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옥루
옥루(玉漏)는 조선시대의 천상시계(天象時計)이며 자동 물시계중 하나이다. 장영실이 1438년(세종 20년) 1월에 완성하여 경복궁 천추전(千秋殿) 서쪽에 흠경각(欽敬閣)을 지어 설치하였다. 그 구조는 다음과 같았다고 김돈(金墩)의 흠경각기(欽敬閣記)에 기록하였다.
흠경각 안에 호지(糊紙)로 높이 7척 가량의 산을 만들고 옥루의 기륜(機輪)을 설치하여 물을 떨어뜨려 회전케 하였다. 금(金)으로 크기가 탄환(彈丸)만한 태양의 모형을 만들었는데, 오운(五雲)이 에워싸고 산허리 위로 지나간다. 태양은 1일 1주(周)하며 태양의 모형 아래에는 옥녀(玉女) 4인이 있는데 손에 금방울을 들고 구름을 타고 4방에 서 있다가 인시(寅時), 묘시(卯時), 진시(辰時)의 초정(初正)에는 동쪽에 있는 옥녀가 금방울을 흔들어 시각을 알린다…….
존 데이비스 (탐험가)
존 데이비스(영어: John Davis, 1550년경~1605년 12월 29일)는 잉글랜드의 탐험가이다.
엘리자베스 1세 여왕 때에 그린란드 서쪽을 탐험하여 데이비스 해협을 발견하였다. 토머스 캐번디시의 세계 주항에 참가했으나 마젤란 해협 통과에 실패, 돌아오는 길에 포클랜드 제도를 발견하였다.
1604년 동인도 회사의 배를 타고 남태평양 방면을 항해하던 중, 믈라카 해협에서 일본 해적선을 만나 싸우다가 사망하였다.
용골차
번차(翻車)라고도 한다. 아래쪽 끝을 하천에 담그고 비스듬히 옆으로 놓인 가늘고 긴 상자 모양의 통속을, 서로 연결되어 고리를 이룬 나무 체인(자전거의 체인과 같은)에 많은 널빤지를 단 '용골'이 이동하도록 되어 있다. 이동할 때 각 널빤지가 물을 퍼서 위로 자아올린다. 용골은 수평 회전축의 중앙부에 축과 직각으로 방사상으로 돌출된 팔(chain wheel에 상당)에 걸려 있으며, 수평축의 회전과 함께 순차적으로 이동한다. 수평축은 사람이 손이나 발로 페달을 움직이거나, 수평축에 기어를 달아 회전방향을 직각으로 바꾸어 소나 수력으로 회전시킨다.  중국 장난〔江南〕지방에서는 지금도 사용되고 있으며, 12세기에 서양에 전달되었다.
간의
간의(簡儀)는 조선 세종때 제작된 실외용 천문 관측기구이다.
간의는 혼천의를 간소화한 것이라고 말할 수 있는데, 중국 천문학에서와 같이 조선의 천문학에서도 흔히 적도에 관한 위치가 필요하였기 때문에 혼천의인 육합의, 삼진의(三 , 사유의 중에서 적도환과 백각환, 사유형만을 따로 떼어서 간의를 만들었다고 볼 수 있다. 중국에서는 혼천의가 천체의 위치를 실제로 관측하기 위한 관측용 측각기로 사용되지만 조선에서는 혼천의를 실내에 두어 천문시계로서의 목적을 위하여 쓰였으므로, 천체의 위치를 관측하는 데는 간의가 주로 사용되었다. 세종 19년(1437년)에 완성된 간의의 제도는 《원사》에 나타난 곽수경법에 의하여 제작된 것이다.
요한 아모스 코메니우스
요한 아모스 코메니우스(라틴어: Iohannes Amos Comenius, 체코어: Jan Amos Komenský 얀 아모스 코멘스키[*], 1592년 3월 28일 ~ 1670년 11월 15일)는 체코의 철학자, 신학자, 교육자이자 종교 개혁가이다.
