heegyu/kowiki-sentences huggingface dataset:
위나라 뤄양에서 출생하였으며 지난날 한때 허베이 지방 한단에서 잠시 유아기를 보낸 적이 있는 그는 258년 상도향공(常道鄕公)에 봉해졌고 260년에 조모가 살해되자 사마소에게 옹립되면서 제위에 오르고 조환으로 개명한다.
263년에 사마소가 등애와 종회에게 남쪽의 촉한 정벌을 명했고 그해에 촉한을 멸망케 했다.
이듬해인 264년에 사마소가 서천을 정벌한 공으로 진왕(晉王)에 올라 제위를 찬탈하려는 준비를 마쳤으나 265년에 죽었다.
그후 사마소의 맏아들인 사마염이 진왕의 지위를 이어받은 뒤 조환을 협박해 제위를 선양하게 했다.
사마염은 이에 반대하는 황문시랑 장절을 죽이고 마침내 즉위하여 서진을 세우고 조환을 진류왕(陳留王)으로 강등했다.
이후 서진 치하 시절 조환의 생활은 별로 알려져 있지 않다.
사마염은, 과거 위 세조 조비가 후한 헌제를 쫓아내고도 말년을 편안히 보낼 수 있도록 배려했던 것처럼, 조환에게 황족의 품위를 유지할 수 있게 했고 조환의 조상을 대상으로 위 황실 제사도 허가했으며, 조환이 스스로 진 황제의 신하로 생각하지 않게끔 했다.
조환은 서진 혜제 때인 302년에 허창에서 죽고 사후 1년 지난 303년 황제의 시호를 추서받았다.
189년 영제를 이어서 황제에 올랐으나 동탁에 의해 폐위되어 홍농왕으로 쫓겨나고 이듬해에 살해당했다. '소황제'는 후세에 붙여진 칭호로, 후한 조정에서 정식으로 내린 작위와 시호는 홍농회왕(弘農懷王)이다.
한 소제 유변은 한 폐제라고도 부른다.
176년에 영제와 영사하황후 사이에서 태어났다.
궁궐이 아닌 도인 사자묘(史子眇)의 집에서 자라서 사후(史侯)라 불렸다.
궁궐 바깥에서 성장했음에도 사족(士族)에 의해 성장했더라면 최소한의 예법 정도는 갖추었으나 평민보다도 급이 더 낮은 천민격인 도인에 의해 성장한 탓에 예법을 전혀 배우지 않았다.
여러 신하가 태자를 정하기를 청했다.
영제는 유변이 경박하고 위의가 없어 황제가 될 수 없다고 여기면서도 하황후를 총애했고 하진은 권력을 쥐고 있었으므로 계속 미루기만 하였다.
건석은 하진을 죽이고 유협(훗날 헌제)을 세우려 했지만 실패하였다.
유변이 이틀 후 제위에 올라 천하에 대사면령을 내리고, 연호를 광희로 고치는 한편 동생 유협을 발해왕(渤海王)에 봉하였다.
8월 무진일 십상시가 자신들의 정권을 지키고자 하진을 유인하여 처단하였다.
오히려 원소, 원술 등이 궁궐로 쳐들어가 수많은 환관들을 죽이기 시작했다.
경오일 환관 장양, 단규 등은 소제와 진류왕 유협을 데리고 북궁 덕양전(德陽殿)으로 도망쳤다가 신미일 아예 궁을 빠져나가 소평진(小平津)으로 달아났다.
그러나 노식과 민공에게 뒤를 잡혔고 장양 등은 울며 “신들은 모두 망하고 천하는 난에 휩싸였습니다.
폐하께서는 스스로를 보존하십시오.”란 말을 남기고 물 속으로 투신하였다.
동탁이 휘하 군대를 이끌고 북망산에서 소제와 진류왕을 영접하여 낙양으로 환궁했다.
소제는 두려움에 울기만 할 뿐 제대로 얘기하지 못하는 반면에 유협은 차근차근 얘기하는데다 동탁과 같은 성씨인 동태후가 길렀으므로 폐위할 뜻을 품었다.
9월 갑술일 홍농왕(弘農王)으로 강등당하고 유협이 황제에 올랐다.
190년(초평 원년) 음력 1월 동탁의 횡포에 반동탁 연합군이 일어났다.
동탁은 낭중령(郞中令) 이유로 하여금 소제를 독살하도록 하였다.(1월 25일) 이유는 소제에게 독약을 바치며 말하였다.
소제는 꿍꿍이를 알아차리고 답하였다.
그러나 이유는 억지로 약을 권하였고, 소제 또한 어찌할 도리가 없었다.
소제는 당희(唐姬) 및 궁인들을 불러모아 이별연을 벌였고, 술잔이 돌자 슬퍼하며 노래를 불렀다.
이어서 당희에게 일어나 춤출 것을 명하니, 당희는 소매를 들고 노래하였다.
모두가 흐느끼는 속에서 홍농왕은 당희에게 다음의 마지막 말을 남기고는 독약을 마셨다.
환관 조충이 마련해뒀었던 묏자리에 묻혔으며 시호는 회왕(懷王)이라 하였다.
조조가 서쪽으로 친정을 가다가 홍농왕의 묘를 지나게 됐다.
보고 가야 하는지 자문을 구하니 동우(董遇)가 답하였다. “춘추지의에는 한 해를 넘기지 못 하고 죽은 임금은 임금으로 대하지 않았습니다.
홍농왕은 재위 기간이 짧을 뿐더러 제후에 봉해졌으니 인사하지 말아야 합니다.” 이에 그냥 지나쳤다.
동탁의 소제 폐위에 대한 변.
삼국지연의 제4장에서는
내각관방장관()은 일본 내각관방의 사무처장으로, 국무대신에 해당한다.
내각관방을 통솔하여 여러 가지 사무를 처리하고, 내각의 중요한 결정 사항에 대해 조정을 실시한다.
또한 주요 사항에 대한 보고나 여러 가지 사태에 대한 정부의 공식 견해를 발표하는 정부 대변인 등의 역할도 수행하므로, 언론에서 내각총리대신과 함께 노출되는 경우가 많고, 인지도 또한 높은 중요한 직위이다.
총리의 측근이 임명되는 경우가 많으므로, "수상의 호신용 비수" 라고도 한다.
또한 내각부의 사무도 관할하여 처리하지만, 하위 부청의 장이 국무대신일 경우에는 담당하지 않는다.
집무실은 총리대신 관저 5층에 위치하고 있으며, 특별직국가공무원인 국무대신 비서관 1명이 할당된다.
내각관방장관을 보좌하기 위해, 다음 보직이 설치되어 있다.
내각서기관장은 태정관의 대신이나 참의의 회의를 ‘내각’이라고 부르던 시절인 1879년 3월 12일에 발족했다.
다만 당시에는 내각이 법률에 근거하지 않은 합의체이자 조직으로, 서기관장도 비상설직이었다.
서기관장 아래에는 대서기관 및 소서기관이 설치되어 있었다.
1885년 12월 22일에 내각제도가 창설되면서, 내각서기관장은 정식 상설직이 되었다.
제1차 이토 내각의 서기관장에는 태정관 시대의 마지막 서기관장이었던 다나카 미쓰아키가 유임되었다.
당시의 직무는 “내각총리대신의 명을 받아 기밀 문서를 관장하고, 내각의 서무를 통리하며, 그 직원의 임면을 담당한다”고 규정되었다.
언론의 보도에서 ‘정부 수뇌’라고 지칭할 때는, 관례적으로 내각관방장관을 말한다.
이는 공식 발언이 아닌 기자간담회 등의 발언에 대해 이용되는 표현이다.
오어캐드()는 전자설계 자동화에 널리 사용되는 소프트웨어 도구 모음이다.
