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김륵 생애
그 뒤 이순신이 투옥됐을때는 유성룡 등과 함께 구명운동을 벌였다. 1596년 1월 양모 장 부인(張夫人)의 상을 당하여 벼슬을 사직했으나 이듬해 명나라-일본간 협상 결렬로 정유재란이 발생하자 다시 의병을 일으켜 왜군과 교전하였다. 어머니의 상 중이었으나 그는 사재를 털어 병기, 군량미를 조달하고, 영주, 풍기, 안동 주변 지역에 격문을 살포, 의병을 모집하였다. 또한 충청병사 원균을 불러 절제에 복종하지 않고 타 장수와 불화함을 지적했으며, 전주에서는 훈련 행사를 사열하고, 전라도 남원에서는 도원수 권율을 찾아 전황을 논의하였다. 또한 전라도 병마절도사 이복남이 순찰사에 복종하지 않자 매를 들어 형벌을 가한 후 파직을 상주하였다.
1598년 정유재란이 종결되자 관직을 사퇴하고 물러났다. 다시 관직에 올라 사헌부대사헌으로 시무16조를 올려 민심수습책을 제시한 뒤 1599년(선조 32) 봄 명나라 장군의 접대사(接待使)로 파견되었다가 질병으로 면직하였다.
1599년(선조 32) 형조 참판과 예조 참판을 거쳐 충청도 관찰사로 나가게 되었는데, 이때 이순신의 공로를 조정에 아뢰며 그 집안의 조세 부담을 감면해 줄 것을 청하였다.
김륵 생애
1600년(선조 33) 병을 이유로 관직을 사퇴하고 고향인 영천(영주시)으로 물러난 뒤 김륵은 학문 연구에 몰두하였다. 그 밖에 월천 조목을 찾았고, 그 뒤 오운(吳澐)·배응경(裵應褧) 등 벗들과 이산서원에 모여 강학에 몰두하였다. 그 뒤 다시 형조참의에 제수되어 다시 조정에 나아갔고, 호조 참판 및 주역 교정청(周易校正廳)을 거쳐 명나라에 파견되는 동지사(冬至使)에 임명되어 연경으로 건너가 전란 후유증의 수습에 일익을 담당하고 귀국했다. 안동도호부사로 재직 중, 선무원종공신(宣武原從功臣)에 녹훈되었다.
1602년(선조 35) 경상도 변방으로부터 왜의 재침 기미가 있다는 보고가 들려오자, 조정에서 명나라에 파견되는 동지사로 보내 청병하였다. 그러나 만력제는 '재역불가의 5가지 이유'를 들어 거절하였다. 그는 반오조를 들어 설득하니 만력제가 이를 가상히 여겨 그에게 벼루와 비단 등을 하사하며, 지금 출병은 어렵지만 왜에 대한 경계의 칙지를 내릴 것을 약속받고 되돌아왔다.
김륵 생애
1604년(선조 37) 안동부사가 되었다. 1605년 홍수가 났는데, 고을이 낙동강 가에 위치하고 있고 또 청송(靑松)과 진보(眞寶)에서 범람한 물이 안동시내에 범람, 무너진 가옥과 물에 떠내려간 사람과 가축이 이루 셀 수 없었다. 공이 노심초사하여 진휼하고 구제하는 정사를 행하였다. 또한 퇴계 이황을 제향한 안동 여강서원(廬江書院) 또한 수해를 당하였다. 그가 여러 고을의 부로(父老)들과 도모하여 옛터에서 100여 보(步) 곳에 새로 짓고서 그 기물을 넉넉하게 하고 노비를 더 붙였는데, 여강서원 복구에 들어간 비용은 모두 자신의 녹봉으로 해결하였다. 1608년(선조 41) 3월 선조가 승하하고 광해군이 즉위하자 광해군은 그에게 성균관대사성을 제수했지만 얼마 뒤 사퇴하였다.
1608년(광해군 즉위) 성균관대사성을 거쳐 이후 이조참판 등을 지냈다. 1610년(광해군 2) 다시 성균관대사성이 되었다가 사헌부대사헌에 올라 기축옥사에 연루된 동인(東人)들이 정여립과 직접적인 관련이 없음을 들어, 기축옥사때 희생된 동인들의 억울함을 신원해줄 것을 청하였고, 이황과 이언적을 비롯한 5현의 성균관 문묘종사(文廟從祀) 논의에 주도적으로 참여하였다.
김륵 생애
그러나 그의 이황, 이언적의 문묘 종사는 북인들의 반대로 받아들여지지 않았다. 북인들은 자신들의 스승인 조식이 제외된 것에 불만을 품고 그의 이황, 이언적 문묘 종사를 반대했는데, 북인과 남인간 갈등을 초래하게 된다. 광해군은 즉위 초부터 자신의 생모 공빈 김씨를 왕후로 추존하려 하였으나, 그는 생모를 왕비로 추증하려는 광해군의 뜻을 비판, 반대하다가 왕의 노여움을 받고 강릉 부사(江陵府使)로 좌천되었다.
명나라에 진하사로 갔다가 귀국하여 공성왕후 추존 사실을 접하자 그는 아뢰기를, "추숭(追崇)하는 전례를 지금 이미 거행하였으니, 당초에 바로잡지 못한 책임은 참으로 돌아갈 곳이 있거니와, 품절(品節)에 이르러서는 마땅히 등급에 따른 차등이 있어야 합니다. 지금 종묘의 효경전(孝敬殿)과 똑같이 하였으니, 어찌 별묘라고 할 수 있겠습니까.(追崇之典 今已擧行 當初不能匡救之責 固有所歸 至於品節 宜有隆殺 今一視宗廟孝敬殿 則豈曰別廟云乎)"하니, 광해군이 크게 노하여 미움을 받고 좌천되었다. 승지와 대간들이 번갈아 소장을 올려 광해군을 만류했으나 듣지 않았다 한다.
김륵 생애
1611년 그는 관직을 버리고 고향 영주군으로 물러났다. 곧 강릉부사로 임명되었으나 제때 북도에 무역할 곡식을 조세로 거두지 못했다는 이유로 지방관원들을 파면할 때 그도 파면되었다. 1612년(광해군 4) 하절사로 명나라에 다녀왔다. 귀국 후 안동부사로 부임하여 낙동강의 범람을 막기 위해 제방을 쌓았다. 그해 북인 대북(大北) 세력이 꾸며낸 김직재(金直哉)의 옥사에 그가 연루되었다는 누명을 쓰고 심문을 받은 뒤 삭탈관직(削奪官職), 유배되었다가 여러 신하들의 변호로 복관되었다. 최종 관직은 가의대부였다.
1612년 광해군의 생모 추숭을 반대했던 일로 삭탈관직당하고 도성에서 추방되었다.
그가 관직을 버린 것에 대해 광해군의 미움을 받았기 때문이라는 있다. 광해군일기의 졸기에 의하면 그는 광해군이 자신의 생모를 왕비로 추숭하려는 것에 대해 비례(예의가 아님)를 간하다가 화를 입고 영천으로 내려갔다(光海辛亥將追崇生母 玏爲都憲力言非禮 遂得罪退歸榮川)고 하였다.
이후 영주시내에 귀학정과 영주시 이산면 석포리에 천운정을 짓고 시문으로 소일하며 이수광·한석봉등 당대의 명사들과 교류했는데, 이때 석봉 한호로부터 친필 글씨로 귀학정 현판을 선물로 받았다. 1616년(광해군 8) 11월 16일 정침에서 병으로 사망했다.