근대 교육학의 선구자로 유럽 등지를 돌아다니면서 교육의 제도를 새롭게 바꾸는 데 노력하였다. 또한 세계 평화를 부르짖으며, 종교적인 새로운 교육학을 마련하였다. 보헤미아 형제단의 마지막 주교로, 생존시에 데카르트와 프랜시스 베이컨으로부터 유럽 최고의 지성으로 존경을 받았다. 그의 이름을 딴 코메니우스 대학교가 슬로바키아의 수도인 브라티슬라바에 있다.
요한 아모스 코메니우스 생애
1592년 보헤미아 모라바 지방에서 태어났다. 16세에 보헤미안 형제단(모라비안)에 소속된 문법학교에 입학, 뛰어난 재능을 인정받아 아모스(Amos; 지식의 사랑)이라는 별칭을 얻었다. 1611년 목사후보자로 추천받아 독일 헤르보른의 칼뱅주의 아카데미에서 공부하면서 프란시스 베이컨과 라트케의 사상을 접하였다.
1613년 하이델베르크 대학교에서 1년간 신학수업을 받은 후 모교인 문법학교에서 교사생활을 시작하였다. 1616년 24세의 나이로 풀네크 지방의 목사가 되었으나 30년 전쟁중 빌라 호라 전투에서 보헤미아의 개신교 군대가 가톨릭 군대에 패배하자 망명길에 올랐다. 1628년 폴란드에서 교단 동료와 합류하였고, 이후 42년간 유럽 각 나라의 초청을 받아 조국의 독립과 교육을 위한 활동을 펼쳤다. 1641년 영국 방문 중 하버드 대학교의 총장으로 초빙되었으나 거절하였다. 코멘스키는 체코 역사상 가장 존경 받는 애국자 중 한 사람으로서 망명지에서 그가 보인 조국 체코와 보헤미안 형제단을 향한 뜨거운 충정은 눈물겨울 정도였다. 1656년 암스테르담으로 이주하여 저술 및 교회활동에 전념하다가 1670년 사망했다.
요한 아모스 코메니우스 교육 사상
세계를 하나의 조화체로 보고 그에 대한 통합적 지식을 역설한 범지학(汎知學)사상과 실물을 통한 감각적 경험을 중시한 감각적 실학주의로 요약된다. 이런 생각을 바탕으로 최초의 그림책인 《세계도회 (Orbis Pictus)》를 펴냈으며 《대교수학 (Didactica magna)》에서 교육의 단계를 6년 주기의 4단계로 제시하였다. 또한 그는 보편교육을 주장하기도 하였다.
요한 아모스 코메니우스 문학 세계
체코 휴머니즘과 종교개혁의 종합을 완성하고 체코 바로크 문학의 진수를 보여주고 있는 코멘스키 문학의 걸작은 《세상의 지옥과 마음의 천국(Labyrinth of the World and Paradise of the Heart) 》이다. 이 작품은 조너선 스위프트의 《걸리버 여행기》와 존 버니언의 《천로역정》과 더불어 중세 알레고리 문학의 걸작으로 간주되고 있는데, 생생한 현실감, 뛰어난 성격 묘사, 차원 높은 아이러니와 기지 넘치는 풍자가 돋보이며, 중세 체코 문학의 여러 가지 특징들이 잘 드러나 있는 체코 문학의 기념비적인 작품이다. 이밖에 《죽어가는 우리들의 어머니 체코 형제 교단의 유언》또한 체코 바로크 문학의 걸작으로서 조국의 독립과 해방을 위한 그의 충정이 생생하게 드러나 있다.
석류석
석류석(石榴石)은 가닛(영어: garnet)이라고도 한다. 1월의 탄생석이다. 보통의 광물이며, 전 세계에 분포되어 있다. 보석이 될 만한 것은 한정되어 있으며, 그 중에서 파이로프는 보라색을 띠는 심홍색으로 감람암 등 초염기성 암석에서 산출된다. 녹색 석류석은 여러 가지가 있으나, 데마토이드라고 불리는 석류석은 초록색이고 투명하여 매우 아름답다.
석류석 쓰임
옛날에는 열을 내리는 약으로도 쓰였으며, 먼 길을 가는 여행자에게는 건강을 지켜 주는 신비한 돌로도 여겨졌다.
아르투르 슈나벨
아르투르 슈나벨 (Artur Schnabel, 1882년 - 1951년)은 오스트리아의 피아니스트이다. 베토벤, 브람스의 고전적 해석가로서, 반(反)낭만주의적 입장으로부터 독자적 경지를 개척하였다는 평을 듣는다.