전자회로 설계 공학자와 전자 공학 기술자에 의하여 인쇄 회로 기판()의 제작을 위해서 PCB 커버를 생성하거나, 전자 도면과 다이어그램 작성, 그리고 전자회로 시뮬레이션을 하는데 사용한다.
오어캐드 이름은 소프트웨어의 기원이 반영된 혼성어이다: 오리건(Oregon) + 캐드(CAD)
오어캐드 제품 라인은 모두 케이던스 디자인 시스템의 소유이다.
최신판은 유용한 집적 회로의 데이터베이스를 유지하는 능력을 가지고 있다.
이 데이터베이스는 텍사스 인스트루먼트같은 소자 제조회사에서 패키지를 내려받아 갱신할 수 있다.
아버지는 제북혜왕 유수(濟北惠王 劉壽). 제3대 황제 장제의 손자이다.
제6대 황제 안제의 사후, 황후 염씨(閻氏)에 의해서 옹립 된다.
그러나 즉위 후 200일 쯤에 병에 걸려, 곧 사망한다.
그 후, 환관 손정에 의해 염씨 일족은 살해당하여 유의는 황제의 지위가 박탈되어 왕의 예를 가지고 매장했다.
시호가 없어 어린 황제란 뜻의 소제(少帝)라 불린다.
이 계는 태양계에서 가장 가까운 항성계이자 행성계이다.
알파 계는 삼중성계로 태양과 매우 비슷한 센타우루스자리 알파 A(공식명칭: 리길 켄타우루스), 오렌지색 왜성으로 태양보다 좀 더 가볍고 차가운 센타우루스자리 알파 B(공식명칭: 톨리만), 센타우루스자리 알파 C(공식명칭: 프록시마 센타우리)의 세 별로 구성되어 있다.
센타우루스자리 알파 A와 B는 태양형 항성이며(분광형 G, K) 두 별이 뭉쳐 쌍성 센타우루스자리 알파 AB를 만든다.
AB는 센타우루스자리에서 가장 밝게 보이며 밤하늘 전체에서는 시리우스와 카노푸스 다음으로 세 번째로 밝다.
주성 센타우루스자리 알파 A의 질량은 태양의 1.1 배, 광도는 태양의 1.519 배인 반면 반성 센타우루스자리 알파 B는 주성보다 작고 어두워서 질량은 태양의 0.907 배, 광도는 태양의 0.445 배이다.
두 항성은 공통의 질량 중심을 79.91년을 1주기로 공전하고 있다.
두 별의 공전 궤도는 이심률이 크기 때문에 A와 B 사이 거리는 떨어질 때는 태양에서 명왕성까지의 거리와 비슷한 35.6 AU(천문단위)까지 물러났다가 가까워질 때는 태양에서 토성까지의 거리와 비슷한 11.2 AU까지 접근한다.
센타우루스자리 알파 C 혹은 프록시마 센타우리는 작고 어두운 적색왜성(분광형 M)이다.
맨눈에 보이지는 않으나 프록시마 센타우리는 태양과 가장 가까운 항성이며 그 거리는 4.24 광년(1.30 파섹)으로 센타우루스자리 AB보다 근소하게 가깝다.
현 시점 기준으로 프록시마 센타우리와 센타우루스자리 알파 AB의 간격은 약 13,000 천문단위(0.21 광년)으로 해왕성 궤도 반지름의 약 430 배 거리이다.
프록시마 센타우리 b는 프록시마 센타우리의 생명체 거주가능 영역 안을 돌고 있는 지구 정도 크기의 외계 행성으로 2016년 발견되었다.
센타우루스자리 알파(α Centauri)는 1603년 요한 바이어가 이 계에 부여한 명칭이다.
예전부터 불려오던 전통적 명칭으로는 리길 켄타우루스 "Rigil Kentaurus" 가 있으며 이는 아랍어 명칭 (아-리즐 알-콴투리스, '켄타우로스의 다리')을 라틴어로 옮긴 것이다.
다만 후자 명칭은 오리온자리 베타(리겔)의 명칭으로 더 유명하다.
유럽의 기록들에는 다른 이름 톨리만 "Toliman" 이 등장하는데 이는 아랍어 (아 잘리만, 보다 오래 전 기록에서는 아-탈리만)과 비슷한 이름으로 그 뜻은 '수컷 타조 두 마리'이다.
카즈위니 "Kazwini" 도 사용되었는데 이 이름은 남반구 하늘의 궁수자리 람다와 뮤를 부르는 데에 사용되기도 했다.
이 별을 부르는 다른 이름으로 분굴라 "Bungula" 가 있는데 그 기원은 불확실하다.
센타우루스자리 알파 C는 1915년 로버트 T. A. 이네스가 발견했으며 이네스는 자신이 발견한 별이 프록시마 센타우루스 "Proxima Centaurus" (라틴어로 센타우루스자리의 별들 중 지구에서 가장 가까운 존재라는 뜻임.)로 불려야 한다고 주장했다.
2016년 국제천문연맹(IAU) 산하 항성명칭 워킹그룹(WGSN)이 세운 기준에 따르면 다중성계의 경우 계 전체가 아니라 계를 구성하는 항성 하나하나에 고유명칭을 부여하기로 되어 있다.
센타우루스자리 알파는 삼중성계이며 이들 중 밝은 두 별 센타우루스자리 알파 A와 B는 쌍성계를 이루고 있다.
AB 기호 또는 보다 오래된 A×B 기호는 다중성계 내에서 반성(들)에 대해 주된 연성계가 질량 중심 역할을 함을 뜻한다.
AB-C는 중심부 쌍성에 프록시마 센타우리가 '질량의 중심부'와 '외딴 곳에 있는 반성'의 형태로 연결되어 있음을 뜻한다.
프록시마(C)로부터 센타우루스자리 알파 A와 B는 거리 차이가 거의 없기 때문에 AB 쌍성계를 종종 중력적으로 단일한 천체처럼 취급하기도 한다.
센타우루스자리 알파의 구성원 A와 B의 공전 주기는 79.91년이다.
이 둘의 공전 궤도는 완만하게 타원형을 그리고 있어 이심률 "e"는0.5179이다.
이로부터 A와 B가 가장 가까이 접근하는 시점 혹은 근성점은 혹은 태양과 토성 사이 간격과 비슷한 거리이며, 반대로 두 구성원이 가장 멀리 떨어지는 시점 혹은 원성점은 혹은 태양과 명왕성 사이 간격 정도의 거리가 됨을 알 수 있다.
두 별이 가장 최근에 근성점을 통과한 시점은 1955년 8월이었고 다음 근성점 통과시기는 2035년 5월일 것이다.
반대로 가장 최근의 원성점 통과일은 1995년 5월이었으며 다음 원성점 통과시기는 2075년일 것이다.
A와 B의 겉보기 궤도는 지구에서 봤을 때 둘 사이의 간격과 방위각(PA)이 이들이 궤도 운동을 하면서 지속적으로 변화하는 것을 뜻한다. 2019년 관측된 두 별의 항성 방위는 방위각 337.1°에 4.92 초각만큼 떨어져 있었으며 2020년에는 방위각 345.3°에 간격은 5.49 초각으로 증가할 것이다.
가장 최근에 두 구성원이 근접한 시기는 2016년 2월로 방위각 300°에 간격은 4.0 초각이었다.
두 별이 최대로 떨어지는 거리는 약 22 초각이며 가장 가까이 접근할 때의 간격은 1.7 초각이다.
둘 사이가 가장 멀어지는 사건은 가장 최근에는 1976년 2월에 발생했으며 다음 최근접 사건은 2056년 1월에 일어날 것이다.
센타우루스자리 알파 C는 센타우루스자리 알파 AB로부터 약 13000 천문단위 떨어져 있다.
이 거리는 약 0.21 광년 또는 1.9 × 1012 킬로미터로 센타우루스자리 알파 AB와 태양 사이 거리의 약 5%에 해당되는 값이다.
