원인이 되기도 한다.
오리온자리 세타1 C는 매우 강력한 항성풍을 뿜으며 이는 태양의 항성풍에 비해 백만 배는 더 강력하다.
기체의 속도는 초당 1,000 킬로미터나 된다.
이 별을 적외선 영역으로 관측한 결과 실제 세타1 C는 근접쌍성이었다.
C는 가시광선 영역에서 변광성의 성질을 보여주고 있으며, 동시에 변광엑스선원이기도 하다.
C는 수백만 년 후 초신성 폭발로 생명을 마칠 것으로 보인다.
허큘리스자리 72는 허큘리스자리 방향으로 지구에서 약 47광년 떨어져 있는 항성이다.
72는 허큘리스자리에 있는 항성들 중 72번째라는 의미이다.
항성분류상 G0 V로 우리 태양과 질량 및 밝기가 비슷하다.
시차 관측을 통해 이 별이 태양에서 약 47 광년 떨어져 있음을 알게 되었다.
제1 반성은 289.1 초각 떨어져 있으며 밝기는 9.7 등급이다.
제2 반성은 8.7 초각밖에 떨어져 있지 않으며 밝기는 훨씬 더 어두운 12.9 등급이다.
그러나 이 두 동반 천체가 실제로 허큘리스자리 72와 중력으로 묶인 다중성계인지에 대해서는 밝혀진 바가 없다.
SUPERCAR(슈퍼카, )는 나카무라 코지와 이시와타리 준지를 중심으로 결성된 일본의 록 밴드이다.
소속 음반사는 큔 레코드이다.
제단자리 뮤 c 또는 HD 160691 c는 항성 제단자리 뮤를 돌고 있는 외계 행성이다.
2004년 8월 25일 발견 사실이 공식적으로 발표되었다.
발표 당시 뮤 c의 최소 질량은 지구질량의 14배 정도인 것으로 알려졌으나, 이후 추가적인 연구로 예상 질량값은 좀 더 내려가 지구의 10.5배 수준으로 조정되었다.
c는 항성에 매우 가까이 붙어서 돌고 있기 때문에 한 번 공전하는 데 9.6일밖에 걸리지 않는다.
c의 발견에는 칠레 유럽 남방 천문대 소유의 라 실라 천문대 소재 HARPS 분광사진기가 사용되었다.
c의 발견을 입증한 자료는 2004년 6월에 8일 분량의 관측을 통해 수집되었다.
현재 관측 기술로는 제단자리 뮤 주위를 도는 행성 넷을 직접 볼 수 없다.
이들은 전부 시선 속도법을 이용하여 간접적으로 발견되었다.
c의 실제 질량이 글리제 436 b나 해왕성과 비슷한 지구의 14배라고 가정할 경우, 이 질량은 암석 행성이 가질 수 있는 질량의 상한선 수준이다.
제단자리 뮤의 중원소함량이 태양보다 높기 때문에 이렇게 무거운 암석 행성이 생겨날 수 있었을 것이다.
또한 c는 제단자리 뮤의 '동결선'인 3.2 천문단위보다 가까운 거리에서 탄생했을 것으로 보인다.
c는 탄생 후 막대한 양의 휘발성 물질들을 끌어당겨서 커졌을 것으로 보이나, 현재 c의 중심핵 질량은 지구의 6배 수준에 불과하다.
c의 중심핵은 압력으로 고체화된 뜨거운 얼음과 기체에 둘러싸여 있을 것으로 보이며, 이는 암석 행성이라기보다는 해왕성과 더 비슷한 모양새이다.
제단자리 뮤 c는 어머니 항성으로부터 제법 떨어져 있어서 항성의 코로나 질량 방출에 영향을 크게 받지 않을 것으로 보인다.
뮤 c의 현재 상태가 '뜨거운 해왕성'인지(램머), 아니면 원래 가스 행성이었는데 어머니 항성 때문에 질량을 잃고 지금의 모습이 되었는지(Baraffe)에 대해 의견의 대립이 있다.
만약 c가 대기가 벗겨져 나간 가스 행성이라면, 어머니 항성은 태어난 지 얼마 되지 않은 지구질량 20배 ~ 목성질량 0.5배의 원시행성 c를 뜨겁게 달궜을 것이다.
만약 c의 초기 질량이 후자였다면, 현재 c의 반지름은 목성의 0.6배 정도일 것이다.
c는 어머니 항성에 매우 가까이 붙어 있기 때문에 엄청나게 뜨겁다.
c를 발견한 천문학자들은 c의 반사율을 0.35로 보았으며, 이는 목동자리 타우 b와 같은 뜨거운 목성들의 온도를 잴 때 가정하는 수치보다 낮은 값이다.
이처럼 낮은 값을 매긴 이유로는 이 행성이 규산염질의 슈퍼지구이거나 또는 구름이나 짙은 레일리산란 대기가 없다고 가정했기 때문이다.
만약 이들의 가정이 맞다면 표면 온도는 약 900 켈빈 수준일 것이다.
만약 수다르스키의 III 또는 IV형에 해당하는, 규산염으로 이루어진 검은색 구름 및(또는) 두꺼운 대기가 펼쳐져 있다면(글리제 436 b의 표면이 이와 비슷할 것으로 생각된다) 유효 온도는 훨씬 더 뜨거울 것이다.