오스트리아의 리프니크에서 태어나, 9세 때 빈으로 나와 당시의 대피아노 교사였던 테오도르 레셰티츠키에게 배웠다. 그는 스승의 집에서 처음으로 브람스와 만났고, 브람스도 이 소년 피아니스트의 음악적 재능의 풍성함에 놀랐다고 한다. 이윽고 그는 독일 내에서 처음으로 브람스 작품의 독주가로서 성공하였다. 1925년, 베를린 국립고등음악학교의 교수로 취임하였고, 그 후 영국, 미국에서 활약했다. 1935년, 카네기 홀에서 베토벤 전(全)소나타의 연속 독주회를 7회에 걸쳐 개최한 일로 인해 악계에서 베토벤 전문가로 불렸다. 제2차 세계대전 중에는 미국에서 살았지만, 대전 후인 1951년에 스위스에서 객사하였다. 그는 20세기 전반 연주계를 풍미한 낭만적 거장주의(巨匠主義) 및 주관과잉주의를 즉물적 연주양식으로 일보 전진시키기 위해 노력한 현대풍 피아노 연주의 선구자라고 할 수 있다. 명연주는 베토벤, 브람스의 전 작품에서 볼 수 있다.
아르투르 슈나벨 작곡 작품
From: Chronological List of Compositions by Artur Schnabel 보관됨 2019-06-16 - 웨이백 머신
파울 바두라스코다
파울 바두라스코다(Paul Badura-Skoda, 1927년 10월 6일 ~ 2019년 9월 25일)는 오스트리아의 피아니스트, 작가이자 음악학자(musicologist)이다.
데무스, 굴다와 함께 빈의 삼총사로 불리고 있다. 1948년, 빈 국립음악원의 전공과인 피아노과와 지휘과를 졸업, 오스트리아의 피아노 콩쿠르에서 우승하였다. 에트빈 피셔에게 배웠으며, 그 조수직도 맡아 했다. 초기에는 매우 로맨틱하고 섬세한 명연주를 들려 주었으나, 나중에는 학구적인 느낌이 풍부한 연주를 하였다. 명연주는 바릴리 현악 4중주단의 연주자들과의 합주에 의한 슈베르트의 피아노 5중주곡 <송어>, 독주 분야에서는 슈베르트의 환상곡 <방랑자>와 <악흥(樂興)의 시> 등이 있다.
이인상
이인상(李麟祥, 1710년 ∼ 1760년)은 조선의 화가이다. 자는 원령(元靈), 호는 능호관(凌壺觀), 본관은 전주이다.
이인상은 화가이면서 동시에 시인이자 산문가였다. 그래서, 이인상의 그림에는 여타 화가들과 달리 문기(文氣)가 가득하고, 그림의 제화(題畵) 또한 높은 운치를 보여준다.
이인상 생애
명문 전주 이씨 밀성군파 출신이지만 서얼인 증조부를 두었기 때문에 제대로 된 관직에 진출할 수 없었다. 영조 때 음보(蔭補)로 문과에 급제하여 북부 참봉에 임명되었으며, 사근역(沙斤驛) 찰방(察訪)을 거쳐 음죽 현감에 이르렀다. 처 덕수 장씨와의 사이에 4남 1녀를 두었지만 차남 외에는 모두 요절하고 평생 가난 속에 살았다. 시서화를 다 잘하여 ‘3절’이라 불리었으며 인장도 잘 새겼다. 저서로 〈능호집〉, 작품으로 〈수석도〉, 〈노송도〉, 〈옥류동도〉, 글씨로 〈대사성 김식표〉 등이 있다.
발터 할슈타인
발터 할슈타인(독일어: Walter Hallstein, 1901년 11월 17일 마인츠 ~ 1982년 3월 29일 슈투트가르트)은 독일의 법학자이자 정치인이다.
발터 할슈타인 생애
1925년 베를린 훔볼트 대학교를 졸업했으며 1930년에는 로스토크 대학교에서 민법, 회사법 교수, 1941년에는 프랑크푸르트 대학교 법학 교수로 임명되었다. 국가사회주의 독일 노동자당(나치당)과 관련된 교수 단체 회원이었지만 나치즘에 반감을 갖고 있었기 때문에 나치당 당원이 되지 않았다.