2017년 전에는 C의 느린 속도와 궤도를 측정한 값들이 부정확도가 심하여 C가 AB에 중력으로 묶여 있는지 혹은 아무 관계가 없는지 정확히 알 수 없었다.
2017년 측정한 시선속도 값들을 통해 프록시마 센타우리와 센타우루스자리 알파 AB가 중력적으로 묶여 있음이 드러났다.
프록시마 센타우리의 공전 주기는 대략 년이며 궤도 이심률은 0.50 ± 0.08로 수성 궤도보다 훨씬 크다.
프록시마 센타우리는 근성점에서 AB에 까지 접근하며 원성점에서는 까지 물러난다.
성진학적 연구, 채층 활동, 항성 자전(자이로 연대기) 모두 센타우루스자리 알파 계가 태양과 나이가 비슷하거나 약간 더 늙었다는 가설과 부합한다.
항성 매개변수들을 엄격한 관측적 제약조건들을 포함시켜 성진학적으로 분석한 결과, 알파 계의 나이는 48억 5천만 ± 5억 년, 50억 ± 5억 년, 52억 ± 19억 년, 64억 년, 65억 2천만 ± 3억 년 등으로 나왔다.
채층 활동(칼슘 H와 K 방출)에 기초하여 항성들의 나이를 측정한 결과 44억 ± 21억 년이 도출되었으나 자이로 연대기법을 사용한 연구에서는 50억 ± 3억 년이 나왔다.
항성진화 이론은 질량과 분광적 특질로부터 A와 B 모두 나이가 50 ~ 60억 년으로 태양보다 근소하게 많음을 보여준다.
궤도요소들로부터 센타우루스자리 알파 AB의 총질량은 대략 태양질량의 2배로 나온다.
이 별은 태양과 비슷하게 황색 빛을 띠는 주계열성으로 분광형은 G2 V이다.
A는 태양보다 더 밝으며 질량은 태양보다 10% 정도 더 크고 반지름은 22% 더 크다.
밤하늘에서 항성들을 하나하나 개체로 따져서 밝기의 순위를 매겨 보면 A는 겉보기 등급 −0.01로 네 번째로 밝으며 −0.04 밝기의 아크투루스보다 약간 어둡다.
센타우루스자리 알파 A의 자기활동 형태는 태양과 비슷하여 흑점들 때문에 코로나 활동에 변동이 발생하고 항성의 자전 때문에 활동의 강도가 변화한다.
그러나 2005년 이후 A의 활동 수준은 크게 줄어들었는데 이는 역사적인 태양의 마운더 극소기와 비슷한 상황일 수 있다.
다만 이 줄어든 활동량은 매우 긴 활동 주기일 수도 있으며, A는 천천히 극소기에서 회복하고 있다.
센타우루스자리 알파 B 또는 톨리만 "Toliman" 은 쌍성계의 반성이다.
B는 분광형 K1 V의 주계열성으로 센타우루스자리 알파 A보다 오렌지색이 강한 빛을 뿜는다.
B의 질량은 태양의 90% 정도이며 반지름은 14% 작다.
비록 B는 A보다 광도가 작지만 엑스선 대에서 더 많은 에너지를 방출하고 있다.
광도곡선은 단기적 규모에서 변화하고 있으며 플레어 현상이 적어도 한 번 관측된 바 있다.
B는 A보다 자기적 측면에서 보다 활동적이며 그 주기는 태양의 11년보다 짧은 8.2 ± 0.2년이고 태양의 코로나 광도가 보이는 최소~최댓값 폭의 절반 정도 변화량을 보여준다.
센타우루스자리 알파 B의 겉보기 등급은 +1.35로 미모사보다 약간 어둡다.
센타우루스자리 알파 C (프록시마 센타우리).
센타우루스자리 알파 C 또는 보다 잘 알려진 명칭인 프록시마 센타우리는 분광형 M6 Ve의 주계열상 적색왜성이다.
C의 절대등급은 +15.60으로 태양 밝기의 2만 분의 1 이하이다.
맨눈에 센타우루스자리 알파 AB는 남반구의 센타우루스자리에서 제일 밝은 하나의 발광체(發光體)처럼 보인다.
AB의 겉보기 각거리는 80년에 걸쳐 2 ~ 22 초각 사이에서 변하지만(맨눈이 구별할 수 있는 최대 해상도는 60 초각이다.) 궤도상 대부분의 위치에서 두 별 모두 쌍안경이나 작은 망원경으로 쉽게 분리하여 관측할 수 있다.
겉보기 등급은 −0.27로(A와 B를 합친 밝기) 센타우루스자리 알파보다 밝게 보이는 밤하늘 천체는 시리우스와 카노푸스밖에 없다.
이 지시자를 통해 진짜 남십자성을 진짜보다 어두운 가짜 십자가와 쉽게 구별할 수 있다.
대략 남위 29도보다 남쪽 위도에서 센타우루스자리 알파는 주극성으로 보이며 지평선 아래로 지지 않는다.
반대로 북위 29도보다 북쪽 위도에서 알파별은 지평선 위로 떠오르지 않는다.
북위 29도보다 조금 위도가 낮은 지대에 거주하는 관측자는 센타우루스자리 알파가 지평선에 가까이 걸쳐 있는 것을 볼 수 있으나, 알파가 최정점 고도에 왔을 때의 잠깐 동안만 관측할 수 있다.
센타우루스자리 알파는 매년 4월 24일 자정 및 6월 8일 오후 9시에 남중한다.
지구에서 봤을 때 센타우루스자리 프록시마는 센타우루스자리 AB로부터 2.2도 남서쪽에 있다.
이 간격은 달 각지름의 4배 정도이다.
프록시마는 별들이 드문드문 있는 하늘을 배경으로 +11.1의 겉보기 등급으로 빛나며, 붉은 색이 뚜렷한 항성으로 적당한 크기의 망원경이 있어야 관측할 수 있다.
고래자리 UV형 섬광성으로 분류되는데 이런 부류의 항성은 가시광선 파장에서 갑작스럽게 0.6 등급만큼 밝아진 뒤 수 분에 걸쳐 어두워진다.
일부 아마추어 및 프로 천문학자들은 주기적으로 광학 혹은 전파 망원경을 사용하여 이 별이 보여주는 폭발들을 살피고 있다.
2015년 8월 13일 기록상 사상 최대의 플레어가 발생하여 B 밴드(청색광 영역)에서 광도가 평상시보다 8.3 배나 증가했다.
센타우루스자리 알파는 G-구름 안에 있으며 알파에서 가장 가까운 이웃 천체는 갈색 왜성 둘로 이루어진 쌍성계 루만 16으로 3.6 광년(1.1 파섹) 떨어져 있다.
센타우루스자리 알파는 2세기 프톨레미의 항성 목록에 등재되었다.
프톨레미는 알파에 황도 좌표를 부여했으나 문헌들마다 황도 적위가 또는 으로 차이가 난다.(현재 알파의 황도 적위는 로, 고유운동 때문에 프톨레미 시절에 비해 1도 가량 줄어들었다.) 프톨레미의 시대에 센타우루스자리 알파는 로 이집트 알렉산드리아에서 볼 수 있었다.
그러나 세차 운동 때문에 알파의 적위는 현재 로 해당 위치에서는 더 이상 볼 수 없다.
영국 탐험가 로버트 휴즈는 그의 1592년 노작 "Tractatus de Globis"에서 다음 기록을 통해 카노푸스, 아케르나르와 함께 센타우루스자리 알파에 대한 유럽 관측자들의 관심을 불러일으켰다.
1689년 12월 Jean Richaud는 푸두체리의 주둔지에서 지나가는 혜성을 관측하던 중 센타우루스자리 알파가 쌍성계라는 사실을 최초로 발견했다.
센타우루스자리 알파는 아크룩스 다음으로 쌍성임이 밝혀진 두 번째 항성계이다.