시신은 처음에 영주군 수문단면 백암리, 현 봉화군 봉화읍 문단리에 장사했다가 뒤에 이장, 묘소는 경북 봉화군 상운면에 있으며 신도비와 김하주의 묘 뒤에 있다. 1620년 영주의 사림이 사당을 세워 그와 고조부 김담, 그의 스승 소고 박승임을 제향하였다. 1623년 인조반정 후에 광해군 시절의 행동이 참작되어 1653년에 증 자헌대부 이조 판서 지경연의금부춘추관성균관사 홍문관대제학 예문관대제학 세자좌빈객으로 증직되었다.
정조 12년인 1788년에 '민절(敏節)'의 시호가 내려졌으며, 경상도 영주시의 구강서원, 영주시 향현사(鄕賢祠) 등에 배향되었다.
김륵 가족 관계
할아버지 : 김우(金佑)
양 아버지 : 김사문(金士文, 1502년 6월 27일 ~ 1549년 12월 20일)
양 어머니 : 인동(仁同) 장씨(張氏, 1514년 ~ 1597년), 생원 장응신(張應臣)의 딸
친 아버지 : 김사명(金士明, 1506년 7월 10일 ~ 1568년 7월 7일)
친 어머니 : 창원(昌原) 황씨(黃氏, 1505년 ~ 1560년 5월), 참봉 황희숙(黃希淑)의 딸
친형 : 김면(金勉)
친형 : 김욱(金勗)
본인 : 김륵(金玏, 1540년 3월 9일 ~ 1616년 11월 11일)
부인 : 인동 장씨(張氏, 1541년 ~ 1586년 6월 27일), 사옹원주부(司饔院主簿) 장순희(張順禧)의 딸
장남 : 김기선(金幾善), 안기도 찰방
차남 : 김지선(金止善, 1573년 ~ ), 생원 및 의금부도사(義禁府都事)
삼남 : 김잠선(金潛善), 찰방
사남 : 김종선(金從善), 통덕랑
오남 : 김락선(金樂善)
사위 : 권래(權來, 본관 안동), 군자감정
사위 : 이유도(李有道, 본관 진성)
사위 : 이백명(李伯明, 본관 여흥)
사위 : 김시정(金是楨, 본관 의성), 생원
사위 : 이덕랑(李德良, 본관 전의)
사위 : 이우익(李友益, 본관 진성)
김륵 가족 관계
사위 : 이영환(李榮煥)
사위 : 황중준(黃中俊)
김해 (1534년)
김해(金澥, 1534년 ~ 1593년)는 조선 선조 때의 문신이다. 본관은 예안(禮安), 자는 사회(士晦), 호는 운송(雲松)이다.
김해 (1534년) 생애
1564년(명종 19년)에 과거에 급제하여 형조좌랑, 사헌부 지평, 밀양 도호부사 등을 역임하였다.
1592년에 임진왜란이 발발할 때 상주 목사로 있었는데, 상주 전투 초기에 관아를 비웠으나 음력 11월에 상주 판관 정기룡(鄭起龍)과 함께 상주성을 탈환한 후 이듬해 초에 둘째 아들 김경원(金慶遠)과 함께 순절하였다.
임진왜란이 끝난 후에 선무원종일등공신에 추록되고 승정원 도승지로 증직되었다. 또 1695년에 이조참판이 가증되었다. 공주 우정면 내산리에 충신효자 정려각이 있다.
정치적 위험보험
정치적 위험보험은 해외에서 영업하는 기업체를 전쟁, 혁명, 몰수, 화폐 교환 불능과 기타 정치적 분규에 의한 손실을 보장하는 보험이다.
정치적 위험보험 내용
몰수, 수용, 국유화
회사나 개인의 자산을 외국 정부의 몰수, 수용, 국유화로 인하여 생기는 손실로부터 보장해준다.
보장받을 수 있는 자산은 이동이나 고정물이며 다음과 같다. 건축물, 제품목록, 은행계좌, 선불된 물건, 어음, 개인소유의 휴양주택, 그리고 해외주재원의 개인 소지물등이다. 보장은 자산별로 또는 세계적 여러자산 별로 나누어 살 수 있으며 국가별 한도, 총액한도의 제한을 받는다.
계약필요요건 보험
계약이 외국정부로부터 인준을 받지 못할 경우 생기는 비용으로부터 도급자나 다른 종류의 사업체를 보호하기 위한 보험보장이다. 예를 들면 도급자가 외국정부의 인준전에 건설을 시작하였는데 인준이 실패하면서 생기는 비용들을 보상해준다.
계약 불이행
외국정부가 계약내용이나 약관을 따르지 않을 경우 피보험자에 보상을 보험이며 다음과 같은 경우가 이에 해당한다.
불공정한 이행청구
외국정부가 불공정 이행청구를 요구하는 경우 수출업자(계약약관과 조항을 잘 이행하는 경우)를 보호하기위한 보험이다. 예로 이란의 국왕 샤가 축출되고 이란의 신 정부는 미국에 대한 적대심의 표현으로 미국 수출업자와 도급자에게 이행청구를 요구하였다.
김약련
김약련(金若鍊, 1730년 ~ 1802년)은 조선 정조 때의 문신이다. 본관은 예안, 자는 유성(幼成), 호는 두암(斗庵), 인수(忍叟)이다.
1774년(영조 50년)에 생원이 되고 그해 문과 과거험에 급제하였으나, 1776년(정조 즉위년)에 사도세자의 죽음과 관련된 일련의 상소에 연루되어 삭주로 유배되고 관직 진출이 제한되었다. 1793년(정조 17년)에 벼슬실이 다시 열려 성균관 전적, 병조 좌랑, 병조 참의, 승정원 좌부승지 등을 역임하였다.
효부전 5편, 열녀전 7편, 동물전 3편 등 국문학사에 연구 가치가 있는 글을 남겼다. 특히 동물전은 순수한 문예창작물이다. 이밖에 10권 5책으로 된 문집 《두암집》(斗庵集)이 있다.
김약련 가족 관계
고조모 : 광산(光山) 김씨(金氏) - 김석중(金錫重)의 딸
증조부 : 생원 김동주(金東柱), 양자
증조모 : 경주(慶州) 이씨(李氏) - 도사 이영갑(李英甲)의 딸
조부 : 김원렬(金元烈)
조모 : 전주(全州) 류씨(柳氏) - 진사 류창시(柳昌時)의 딸
부 : 생원 김지(金墀, 1697년 ~ 1750년)
모 : 반남(潘南) 박씨(朴氏) - 생원 박태래(朴泰來)의 딸
형 : 김호련(金虎練, 1718년 ~ 1799년), 첨지중추부사
형수 : 진성(眞城) 이씨(李氏) - 통덕랑 이임겸(李仁兼)의 딸
본인 : 김약련
아내 : 순천(順天) 김씨(金氏) - 김만채(金萬采)의 딸
첫째아들 : 김영충(金永忠, 1760년 ~ 1795년), 통덕랑
첫째며느리 : 진주(晉州) 강씨(姜) - 강도(姜櫂, 1743년 ~ 1801년)의 딸
손자 : 김락재(金樂在) - 양자 (셋째아들 김영덕의 장자)
둘째아들 : 김영서(金永恕) - 양자로 감
둘째며느리 : 함창(咸昌)권씨(權氏) - 통덕랑 권박(權樸)의 딸
셋째아들 : 김영덕(金永悳, 1766년 ~ 1798년), 통덕랑
셋째며느리 : 옥산(玉山) 장씨(張氏) - 장태영(張泰永)의 딸
첫째딸 : 사위 이재순(李載淳)
김약련 가족 관계
둘째딸 : 사위 황수한(黃秀漢)
누이 : 매제 이인태(李寅泰), 생원
숙부 : 지평 김위(金㙔, 1709년 ~ 1789년), 호 갈수헌(渴睡軒)
주계열
주계열(主系列, 영어: main sequence)은 천문학에서 항성의 색등급도상에 나타나는 연속적이며 독특한 별의 띠를 말한다. 주계열은 색등급도에서 오른쪽 아래에서 왼쪽 위를 크게 가로지르며, 주계열 위에 위치한 별을 주계열성(主系列星, main sequence star) 또는 왜성(矮星, dwarf star)이라고 부른다. 주계열은 대부분 항성의 일생에서 가장 긴 시간을 차지하는 진화 단계이며, 주계열성은 수소 핵융합으로 헬륨과 에너지를 만들어낸다. 인간으로 치면 청장년기에 해당한다.