1942년에는 프랑스 북부에서 독일 국방군 예비역 중위로 복무했지만 1944년 6월 26일 셰르부르 전투(Cherbourg) 도중에 미국 육군의 포로로 잡혔다. 미국 미시시피주에 위치한 독일인 포로 수용소에 설치된 수용소 대학교에서 법학을 전공했다. 1945년 11월에 독일로 귀환했고 1946년까지 1948년까지 프랑크푸르트 대학교 총장을 역임했다. 1948년에는 미국 조지타운 대학교에서 1년 동안 객원 교수로 재직했다. 1949년부터 1950년까지 유네스코 위원회 의장을 역임했다.
발터 할슈타인 생애
1951년부터 1958년까지 서독 외무부 차관을 역임했다. 특히 1955년에는 동독을 국가로 승인한 국가와는 외교 관계를 맺지 않는다는 '할슈타인 독트린'을 발표했다. 1958년 1월 7일부터 1967년 6월 20일까지 유럽 경제 공동체의 집행위원회 위원장을 역임했고 1969년 9월 28일부터 1972년 11월 19일까지 독일 기독교민주연합 소속 독일 연방의회 의원을 역임했다.
쓰키지역
쓰키지역(일본어: 築 (つき)地 (じ)駅 (えき) 쓰키지에키[*])은 일본 도쿄도 주오구 쓰키지에 있는 철도역이다.
쓰키지역 역 구조
상대식 승강장 2면 2선의 지하역. 역 출입구는 각각 상,하행 승강장과 직결되며, 승강장 중앙부에 지하통로가 연결되어 있다.
1,2번 출입구와 개찰 외 콩코스 사이에는 계단 외, 엘리베이터도 설치되어 있다. 화장실은 1번 승강장 나카메구로 방향 쪽의 개찰구를 나오고 왼쪽에 있는 다기능 화장실을 병설하는 곳에 위치한다. 1번 출입구에는 보도에 거울이 설치되어 있다.
무하마드 나기브
무하마드 나기브(영어: Mohammed Naguib, 1901년 2월 20일 ~ 1984년 8월 29일)는 이집트의 군인이자 정치가이다. 수단의 수도 하르툼에서 출생하여 육군사관학교를 졸업하고, 푸아드 1세 대학에서 법률·정치·경제를 공부하였다.
청년 시절부터 이집트와 수단의 통합을 주장하는 결사대에 가담하였다. 1952년 영국과 이집트의 분쟁을 기화로 쿠데타를 일으켜 국왕 파루크를 추방하고 정권을 장악하였다. 9월에 수상이 되었다가 1953년에 공화국 선포와 함께 초대 대통령에 취임, 수상을 겸하였다. 독재 정치로 국민의 불만을 산 데다가, 군부와의 충돌로 가말 압델 나세르에 의해 대통령의 지위를 잃고 추방되었다.
글리제 876 b
글리제 876 b는 적색 왜성인 글리제 876을 약 60.940일 주기로 1회 공전하는 외계 행성이다. 1998년 6월에 발견되었는데, 이는 적색 왜성 주위를 도는 외계 행성으로는 가장 먼저 발견된 것이다. 글리제 876 b는 글리제 876계(系)에서 가장 바깥쪽을 도는 행성이기도 하다.
글리제 876 b 발견
글리제 876 b는 제프리 마시와 사비에르 델포세 연구진이 각각 독립적으로 발견했다. 전형적인 타 외계 행성들처럼 b 역시 자신의 중력이 어머니 항성의 시선 속도에 미치는 변화량을 감지함으로써 발견되었다. 이는 글리제 876의 분광선에 나타나는 도플러 효과를 민감하게 측정함으로써 가능한 것이었다.