마누엘 존 존슨은 세인트헬레나에서 센타우루스자리 알파 AB를 관측하던 중 이 계의 고유운동 값이 큰 것을 발견하고 이 사실을 희망봉 소재 왕립천문대의 토마스 헨더슨에게 알려 주었다.
헨더슨은 1832년부터 1833년 5월까지 까다로운 위치 관측을 여러번 수행하여 센타우루스자리 알파 AB의 시차를 측정했다.
그러나 헨더슨은 결과물을 발표하지 않았는데 그 이유는 값이 참이라고 믿기에는 너무 컸기 때문이다.
그러나 1838년 정확하게 측정한 백조자리 61의 연주시차를 프리드리히 빌헬름 베셀이 공개하자, 결국 헨더슨은 1839년 자신의 연구 결과를 발표했다.
이런 이유로 센타우루스자리 알파는 종종 항성까지의 거리가 측정된 두 번째 천체로 간주되는데 이는 헨더슨의 연구결과가 당시에는 충분히 인지되지 않았기 때문이다.(현재 알려진 지구로부터 센타우루스자리 알파까지의 거리는 4.396 광년 또는 41.59 × 1012 킬로미터이다.)
이후 1834년 존 허셜은 측미법적 관측을 최초로 사용하여 이 별을 관측했다.
20세기 초 이후 사진 건판들을 사용한 측정이 수행되었다.
1926년 윌리엄 스티븐 핀센은 AB 계 궤도요소들의 근삿값을 계산했는데 그의 계산값들은 현재 이 계에 대해 인정받은 값들에 근접해 있다.
안시 관측자들은 현존하는 쌍성 추산위치표로부터 항성들의 상대적인 미래 위치를 충분히 정확하게 예측할 수 있다.
D. Pourbaix (2002) 같은 다른 천문학자들은 새로 공개된 궤도 요소들을 정기적으로 수정해 왔다.
1915년 로버트 T. A. 이네스는 고유운동 조사중 서로 다른 시각에 촬영한 사진 건판들을 대조하여 센타우루스자리 프록시마를 발견했다.
이 사진들은 프록시마의 고유운동량과 시차가 센타우루스자리 알파 AB와 크기와 방향 면에서 유사하여, 프록시마가 센타우루스자리 알파 항성계의 일부분이며 AB보다 지구로부터 근소하게 가까움을 추정하게 해 줬다.
프록시마가 지구로부터 떨어져 있는 거리는 약 4.24 광년 (1.30 파섹)으로 태양에서 가장 가까운 항성이다.
센타우루스자리 알파의 모든 구성원들은 배경 하늘에 대해 뚜렷한 고유운동을 보여준다.
이 때문에 알파는 수 세기에 걸쳐 하늘에서 천천히 위치를 바꿔 왔다.
고대 천문학자들은 고유운동이라는 개념을 몰랐으며 철학자 아리스토텔레스가 자신의 노작에서 밝힌 바와 같이 대부분은 항성들이 천구에 영속적으로 고정되어 있는 존재라고 생각했다.
1718년 에드먼드 핼리는 몇몇 별들이 고대의 위치로부터 크게 움직인 것을 찾아냈다.
1830년대 토머스 헨더슨은 다수의 자오환 관측을 분석하여 센타우루스자리 알파까지의 실제 거리를 계산해 냈으며 이 계 역시 고유운동량이 큼을 알아냈다.
헨더슨은 니콜라 루이 드 라카유가 남긴 1751~1752년 측성 자료를 검토해서 별의 위치가 바뀐 것을 확인하여 항성의 고유운동을 발견했다.
센타우루스자리 알파 AB의 질량중심이 보여주는 고유운동은 연간 서쪽으로 3620 밀리초각, 북쪽으로 694 밀리초각으로 종합적으로 북서쪽 11° 방향으로 연간 3686 밀리초각만큼 움직이고 있다.
서쪽 방향으로의 속도는 초당 23 킬로미터, 북쪽으로는 초당 4.4 킬로미터이다.
분광기를 이용하여 구한 평균 시선속도는 태양계 방향으로 초당 22.4 킬로미터이다.
센타우루스자리 알파 AB는 지구에서 봤을 때 은하면에 거의 정확하게 위치해 있기 때문에 AB의 뒤로 수많은 항성들이 보인다.
2028년 5월 초 센타우루스자리 알파 A는 지구에서 봤을 때 멀리 떨어진 적색 항성 앞을 지나갈 것이며 45% 확률로 아인슈타인 고리를 관측할 수 있을 것이다.
다가오는 수십 년 동안 알파 계는 합 현상들을 보일텐데, 이를 통해 정확한 AB의 고유운동 값을 알아낼 수 있을 것이고, 어쩌면 AB에 존재하는 외계 행성들에 대한 정보를 입수할 수도 있다.
고유운동과 시선속도에 기초했을 때 센타우루스자리 알파 계는 지속적으로 하늘에서의 위치를 뚜렷하게 바꿀 것이며 우리 눈으로 볼 때 천천히 밝아질 것이다.
예를 들어 서기 6200년 경 센타우루스자리 알파는 센타우루스자리 베타 앞을 지나가면서 극히 드문 1등성 항성간의 합을 일으켜 남반구 하늘에서 밝게 빛나는 안시 이중성을 형성할 것이다.
이후 알파는 남십자자리 혹은 남십자성의 바로 북쪽을 지나간 뒤 계속 북서쪽으로 움직여 현재의 천구적도로 접근할 것이며, 은하면으로부터 멀어질 것이다.
서기 26700년 경(이후 다른 연구에서는 서기 27000년으로 계산하기도 했다.) 현재의 바다뱀자리 위치에서 센타우루스자리 알파는 지구에 0.90 파섹 또는 2.9 광년까지 다가와 최근접할 것이다.
근성점에서 센타우루스자리 알파 계는 겉보기 등급 −0.86으로 현재 카노푸스와 비슷한 밝기로 보일 것이다.
다만 알파는 가장 밝아지더라도 시리우스를 넘을 수는 없을 것이다.
시리우스는 지금도 가장 밝은 밤하늘 항성이지만 앞으로 6만 년에 걸쳐 지속적으로 밝아질 것이며 태양을 제외하면 앞으로 21만 년 동안 가장 밝게 보이는 항성의 지위를 유지할 것이다.
센타우루스자리 알파 계에서 검증된 행성은 센타우루스자리 프록시마 b 단 하나이다.
b는 지구보다 근소하게 크며 생명체 거주가능 영역 안에서 프록시마 센타우리를 돌고 있다.
2016년 유럽 남방 천문대가 프록시마 센타우리 b의 존재를 발표하였다.
시선속도법을 이용하여 발견되었는데 이 방법은 주인별의 분광선들에 주기적인 도플러 변이가 일어나는 것으로부터 항성 주위를 도는 행성 존재를 추정하는 것이다.
논란중이거나 가설상의 행성.
2012년 센타우루스자리 알파 B를 도는 행성 센타우루스자리 알파 Bb가 발표되었다.
그러나 2015년 새로운 분석 결과 Bb가 존재할 가능성은 거의 없고 2012년 발견은 데이터 분석 중 발생한 인위적인 결과물이라고 결론내렸다.
센타우루스자리 알파 Bb가 실존하지 않음을 밝히는 동안 2013년 행성으로 추정되는 천체 하나가 항성 앞을 지나가는 현상이 관측되었다.
이 통과 사건은 지구 반지름의 92%가 되는 행성체 하나가 존재할 가능성이 있음을 보여주는 것이었다.
이 행성은 센타우루스자리 알파 B를 20.4 일 혹은 그 미만을 1주기로(이보다 긴 공전 주기를 가질 확률은 5%밖에 되지 않음) 공전할 가능성이 매우 높다.
유력한 공전주기 중간값은 충돌 파라미터를 0~0.3 근처로 적용했을 때 12.4 일이다.