따라서, 꺼지지 않는 용광로 비슷한 이 행성 표면에 우리가 알고 있는 형태의 생명체가 존재할 가능성은 극도로 희박하다.
게자리 55 e는 태양과 비슷한 항성 게자리 55 주위를 도는, 해왕성 정도 질량을 지닌 외계 행성이다.
e는 항성에 매우 가까이 붙어 있으며 항성을 한바퀴 도는 데 3일이 채 걸리지 않는다.
다른 외계 행성들 대다수와 마찬가지로 게자리 55 e는 항성의 시선 속도에 변화가 있는 것을 이용하여 발견했다.
이는 게자리 55 A의 스펙트럼 상 나타나는 도플러 효과를 정교하게 재어 알아낸 것이다.
발견 당시 게자리 55에는 이미 다른 행성 세 개가 먼저 발견되어 있었으나, 2.8일 주기의 신호가 감지되었으며 이는 적어도 지구 질량 14.2배의 천체가 항성 매우 가까운 곳을 돌고 있다는 증거였다.
검증되지 않았던 천체 게자리 55 c 역시 이 방법을 통해 존재를 증명했다.
게자리 55 e는 외계 행성들 중 해왕성과 비슷한 질량을 갖고 있는 것으로 밝혀진 최초의 사례이다.
게자리 55 e는 다른 별 글리제 436 주위를 돌고 있는 비슷한 ‘뜨거운 해왕성’ 글리제 436 b와 동시에 발견 사실이 공표되었다.
2005년 잭 위즈덤이 기존 데이터를 재분석하여 이 행성의 존재에 의문을 제기했다.
잭 위즈덤은 해왕성 정도 질량 행성이 2.8일 주기가 아니라, 261일 주기로 게자리 55 A를 돌고 있다고 주장했다.
2007년 샌프란시스코 주립대학교 데브라 피셔 연구진은 2.8일 주기 및 261일 주기의 행성이 ‘둘 다’ 있다는 새로운 가설을 제기했다.
이후 261일 주기 행성은 게자리 55 f로 명명된다.
게자리 55 e는 항성에 매우 가까이 붙어 있기 때문에 1회 공전하는 데 3일이 채 걸리지 않으며, 따라서 ‘뜨거운 해왕성’으로 분류된다.
게자리 55 e를 발견할 때 사용되었던 시선 속도법의 한계는, 이 방법을 쓸 경우 해당 행성의 최소 질량만을 알 수 있다는 것이다.
e의 최소 질량은 지구의 11배로 이는 해왕성 질량의 60퍼센트 수준이다.
허블 우주 망원경으로 측정천문학적 관측을 한 결과 게자리 55 계의 외행성 게자리 55 d의 궤도경사각은 천구면에 대하여 53도 기울어져 있었다.
만약 이 측정값이 사실이며 다른 행성들도 d와 같은 공전면을 공유하고 있다고 가정하면, e의 실제 질량은 최솟값보다 25퍼센트 더 클 것이며 이는 해왕성 질량의 약 80퍼센트 수준이 된다.
e는 중력이 게자리 55 항성에 미치는 영향을 통해 간접적으로 발견되었기 때문에 반지름이나 반사율 같은 요소들은 밝혀지지 않았다.(그러나 e의 반지름은 목성의 1.2배를 넘지 않을 것이다) 만약 e의 반지름이 목성의 0.8배라면 e의 반사율은 낮을 것이다.(행성의 반지름이 줄어들수록 반사율은 증가한다) 게자리 55 e는 비슷한 행성 글리제 436 b보다 어머니 항성으로부터 더 많은 복사 에너지를 받으며, 따라서 둘의 크기는 차이가 날 것으로 보인다.
행성의 반지름과 겉모습을 모른다면, 조성물 및 유효 온도 또한 알 수 없다.
e가 작은 가스 행성인지 아니면 거대한 암석 행성인지는 밝혀지지 않았다.
제단자리 뮤 c의 생성 모형은 게자리 55 e처럼 항성에 매우 가까이 붙어 돌고 있는 행성에는 적용되지 않는다.
거대한 암석 행성들은 계의 가스 행성들이 항성 쪽으로 이동하는 과정에서 함께 딸려 온 물질들이 뭉쳐 만들어진 것으로 보인다.
여기서 게자리 55 e는 충분한 양의 가스층을 확보하지 못한 채 항성 가까이 끌려 온, 가스 행성의 중심핵일 가능성도 있다.
이 가설은 가스 행성들은 항성과 매우 가까운 곳에서도 오랜 시간에 걸쳐 가스층을 잃어버리지 않는다는 사실에 입각하여, 2004년 기각되었다.
그러나 어머니 항성이 코로나 질량 방출을 통해 행성의 휘발성 있는 대기층을 불어 날렸을 수도 있다.
글리제 876 d의 경우와 마찬가지로, 이 모형에서 행성은 처음에는 물과 같은 휘발성 물질을 풍부하게 지니고 있었다.
행성은 항성의 사정권 내로 접근하면서 가열되었고, 항성 내부에 있던 물은 규산염질 중심핵에서 분리되어, 막대한 압력 때문에 뜨거운 온도 아래서도 얼음 형태로 존재하는 물의 바다를 형성하게 되었다.(이 바다는 초임계유체 형태일 것으로 보인다) 이 경우 e는 자외선 복사로 생긴, 수증기와 자유 산소가 섞여 있는 대기를 지닐 것이다.