글리제 876 b 공전 및 질량
글리제 876 b는 보다 안쪽을 돌고 있는 글리제 876 c와 1:2의 궤도공명 비율을 보이며(이는 글리제 876 b가 항성을 한 바퀴 돌 동안 c는 두 바퀴 돈다는 의미이다), 두 행성은 중력적 영향을 서로 강하게 주고받는다. 이로 인해 b의 궤도는 떨리며 궤도 요소는 빠른 속도로 변화한다. b의 공전 궤도 이심률은 작으며 그 값은 태양계의 행성들과 비슷하다. 궤도 긴반지름은 0.208 천문단위에 불과한데, 이는 태양과 수성 사이 거리의 절반이 못 된다. 그러나 글리제 876은 태양보다 훨씬 어둡기 때문에 이 정도 거리는 생명체가 탄생할 수 있는 영역 중에서 바깥쪽 부분에 해당된다.
글리제 876 b 공전 및 질량
글리제 876 b를 발견하는 데 사용된 시선속도법의 단점은 이 방법으로 발견한 행성의 최소 질량만을 알 수 있다는 것이다. 글리제 876 b의 최소 질량은 목성의 1.93배이다. 실제 질량은 궤도경사각의 크기에 달려 있는데 경사각의 값은 보통 알 수 없는 경우가 많다. 글리제 876 계의 경우 행성 사이의 중력적 상호작용을 이용하여 실제 질량을 구할 수 있는데, 시선 속도 자료와 가장 잘 들어맞는 궤도경사각은 50도(천구면에 대해 기울어진 정도)이다. 이 값이 참이라면 b의 실제 질량은 최저값보다 30퍼센트 정도 큰, 목성질량의 2.5배 수준이 된다. 그런데 측정천문학적 관측에 따르면 b의 경사각은 84도 정도로, 이 값에 따르면 b의 질량은 최솟값보다 약간 더 큰 수준이 된다.
글리제 876 b 물리적 특징
질량이 크다는 점에 착안할 때 글리제 876 b는 딱딱한 표면이 없는 가스 행성일 것이다. b는 항성에 미치는 중력 효과를 통해 간접적으로 발견되었기 때문에 반지름, 화학적 조성물, 표면 온도 등은 아직 밝혀지지 않았다. 이 행성의 조성물이 목성과 비슷하다고 가정하면 글리제 876 b의 대기는 구름 한 점 없이 맑을 것이며, 온도가 상대적으로 낮은 지역에는 물의 구름이 떠 있을 것이다.
글리제 876 b는 지구 정도 질량의 천체가 표면에 액체 물을 지닐 수 있는, 생물권 내를 공전하고 있다. 가스 행성에 생명체가 존재할 가능성은 미지수이나, 이 행성이 질량 큰 위성이 있다면 거기에서 생명이 태어날 가능성이 있다. 가상 외계 위성과 행성, 항성 사이의 조석 상호작용 모형에 따르면 글리제 876 b 근처에 있는 거대한 위성은 계(系)의 수명이 다할 때까지 안정적으로 존재할 가능성이 높다고 한다. 그러나 이런 덩치 큰 위성이 애초에 탄생할 수 있는지의 여부는 밝혀진 바가 없다.
글리제 777
글리제 777은 지구에서 백조자리 방향으로 약 52광년 떨어져 있는 황색 준거성이다. 두 개의 구성원으로 이루어진 쌍성이기도 하며, 세 번째 구성원이 있을 가능성도 있다. 2005년 시점에서 글리제 777을 도는 외계 행성 두 개가 발견되었다.
글리제 777 구성원
글리제 777 항성계의 주성 777 A는 황색 준거성으로, 중심핵에서 수소를 거의 다 태운 상태이다. 나이는 약 67억 살로 태양보다 훨씬 더 늙었다. 질량은 태양의 90 퍼센트 수준이다. 중원소 함량(헬륨보다 무거운 원소의 비율)은 태양의 1.7배 수준으로, 이는 외계 행성을 거느리는 항성들이 갖는 전형적인 함량값이다.
반성 글리제 777 B는 주성에서 약 3,000 천문단위 떨어져 있는, 어둡고 차가운 적색 왜성이다. 먼 거리에 있는만큼 주성을 1회 돌려면 수만 년은 걸린다. B 자체가 적색 왜성 두 개로 이루어진 근접 쌍성일 가능성도 있다. 777계(系)에 대해서는 자세히 밝혀지지 않았다.