주계열
주계열은 상위 부분과 하위 부분으로 나뉘는데, 이는 주계열성이 에너지를 형성하는 주된 과정의 차이에 따른 구분이다. 질량 1.5 M☉ 이하의 별들은 양성자-양성자 연쇄 반응을 주로 사용해 핵융합을 하고, 이 별들이 하위 부분에 해당한다. 질량이 그보다 큰 상위 부분의 주계열에서는 주로 탄소, 질소, 산소를 촉매로 사용해 핵융합을 하는 CNO 순환으로 핵융합을 한다. 1.5 M☉ 이상의 주계열성들은 중심핵에서 대류가 일어나(대류핵) 헬륨이 위쪽으로 끌려 올라간다. 1.5 M☉ 이하에서는 중심핵 주위에서는 복사만 일어나고 표면 근처에서만 대류가 일어난다. 별의 질량이 줄어들수록 별의 외피층의 부피에서 대류층이 차지하는 비율이 커지고, 0.4 M☉ 이하의 주계열성들은 별의 부피 전체에서 대류가 일어난다. 중심핵에서 대류가 일어나지 않는 주계열성의 경우, 헬륨이 풍부한 핵 주위로 수소의 껍질이 형성된다.
대체로 항성의 질량이 클수록 주계열에 머무르는 기간이 짧아진다. 핵의 수소가 모두 연소된 뒤 별은 진화하여 주계열을 벗어난다. 그 뒤 별이 어떻게 진화하는지는 질량에 따라 결정된다. 0.26 M☉ 이하의 항성들은 바로 백색왜성이 되고, 0.26 M☉ ~ 8 M☉의 항성들은 적색 거성을 거쳐 백색왜성이 된다. 그보다 질량이 큰 별들은 초신성 폭발을 일으킨 후 별의 질량에 따라서 중성자별 혹은 블랙홀을 형성한다.
주계열 주계열 연구의 역사
20세기 초, 항성의 거리 및 유형에 대한 정보가 보다 풍부해졌다. 별들의 스펙트럼은 여러 구분되는 특징들을 보여주었으며, 이에 따라 항성을 분류하게 되었다. 하버드 대학교 천문대의 애니 점프 캐넌과 에드워드 찰스 피커링은 현재 하버드 분류법이라고 불리는 분류법을 개발해 1901년 《하버드 연감》에 게재했다.
1906년, 덴마크 천문학자 아이나르 헤르츠스프룽은 포츠담에서 가장 붉은 별들(하버드 분류법에서 K형, M형에 해당하는)을 두 가지로 나눌 수 있다는 것을 발견했다. 한 무리는 태양보다 훨씬 밝았고, 또다른 한 무리는 태양보다 훨씬 어두웠다. 이 두 무리를 구분하기 위해 헤르츠스프룽은 "거성"과 "왜성"이라는 용어를 고안했다. 이듬해 헤르츠스프룽은 성단 연구를 시작했다. 성단은 많은 양의 별들이 한데 모여있기에 지구에서 그 별들까지의 거리가 근사적으로 같다고 상정할 수 있다. 그는 별의 색과 광도 사이의 관계를 그래프로 그렸고, 그 결과 하나의 연속적인 집합 형태가 매우 두드러지게 나타났다. 헤르츠스프룽은 이 형태를 "주계열"이라고 명명했다.
주계열 주계열 연구의 역사
헤르츠스프룽이 관측한 붉은 별들 중, 왜성들은 러셀이 발견한 분광형-광도 관계를 따랐다. 하지만 거성들은 왜성들보다 훨씬 밝았기에 같은 관계를 따르지 않았다. 러셀은 “거성들은 밀도가 낮거나 표면밝기가 클 것이고, 왜성들은 그 반대일 것”이라는 추측을 제기했다.
1933년, 벤그트 스트룀그렌이 광도-분광형 도표를 "헤르츠스프룽-러셀도표"라고 부르자고 제안했다. 이 용어는 이 기법을 헤르츠스프룽과 러셀이 동시에 발전시켰음을 반영하는 것이다.
1930년대에는 항성의 진화에 관한 모형이 개발되었다. 균일한 화학적 조성을 갖는 항성들에서, 항성의 질량과 광도 및 반경 사이에 상관관계가 존재한다는 것이 밝혀졌다. 즉 항성의 조성과 질량이 주어지면, 그 항성의 반경과 광도는 하나로 결정된다는 것이다. 이것을 하인리히 보그트와 헨리 노리스 러셀의 이름을 따서 보그트-러셀 정리라고 한다. 이 정리에 따라 항성의 화학적 조성과 주계열에서의 위치를 알면 항성의 질량과 반경을 알아낼 수 있다(다만 조성이 불균일한 별들에 대해서는 이 정리가 성립하지 않음이 이후에 밝혀진다).
주계열 주계열 연구의 역사
1943년 W. W. 모건과 P. C. 키넌이 항성분류법을 개정하였고, 이걸 모건과 키넌의 이름을 따서 모건-키넌 분류, 또는 MK 분류라고 한다. MK 분류는 항성 각각에게 분광형(하버드 분류법에 기초한) 및 광도등급을 배정했다. 하버드 분류법은 수소선의 세기에 따라 별들에게 서로 다른 글자들을 배정했는데(그때는 아직 스펙트럼과 온도 사이의 관계가 밝혀지기 전이었다), 항성의 온도에 따른 정렬을 한 뒤 중복되는 것들을 제거하고 나자 푸른색에서 붉은색으로, 즉 파장이 짧은 순서로 O, B, A, F, G, K, M이라는 분광형들이 정립되었다. 광도등급은 광도가 큰 것을 I로 시작해서 어두워지는 순으로 V까지 분류했다. 주계열 위의 항성들은 광도등급 V에 해당한다.
주계열 주계열성의 탄생
성간매질의 기체와 먼지로 이루어진 거대분자운이 진즈 불안정성에 의해 붕괴되면 원시별이 형성된다. 원시별의 초기 조성은 수소 70%, 헬륨 28%, 나머지 그외 원소들로 대체로 균질하다. 항성의 초기질량은 분자운 속에서 원시별 주위의 환경에 의해 결정된다. 새로 형성된 항성의 질량 분포는 초기질량함수에 의해 경험적으로 기술된다. 이 최초의 질량붕괴에서 전주계열성이 중력 수축으로 에너지를 형성한다. 수축이 계속되어 적절한 밀도에 도달하면, 중심부에서 수소를 헬륨으로 전환하는 발열성 핵융합 작용을 통한 에너지 생성이 시작된다.
수소 핵융합이 지배적인 에너지 생성과정이 되고, 중력수축으로 인한 초과 에너지가 사라지면, 항성은 헤르츠스프룽-러셀도표(HR도표)에서 "표준 주계열"이라고 하는 곡선 위에 위치하게 된다. 천문학자들은 이 단계를 "영년주계열"(zero age main sequence; ZAMS)이라고 부르기도 한다. ZAMS 곡선은 항성이 수소 핵융합을 시작하는 지점의 성질에 대한 컴퓨터 모델을 사용해 계산할 수 있다. 이 지점부터 항성의 밝기와 표면온도는 나이를 먹음에 따라 점차 증가한다.