공전궤도의 이심률은 0.24 또는 그 이하일 가능성이 높다.
센타우루스자리 알파 Bb(존재하지 않을 확률이 높음)와 마찬가지로 이 행성 역시 어머니 항성과 아주 가까워서 생명체가 살기에는 너무 뜨거울 것이고, 표면에는 '녹아 있는 용암의 호수들'이 있을 가능성이 높다.
아직 발견되지 않은 행성들이 센타우루스자리 알파 A나 B를 각각 돌고 있거나, 아니면 AB를 어머니 별로 삼아 큰 궤도를 돌고 있을 가능성은 존재한다.
두 별 모두 태양과 꽤 비슷하기 때문에(예를 들어 나이와 금속함량 등) 천문학자들은 센타우루스자리 알파 계에 특히 관심을 갖고 행성을 찾기 위해 정밀한 관측을 수행해 왔다.
행성 사냥꾼 팀이 여럿 결성되었는데 이들은 다양한 시선속도 또는 항성통과 방법들을 사용하여 이 밝은 항성 둘을 연구해 왔다.
지금까지의 관측 결과들 모두 갈색왜성 또는 가스행성이 존재한다는 증거를 찾는 데에 실패했다.
2009년 컴퓨터 시뮬레이션에서 어떤 행성이 센타우루스자리 알파 B의 생물권(항성으로부터 0.5 ~ 0.9 천문단위 범위) 안쪽 경계 근처에서 태어났을 수 있다는 결과가 나왔다.
센타우루스자리 알파 계의 두 별이 원래 지금보다 멀리 떨어져서 생성된 뒤(항성이 밀집된 성단에서 태어났을 경우 가능함) 이후 가까워졌다는 식의 특별한 가정을 세우면 항성에서 멀리 떨어진 곳에서 강착이 일어나기 쉬운 환경이 생겨날 수 있다고 추론하는 것이 가능하다.
센타우루스자리 알파 A를 도는 천체는 보다 강한 중력 때문에 B보다 좀 더 먼 곳을 공전할 수 있을 것이다.
덤으로 센타우루스자리 알파 계 인근에 갈색왜성이나 가스행성이 없기 때문에 암석행성들이 존재할 가능성은 보다 높아진다.
이론적 연구에 따르면 시선속도 분석으로 B의 생물권 안을 도는 지구질량 1.8 배 천체까지 찾아낼 수 있다 한다.
고정밀 시선속도 행성탐사 분광기(High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher)로 측정 가능한 센타우루스자리 알파 B 시선속도의 정밀도는 생물권 안을 공전하는 지구질량 4 배 수준 천체(공전주기는 200일)까지 찾아내는 수준이었으나 발견된 행성은 없었다.
현재 추정치들은 알파 계 주변에서 지구 비슷한 행성을 찾아낼 확률을 대략 75%로 잡는다.
시선속도법을 이용하여 생물권 내 행성을 찾아낼 수 있는 한계치인 최소질량은 2017년 기준으로 센타우루스자리 알파 A의 경우 지구질량의 약 50 배, B는 약 8 배, 프록시마 센타우리는 약 0.5 배이다.
행성 생성을 컴퓨터로 시뮬레이션한 과거 모형들은 센타우루스자리 알파 A와 B를 하나의 어머니 별로 삼아 도는 암석 행성이 존재할 수 있다고 예측했으나 최근의 다수 조사들에 따르면 동반성이 중력적으로 당기는 힘 때문에 행성들이 강착 과정을 통해 태어나기가 어렵다고 한다.
이런 부정적 예상들에도 불구하고 알파 계는 분광형, 항성형, 나이, 공전 궤도의 안정성 등 태양과 비슷한 여러 조건들 때문에 가상의 행성에 외계생명체들이 존재할 가능성이 아주 높은 항성계로 지목되어 왔다.
태양계에서 목성과 토성은 아마도 혜성들의 궤도를 흔들어 이들이 태양계 안쪽으로 들어오게 했고 내행성들에 물과 다양한 기타 얼음 물질들이 공급되는 데에 중요한 역할을 했을 것이다.
센타우루스자리 알파 계가 생성될 때 프록시마가 행성 원반에 영향을 끼쳐서 AB 근처에 휘발성 물질들이 풍부해지도록 만들었을 수도 있다.
반면 예를 들어 센타우루스자리 알파 B가 A 주변에 가스행성들이 생기게 만들었거나(혹은 그 반대도 가능) A와 B가 상대방에 대해 태양계에서 목성과 토성이 혜성들의 궤도를 동요시킨 것과 비슷한 작용을 했다는 가설도 있다.
상기의 얼음 천체들은 다른 행성계의 오르트 구름들에도 존재할 수 있다.
이 얼음 천체들이 가스 행성들이나 근처를 지나가는 항성들에 의해 중력적으로 영향을 받으면 이들 다수는 항성을 향해 움직이게 된다.
이런 발상은 먼 미래 센타우루스자리 알파나 다른 항성들이 태양계에 가까이 다가왔을 때에도 그대로 적용될 수 있으며, 이 경우 태양계의 오르트 구름은 교란되어 활동적인 혜성들의 수효가 늘어날 것이다.
센타우루스자리 알파 A를 도는 행성은 항성으로부터 대략 1 ~ 2 천문단위 범위를 돌 경우 액체 물이 행성 표면에 존재할 환경이 형성되는 생물권 안에 들어갈 수 있다.
A보다 약간 어두우며 차가운 센타우루스자리 알파 B의 생물권은 A보다 항성에 좀 더 가까운 0.7 ~ 1.2 천문단위 범위에서 형성된다.
이런 '생명체가 살 수 있는 행성'을 찾는 것을 목표로 하는 NASA의 우주 간섭계 미션(SIM)에서 프록시마 센타우리와 센타우루스자리 알파 AB는 '1 티어' 목표였다.
이 관측장비를 통해 2 천문단위 이내를 도는 지구 질량 3 배 이하의 '1 티어' 목표물들을 찾을 수 있었다.
그러나 이 SIM 미션은 2010년 재정 문제 때문에 취소되었다.
2007년부터 2012년까지의 관측을 통해 센타우루스자리 알파 AB의 주변에서 중/원적외선의 약한 초과 방출(24 마이크로미터)이 발견되었는데 이는 성긴 별주위원반 또는 조밀한 성간 먼지의 증거로 해석할 수 있다.
이 초과 방출원의 총질량은 달질량의 배에서 사이로 태양계의 황도대 먼지 구름 질량의 10 ~ 100 배 정도 된다.
만약 이런 원반이 계 구성원 각각의 주변에 존재한다면 A의 원반은 2.8 AU 범위 안에서, B 주변 원반은 2.5 AU 범위 안에서 안정적으로 유지될 것이다.
이 가정에 따르면 A의 원반은 전체가 완전히 동결선 안쪽으로 들어오며 B의 원반은 원반 가장 바깥쪽 부분이 동결선 밖으로 나갈 것이다.
센타우루스자리 항성계의 하늘.
센타우루스자리 알파 AB에서 보는 하늘은 지구와 크게 다르지 않지만, 센타우루스자리에서 가장 밝은 별은 보이지 않을 것이다.
태양은 겉보기등급 +0.47의 노란색 항성으로 보일 것이며 이 밝기는 지구에서 본 베텔게우스와 거의 비슷하다.
태양의 위치는 적경 , 적위 (2000년 기준)로 지구에서 본 센타우루스자리 알파 위치의 대척점에 해당될 것이다.
이 위치는 카시오페이아자리의 동쪽으로 그 밝기는 별자리 내 다른 별들을 가볍게 압도한다.
태양은 겉보기등급 3.4의 별 카시오페이아자리 엡실론의 동쪽, 심장 성운의 앞쪽에 위치해 있을 것이며 카시오페이아자리 별들의 "W" 모양은 "/W" 모양으로 바뀌어 보일 것이다.
