라스 알하게

라스 알하게(Ras Alhague)는 뱀주인자리에서 가장 밝은 별이다. 바이어 명명법에 의하면 뱀주인자리 알파로 읽는다. 이 별의 겉보기 등급은 +2.08이며, 분광형은 A5이고 지구에서 약 47광년 떨어져 있다. 라스 알하게는 하나의 별로 보이지만 사실 쌍성으로 두 별이 8.62년을 1주기로 서로의 질량중심을 돌고 있다. 라스 알하게는 구성원 둘의 밝기를 합쳐 하늘에서 2.08 광도로 빛난다. 지구로부터 약 48.6 광년 떨어져 있어 비교적 가까운 이웃별로 볼 수 있다. 이 항성계의 물리적 정보는 알려진 것이 거의 없었으나 2011년 적응광학 기기로 연구한 결과 두 별의 질량과 궤도요소를 구할 수 있었다. 둘 중 큰 쪽인 라스 알하게 A는 태양보다 2.4배 무겁고 작은 B는 태양질량의 85% 수준이다. 다만 A의 질량은 논문마다 다른데 작게는 태양질량의 1.92~2.1배, 크게는 2.84~4.8배까지 편차가 크다. 짝별 B는 질량을 볼 때 분광형은 K5V ~ K7V 사이로 나오며 이는 B가 주계열 단계를 지나는 오렌지색 난쟁이별이라는 뜻이다. 2012년 4월 19일 두 별은 최근점을 지났으며 이 때 둘 사이 각거리는 50 밀리초각이었다. A의 분광형은 A5 III으로 중심핵에서 수소를 태우는 주계열 단계에서 떠나 거성으로 진화한 상태이다. 밝기는 태양의 25배에 표면온도는 약 8천 켈빈 정도로 우리 눈에 흰 빛을 뿜는 A형 항성으로 보인다. A는 적도 기준으로 1초에 240 킬로미터 속도로 매우 빠르게 회전한다. 이 속도는 항성이 파괴되는 한계속도의 88.5 퍼센트에 이른다. 따라서 A의 적도는 극보다 20 퍼센트 더 부풀어 있어 회전 타원체 모양을 하고 있다. 이처럼 찌그러진 모양새 때문에 A의 양극은 적도보다 약 1840 켈빈 더 뜨겁다. A의 자전축은 지구로부터의 시선방향에 대해 약 87.°7 ± 0°4도 기울어져 있으며 이로부터 우리는 A의 적도를 거의 정면으로 바라보고 있음을 알 수 있다. 라스 알하게의 스펙트럼에는 전자 하나를 잃은 칼슘(Ca II)의 흡수선이 비정상적으로 강하게 나타난다. 그러나 이는 항성 자체 혹은 별주위 먼지원반 때문이 아니라 별과 지구 사이의 성간물질 때문으로 보인다. 서구권 명칭 라스 알하게는 아랍어 رأس الحواء (라스 알-하와, 땅꾼의 머리)에서 유래했다. 동아시아권에서는 천시원의 후(候, 점쟁이)에 해당되는데, 여러 별이 모여 이루어진 다른 별자리와는 달리 이 별은 후(候)의 유일한 구성원이다. R.H. 앨런은 '후'를 로마자 How로 표기했으며 그 뜻을 '제후'라고 설명했다. “RASALHAGUE -- Variable Star”, 《SIMBAD》 (Centre de Données astronomiques de Strasbourg), 2011년 12월 25일에 확인함  van Leeuwen, F. (November 2007), “Validation of the new Hipparcos reduction”, 《Astronomy and Astrophysics》 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357  Johnson, H. L.; 외. (1966), “UBVRIJKL photometry of the bright stars”, 《Communications of the Lunar and Planetary Laboratory》 4 (99), Bibcode:1966CoLPL...4...99J  Gatewood, George (2005). “An Astrometric Study of the Binary Star α Ophiuchi”. 《The Astronomical Journal》 130 (2): 809–814. Bibcode:2005AJ....130..809G. doi:10.1086/431723. ISSN 0004-6256.  Deupree, Robert G. (November 2011), “Theoretical p-Mode Oscillation Frequencies for the Rapidly Rotating δ Scuti Star α Ophiuchi”, 《The Astrophysical Journal》 742 (1): 9, arXiv:1110.1345, Bibcode:2011ApJ...742....9D, doi:10.1088/0004-637X/742/1/9  Zhao, M.; 외. (August 2009), “Imaging and Modeling Rapidly Rotating Stars: α Cephei and α Ophiuchi”, 《The Astrophysical Journal》 701 (1): 209–224, arXiv:0906.2241, Bibcode:2009ApJ...701..209Z, doi:10.1088/0004-637X/701/1/209  Hinkley, Sasha; 외. (January 2011), “Establishing α Oph as a Prototype Rotator: Improved Astrometric Orbit”, 《The Astrophysical Journal》 726 (2): 104, arXiv:1010.4028, Bibcode:2011ApJ...726..104H, doi:10.1088/0004-637X/726/2/104  Malagnini, M. L.; Morossi, C. (November 1990), “Accurate absolute luminosities, effective temperatures, radii, masses and surface gravities for a selected sample of field stars”, 《Astronomy and Astrophysics Supplement Series》 85 (3): 1015–1019, Bibcode:1990A&AS...85.1015M  “The Colour of Stars”, 《Australia Telescope, Outreach and Education》 (Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation), 2004년 12월 21일, 2012년 3월 10일에 원본 문서에서 보존된 문서, 2012년 1월 16일에 확인함  Zhao, M.; 외. (February 2010), 〈Imaging and Modeling Rapid Rotators: α Cep and α Oph〉, Rivinius, Th.; Curé, M., 《The Interferometric View on Hot Stars》 38, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica (Serie de Conferencias), 117–118쪽, Bibcode:2010RMxAC..38..117Z  Redfield, Seth; Kessler-Silacci, Jacqueline E.; Cieza, Lucas A. (June 2007), “Spitzer Limits on Dust Emission and Optical Gas Absorption Variability around Nearby Stars with Edge-on Circumstellar Disk Signatures”, 《The Astrophysical Journal》 661 (2): 944–971, arXiv:astro-ph/0703089, Bibcode:2007ApJ...661..944R, doi:10.1086/517516  Allen, Richard Hinckley (1899), 《Star-names and their meanings》, G. E. Stechert, 300쪽, 2011년 12월 25일에 확인함  “AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 6 月 25 日”. 2021년 4월 21일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2015년 10월 2일에 확인함.