주계열 주계열성의 탄생
항성은 주계열의 처음 위치에 머물러 있다가, 유의미한 양의 수소가 중심핵에서 소모되면 광도가 크게 진화하기 시작한다. HR도표상에서는 주계열의 오른쪽 위로 움직인다는 것이다. 즉 주계열은 항성의 전체 수명에서 수소를 태우는 단계를 대표한다.
주계열 주계열의 성질
색등급도상의 항성 대다수는 주계열 곡선을 따라 분포한다. 이 곡선이 이렇게 선명하게 나타나는 것은, 중심핵에서 수소를 태우는 동안 항성의 분광형과 광도가 모두 항성의 질량에 의해 결정(적어도 0번째 근삿값에 따라)되기 때문이다. 거의 모든 항성들이 수명 중 "활동적인" 기간을 이 시기에 보낸다.
항성의 온도는 광구의 플라스마의 물리적 성질에 영향을 미쳐 분광형을 결정한다. 파장에 대한 함수로 나타나는 항성의 에너지 방출은 온도와 화학조성 모두에 영향을 받는다. 이 에너지 분포에 대한 주요 지표는 색지수 이다. 이것은 청색 대역()과 황록색 대역()에서 각각 측정한 별의 실시등급의 차이이다. 이 등급의 차이는 항성의 온도에 대한 정보를 제공한다.
주계열 왜성
주계열성을 "왜성"이라고 부르기도 하지만, 이 용어는 과학적이라기보다 다소 역사적인 용어이며, 혼란을 일으킬 소지가 있다. 온도가 낮은 주계열성, 즉 적색왜성, 주황색왜성, 황색왜성들은 확실히 같은 색의 다른 별(적색거성, 황색거성)들보다 크기가 작고 덜 밝다. 하지만 온도가 높은 청색 및 백색 별들의 경우, 주계열 위에 있는 소위 "왜성"들과 주계열을 벗어난 소위 "거성"들의 크기 및 밝기 차이가 그렇게 크지 않다. 그런 별들의 경우 스펙트럼선을 살펴 주계열에 있는지 아닌지를 보아 "왜성" 또는 "거성"을 구분한다. 하지만 그래도 청색 "왜성"들은 같은 색(즉 같은 온도)의 "거성"들과 크기 및 온도가 거의 같다는 점은 변함이 없다.
주계열성을 가리키는 말로 "왜성"이라는 용어를 사용하는 것은 또 다른 방향으로 혼란을 일으킬 수 있는데, 주계열성이 아닌 왜성들이 존재하기 때문이다. 예컨대 죽은 별의 찌꺼기인 백색왜성은 주계열성보다 훨씬 작아 크기가 대략 지구 정도이다.
주계열 항성 매개변수
항성을 이상적 에너지 복사체인 흑체로 가정하면, 광도 과 반경 , 유효온도 사이에 슈테판-볼츠만 법칙이 성립한다.
이때 는 슈테판-볼츠만 상수이다. HR도표상에서 별의 위치를 보면 광도를 알 수 있으므로, 이 법칙을 사용해 반경을 계산할 수 있다.
항성의 질량, 반경, 광도는 상호 연관되어 있으며, 각각의 값은 다음의 세 법칙을 통해 대략적으로 알아낼 수 있다.
아래 표는 주계열성에 속하는 항성들의 전형적인 물리적 수치를 싣고 있다. 광도 (L), 반지름 (R), 질량 (M)은 태양의 수치를 1로 기준한 값이다. 다만, 실제 수치는 아래 기재된 값과 20~30퍼센트 정도 차이가 있을 수 있다. 각 셀의 색은 항성 광구의 색을 근사하게 표현한 것으로, 이는 유효 온도의 함수 중 하나이다.
주계열 에너지 생산
모든 주계열성에는 핵융합 반응이 일어나는 중심핵이 있다. 이런 중심핵의 온도와 밀도는 항성의 나머지 부위를 지탱할 수 있게 해 주는 에너지 생산 과정이 지속될 수 있을 수준으로 유지된다. 에너지 생산량이 줄어들면 중심핵은 압축되고 핵융합 반응 속도는 빨라져서 온도와 압력이 상승한다. 마찬가지로 에너지 생산량이 늘어나면 항성은 팽창하게 되며 중심핵에 가해지는 압력은 줄어든다. 항성은 이와 같이 주계열 상태에 머무를 동안 정역학적 평형 상태를 유지한다.
천문학자들은 주계열을 상위와 하위 부분으로 나누는데, 그 기준은 중심핵에서의 핵융합 방법의 차이이다. 상위 부분에 해당되는 항성은 중심부에서 수소를 태워 헬륨으로 만들 때 CNO 순환을 사용할 정도로 충분한 질량을 지니고 있다. CNO 순환에서 탄소, 질소, 산소 원자는 융합 과정에서 중간 단계물로 사용된다. 하위 부분의 항성은 중심부에서 CNO 순환 대신 양성자-양성자 연쇄를 일으키는데, 수소를 여러 단계에 걸쳐 직접 융합하여 헬륨으로 바꾼다.
주계열 에너지 생산
중심핵 온도가 1800만 켈빈에 이르면 CNO 순환과 양성자-양성자 연쇄 모두 효율적인 융합 방법이 된다. 이 정도 온도가 생성될 수 있는 항성의 덩치는 태양질량의 약 1.5배이다. 따라서 상위와 하위로 나뉘는 경계선은 1.5 M☉이 된다. 거칠게 나누면 분광형 F형 및 그보다 차가운 별들이 하위 주계열성이고, 분광형 A형 및 그보다 뜨거운 별들이 상위 주계열성이다. 태양(1 M☉)의 경우 CNO 순환으로 생성되는 에너지는 전체의 1.5%에 불과하다. 반면 1.8 M☉ 이상의 별들은 에너지의 거의 전체를 CNO 순환으로 생성한다.
주계열성의 질량 상한은 100 ~ 200 M☉이다. 이 한계의 이론적 설명은, 이보다 질량이 큰 별들은 안정을 유지할 수 있을 정도로 빨리 에너지를 복사하지 못하고, 그 결과 안정한 한계에 도달할 때까지 넘치는 질량이 맥동의 형태로 방출된다는 것이다. 한편 하한은 0.08 M☉로, 이보다 질량이 작으면 양성자-양성자 연쇄 반응이 일어날 수 없다. 그래서 핵융합을 하지 못하는 준항성체들을 갈색왜성이라고 한다.
주계열 주계열성의 내부 구조
중심핵과 표면(다시 말하면 광구)의 온도 차가 있기 때문에 에너지는 중심부에서 생산된 뒤 바깥쪽으로 흘러나간다. 에너지가 흘러나가는 방식에는 크게 복사와 대류 두 가지가 있다. 복사층에서는 에너지가 복사를 통해 전달되며, 대류층에 비해 상대적으로 안정되어 있으며 플라즈마가 섞이는 일은 거의 없다. 반대로 대류층에서 에너지는 플라즈마 덩어리가 뭉쳐서 에너지가 전달되며, 뜨거운 물질은 상승하고 차가운 물질은 가라앉는다. 대류는 복사보다 에너지를 전달하는 데 보다 효율적인 방법이기는 하나, 온도 그래디언트가 가파를 경우에만 발생한다.
질량이 큰 별에서 CNO 순환에 따른 에너지 생산 빈도는 온도에 매우 민감하기 때문에 융합 작용은 중심핵 부위에 대부분 쏠려 있다. 따라서 중심부에는 높은 온도 그래디언트가 형성되며, 이로 인해 대류 작용이 중심핵 부위에서 우세하게 된다. 핵 부위에서 물질이 섞임으로 말미암아 중심핵 부분의 수소 연소 지대에서 헬륨은 제거되며, 주계열 단계 동안 더 많은 양의 수소가 태워질 수 있도록 만든다. 질량이 큰 별의 바깥쪽 부분은 에너지를 복사를 통해 전달하며, 대류 작용은 거의 없거나 아예 없다.