글리제 777 행성계
2002년 마이클 메이어는 글리제 777로부터 멀리 떨어져 있는 행성 글리제 777 b를 찾아냈다고 공식적으로 발표했다. 처음 발견했을 때는 이 행성이 원에 가까운 궤도를 그리면서 항성을 공전하는 것으로 생각했으나, 이후 추가적인 측정을 통해 궤도 이심률은 많이 찌그러진 0.36인 것으로 밝혀졌다. 따라서 처음에는 이 행성이 태양계의 목성과 비슷할 것이라고 생각했지만 이후 자료에 의해 목성보다 1.5배 무거운 타원궤도 가스행성일 것으로 보게 되었다.
2005년 글리제 777을 더욱 자세히 연구한 결과 17.1일 주기의 또 다른 진폭을 발견했다. 이는 당시 발견된 외계행성들 중 가장 작은 천체를 찾아냈음을 뜻하는 것이었다. 질량은 지구의 18배 정도로 해왕성과 비슷한 덩치였고, 공전궤도는 원에 가까웠다.
1999년 7월 1일 글리제 777로 METI 전파가 발사되었다. 전파의 이름은 코스믹 콜 1로, 2051년 4월에 글리제 777에 도착할 것이다.
올란 우주복
올란 우주복(러시아어: Орлан)은 러시아의 선외 활동용 우주복이다. 올란 우주복은 NPP 즈베즈다가 디자인하고 제작한다. 올란은 러시아어로 '바다 독수리'를 뜻한다. 본래 달에서 사용하기 위해 개발되었으나, 소련의 달 착륙 계획이 취소되면서 우주 유영용으로 쓰이게 되었다. 1977년 초기 모델인 올란 D가 최초로 사용된 이래 올란 DM, 올란 DMA, 올란 M으로 개량을 거쳐 현재는 올란 MK 모델이 사용되고 있으며, 올란 MKS 모델이 개발 중이다.
올란 우주복 디자인
올란은 12~14겹의 옷감으로 만들어졌는데, 신축성이 있어 몸에 우주복을 밀착시키는 스판덱스 층, 공기를 충전하는 우레탄 층, 방탄복의 재료로서 우주복이 찢어지는 것을 방지하는 케블라 층이 대표적이다. 올란의 모든 중요 장치는 등 쪽의 팩애 들어 있다. 또한 고장을 대비하여 예비 부품까지 구비되어 있다. 올란의 내부는 0.4기압으로, 우주복을 움직이기 힘들어 섬세한 작업을 수행하기는 어렵다. 올란을 착용할 때는 튜브를 통해 물이 흐르도록 해서 체온의 상승을 막아 주는 수냉식 내의를 반드시 입고 입어야 한다. 올란의 가격은 약 1500만 달러, 한화로 환산하면 약 140억 원이다. 올란의 가장 큰 장점은 사용이 편리하다는 것이다. NASA의 선외 우주복인 EMU는 우주 비행사의 몸에 맞게 각자 따로 제작되어서 한 사람밖에 쓸 수 없는 반면, 올란은 몸의 각 부위에 있는 끈으로 크기를 조절함으로써 165 cm에서 190 cm 의 사람이면 누구나 착용할 수 있다. 또한 EMU의 내부 기압은 0.27기압이므로 우주 유영에 앞서 12시간 동안 에어록에서 감압 과정을 거쳐야 하지만, 올란은 0.4기압으로 우주 유영에 앞서 30분만 감압 과정을 거치면 된다. 올란의 최대 사용 시간은 9시간이며 무게는 112 kg 이고, 4년에 걸쳐 총 15회 정도 사용이 가능하다.
올란 우주복 역사
최초로 올란이 사용된 우주 유영은 1977년 12월 20일, 소유즈 26호의 임무 기간 동안 소련의 우주 정거장 살류트 6호에서였다. 우주인 유리 로마넨코와 조지 그레츠코는 올란 D를 착용하고 우주 유영을 하였다. 올란 DM은 1985년 8월 2일 소련의 우주 정거장 살류트 7호에서 최초로 사용되었다. 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.
글리제 876 c
글리제 876 c는 적색 왜성 글리제 876을 약 30.340일 주기로 1회 공전하는 외계 행성이다. c는 2001년 4월 4일에 발견되었으며, 행성계 구성원 중 항성에서 두 번째로 가깝게 위치하고 있다.