시리우스는 베텔게우스 동쪽으로 자리를 옮겨 지구에서 볼 때보다는 살짝 어두운 -1.2등급의 밝기로 빛날 것이며 밤하늘에서 가장 밝은 별일 것이다.
지구에서 상대적으로 가까운 별들인 프로키온, 알타이르 등은 위치가 크게 변할 것이다.
그보다 좀 더 먼 별들인 포말하우트나 직녀성의 경우 위치가 약간 변할 것이다.
센타우루스자리 프록시마는 0.2광년밖에 떨어져 있지 않음에도, 낮은 광도 때문에 4.5 등성의 어두운 별로 보일 것이다.
가상의 행성에서 바라본 동반성(同伴星)은 '어두운 태양'으로 보일 것이다.
예를 들면, A의 주위를 1.25 AU 떨어져서 도는 가상행성은 A로부터 태양과 비슷한 빛을 받는데, 여기서 관찰한 B는 -21 ~ -18.2 등급의 밝기를 보일 것이다.
반대로 B의 주위를 0.71 AU 떨어져서 도는 가상행성은 B로부터 역시 태양과 비슷한 빛을 받는데, 여기서 관찰한 A는 -22.1 ~ -19.4등급의 밝기를 보일 것이다.
두 경우 모두 반대쪽 동반성은 가상행성의 하늘을 횡단하는 것처럼 보일 것이다.
만약 가상행성의 궤도경사각이 A와 B의 공전 궤도와 크게 차이가 나지 않는다고 가정하면, 동반성이 가상행성의 어머니 항성과 합의 위치에 올 경우 두 항성은 행성의 하늘에서 서로 반대 위치에 자리잡게 된다.
이 경우 가상행성이 만약 지구와 비슷한 대기를 지니고 있다고 가정한다면, 이 행성의 거주민이 바라보는 밤하늘은 1년 중 절반에 걸쳐 반성 때문에 암흑이 아니라 어두운 청색으로 보일 것이다.
이는 지구에서 일식이 일어날 때의 밝기와 비슷한 수준이다.
이 경우 가상행성의 거주자는 인공조명 없이도 책을 읽을 수 있다.
A와 B는 가장 가까이 접근해도 11 AU의 거리를 보이므로, 동반성으로부터 받는 빛과 열은 가상행성에서 살아가는 식물의 광합성이나 행성의 기후에 부정적인 효과를 가져올 정도는 아니다.
근대의 문학 작품들에서 리길 켄트 "Rigil Kent" (또는 리겔 켄트 "Rigel Kent" 및 변종 명칭들)와 톨리만 "Toliman"은 센타우루스자리 알파를 구어체로 부를 때 사용된 이름들이다.(이후 2018년 8월 10일 국제천문연맹은 센타우루스자리 알파 B에 이 '톨리만'을 공식 명칭으로 부여하였다.)
종종 리길 "Rigil" 이나 리겔 "Rigel" 로 더 줄여서 부를 때도 있으나 후자는 오리온자리 베타별의 고유 명칭 리겔(Rigel)과 비슷하다.
톨리만 "Toliman" 명칭은 야코뷔스 홀리위스의 《알-파르가니 개요서 1669년판》에서 유래한 것이다.
톨리만 "Tolimân" 은 홀리위스가 아랍어 이름 (알-줄만, '타조들')을 라틴어식으로 바꾼 것이며 이 이름의 별자리에서 센타우루스자리 알파는 중심별의 위치에 있다.
센타우루스자리 알파와 베타는 함께 '남쪽 지시자들' 또는 '지시자들'로 불리는데 이는 두 별을 이은 선이 남십자자리를 가리키기 때문이다.
중화권에서 남문(南門, '남쪽 문')은 센타우루스자리 알파와 엡실론 둘로 이루어져 있다.
이들 중 센타우루스자리 알파 하나만을 부르는 명칭은 남문2(南門二, '남문에서 두 번째 별')이다.
오스트레일리아 북서부 빅토리아주에 거주하는 부롱족은 센타우루스자리 알파와 베타를 '베름베름글'로 부르는데 이 단어는 에뮤 '칭갈'(석탄자루 성운)을 찔러 죽이는, 용감하고 파괴적인 형제의 이름이다.
왓조발루크족이 이 별을 부르는 이름은 '브람-브람-불트'이다.
센타우루스자리 알파는 유인 혹은 무인 성간 탐사를 시도할 첫 번째 목표물이 될 것 같다.
현재의 우주선 기술력으로 태양과 센타우루스자리 알파 사이를 횡단하는 데에는 수백만 년은 걸릴 것이다.
다만 스타샷 프로그램이 도입을 고려하고 있는 핵 펄스 추진 또는 레이저 라이트 세일 기술을 이용하면 횡단 시간을 수십 년까지 줄일 수 있을 것이다.
이런 미션의 목표 중 하나는 항성계 내 존재 가능한 행성들에 플라이바이하거나 가능하다면 사진까지 촬영하는 것이다.
2016년 8월 유럽 남방 천문대(ESO)는 센타우루스자리 프록시마 b가 존재한다고 발표했는데 이런 행성은 상기 스타샷 프로그램의 목표가 될 것이다.
2017년 1월 스타샷과 ESO는 센타우루스자리 알파 계에서 생명체가 살 수 있는 행성을 찾는 작업에 협력하기로 했다.
협약에는 스타샷이 칠레 소재 ESO의 VLT 망원경에 설치된 VISIR(VLT 분광복사계 및 중적외선 분광계)의 업그레이드에 자금을 지원하는 내용이 포함되어 있다.
이 업그레이드를 통해 알파 계 내 행성을 찾을 확률은 크게 올라갈 것이다.
바이어 명명법으로는 거문고자리 알파로 읽으며 이름으로 알 수 있듯 별자리에서 가장 밝은 별이다.
실시등급은 0.03으로 밤하늘 전체에서 다섯 번째로 밝은 별이며 북반구 하늘만으로 한정할 경우 아크투루스에 이어 두 번째로 밝다.
베가는 빠른 자전(12시간 정도)으로 생긴 원심력 때문에 계란 모양으로 찌그러져 있다.(이 점에서 목성과 비슷하다.) 베가 주변에는 태양계와 비슷한 행성계가 형성되어 있을 확률이 있다.
베가는 아크투루스, 시리우스, 포말하우트 등과 함께 지구 근처에 있는 항성들 중 눈에 띄게 밝은 별들 중 하나이다.
베가는 연구가 폭넓게 이루어진 별로 '밤하늘에 있는 별들 중 가장 중요한 항성'으로 불리기도 한다.
역사적으로 베가는 기원전 1만 2천 년 경까지 북극성이었으며, 지구의 세차 운동으로 서기 14000년 경에는 북극성이 되고, 거리도 24.7 광년으로 가까워진다.
알타이르, 데네브와 여름의 대삼각형을 이룬다.
베가는 태양 다음으로 스펙트럼 사진을 촬영한 천체이며, 시차를 이용해서 거리를 잰 최초의 항성이기도 하다.
베가는 측광학적으로 망원경 눈금 조정의 기준이 되는 별이며, UBV 측광계의 평균값을 결정하는 데 이용되어 왔다.
태양에 비해 베가는 상대적으로 젊고, 태양에 비해 헬륨보다 원자수가 큰 원소들의 함유비가 적다.
베가는 변광성일 가능성이 있는데, 주기성을 띠면서 밝기가 미묘하게 변하는 것으로 보인다.
베가의 자전 속도는 적도에서 초당 274.5 킬로미터로 매우 빠르게 회전한다.
이 때문에 베가의 적도는 마치 럭비공처럼 부풀어 있는 것으로 추측되며, 적도 부분 광구의 온도는 극지 광구에 비해 온도가 낮아서 밝기 또한 광구의 절반 수준에 불과하다.