주계열 주계열성의 내부 구조
중간 정도 질량의 별에서 시리우스나 포말하우트 같은 A 분광형의 항성은 에너지를 복사 작용에 의해서만 전달한다. 태양처럼 중간 정도 질량 또는 질량이 작은 별들은 대류층에 비해 안정된 중심핵이 있으며, 대류층은 표면 근처에 존재한다. 대류층은 외부층을 잘 섞지만 항성 내부에 있는 수소를 소비하는 데는 그다지 효율적이지 못하다. 이로 인해 수소가 풍부한 외부층에 둘러싸인 헬륨이 풍부한 중심핵 지대가 형성된다. 반대로 차갑고 질량이 작은 적색 왜성과 같은 별들은 내부 전체가 대류층으로 이루어져 있다. 따라서 중심핵에서 생산된 헬륨은 항성 내부 전체에 대류 작용을 통해 골고루 섞여서 내부가 균일한 상태로 유지될 수 있게 하며, 별은 오랫동안 주계열 상태를 유지하게 된다.
주계열 광도-색 변화
융합 작용을 하지 않는 헬륨의 재가 항성의 중심부에 쌓일수록, 항성 질량에 대비하여 점차 줄어드는 수소의 양 때문에 핵융합 작용의 빈도가 줄어들게 된다. 이를 보완하기 위해 핵의 온도와 압력은 서서히 증가하며, 이는 전반적인 항성의 융합 작용 빈도를 증가시킨다(항성 내부에서 더 커져 가는 밀도를 감당하기 위해). 이로 인해 항성은 시간이 지나면서 밝기와 반지름이 점차 커지게 된다. 예를 들면 태양이 처음 태어났을 때의 밝기는 지금의 70퍼센트 수준에 불과했다. 항성이 나이를 먹으면서 이렇게 광도가 증가한 결과, HR도표 상에서 위치가 변하게 된다. 그래서 주계열은 하나의 선이 아니라 다소 넓은 띠의 형태로 나타난다. 관측된 항성들이 진화의 각 단계에 무작위적으로 분포하기 때문이다.
주계열 광도-색 변화
HR도표 상에서 주계열이 넒은 띠로 나타나는 다른 이유로는 항성까지의 거리의 불확실성과 분해되지 않은 쌍성이 존재해 별의 성질에 영향을 미쳤을 가능성 등이 있다. 하지만 완벽한 관측을 수행해도 주계열은 퍼진 띠로 나타날 것이다. 왜냐하면 항성의 질량은 색과 광도를 결정하는 유일한 변수가 아니기 때문이다. 몇 가지 예를 들어보면, 별의 화학적 조성, 진화 상태, 쌍성일 경우 동반성과의 상호작용, 빠른 자전, 자기장 등이 작용해 주계열성의 HR도표상 위치를 근소하게 변화시킬 수 있다. 예컨대 주계열 바로 아래에 위치한 준왜성들이 있는데, 얘들은 주계열성과 마찬가지로 중심핵에서 수소 핵융합을 하지만 금속이 빈곤하기 때문에 주계열성보다 광도가 떨어진다.
HR도표상에서 거의 수직한 모양을 나타내는 불안정띠라는 구역이 있다. 이 구역에는 세페이드 변광성이라고 알려진 맥동변광성들이 위치해 있다. 이 항성들은 일정한 주기를 갖고 등급이 변한다. 불안정띠는 주계열의 A형 및 F형(질량 1 ~ 2 M☉)과 교차한다. 주계열과 교차하는 이 부분의 맥동변광성을 방패자리 델타형 변광성이라고 부른다. 이 위치의 주계열성들은 등급 변화가 매우 작고, 그래서 그 차이를 감지하기 어렵다. 불안정한 주계열성, 예컨대 세페우스자리 베타형 변광성 같은 것들은 이 불안정띠와는 상관관계가 없다.
주계열 수명
항성이 수소 핵융합을 통해 생성할 수 있는 에너지의 총량은 중심핵에서 소모되는 수소의 양에 의해 제한된다. 별이 평형을 유지하려면, 핵에서 생성되는 에너지의 양은 표면에서 방출되는 에너지의 양과 같아야 한다. 광도는 단위시간당 방출되는 에너지의 양으로 정의되므로, 별의 수명은 총 에너지를 광도롤 나누면 대충 구할 수 있다.
질량 0.5 M☉ 이상의 별들은 중심핵의 수소가 소진되면 팽창해 적색거성이 되고, 그 이후 헬륨 핵융합을 해서 탄소를 형성한다. 헬륨 핵융합으로 인해 생성되는 단위질량당 에너지는 수소 핵융합으로 인해 생성되는 그것의 10분의 1 정도에 불과한데, 별이 팽창함에 따라 별의 광도는 증가한다. 즉 헬륨 핵융합 단계는 주계열 단계와 비교해 그 기간이 훨씬 짧다(예컨대 태양의 수소 핵융합 시간은 120억 년 정도이고, 헬륨 핵융합 시간은 1억 3천만 년 정도이다). 즉 지금까지 발견된 질량 0.5 M☉ 이상인 별들의 90%는 주계열 위에 위치하고 있다. 평균적으로, 주계열성들은 경험적인 질량-광도 관계를 따르는데, 광도 은 총질량  사이에 의 멱법칙을 갖는다. 이 관계는 질량 0.1 ~ 50 M☉의 주계열성들에 대하여 성립한다.
주계열 수명
핵융합을 할 수 있는 수소 연료의 양은 항성의 총질량에 비례할 것이다. 고로 항성이 주계열 위에 머무르는 시간(또는 수명)은 이것을 태양의 진화 모형과 비교함으로써 추산할 수 있다. 태양이 주계열에 머무르는 시간은 대략 1010 년이므로,
가 성립한다. 이때 과 은 수명을 구하려는 별의 질량과 광도이고, M☉과 은 태양의 질량과 광도, 는 별의 주계열 수명이다.
질량이 큰 별은 연료로 태울 수 있는 수소도 많아서 더 오래갈 것 같지만, 질량이 증가함에 따라 방출하는 에너지(즉 광도)가 더 커지기 때문에 질량이 클수록 수명은 오히려 줄어든다. 가장 질량이 큰 별들은 주계열에 불과 수백만 년 밖에 머물러있지 못하는 데 비해, 질량이 태양의 10분의 1 정도인 별은 1조 년 이상 주계열에 머물러 있을 수 있다.
주계열 수명
정확한 질량-광도 관계는 중심핵에서 표면으로 에너지가 얼마나 효율적으로 전달되는지에 의해 결정된다. 불투명도가 높으면 단열 효과로 인해 중심핵에 에너지가 많이 남아있고, 별이 정역학적 평형을 유지하기 위해 생산해야 하는 에너지의 양은 적다. 한편 불투명도가 낮으면 에너지가 별 바깥쪽으로 빠르게 탈출하기에 별은 평형을 유지하기 위해 더 많은 에너지를 생산해야 한다. 그런데 불투명도가 일정 이상 높아지면 대류를 통한 에너지 전달이 일어나고, 이로 인해 평형 유지 조건이 변한다.