글리제 876 c 발견
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 c 궤도 및 질량
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 c 궤도 및 질량
글리제 876 c를 발견하는 데 사용된 시선속도법의 단점은 이 방법으로 발견한 행성의 최소 질량만을 알 수 있다는 것이다. 글리제 876 c의 최소 질량은 목성의 0.62배이다. 실제 질량은 궤도경사각의 크기에 달려 있는데 경사각의 값은 보통 알 수 없는 경우가 많다. 글리제 876 계의 경우 행성 사이의 중력적 상호작용을 이용하여 실제 질량을 구할 수 있는데, 시선 속도 자료와 가장 잘 들어맞는 궤도경사각은 50도(천구면에 대해 기울어진 정도)이다. 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.
글리제 876 c 물리적 특징
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. 이 행성의 조성물이 목성과 비슷하다고 가정하면 글리제 876 b의 대기는 구름 한 점 없이 맑을 것이며, 온도가 상대적으로 낮은 지역에는 물의 구름이 떠 있을 것이다.
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. 가스 행성에 생명체가 존재할 가능성은 미지수이나, 이 행성이 질량 큰 위성이 있다면 거기에서 생명이 태어날 가능성이 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. 그러나 이런 덩치 큰 위성이 애초에 탄생할 수 있는지의 여부는 밝혀진 바가 없다.
글리제 876 d
글리제 876 d 또는 물병자리 IL d는 지구에서 물병자리 방향으로 약 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 슈퍼 지구로 분류하기도 한다.
글리제 876 d 발견
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 d 공전궤도와 질량
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 d 공전궤도와 질량
글리제 876 d를 발견하는 데 사용된 시선속도법의 단점은 이 방법으로 발견한 행성의 최소 질량만을 알 수 있다는 것이다. 글리제 876 d의 최소 질량은 지구의 5.88배이다. 실제 질량은 궤도경사각의 크기에 달려 있는데 경사각의 값은 보통 알 수 없는 경우가 많다. 글리제 876 계의 경우 행성 사이의 중력적 상호작용을 이용하여 실제 질량을 구할 수 있는데, 시선 속도 자료와 가장 잘 들어맞는 궤도경사각은 50도(천구면에 대해 기울어진 정도)이다. 이 값이 참이라면 d의 실제 질량은 최저값보다 30퍼센트 정도 큰, 지구질량의 7.5배 수준이 된다. 그런데 측정천문학적 관측에 따르면 b의 경사각은 84도 정도로, 이 값에 따르면 b의 질량은 최솟값보다 약간 더 큰 수준이 된다.
만약 글리제 876 d의 비(非) 케플러궤도가 케플러 이심률 0.28까지 평준화된다면, 모형에 따르면 조석열 때문에 이 행성의 지각은 완전히 녹아내릴 것이다. d 표면에서 열 플럭스의 예상 총량은 약 104-5 W/m2이다. 참고로 목성의 위성 이오 표면의 열 플럭스 총량은 약 3 W/m2이다. 여기서 계산한, 글리제 876 d가 글리제 876으로부터 받는 에너지의 총량은 약 40,000 W/m2가 된다.
글리제 876 d 물리적 특징
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.
글리제 876 d 물리적 특징
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 b
글리제 581 b는 항성 글리제 581 주위를 돌고 있는 외계 행성이다.
글리제 581 b 발견
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 b 공전 궤도 및 질량
글리제 581 b는 질량이 지구의 약 16배(최솟값)로 해왕성의 질량과 비슷하다. 항성 표면을 지나가지 않기 때문에 궤도경사각이 약 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 약 90배(이는 토성의 질량과 비슷함) 정도이다. 질량이 이 정도일 경우 b는 내부에 토성이나 HD 149026 b처럼 단단하고 무거운 중심핵이 있을 것이다.
항성으로부터의 거리는 약 0.041 천문단위(약 600만 킬로미터)에 불과하여 한 번 도는 데 대략 5.4일밖에 걸리지 않는다. 반면 태양에서 제일 가까운 수성은 이보다 약 9.5배나 더 멀리 떨어져 있으며(약 0.387 천문단위, 약 5,800만 킬로미터) 약 88일 정도로 걸려 태양을 한 바퀴 돈다.