지구에서 볼 때 베가는 남극 혹은 북극이 우리 시야의 정면을 바라보고 있다.
따라서 밝은 극 지역만이 우리 눈에 보이므로 베가는 실제 밝기에 비해 더 밝게 보인다.
베가 주위에서 적외선의 초과 복사 현상이 관측되었는데, 여기서 베가는 먼지로 이루어진 별주위 원반을 거느리고 있다고 예상할 수 있다.
이 먼지는 베가 주위를 도는 천체 두 개가 서로 충돌하여 거기서 나온 파편들로 이루어진 것으로 보인다.
이는 태양계의 카이퍼 대와 비슷한 모양새이다.
베가처럼 항성 주위에서 적외선 초과 복사가 관측되는 항성들을 베가형 항성이라고 부른다.
베가 주위 원반에서 관측되는 불규칙함을 통해 적어도 한 개의 행성이 존재할 것으로 추측되며, 이 행성의 질량은 대략 목성 정도로 보인다.
천체사진술(천체의 모습을 사진으로 담는 기술)은 1840년 존 윌리엄 드레이퍼가 달을 찍어 은판사진으로 남기면서 시작되었다.
1850년 7월 17일 베가는 태양을 제외한 항성들 중 최초로 사진 촬영의 피사체가 되었다.
윌리엄 본드와 존 애덤스 휘플이 베가를 촬영했으며 이들도 은판사진 자료를 남겼다.
1872년 드레이퍼는 베가의 사진을 찍으면서 별의 스펙트럼을 조사했고 이를 통해 베가의 스펙트럼에 흡수선이 있음을 최초로 밝혀냈다.(물론 태양의 스펙트럼에 흡수선이 있음은 이전에 이미 밝혀진 바 있다.) 1879년 윌리엄 허긴스는 베가 및 비슷한 별들의 스펙트럼 사진을 이용하여 이들 부류가 공통적으로 지닌 ‘매우 강한 분광선들’ 12개를 알아냈다.
이후 이들 분광선은 수소 발머계열에서 비롯된 것으로 밝혀진다.
지구에서 베가까지의 거리는 뒷배경의 별들에 대해 베가가 움직이는 정도(시차)를 통해 알아낼 수 있다.
최초로 항성의 시차를 공표한 사람은 프리드리히 게오르그 빌헬름 폰 슈트루페로, 베가의 시차를 0.125 초각이라고 주장했다.
그러나 프리드리히 베셀은 백조자리 61의 시차를 0.314 초각으로 측정한 뒤, 베가의 시차가 원래 값의 거의 두 배로 잘못 측정된 것이 아니냐는 의심을 품었다.
이에 슈트루페는 원래 베가의 시차값을 두 배로 늘려 수정했으나 이로 인해 그의 자료에 대해 천문학계가 보내는 불신감은 커졌다.
이후 베셀의 시차 자료가 출판되었는데 슈트루페 및 당대 천문학자 대다수가 이 자료값을 신뢰했다.
그러나 놀랍게도 슈트루페가 최초로 측정했던 베가의 시찻값은 현재 기술로 정교하게 측정된 수치와 거의 차이가 나지 않는다.
지구에서 보았을 때의 항성 밝기는 표준화된 로그 자를 이용하여 측정이 가능하다.
값은 겉보기 등급으로 표시하며, 밝아질수록 숫자는 작아진다.
사람의 맨눈으로 볼 수 있는 가장 어두운 별은 +6 수준이며, 눈에 보이는 가장 밝은 항성(태양 제외)은 시리우스로 그 값은 -1.47이다.
천문학자들은 겉보기 등급 척도를 표준화할 목적으로 모든 파장에서 0등급을 대표하는 항성으로 베가를 선택했다.
따라서 오랜 기간에 걸쳐 베가는 항성의 밝기를 재는 기준점 역할을 해 왔다.
그러나 지금은 겉보기 등급 0을 특정 수치의 플럭스로 정의하고 있기 때문에 더 이상 베가를 밝기의 기준으로 쓰지 않는다.
플럭스 값을 이용하는 것은 베가의 밝기를 사용하는 것보다 편리한데, 그 이유는 밤하늘에서 언제나 베가를 관측할 수 있는 것은 아니기 때문이다.
UBV 측광계는 자외선, 청색, 황색 필터를 통해 U, B, V 값을 산출하여 항성의 밝기를 측정한다.
베가는 6개의 A0 V 항성 중 하나로, 1950년대에 측광계가 최초로 도입되었을 때 초기 평균값을 설정하는 용도로 사용되었다.
이들 여섯 항성의 평균 등급은 다음과 같이 정의할 수 있었다.
실제로 이들 여섯의 겉보기 등급은 전자기 스펙트럼상 황색, 청색, 자외선 부분에서 모두 같다.
베가는 가시광선 영역(이 영역의 대부분은 인간의 눈으로 볼 수 있다.)인 350 ~ 850 나노미터 파장대에서 상대적으로 밋밋한 전자기 스펙트럼을 보였기 때문에 플럭스 밀도는 2,000 ~ 4,000 잰스키로 거의 일정하다.
그러나 베가의 플럭스 밀도는 적외선 영역에서 급격하게 떨어지며, 그 값은 5 마이크로미터에서 100 잰스키 정도이다.
1930년대 측광 장치로 베가의 밝기를 재었을 때 이 별의 겉보기 등급은 ± 0.03 진폭만큼 변하는 것처럼 보였다.
이 정도 밝기 변화는 당시 관측 기기의 성능하에서 식별 가능한 한계 수준이었기 때문에 베가의 밝기에 대해 논란이 일어났다.
이후 1981년 데이비스 던랩 천문대에서 베가의 밝기를 다시 쟀으며 미묘한 밝기 변화가 있음을 알아냈다.
여기서 과학자들은 방패자리 델타형 변광성처럼 베가가 작은 진폭의 맥동 현상을 간헐적으로 일으킨다고 추측하였다.
방패자리 델타형 변광성은 항성들이 서로 가까이 붙어 있어서 주기적으로 항성계 전체 밝기가 요동치는 부류를 일컫는다.
던랩 천문대는 베가에서 방패자리 델타형 변광성의 성질을 검출했으나 여타 관측자들은 그 징후를 발견하지 못했다.
따라서 베가의 밝기 변화는 관측 기구에 체계적 오류가 생겨 일어났을 가능성이 있다.
1983년 베가 주위에 먼지 원반이 둘리어 있는 것을 발견했는데 이는 항성 주변의 먼지 원반을 발견한 것으로는 최초 사례였다.
IRAS는 항성 주위에서 적외선 초과 현상을 발견했는데 항성 주위에 있는 먼지가 베가의 열로 데워진 것을 이 현상의 원인으로 분석했다.
베가는 북반구 중위도 일대 국가에서 볼 때 여름 밤하늘 천정 근처에 자리잡고 있다.
남반구 중위도에서는 겨울 동안 북쪽 지평선 낮은 곳에서 보인다.
베가의 적위는 +38.78°로 남반구 51도 이상에서는 보이지 않는다.
북반구 51도 이상에서 베가는 주극성으로 보이게 된다.
7월 1일경 베가는 자오선을 통과하며 이때 한밤에 천정 근처에서 볼 수 있다.
베가는 여름의 대삼각형의 꼭짓점 중 하나이다.
베가를 제외한 나머지 구성원들은 독수리자리의 알타이르, 백조자리의 1등성 별 데네브이다.
셋을 이으면 대충 이등변삼각형 형상이 나온다.
여름의 대삼각형은 근처에 밝은 별이 없기 때문에 북반구 하늘에서 쉽게 알아볼 수 있다.
거문고자리 유성우는 4월 21 ~ 22일 사이에 가장 활발히 관측되는 강렬한 유성우이다.