앞의 두 가지 다른 가설 중 어느 것이 맞는지를 확인하는 방법은 이 행성의 반지름과 화학적 조성물에 대한 더 자세한 정보를 확보하는 것이다.
그러나 e는 항성 앞을 지나가지 않기 때문에, 기존에 알려진 정보 이상의 자료를 확보하는 것은 현재 기술력으로는 불가능하다.
게자리 55 b는 태양과 비슷한 항성 게자리 55 A를 14.65일에 한 바퀴 도는 외계 행성이다.
가끔 이 행성을 게자리 55 Ab로 부르는 경우도 있는데, 이는 게자리 55는 두 개의 항성으로 이루어진 쌍성계이기 때문이다.
거리로 치면 항성에서 두 번째로 가깝고, 뜨거운 목성으로 볼 수 있다. 1996년 제프리 마시와 폴 버틀러가 발견했다.
게자리 55 b는 펄사 행성들을 제외하면 네 번째로 발견된 외계 행성이다.
대다수의 다른 외계 행성들처럼 게자리 55 b 역시 행성의 중력이 항성을 앞뒤로 흔드는 시선 속도 변화 현상을 통해 발견되었다.
게자리 55 A의 도플러 효과에 나타나는 15일 주기의 진폭으로부터 이 행성의 존재가 입증되었다.
1996년 목동자리 타우의 행성, 안드로메다자리 웁실론의 최근접 행성과 함께 발견 사실이 공식적으로 발표되었다.
게자리 55 b의 질량은 목성의 78퍼센트 수준이다.
b의 존재가 입증되었음에도 항성은 또 다른 시선 속도상 변화를 보여주고 있었으며, 이는 2002년 게자리 55 d의 발견으로 이어지게 되었다.
게자리 55 b는 항성에 가까이 붙어 있지만, 페가수스자리 51 b처럼 극단적으로 붙어 있지는 않다.
공전 주기상 바로 바깥을 도는 게자리 55 c와 1:3의 평균운동 공명을 보이는 것으로 알려졌다.
그러나 이후 뉴턴 모의실험을 통해 행성 매개인수들을 조사한 결과, 두 행성의 공전 주기는 상기 비율과 비슷하게 맞아떨어지기는 하지만 실제로는 궤도공명 상태에 있지 않은 것으로 드러났다.
게자리 55 b를 발견할 때 사용한 시선 속도법의 단점은 오로지 해당 천체의 최소 질량만을 알 수 있다는 것이다.
허블 우주 망원경으로 측성학적 측정을 한 결과 게자리 55의 외행성은 천구면에 대해 약 53도 기울어져 있었다.
게자리 55의 행성들은 하나의 공전면 위에서 항성을 돌고 있는 것으로 보인다.
만약 이것이 사실이라면 행성의 실제 질량은 목성 질량의 약 1.03배가 된다.
b의 질량은 크기 때문에 딱딱한 표면이 없는 가스 행성으로 보인다.
다만 b는 간접적인 방법을 통해 관측되었기 때문에 반지름, 화학적 조성물, 유효 온도 등의 자세한 사항은 알 수 없다.
만약 b의 조성 물질이 목성의 그것과 비슷하여 환경이 화학적인 평형 상태에 있다고 가정한다면, 상층부 대기는 알칼리 금속의 흡수선이 강하게 나타나는, 구름 한 점 없이 맑은 상태일 것이다.
이 행성에는 커다란 자연 위성은 없을 것이다.
왜냐하면 행성의 조석력이 자기 주위의 작은 천체가 안정적으로 자신을 돌도록 만들지 않았을 것이기 때문이다.
만약 위성이 있었다고 하더라도, 항성계의 수명에 비해 상대적으로 짧은 기간 내에 공전 궤도가 망가져 이탈하거나, 행성의 강한 조석력 때문에 산산조각 났을 것이다.
게자리 55 c는 44.34일 주기로 태양과 비슷한 항성 게자리 55 주위를 도는 외계 행성이다.
c는 항성으로부터의 거리로 따지면 세 번째로 멀다. 2002년 6월 13일 발견되었으며 질량은 토성과 비슷하다.
대다수 다른 외계 행성들과 마찬가지로 게자리 55 c 역시 시선 속도법을 이용하여 발견되었다.
시선 속도의 차이는 항성의 스펙트럼에 나타나는 도플러 효과를 통해 알 수 있다.
발견 당시 게자리 55 A는 행성 한 개(게자리 55 b)를 거느리는 것으로 확인되어 있는 상태였다.
그러나 b의 존재를 고려하더라도 설명이 되지 않는 시선 속도의 변화가 관찰되었다.
2002년 계속된 연구 끝에 항성에서 약 5 천문단위 떨어져 있는 장주기 행성 한 개의 존재를 밝혀냈다.
그러나 두 행성의 존재를 고려함에도 여전히 알 수 없는 43일 주기의 흔들림이 있었다.
다만 이 주기는 게자리 55 A의 자전 주기와 비슷했기 때문에, 이 흔들림이 행성이 아니라 항성 스스로의 활동 때문에 나타나는 것으로 생각한 과학자들도 있었다.