글리제 581 b 물리적 특징
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 AU
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 AU 특징
현미경자리 AU는 적색 왜성(M형)으로 반지름은 태양의 60퍼센트이며 질량은 절반 정도, 유효 온도는 약 3730 켈빈이다.
현미경자리 AU 밝기 변화
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 AU 먼지원반
현미경자리 AU는 별주위 원반을 갖고 있는데, 2003년 폴 캘라스 연구진이 하와이 마우나케아 산 소재 2.2 미터 하와이 대학교 망원경을 이용하여 발견했다. 이 거대한 먼지원반의 원반면은 지구 관측자의 시선 방향과 거의 평행하게 놓여 있다. 반지름은 약 200 천문단위에 이른다. 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.
현미경자리 AU 먼지원반
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 의 함수인 원반의 표면밝기(기준면적당 밝기)는 특징있는 모양을 그린다. 원반 안쪽 15 천문단위 범위의 밀도는 대충 일정한 것으로 보인다.  근처에서 밀도는 감소하기 시작하는데, 에서 일 경우 밀도값이 천천히 감소한다. 그러고 나서  바깥에서, 에서 일 경우 밝기는 더욱 급격하게 감소한다. 이 표면밝기 그래프는 화가자리 베타 주위 원반의 그것과 비슷하다.
현미경자리 AU 관측 도구
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.
현미경자리 AU 관측 도구
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.
글리제 777 b
글리제 777 b(글리제 777 Ab 또는 HD 190360 b라고 부르기도 한다)는 백조자리 방향으로 약 52 광년 떨어진 곳에 있는 외계 행성이다. 2002년 6월 제네바 외계행성 탐사팀에 의해 발견되었으며 발견 기법으로는 시선 속도법이 사용되었다. 글리제 777 b의 질량은 적어도 목성의 약 1.5배이며 반지름은 목성과 거의 같을 것으로 보인다. 글리제 777 b의 궤도 경사각은 밝혀지지 않았기 때문에 실제 질량은 밝혀지지 않았다. 그러나 최소 질량보다 그리 크지는 않을 것이다.
글리제 777 b
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 약 2.51 천문 단위이고, 원일점에서는 약 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.
글리제 777 c
글리제 777 c (또는 글리제 777 Ac, HD 190360 c)는 백조자리 방향으로 약 52 광년 떨어진 곳에 있는 외계 행성이다. 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 ‘조그만한 가스 행성’으로 분류할 수 있다. 혹은 매우 무거운 암석 행성(슈퍼 지구)일 가능성도 있다.
오리온자리 세타1 C
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 72
허큘리스자리 72는 허큘리스자리 방향으로 지구에서 약 47광년 떨어져 있는 항성이다. 이 별은 존 플램스티드가 지은 Historia Coelestis Britannica에 상기 이름으로 수록되었다. 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. 이 별의 광구 유효 온도는 5,625 켈빈이며, 중원소함량 [Fe/H]는 -0.60 ± 0.20이다.
1996년 간행된 워싱턴 안시이중성 목록(Washington Visual Double Star Catalog)에는 이 별에 두 개의 동반성이 있다고 나와 있다. 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
SUPERCAR(슈퍼카, スーパーカー 스파카[*])는 나카무라 코지와 이시와타리 준지를 중심으로 결성된 일본의 록 밴드이다. 1997년에 데뷔하여 2005년 2월 26일에 해산했다. 소속 음반사는 큔 레코드이다.
제단자리 뮤 c
제단자리 뮤 c (또는 HD 160691 c)는 항성 제단자리 뮤를 돌고 있는 외계 행성이다.
제단자리 뮤 c 관측 역사
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.
제단자리 뮤 c 물리적 특징
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.
제단자리 뮤 c 물리적 특징
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 e
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 약 3일이 채 걸리지 않는다. 게자리 55 e는 2004년 8월 30일 발견되었다.
게자리 55 e 발견
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.
게자리 55 e 발견
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 e 궤도 및 질량
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.
게자리 55 e 특징
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.
게자리 55 e 특징
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 b
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.