작은 운석이 지구 대기에 빠른 속도로 돌입하면 운석은 증발하면서 밝은 빛을 꼬리처럼 늘어뜨린다.
유성우가 일어나는 중 운석 다수는 한 방향에서 날아오는 것처럼 보인다.
거문고자리 유성우의 경우도 마치 베가가 있는 곳에서 날아오는 것처럼 보이므로 거문고자리 알파 유성우(거문고자리 알파는 베가를 바이어 기호로 부른 것이다.)로 불리기도 한다.
그러나 이들은 실제로 혜성 C/1861 G1 대처에서 떨어져 나온 물질들이 지구를 향해 날아오는 것에 불과하며 베가와는 아무 관련이 없다.
베가의 분광형은 A0V 로 푸른 빛을 약하게 띠는 흰색 주계열성이다.
따라서 베가는 중심핵에서 수소를 태워 헬륨으로 치환하는 단계에 있다.
질량이 큰 별들은 가벼운 별들보다 수소를 빠르게 소비하기 때문에 베가의 수명은 태양의 10분의 1에 불과하여 10억 년 정도이다.
베가의 현재 나이는 3억 8600만 년에서 5억 1100만 년 사이로 추정되며 후자의 경우 베가는 이미 수명의 절반을 넘긴 셈이 된다.
주계열 단계를 떠난 후 베가는 M 분광형의 적색 거성으로 진화하면서 대부분의 질량을 항성풍의 형태로 날려 보낸 뒤 최후에는 백색 왜성으로 일생을 마칠 것이다.
현재 베가는 태양보다 질량이 두 배 남짓이며 밝기는 태양의 37 배에 이른다.
베가가 변광성이라면 방패자리 델타형 변광성으로 분류할 수 있으며 변광 주기는 0.107일이다.
베가에서 방출되는 에너지 대부분은 CNO 순환 과정을 통해 생산된다.
CNO 순환 작용은 양성자가 탄소, 산소, 질소를 촉매로 이용하면서 헬륨 원자핵을 형성하는 과정이다.
이 작용이 일어나기 위해서는 중심핵의 온도가 1천 6백만 켈빈은 되어야 한다.(우리 태양의 중심부 온도는 1천만 켈빈이다.) 그러나 CNO 순환 작용은 태양 중심핵에서 일어나는 양성자-양성자 연쇄 반응보다 효율적으로 수소를 태운다.
CNO 순환 작용은 온도에 매우 민감하여 중심핵 부분에서 이 작용을 통해 수소를 태우고 남은 헬륨의 재는 대류층을 통해 중심핵 부분에 골고루 퍼진다.
중심핵 위를 둘러싼 복사층은 복사열적 평형 상태에 있는데 이는 태양과는 반대 구조이다.
태양은 중심핵 부분이 복사층이며 복사층을 대류층이 둘러싸고 있다.
베가의 에너지 플럭스는 5480 Å에서 3650 잰스키로 오차범위는 2 퍼센트이다.
베가의 스펙트럼에서는 수소 흡수선이 뚜렷하며 특히 주양자수 2의 전자를 포함한 수소 발머계열이 더욱 강하게 나타난다.
다른 원소들의 선은 상대적으로 약하지만 마그네슘, 철, 크롬이 이온화된 선이 발견된다.
베가에서는 엑스선이 매우 적게 방출되는데 여기서 베가는 코로나가 매우 약하거나 거의 없음을 알 수 있다.
간섭계를 이용하여 베가의 반지름을 정확히 잰 결과 태양 반경의 약 2.73 ± 0.01 배였다.
이는 같은 A형 주계열성 시리우스보다 60 퍼센트 정도 더 큰 값인데, 항성 모형에 따르면 베가의 크기는 시리우스보다 12 퍼센트 정도 커야 정상이므로 모순되는 결과이다.
그러나 만약 베가가 빠르게 자전하는 동시에 베가의 북극 또는 남극이 지구를 정면으로 바라보고 있다고 가정할 경우 의문점은 해결된다.
CHARA 어래이로 2005년에서 2006년에 걸쳐 관측한 결과 이 추측은 사실임이 입증되었다.
베가의 북극 자전축은 지구에서 바라보는 방향과 최대 5 도 이상 차이나지 않는다.
베가의 적도 자전 속도는 1 초에 274 킬로미터로 한 바퀴 도는 데에 12.5 시간밖에 걸리지 않는다.
이는 우리 태양의 자전 속도와 비교할 때 50 배나 빠른 값이다.
이는 항성이 산산조각나는 속도의 93 퍼센트에 이르는 값이다.
이렇게 빠르게 돌기 때문에 베가의 적도는 타원체 모양으로 부풀어 올라 있으며, 적도 반경은 극반지름보다 23 퍼센트 더 크다.
지구에서 볼 때는 적도 반지름 크기로 베가가 보이게 된다.
극에서의 중력 가속이 적도보다 크기 때문에 폰 지펠 이론에 의거할 때 베가의 극은 적도보다 밝다.
밝기의 차이로 인해 항성 표면의 유효 온도도 달라진다.
극에서는 1만 켈빈 정도이며 적도는 그보다 훨씬 낮아서 7,600 켈빈 수준에 불과하다.
따라서 만약 베가가 지금과는 달리 적도 방향이 우리 시선을 향해 놓여 있을 경우 밝기가 지금의 약 절반 수준으로 떨어져 보일 것이다.
이처럼 극과 적도 온도차가 많이 나기 때문에 강력한 주연 감광 효과가 발생한다.
이 때문에 베가를 극에서 볼 경우 보통의 둥근 항성보다 테두리가 더 어둡게 보일 것이다.
온도 그래디언트를 보면 베가는 적도 부분에 대류층이 있고 나머지 부분은 거의 대부분이 순수한 복사층으로 이루어져 있을 것이다.
만약 베가가 천천히 자전하여 구에 가까운 모양이며 태양 밝기 57 배로 빛나는 항성이라고 가정할 경우 이 밝기는 베가와 질량이 비슷한 다른 별과 비교할 때 너무 높다.
베가가 빠르게 자전하고 있다면 이 모순은 해결된다.
베가의 실제 밝기는 태양의 37 배 수준이다.
베가는 예전부터 망원경 눈금 조정의 기준이 되는 별이었다.
최근 베가 자전축과 시선 방향의 차이 및 자전 속도가 더욱 자세히 알려졌으며 이를 통해 관측기구 눈금을 보다 정교하게 조정할 수 있게 되었다.
천문학자들은 헬륨보다 원자수가 많은 원소들을 ‘금속’이라고 부른다.
베가 상층 대기의 중원소 함량은 태양의 32 퍼센트 수준에 불과하다.
반면 비슷한 분광형의 시리우스는 태양보다 중원소가 세 배나 많다.
구체적으로 태양의 중원소 함유비는 다음과 같이 표현한다.
ZSol=0.0172±0.002 이를 베가의 경우에 대입하면 베가의 전체 질량 중 헬륨보다 무거운 원소가 차지하는 비율은 단지 0.54 퍼센트에 불과하다는 것을 알 수 있다.
이처럼 중원소의 비율이 미미하기 때문에 베가를 목동자리 람다형 항성으로 부르기도 한다.
분광형 A0 ~ F0 항성에 이처럼 분광상 특이함이 나타나는 원인은 확실히 밝혀지지 않았다.
다만 이 화학적 특이함의 이유로 질량 손실 또는 확산이 제기된 바 있다.(다만 항성 진화 모형에서는 해당 과정이 주계열성 단계의 말미에 발생하는 것으로 설명한다.) 또 다른 원인으로 베가는 애초부터 중원소가 부족한 성간 물질에서 탄생했다는 주장이 있다.
베가 대기에서 수소에 대한 헬륨의 비율은 0.030 ± 0.005로 태양보다 40 퍼센트 정도 작다.
이는 표면 근처에 헬륨 대류층이 없기 때문으로 보인다.