이 43일 주기 미지의 천체는 게자리 55 c로 명명되었으며, 장주기 행성 게자리 55 d와 함께 같은 논문에 발표 사실이 실렸다.
2004년 항성 바로 옆을 도는 게자리 55 e가 추가로 발견되었고, e의 발견은 애매했던 c의 존재 여부를 뚜렷하게 만들어 주었다.
항성을 11년동안 측광학적으로 관측한 결과 게자리 55 c의 시선 속도 변화와 같은 활동 주기는 발생하지 않았으며, c의 주기는 오랜 시간이 지나도 변하지 않고 일정했다.
이는 항성의 활동이 시선 속도를 변화시킨다는 종전 이론과 맞지 않는 사실이었다.
시선 속도 신호의 진폭은 게자리 55 A의 낮은 수준의 채층 활동량과 일치하지 않았다.
게자리 55 c의 공전 궤도는 55 항성계의 다른 행성들에 비해 상대적으로 이심률이 큰 편이다.
근일점과 원일점의 거리는 19퍼센트 차이난다.
c와 게자리 55의 거리는 태양과 수성 거리보다 더 가깝지만, 뜨거운 목성들에 비하면 좀 떨어져 있다.
c는 게자리 55 b와 3:1의 궤도공명을 보이는 것으로 관측되나, 컴퓨터 모의실험에 따르면 이 둘은 실제로는 공명 상태에 있지 않은 것으로 드러났다.
시선 속도법을 이용해 c를 발견했지만, 이 방법의 가장 큰 약점은 최소 질량만을 알 수 있다는 것이다.
천체의 질량은 천구면에 대해 천체의 궤도경사각이 얼마나 기울어져 있느냐에 따라 크게 달라진다.
허블 우주 망원경이 조사한 결과 c의 궤도는 약 53도 기울어져 있었다.
게자리 55의 다섯 행성들은 같은 평면 위를 공전하고 있는 것으로 보인다.
만약 이 가정이 사실이라면 게자리 55 c의 실제질량은 목성의 0.21배 수준이 된다.
c는 항성의 떨림을 이용해서 간접적으로 발견되었기 때문에 반지름, 표면 온도, 화학적 조성물 등은 밝혀지지 않았다.
토성과 비슷한 질량으로 미루어 보아 c는 딱딱한 표면이 없는 가스 행성일 것이다.
황소자리 세타는 황소자리 세타에 있는 항성계인 동시에 히아데스 성단의 구성원 중 하나이기도 하다.
지구에서 약 155광년 떨어져 있다.
황소자리 세타에서 가장 밝게 보이는 두 별은 황소자리 세타1과 세타2로, 밤하늘에서 5.62분각 떨어져 있다.
황소자리 세타1의 고유 명칭은 파이오(Φαιω)이며 황소자리 세타2는 파이실라(Φαισυλα)로, 히아데스의 일곱 남매 이름에서 따왔다.
세타1은 세타2보다 약간 어두운데(겉보기 등급 +3.84) 분광형 K의 오렌지색 거성이다.
세타2는 세타1보다 약간 더 밝으며(겉보기 등급 +3.40) 분광형 A의 거성이다.
세타2는 방패자리 델타형 변광성으로 밝기는 1.82시간 주기로 +3.35에서 +3.42까지 변한다.
두 별 모두 분광쌍성으로 적어도 한 개의 동반성을 거느리고 있다.
세타1은 0.082초각 떨어진 곳에 7등급 밝기의 동반성을 거느리고 있다(이는 약 4 천문단위 거리이다). 세타2는 0.005초각 떨어진 곳에 6등급 동반성을 거느리고 있으며 이는 약 2 천문단위 거리에 해당된다.
세타2의 두 별은 서로의 질량 중심을 141일에 한 바퀴 돈다.
황소자리 제타는 황소자리 방향으로 지구에서 약 417 광년 떨어져 있는 항성이다.
고대 바빌로니아 사람들은 이 별을 '슈르나르카브티-샤-슈투'라고 불렀는데 이는 '남방을 향하는 황소자리에 있는 별'이라는 뜻이다.
황소자리 제타는 황소자리의 그림에서 소의 튀어나온 뿔에 해당된다.
겉보기 등급은 3.00으로 그다지 눈에 띄게 밝은 별은 아니다.
그러나 제타는 실제로 매우 밝게 빛나는 청색 거성으로, 지구에서 약 417 광년 떨어져 있기 때문에 밝아 보이지 않는 것이다.
이 별은 변광성의 성질을 갖고 있는데, 구체적으로 카시오페이아자리 감마형 변광성으로 분류될 수 있다.
밝기는 2.88 ~ 3.17 사이를 요동치는데, 이는 이 별은 식쌍성이기 때문이다.
황소자리 제타를 구성하는 두 별은 약 1 천문단위(태양과 지구 사이 거리)만큼 덜어져 있다.
주성은 밝고 뜨거운 거성임에 비해 어두운 반성은 분광형 G의 별로 겉보기 등급은 5.2 정도에 불과하다.
황소자리 제타의 주성은 태양질량보다 9배 더 무거우며 나이는 2천 5백만살로 중심핵에 있던 수소를 거의 다 태운 상태이다.
이 별은 태양에 비해 무려 5,700배 정도 더 많은 빛을 뿜으며, 표면 온도는 22,000 켈빈이다.