질량이 큰 주계열성에서, 불투명도는 전자산란에 의해 지배된다. 전자산란은 온도 상승에 관계없이 거의 일정하고, 광도는 질량의 제곱에만 비례해 증가한다. 질량이 10 M☉ 이하인 별들의 경우 불투명도가 온도에 의존적이 되고, 광도는 별의 질량의 대략 네제곱에 비례해 변화하게 된다. 질량이 매우 작은 별들에서는 대기의 분자들도 불투명도에 영향을 미친다. 질량 0.5 M☉ 이하의 별에서는 광도가 질량의 2.3제곱으로 변한다. 이상을 종합하여 질량 대 광도 그래프를 그리면 오른쪽과 같은 형태가 된다. 상술한 세분화는 근사의 결과일 뿐이지만, 그래도 질량-광도 관계는 별의 조성에 의해 크게 좌우될 수 있다.
주계열 진화 궤적
주계열성이 중심핵의 수소를 모두 소진하면 별의 바깥쪽으로 향하는 에너지 압력이 상실되고, 이에 따라 자체중력으로 인한 붕괴가 일어난다. 질량 0.23 M☉ 이하인 항성은, 중심핵의 수소 핵융합이 멈추면 바로 백색왜성이 될 것으로 생각된다. 질량이 그보다는 크고 10 M☉보다는 작은 항성은, 헬륨핵을 둘러싼 수소가 연소하면서 수소껍질을 형성한다. 그 결과 별의 외피층이 팽창하고 온도가 뚝 떨어져 적색거성이 된다. 이제 별은 주계열을 이탈해 거성열에 진입한다. 별이 색등급도 위에서 이동하는 궤적을 따라가면, 주계열의 오른쪽 위로 움직이는 것을 볼 수 있으며, 그 궤적을 진화궤적이라고 한다.
주계열 진화 궤적
적색거성의 헬륨핵은 계속 붕괴하여 전자 축퇴압으로 유지되는 상태가 된다. 질량 0.5 M☉ 이상의 항성의 경우,
중심핵의 온도가 높아져 삼중 알파 과정을 통해 헬륨을 탄소로 핵융합할 수 있게 된다.
질량 5 ~ 7.5 M☉ 이상의 항성은 탄소보다 더 높은 원자번호의 원소들도 핵융합할 수 있다.
질량 10 M☉ 이상의 항성들은 핵융합이 계속된 결과 철까지 핵융합하고, 더 이상 핵융합을 할 수 없는 밀도가 매우 치밀한 중심핵을 형성한다. 그 중심핵은 중력 붕괴를 일으켜 바깥 층을 날려보내는데, 이것이 II형 초신성 또는 Ib형 초신성, Ic형 초신성에 해당한다.
성단의 별들은 동시에 형성되었다고 가정하면, 그 별들 각각의 수명은 각 별의 질량에 따라 결정된다. 가장 무거운 별들이 주계열을 먼저 떠나 거성으로 진화하고, 질량이 그보다 작은 별들이 점차적으로 주계열을 떠난다. 그래서 별들이 주계열을 떠나서 꺾이는 지점이 색등급도상에 나타나게 되는데, 이 점을 전환점이라고 한다. 전환점 위에 떨어지는 별의 주계열 수명을 알아내면 성단의 나이를 추산할 수 있다.
아르크투루스
아르크투루스(Arcturus, α Boötis, 발음:[ɑrkˈtjʊərəs]) 또는 대각성(大角星)은 봄 밤하늘에 보이는 별자리 중 하나인 목동자리의 알파별로, 밝기는 -0.05등급으로 목동자리에서는 가장 밝고, 북쪽 하늘에서는 가장 밝은 별이며, 전 하늘을 통틀어 -1.5등급인 시리우스와 -0.7등급인 카노푸스 다음으로 세 번째로 밝은 별이다. (물론 -0.3등급인 알파 센타우리가 더 밝지만, 알파 센타우리는 리길 켄타우루스와 톨리만으로 구성된 쌍성이라서 두 별의 별 빛이 합쳐졌다고 볼 수 있다.) 동아시아의 별자리에서는 항수(亢宿)에 속한 대각(大角)으로 불렸다.
처녀자리의 알파별 스피카, 북두칠성의 마지막 별 알카이드(베네트나쉬)와 함께 봄의 대곡선을 이룬다. 또한 스피카와 사자자리 베타별 데네볼라와 함께 봄의 대삼각형을 이룬다. 아르크투루스는 적색 거성에 속하며, 국부 성간 구름 내부에 위치해 있다.
아르크투루스 물리적인 특성
아르크투루스는 분광형 K1.5IIIpe의 오렌지색 거성이다. 분광형 옆에 붙은 pe는 '특이 방출(peculiar emission)'의 약자로, 이는 별에서 나오는 스펙트럼이 특이한 양상을 보여주며 방출선이 강하게 나타난다는 의미이다.또한 아르크투루스에서 10.6 µm 파장의 헤테로다인이 검출되기도 했었다.이와 같은 양상은 아르크투루스 같은 거성에서 그리 드문 현상은 아니지만, 유달리 아르크투루스에서 더 강하게 발견된다. 아르크투루스의 반지름은 태양의 26배 정도, 밝기는 태양의 110배 정도이다. 그러나 아르크투루스는 적외선 영역에서 많은 에너지를 발산하기 때문에 모든 영역을 고려한 밝기는 태양의 180배까지 증가한다. 큰 부피에 비해 가시광선 영역에서 상대적으로 덜 밝은 이유는 별 표면 온도가 태양보다 낮아서 발광효율이 낮기 때문이다.
아르크투루스 물리적인 특성
아르크투루스는 지구 근처 1등성들 중 센타우루스자리 알파에 이어 두 번째로 빠른 고유 운동을 보여준다. 아르크투루스는 현재 태양과 가장 가까운 위치에 오기 직전이며, 태양계에 대하여 초속 122킬로미터로 움직이고 있다. 아르크투루스는 52개의 다른 별들과 무리를 지어 우주 공간을 이동하고 있는 것으로 보인다.
아르크투루스의 질량은 정확하게 알려지지는 않았으나, 태양과 비슷한 것으로 보인다. 아르크투루스는 태양보다 나이가 조금 더 많은 것으로 보인다. 태양은 나이를 먹으면서 아르크투루스와 흡사한 진화 과정을 밟게 될 것이다.
아르크투루스 행성 존재 여부
히파르코스 위성 관측 프로젝트에서 아르크투루스는 주인별 밝기의 약 20분의 1 정도 되는 짝별을 거느리고 있으며, 현재 관측 기술로 겨우 구별해 낼 수 있을 정도로 주인 별에 가까이 붙어 돌고 있다고 추측했다. 그러나 지금까지 연구 결과는 히파르코스 자료가 짝별이 존재할 가능성을 남겨 놓았음에도 불구하고 확실하게 짝별의 존재가 검증되지 않았다.
1993년 알데바란, 아르크투루스, 폴룩스의 시선속도를 측정하여 아르크투루스가 긴 주기의 시선속도 변화를 보임을 찾아냈고 이는 '준항성 동반천체'로 해석이 가능했다. 예상되었던 질량은 최소 목성의 12배 정도이며 별과 떨어진 거리는 지구~태양 거리와 비슷한 1.1 천문단위였다. 그러나 나머지 두 별에서 나온 자료도 비슷하여 결과적으로 세 별 모두 슈퍼목성을 거느리고 있다는 추정이 가능했다. 결국 행성의 존재로 의심했던 시선속도의 흔들림은 동반천체의 중력 때문이 아니라 항성 내부의 활동 때문인 것으로 결론이 났다. 지금까지 아르크투루스 주변을 도는 것으로 검증된 행성은 아직 없다.
아르크투루스 이름의 유래 및 관련 문화
아크투르스라는 명칭은 고대 그리스어 Αρκτοῦρος에서 왔으며 '곰의 수호자'라는 뜻이다. 이는 아크투르스가 큰곰자리와 작은곰자리 근처에 있는 별들(목동자리) 중 가장 밝다는 속성과 잘 어울리는 이름이다.