밝기와 표면 온도를 통해 계산한 이 별의 반지름은 태양의 5.2배 정도이다.
그러나 이 별을 특별한 존재로 만드는 요인은 자전 및 질량 손실이다.
황소자리 제타의 자전 속도는 초당 330 킬로미터로 태양보다 115배 빠르다.
따라서 이 별이 한 바퀴 자전하는 데에는 하루밖에 걸리지 않는다(태양이 25일 정도 걸리는 것과 비교하면 이는 매우 빠른 속도이다). 이는 항성이 찢겨 나가는 것을 겨우 면할 정도로 빠른 속도인데, 이러한 속도 때문에 항성 주위에는 자신이 토해낸 물질이 둘리어 있다.
제타의 수소 스펙트럼 중 적색과 청색 부분에서 밝은 방출선이 관측되는데, 이 때문에 제타는 'B-방출선 항성'으로 불린다.
항성 주위에 있는 물질의 원반은 태양 반지름의 64배 정도로, 지구에서 그 각지름을 잴 수 있을 정도이다.
황소자리 람다는 황소자리에 있는, 지구에서 약 370 광년 떨어져 있는 삼중성계이다.
예전부터 불리던 이름으로 엘토르, 알토르, 알사우르, 알 사우르가 있다.
이 중 엘토르는 아랍어로 '황소'라는 뜻이며 '플레이아데스의 황소'라는 뜻인 '아스-타우르 아스-투라야'(‏ )에서 온 말이다.
가장 밝은 주성 황소자리 람다 A는 분광형 B의 청백색 주계열성으로 겉보기 등급은 +3.41이다.
밝기는 태양의 4,000배에 이르며 반지름은 태양의 6.6배이다.
반성은 분광형 A의 준거성으로 반지름은 태양의 5.5배에 밝기는 약 95배이다.
이 둘은 질량 중심을 3.95일에 한 바퀴 돈다. 두 별 사이의 거리는 약 0.1 천문단위로 측정되었다.
두 별은 서로를 가리며 따라서 식쌍성의 성질을 보여주며, 밝기는 3.37 ~ 3.91 사이에서 변한다.
황소자리 람다 항성계에는 33일의 공전주기를 갖는 세 번째 구성원이 있다.
질량은 태양의 0.5 ~ 0.9배로 K형 주계열성으로 보이며, 궤도경사각은 황소자리 람다 A, B와 7도 이상 차이나지 않기 때문에 거의 같은 평면상에서 공전 운동을 하고 있다고 볼 수 있다.
게자리 55 f 또는 게자리 로1 f는 게자리 방향으로 지구에서 약 41광년 떨어진 곳에 있는 게자리 55를 도는, 외계 행성이다.
게자리 55 f는 55 행성계 구성원 중 항성에서 네 번째로 가까우며, 외계 행성 발견 역사 중 ‘f’ 기호를 받은 최초의 행성이기도 하다. 2008년 기준으로, f의 발견으로 게자리 55는 외계 행성들 중 행성이 다섯 개 있는 최초의 항성으로 등재되었다.
2005년 4월 이 행성의 존재가 미국 천문학 협회에서 거론되었으나, 이로부터 2년 반 전 이미 f의 존재를 밝힌 논문이 출판된 바가 있었다.
f는 공전 궤도 전체가 생명체 거주가능 영역 내에 들어가는 것으로 밝혀진 최초의 외계 행성이기도 하다.
게다가 f의 발견으로 게자리 55는 태양을 빼면 다섯 개 이상의 행성을 거느린 최초의 항성이 되었다.
2013년 기준으로 행성이 다섯 개 있는 외계 행성으로는 게자리 55와 글리제 581, 케플러-62가 있다.
게자리 55 f는 어머니 항성으로부터 0.781 AU 떨어져 있으며 한바퀴 도는 데 260일 걸린다.
게자리 55 f를 발견하는 데 사용된 시선 속도법의 한계는, 오직 해당 행성의 최소 질량만을 알 수 있다는 것이다.
f의 최소 질량은 목성의 0.144배 또는 해왕성 질량의 2.67배이다.
케플러의 행성운동법칙에 따르면 게자리 55 A의 시선속도 자료로 f의 궤도가 거의 원형에 가까운 것으로 나오나, 이심률 0 ~ 0.4 범위는 적합도(適合度)의 피어슨 카이제곱검정에 별다른 영향을 주지 못한다.
따라서 이심률 대표값은 0.2±0.2로 나타낸다.
행성끼리의 상호작용을 고려한 뉴턴의 운동 법칙에 따르면, f의 이심률은 0.0002로 거의 원에 가깝게 나온다.
게자리 55 f의 질량은 우리 태양계의 두 그룹, 가스 행성인 목성 및 토성과, 얼음 가스행성 천왕성 및 해왕성의 중간단계 수준이다.
허블 우주 망원경으로 측성학적 관측을 한 결과 게자리 55 d의 궤도경사각은 천구면에 대해 53도 정도 기울어져 있었다.
만약 이 값이 참이며 동시에 다른 행성들도 같은 공전면에 놓여 있다면 f의 실제 질량은 현재의 최솟값보다 25퍼센트 더 클 것이다(목성 질량의 0.18배).
f는 직접 사진을 찍은 것이 아니라 항성의 떨림을 이용하여 간접적으로 발견된 것이기 때문에, 이 행성이 눈으로 볼 때 어떻게 생겼을지는 오로지 추측에 의할 수밖에 없다.
반지름, 화학적 조성물, 표면 온도 등도 밝혀지지 않았다.
질량이 토성의 약 절반임을 고려할 때, 게자리 55 f는 딱딱한 표면이 없는 가스 행성일 것이다.
f는 생명체 거주가능 영역 안을 공전하고 있는데, 이는 f가 위성을 거느리고 있고, 그 위성이 충분히 질량이 크다면, 표면에 액체 물을 품고 있을 가능성이 있음을 뜻한다.
게자리 55 d는 태양과 비슷한 항성 게자리 55 주위를 도는 외계 행성이다.
d가 게자리 55에서 떨어져 있는 거리는 대략 목성이 태양과 떨어져 있는 거리와 비슷하다.
d는 게자리 55 행성계에서 가장 바깥에 있다.
다른 수많은 외계 행성들과 마찬가지로 게자리 55 d는 항성의 시선 속도 변화를 통해 발견되었다.
이는 항성 스펙트럼의 도플러 효과를 정교하게 측정하여 알아낸 것이다.
d가 발견되기 이전에도 게자리 55를 도는 천체로 이미 게자리 55 b가 발견되어 있는 상태였다.
b의 존재를 고려하였음에도 불구하고 의문의 떨림이 여전히 항성에서 감지되었다.
2002년 자세한 연구 끝에 항성에서 약 5 AU 떨어진 거리를 긴 주기에 걸쳐 도는 행성이 있음을 알게 되었다.
동시에 항성에 가까이 붙어 있는 또 다른 행성의 존재도 감지하게 되었다.
이 둘은 항성에서 가까운 것부터 알파벳 순서대로 게자리 55 c, 게자리 55 d로 명명되었다.
게자리 55 d가 발견되었을 때는 이 행성의 궤도 요소가 정확히 밝혀져 있지 않았음에도 불구하고 이심률이 매우 낮은 궤도를 그리고 있을 것으로 생각했다.
d에 대해 더 자세하게 연구한 결과 이 행성의 운동 양태를 더욱 정확히 설명하려면 궤도 이심률이 커야 한다는 주장이 나왔으며, 이는 우리 태양계에서 명왕성을 뺀 어떤 행성들보다도 찌그러진 궤도를 그리는 것이었다.
2008년 이 행성이 항성을 완벽하게 한 바퀴 돌았음이 확인되었는데, 이를 통해 d의 궤도는 애초에 생각했던 것과 마찬가지로 원형에 가까운 궤도를 돌고 있음이 밝혀졌다.
또한 항성과의 거리는 5.77 AU로, 목성과 태양 사이 거리보다 조금 더 먼 수준임을 알게 됐다.
게자리 55 d를 발견하는 데 사용된 시선 속도법의 약점은, 오로지 해당 천체의 최소 질량만을 알 수 있다는 것이다.
d의 경우 이 질량은 목성의 3.835배 수준이다.
2004년 허블 우주 망원경에 내장된 파인 가이던스 센서로 d를 조사한 결과 d의 궤도는 천구면에 대해 약 53도 기울어져 있었다.
만약 이 측정값이 정확하다면, d의 질량은 최솟값보다 25퍼센트 더 클 것이며 이는 목성 질량의 약 4.8배가 된다.
질량을 놓고 보면 이 행성 표면이 지구처럼 딱딱한 고체일 가능성은 없으며, 목성처럼 가스로 이루어졌을 것이다.
다만 d는 간접적으로 발견되었기 때문에 반지름, 화학적 조성물, 유효 온도 등의 자세한 사항은 좀 더 나은 관측 기술이 개발되어야 확인 가능할 것이다.
d의 화학적 조성이 목성과 비슷하고 행성 대기가 화학적 평형 상태에 가깝다고 가정하면, 게자리 55 d는 물의 구름으로 덮여 있을 것으로 보인다.
항성으로부터 거리가 꽤 멀지만, d의 질량은 목성의 수 배에 이르기 때문에 내부열도 목성보다 더 클 것이며, 이 열 때문에 목성처럼 암모니아 구름이 표면에 떠 있을 수 없다.
큰 질량 덕분에 표면 중력은 목성의 4배는 될 것이다(지구의 10배). 이처럼 표면 중력이 큰 이유로는, 질량 외에도 자체 중력 때문에 실제 반지름이 목성과 별 차이가 나지 않을 것이기 때문이다.
황소자리 엡실론(ε Tau) 또는 아인(Ain)은 지구로부터 황소자리 방향으로 약 147 광년 떨어진 곳에 있는 오렌지색 거성이다.
외계 행성 하나(황소자리 엡실론 b, 이후 아마테루로 명명됨)가 이 별을 돌고 있는 것으로 보인다.
아인은 히아데스 산개성단의 일원으로 다른 구성원들과 마찬가지로 아인의 나이 역시 6억 2500만 년으로 추정해 볼 수 있다.
아인은 신뢰할 만한 질량값을 확보한 항성들 중에서 자식 행성을 거느린 항성으로서는 제일 무거운 것으로 추정된다.