아랍어로는 아스-시마크 아르-라미(السماك الرامح)로 불렸으며 이는 '창을 쥐고 있는 자의 다리'라는 뜻이다. 이 발음은 고대에 아라멕, 아지메크 등으로 바뀌어 불리기도 했다. 제프리 초서가 1391년 집필한 Treatise on the Astrolabe에는 알라미라는 이름으로 수록되어 있다. 하리스 아스-사마(حارس السماء)라는 이름도 있는데, 이는 '하늘의 파수꾼'이라는 뜻이다.
동양에서 아르크투루스를 부르는 명칭 대각성(大角星)은 한자 뜻 그대로 용의 큰뿔이라는 뜻이며 천왕(天王)의 자리라고 생각했다.
흠정역 성서의 욥기에 아크투르스가 두 군데 언급되어 있다.
카펠라
좌표:  05h 16m 41.3591s, +45° 59′ 52.768″
카펠라
카펠라는 마차부자리에서 가장 밝은 별이다. 밤하늘에서 여섯 번째로 밝고 북반구 밤하늘에서는 아크투루스와 베가 다음으로 세 번째로 밝다. 별의 이름 카펠라(Capella)는 '새끼 염소'라는 뜻으로, 라틴어로 염소를 뜻하는 capra의 지소사(새끼를 나타내는 단어)에서 유래한 것이다. 별자리 내에서 가장 밝기 때문에 바이어 명명법으로 마차부자리 알파(α Aurigae, α Aur)로 표기한다. 맨눈으로는 홑별처럼 보이나 사실은 밝은 별 두 개와 어두운 별 두 개가 각각 쌍성을 구성하고, 이 두 계(系)가 다시 서로에 대해 공전하는 복잡한 구조이다. 두 쌍성 중 첫째 계는 분광형 G의 거성 두 개로 구성되어 있으며 둘 다 반지름이 태양보다 10배 정도 크다. 이들은 각각 카펠라 Aa, 카펠라 Ab로 불리며 주계열 단계를 벗어나 부풀어올라 적색 거성으로 진화하는 단계에 있는 것으로 보인다. 둘째 계는 적색 왜성 두 개로 구성되어 있으며 둘 다 질량이 각각 태양의 절반 수준이다. 이들은 각각 카펠라 H, 카펠라 L로 불린다. 망원경 시야상 이들 근처에는 카펠라 C~G, I~K로 명명된 항성들도 있으나 근처에 있는 것처럼 보일 뿐 카펠라 A, HL과는 관계없는 천체들이다. 카펠라 계와 지구와의 거리는 상대적으로 가까워 42.2 광년(12.9 파섹) 정도이다.
카펠라 관측 역사
릭 천문대 소속이었던 윌리엄 캠벨은 분광사진기를 이용하여 카펠라를 관측하여 1899년 이 별이 쌍성계임을 공표했다. 그는 1896년 8월부터 이듬해 2월까지 찍은 사진건판을 대조하던 중, 9월과 10월 사이 도플러 이동이 푸른 색으로 나타났다가 11월부터 2월까지는 붉은 색으로 나타남을 발견했다. 여기에서 그는 지구에서 볼 때 카펠라 계 구성원이 가까워졌다가 멀어지는 것을 반복하고 있고 서로를 돌고 있음을 알아냈다. 캠벨과 거의 동시기인 1899년 7월 영국 천문학자 휴 뉴얼은 캠브리지 소재 25인치 망원경에 장착된 4프리즘분광기로 찍은 스펙트럼을 조합하여 관찰했고, 여기에서 카펠라가 쌍성계라는 결론을 내렸다.
카펠라 관측 역사
이후 여러 관측자들은 카펠라 성계의 구성원을 분리하여 상(傷)을 얻으려 했으나 성공하지 못했다. 1919년 존 앤더슨과 프랜시스 피스는 윌슨 산 천문대에서 간섭계를 이용하여 카펠라 구성원의 상을 분리하여 촬영하는 데 성공했으며 1920년 전년도 관측자료에 기초하여 두 항성의 궤도 자료를 발표했다. 또 이 관측은 태양계 바깥 천체를 간섭계를 이용하여 측정한 최초 사례이기도 했다. 매우 정교한 궤도자료는 약 80년 후인 1994년 같은 장소인 윌슨 산 천문대에서 마크III 항성간섭계를 이용해 얻었다. 1995년 9월 캠브리지 광학구경합성망원경으로 카펠라를 관측, 광학간섭계로 사진을 찍은 최초의 천체에 이름을 올렸다.
1914년 핀란드 천문학자 랑나르 푸루흐옐름(Ragnar Furuhjelm)은 밝은 분광쌍성을 돌고 있는 동반천체가 있음을 발견했는데, 밝은 쌍성과 고유운동이 비슷했기 때문에 물리적으로 묶여 있을 것으로 추측했다. 1936년 2월 칼 스턴스는 이 어두운 동반천체 자체가 쌍성이라고 주장했으며 같은 해 9월 제러드 카이퍼는 스턴스의 주장을 입증해냈다.
카펠라 가시성
카펠라는 황백색으로 빛나며 대낮에 망원경으로 관측하면 노란 별빛이 푸른 하늘과 대비되어 더욱 또렷하게 보인다. 마차부자리에서 가장 밝은 별이며 밤하늘에서는 여섯 번째, 북반부 하늘에서는 아크투루스와 베가에 이어 세 번째로 밝다. 북위 40도 이북에서 맨눈으로 보이는 별 중에서는 네 번째로 밝다. 21만 년 ~ 16만 년 전에는 겉보기 등급 -1.8로 밤하늘에서 가장 밝게 빛났다. 21만 년 이전에는 겉보기 등급은 약 -1.1이었고 가장 밝은 별은 알데바란이었다. 이 당시 카펠라와 알데바란은 지금보다 가까이 붙어 있었고 북극성처럼 보였을 것이다.
카펠라 가시성
요한 바이어의 1603년 저작 우라노메트리아(Uranometria)에서 카펠라는 마차부의 등 부분이고 '꼬마들'(엡실론, 제타, 마차부자리 에타)로 알려진 별 셋이 그리는 삼각형으로부터 북서쪽으로 수 도 위에 자리잡고 있다. 카펠라는 1등급 별 중 북극에서 제일 가깝다. 위도상 이 별은 남위 44도보다 내려간 곳에서는 지평선 아래로 내려간다. 따라서 뉴질랜드, 아르헨티나, 칠레 최남단과 포클랜드 제도에서는 카펠라를 볼 수 없다. 거꾸로 북위 44도 이북에서는 주극성이 되어 천구북극을 중심으로 하늘을 회전하므로 지평선 아래로 지지 않는다. 따라서 영국과 스칸디나비아 반도 전역, 프랑스와 캐나다 대부분 지역, 미국 최북단에서는 1년 내내 카펠라를 관측할 수 있다. 카펠라와 베가는 천구북극을 가운데 놓고 서로 반대방향에 있어서 두 별 사이에 가상의 선을 그으면 폴라리스 옆을 선이 스쳐 지나가는 것처럼 보인다.