다만 HD 13189의 질량이 아인보다 더 무거울 가능성이 있다.
현재 분광형은 K0 III이지만 아인의 큰 질량을 고려하면 이 별은 주계열이었을 시절 분광형 A였을 것이다.
그러나 중심핵에 있던 수소를 소진하여 주계열을 이탈, 거성 단계에 들어온 것이다.
아인은 레드클럼프 거성으로 간주되는데 이 단계는 중심핵에서 헬륨을 태우는 과정이다.
아인은 황도면 근처에 자리잡고 있기 때문에 가끔 달 또는 아주 희귀하게 행성들이 별을 가리기도 한다.
아인으로부터 182 초각 거리에 11 등급의 동반성이 있으나 너무 어두워서 맨눈으로는 볼 수 없다.
황소자리 엡실론은 바이어 명명법에 따른 명칭이며 플램스티드 명명법으로는 황소자리 74로 읽는다.
이 별을 도는 외계 행성은 황소자리 엡실론 b 또는 아인 b로 표기한다.
항성의 고유명칭 아인(Ain)은 아랍어 ""에서 왔으며 그 뜻은 '눈'이다.
존 플램스티드는 아인에 'Oculus Boreus' 이름을 붙여줬는데 이는 라틴어로 '북쪽의 눈'이라는 뜻이다.
2016년 국제천문연맹(IAU)은 항성의 고유명칭을 목록화 및 표준화할 목적으로 산하에 항성명칭심의위원회(WGSN)를 조직했다.
2016년 7월 위원회는 첫 번째로 승인된 항성의 목록을 고시했는데 여기에 아인(Ain)이 포함되었다.
동아시아 별자리에서 아인은 서방백호 7수(宿) 중 필수(畢宿)에 속해 있다.
필수는 아인, 황소자리 델타3, 델타1, 감마, 알데바란, 황소자리 세타2, 황소자리 71, 황소자리 람다로 이루어져 있다.
이 중 아인 하나를 단독으로 부르는 명칭은 필수일(畢宿一)로 '필수 중 첫 번째 별'이라는 뜻이다.
2007년 무거운 외계 행성 아인 b가 타원 궤도를 그리면서 이 별을 공전한다는 연구결과가 발표되었다.
행성의 1 공전주기는 1.6년이었으며 당시 발견자들은 b가 산개성단 구성원을 도는 행성으로서 역대 최초로 발견된 존재라고 주장했다.
2014년 7월 IAU는 특정 외계행성들에 고유명칭을 부여하는 작업을 시작했다.
이 과정에서 행성 명칭을 공개 모집, 투표하였다.
2015년 12월 IAU는 아인을 도는 행성의 이름으로 '아마테루'(Amateru)가 최종 선정되었다고 발표했다.
이 명칭은 일본 히로시마 현 구레 소재 가마가리 천문대가 제출한 '아마테라스'에 터잡은 것이다.
아마테라스는 신토에서 태양을 관장하는 최고신으로 이자나기의 왼쪽 눈에서 태어났다고 한다.
다만 IAU는 '아마테라스' 대신 아마테라스를 신사에 봉안할 때에 일반적으로 쓰는 '아마테루' 이름으로 교체했다.
이는 '아마테라스'가 당시 소행성 명칭으로 이미 등록되어 있었기 때문이다.(10385 아마테라스)
고래자리 79 또는 HD 16141은 고래자리 방향으로 지구에서 약 117 광년 떨어진 곳에 있는 황색 준거성이다.
항성 진화 단계에서 이 별은 중심핵에서 수소 핵융합 작용을 멈췄는데, 이를 통해 고래자리 79의 나이는 태양의 46억 살보다 더 많을 것으로 추측할 수 있다.
고래자리 79의 외포층은 확장될 것이며 온도는 내려가서, 적색 거성으로 진화할 것이다.
현재 고래자리 79의 밝기는 태양의 두 배에 이른다.
2000년 기준으로 고래자리 79 주위를 도는 외계 행성 고래자리 79 b가 발견되어 있다.
HD 16175는 페르세우스자리 방향으로 지구에서 약 195 광년 떨어진 곳에 있는, 표면 온도가 약 6,000 켈빈에 이르는 G형 항성이다.
쌍안경이나 좀 더 좋은 관측 기구를 이용하면 쉽게 관찰할 수 있다.
HD 16175의 절대 등급은 3.40으로 이에 따르면 가시광선 파장에서 태양보다 3.73배 많은 에너지를 뿜는다.
HD 37124는 황소자리 방향으로 지구에서 약 108 광년 떨어진 곳에 있는 황색 왜성이다.
2005년 기준으로 이 항성 주위를 도는 외계 행성 3개가 발견되어 있다.
이 별은 지금까지 발견된 외계 행성들의 주인치고는 독특하게 구성원들은 모두 가스 행성이면서도 뜨거운 목성은 없다.
구성원들의 최소 질량은 모두 목성과 토성의 질량 중간 정도 되는, 목성질량의 0.6배 수준이다.(이들의 궤도경사각이 밝혀지면 최소 질량보다 실제 질량이 더 크게 나올 가능성이 많다) 또한 이들 세 행성들 중 가까운 두 개는 항성의 생명체 거주가능 영역(생물권)보다 약간 안쪽에 있거나, 또는 조금 벗어나 있다.