카펠라 가시성
미국은 1962년 9월 20일, 1963년 3월 15일 두 번에 걸쳐 에어로비 로켓을 쏘아올렸다. 첫 번째 기체는 마차부자리 방향으로 적경 05h 09m, 적위 +45°에서 엑스선원을 감지, 확인했다. 엑스선원은 에러 박스 내 있는 카펠라로 확인되었다. 두 번째 로켓은 훨씬 더 수월하게 카펠라의 엑스선 방출을 감지했다. 1974년 4월 5일 카펠라에서 나오는 엑스선을 탐지했는데, 이 날은 항성 엑스선 천문학이 첫발을 내디딘 날로 기록되었다. 이 날 탐사 로켓은 항성 감지기가 카펠라를 향해 탑재체축(payload axis)을 맞추면서 자세제어장치를 미세하게 조정했다. 관측기간에 걸쳐 항성 감지기에 맞춰 조정된 반사거울시스템에 감지된 엑스선의 양은 0.2 ~ 1.6 킬로 전자볼트였다. 카펠라가 뿜은 엑스선의 광도(Lx)는 ~1024 W (1031 erg s−1)로 태양보다 1만 배 밝았다.
카펠라가 방출하는 엑스선은 별 주변 코로나에서 만들어지는 것으로 보인다. 카펠라는 ROSAT 엑스선원으로 등록되어 있으며 표기는 1RXS J051642.2+460001이다. HEAO 1가 입수한 카펠라의 엑스선 스펙트럼으로부터 코로나 온도가 매우 높음을 알아냈는데, 이는 카펠라의 코로나가 자유롭게 흐르는 항성풍이 아니라 자기밀폐 상태에 있음을 의미한다.
카펠라 항성계
카펠라 항성계는 밝은 거성 둘로 이루어진 쌍성계를 다시 먼 곳에서 적색 왜성 쌍성계가 돌고 있는 복잡한 체계이다. 밝은 거성 둘의 이름은 각각 카펠라 Aa와 카펠라 Ab이며 적색 왜성 둘의 이름은 각각 카펠라 H와 카펠라 L이다. 다만 카펠라 C부터 G는 우리 눈에 근처에 있는 것처럼 보일 뿐 중력으로 묶여 있지 않아 관계 없는 천체들이다. 히파르코스 위성이 측정한 연주시차는 76.2 밀리초각에 오차범위는 0.46 밀리초각으로 여기에서 계산한 지구로부터 카펠라 계까지의 거리는 42.8 광년(13.12 파섹)이며 오차범위는 0.3 광년(0.09 파섹)이다.
카펠라 항성계
미국 천문학자 올린 에겐은 논문에서 고유운동과 시차를 분석하여 카펠라가 히아데스 이동성군(히아데스 성단처럼 같은 방향으로 움직이는 별의 무리)에 속해 있음을 알아냈다. 그는 카펠라 계를 구성하는 밝은 별 둘의 나이가 비슷하고 질량은 각각 태양의 2.5배 정도에 주계열 단계를 떠나 적색 거성으로 부풀어오르는 중간단계에 있음을 발견했다. 에겐은 이 두 별에 각각 분광형 G8III과 G0III을 붙였으나, 두 별의 나이가 같다고 가정했을 경우 분광형이 서로 다른 것을 설명할 수 없었다. 그는 뜨거운 쪽(G0III)은 이미 적색 거성 단계를 거친바 있고 수축하여 뜨거워지는 단계에 있다고 해석했다.
카펠라 항성계
카펠라를 이루는 두 쌍성계 중 밝은 쪽은 분광형 G의 거성 둘로 구성되어 있다. 2009년 Torres 연구진은 이들을 관측하여 나온 분광사진기와 간섭계 자료를 모두 검토하여 구성원의 물리적 수치를 계산해냈다. 둘의 공전주기는 104일이었으며 밝은 쪽 카펠라 Aa의 표면온도는 약 4920 ± 70 켈빈, 반지름은 태양의 11.87 ± 0.56 배, 질량은 태양의 약 2.466 ± 0.018 배, 밝기는 모든 파장에서 방출하는 빛을 전부 합쳐서 태양의 79.5 ± 4.8 배였다. 어두운 쪽 카펠라 Ab의 표면온도는 약 5680 ± 70 켈빈, 반지름은 태양의 8.75 ± 0.32 배, 질량은 태양의 약 2.443 ± 0.013 배, 밝기는 72.1 ± 3.6 배였다. 2011년 Weber-Strassmeier는 3년 반 넘는 기간 동안 찍은 회절격자 438개를 검토한 후 Aa와 Ab의 질량을 구했는데 그 값은 각각 태양의 2.573 ± 0.009, 2.488 ± 0.008 배였다. 이들이 측정한 카펠라의 밝기는 모든 파장에서의 방출량으로 가시광선으로만 한정하면 그 값은 작아져서 Aa는 겉보기 등급 0.91, Ab는 0.76이다.
카펠라 항성계
카펠라 Aa-Ab 계는 사냥개자리 RS형 변광성으로 분류할 수 있는데 이는 두 별 모두 표면에 거대한 흑점이 있어 채층 활동이 활발하다는 뜻이다. 특이한 점은 더 뜨거운 쪽인 카펠라 Ab의 대기 활동이 더 활발하다는 것이다. 여기에서 Ab는 각운동량을 바꿔서 대류층을 두껍게 만드는 헤르츠스프룽 틈 단계에 있는 것으로 보인다.
지구에서 봤을 때 어느 별도 서로를 가리지 않는 것으로 보아 Aa-Ab 계는 식쌍성은 아니다. 두 별은 약 1억 킬로미터 떨어져 있고 공전주기는 약 104일이다. 이들의 질량으로 미루어 보아 주계열 단계였을 시절 베가와 비슷한 A형 주계열성이었을 것이다. 이들은 주계열 단계를 벗어나 수백만 년의 기간에 걸쳐 부풀어오르고 표면온도는 내려가나 전체적으로 밝아지면서 적색 거성이 될 것이다. 둘 중 조금 더 무거운 Aa는 중심부에서 헬륨을 태워 탄소와 산소를 만드는 단계에 돌입했으나 가벼운 쪽은 아직 거기까지는 이르지 않은 것으로 보인다.
쌍성계 둘 중 어두운 쪽은 적색 왜성 둘로 이루어진 쌍성이다. 밝은 쌍성계로부터는 약 1만 천문단위 떨어져 있다. 이 계의 공전궤도 중 약 30도 정도만이 분석되어 있으나 여기에서 온전한 전체 궤도를 추정하면 이들이 밝은 쌍성계를 1회 공전하는 데 걸리는 시간은 약 400년이다.
카펠라 생명체 거주가능 환경
카펠라 A 계로부터 지구처럼 표면에 액체 물이 존재할 환경이 조성될 수 있는 영역은 Aa와 Ab의 질량 중심으로부터 12.5 천문단위 근처이다. 구성원 둘은 진화가 진척된 단계로 과거 지구 비슷한 행성이 이들을 돌고 있었더라도 현재 그 행성은 쌍성이 뿜는 열기 때문에 황폐해졌을 것이다.
대신 적색 왜성계 H와 L의 경우 둘 다 주계열 단계에서 오래 살며 안정된 공전궤도를 유지시켜 주기 때문에, 조석고정이나 플레어 폭발처럼 생명체에 유해한 변수를 제외하면 A 계보다 생명체가 태어나기에 적합한 환경을 마련해 준다. 둘 중 더 밝은 H의 생명체 거주가능띠는 항성으로부터 0.11 천문단위 거리에 형성되며 지구 비슷한 행성은 H를 24.4일에 1회 공전할 것이다. 어두운 L의 거주가능영역 거리는 별로부터 0.022 천문단위(지구~달 거리의 약 8.56배)이며 행성의 1년은 7.8일에 불과할 것이다.
카펠라 카펠라에서 본 하늘
만약 인류가 카펠라 계(系) 내 가상의 외계 행성에 서서 밤하늘을 바라본다고 가정하면 일부 별들의 밝기 및 배치가 지구에서 볼 때와는 많이 달라진 것을 목격하게 될 것이다. 이는 지구와 가까운 몇몇 별들의 방위와 거리가 카펠라 계로 오면서 크게 달라지기 때문이다.