이 항성의 이름 앞에 붙어 있는 HD는 헨리 드레이퍼 성표의 두문자이다.
2005년 기준으로 이 항성 주위를 도는 3개의 외계 행성들이 발견된 상태이다.
구성원 셋은 질량 큰 목성형 행성임에도 항성에 바싹 붙어 도는 소위 ‘뜨거운 목성’이 없다는 점이 특이하다.
HD 37124 b는 1999년에 발견되었고, 관례에 따라 첫 번째로 발견된 행성이라는 뜻의 소문자 b를 부여받았다.
이 행성은 항성의 생물권 바로 안쪽을 돌고 있으며, 여기서 받는 열은 금성의 그것과 비슷할 것이다.
이 행성은 항성의 생물권 내를 돌고 있으나, 다소 바깥쪽에 치우쳐 있어서 항성에서 받는 열은 화성이 태양으로부터 받는 에너지와 비슷한 수준일 것이다.
이 행성은 생물권 내를 돌고 있지는 않으며 대략 목성이 받는 열과 비슷한 에너지를 공급받는 것으로 보인다.
셋 다 가스 행성이기 때문에 만약 인간의 눈으로 세 행성을 비교한다면 셋째 d의 겉모습은 목성과 비슷하여 친숙해 보이는 반면, 나머지 둘의 외관은 d와 크게 다를 것이다.
유니콘(, )은 일본의 록 밴드이다.
멤버 전원이 곡을 쓸 수 있고 보컬이 가능하다.
1993년 해산하고 멤버들은 솔로 활동이나 다른 밴드, 프로듀서로 활동했다.
해산 후 15년 후인 2009년 신정, 특설 사이트에 오쿠다, 아베, 테시마, 호리우치, 가와니시 5명의 신년인사가 공개되었다.
5일 후에는 새 음반 발매, 라이브 투어 실시를 발표했다.
리더인 가와니시가 재결성도 했고 밴드명을 바꾸면 어떨까 제안했지만 바로 멤버들에게 거부당했다.
1871년 6월 6일 니가타현에서 태어났고, 14세 때 혼자서 홋카이도로 올라와 독학으로 공부해 홋카이도 사범학교를 졸업하였다.
그 후 홋카이도 사범학교의 교사 겸 사감을 거쳐 1913년 도쿄의 한 초등학교에서 교장으로 취임한 것을 시작으로 약 20년간 6개 학교의 교장을 역임, 32세 때는 '인생지리학'이라는 책을 출판하였다.
교육철학은 '가치론'으로, '인생의 목적은 행복추구에 있고 그 실태는 가치창조에 있다'는 철학이었다.
1928년에 제자 도다 조세이와 함께 니치렌 불법에 입회하였고, 1930년 11월 18일에 초등학교 교장으로서 현장에서의 오랜 교육 연구를 바탕으로 1930년 11월 18일,그 성과를 &lt;창가 교육학체계&gt;제 1권으로 발간하고 자신이 초대회장으로 나서 창가교육학회를 발족 창가교육학회를 창립하였다.
이후 태평양전쟁이 발발하면서, 일본제국이 불리한 전황을 타계하기 위해 모든 종교에 신찰을 받을 것을 강요, 즉 국가신도를 강요하는데. 마키쿠치 쓰네사부로는(이하 마키쿠치) 단호히 거부하고, 이에 따른 탄압으로 1943년치안유지법 불경죄위반으로 체포되었고 학회 핵심 간부 21명이 체포되었으나, 가혹한 심문속에서도 마키쿠치와 제자 도다 조세이는 마지막까지 불법을 관철 하였고, 끝내 마키구치 회장은 1944년, 학회창립 기념일인 11월 18일에 구치소 내 병동에서 만 73세의 나이로 서거한다.
1900년 2월 11일 이시카와현에서 태어났다.
홋카이도에서 교사 생활을 보내고 도쿄로 상경해 교사로 생활하던중 교육자 마키구치 쓰네사부로를 만나 제자가 되었다.
이후 1928년에 스승 마키구치 쓰네사부로와 함께 니치렌 불법에 입신. 당시 마키구치 쓰네사부로는 자신의 교육 이론과 경험을 바탕으로 편린의 메모를 해왔는데 그 양이 상당하였고 마키구치 쓰네사부로는 그것을 하나의 논문으로 발간하고 싶었으나, 원고자체가 종이가 부족한 시절에 쪽지, 이면지 등에 작성해 왔기에 편집을 하는 것이 쉽지 않았다.
이에 제자 도다 조세이가 스승의 원을 실현하고자 직접 원고를 편집하고, 자비로 '창가교육학체계'를 발간한다.
창가교육학체계 발간일인 1930년 11월 18일 마키구치 쓰네사부로는 교육자를 중심으로 창가교육학회를 설립하였다.
1930년 창가교육학회는 '대선생활'실험증명 좌담회를 실시 한다.
일반 가정집에 모여 각자 니치렌 대성인의 불법철학을 실천한 후 그것의 현실에서의 체험을 서로 교류하는 회합이었고 현재 SGI의 좌담회의 시초가 된다. '대선생활'이란 크게 선을 베푸는 것을 말하며 사람들로 하여금 니치렌 불법을 믿게 하여 행복하게 인도(절복) 하는 것이 최고의 선이라고 했다.