아다라 문서 원본 보기

{{위키데이터 속성 추적}}
{{항성 정보
 | 이름 = 아다라
 | 그림 = Canis Major IAU.svg
 | 그림설명 = 큰개자리. 아다라(Adhara)는 그림 중앙에서 약간 아래쪽에 있다.
 | 역기점 = J2000
 | 별자리 = [[큰개자리]]
 | 적경 = {{RA|06|58|37.6}}
 | 적위 = {{DEC|–28|58|19}}
 | 겉보기등급 = 1.50<ref name=ducati/>
 | 분광형 = B2II<ref name=mnras410_1_190/>
 | BV = –0.21<ref name=ducati/>
 | UB = –0.93<ref name=ducati/>
 | 시선속도 = +27.3 km/s
 | 적경고유운동 = +2.63 밀리초각/년<ref name=aaa323_L49/><ref name=aaa474_2_653/>
 | 적위고유운동 = +2.29 밀리초각/년<ref name=aaa323_L49/><ref name=aaa474_2_653/>
 | 연주시차 = 7.57 ± 0.57 밀리초각<ref name=aaa323_L49/><ref name=aaa474_2_653/>
 | 절대등급 = –4.8<ref name=snow/>
 | 나이 = {{nowrap|22.5 ± 2.6}} (백만 년)<ref name=mnras410_1_190/>
 | 질량 = {{nowrap|12.6 ± 1.0}} {{태양질량|link=on}}<ref name=mnras410_1_190/>
 | 반지름 = 13.9 {{태양반경|link=on}}<ref name=mnras189_601/>
 | 표면 중력 = 3.39 cgs<ref name=mnras351_2_745/>
 | 자전 속도 = 25 km/s<ref name=apj573_1_359/>
 | 광도 = 38,700 {{태양광도|link=on}}<ref name=mnras351_2_745/>
 | 표면온도 = 22,900 [[켈빈|K]]<ref name=mnras351_2_745/>
 | 다른 이름 = 아다라즈, 운다라, ADS 5654, FK5 268
 | 바이어 = 큰개자리 엡실론 (ε CMa)
 | 플램스티드 = 큰개자리 21 (21 CMa)
 | 소천성표 = CD−28°3666
 | 헨리 = HD 52089
 | 히파르코스 = HIP 33579
 | 밝은별목록 = HR 2618
 | 스미소니언 = SAO 172676
}}

'''아다라'''(Adhara) 또는 '''큰개자리 엡실론'''(ε CMa)은 [[큰개자리]] 방향으로 지구로부터 약 405 광년<ref name="Anderson2"/> 떨어져 있는 [[쌍성|쌍성계]]이다. [[겉보기등급]]은 1.51<ref name="SIMBAD"/>로 큰개자리에서 [[시리우스]] 다음으로 밝으며 밤하늘 전체에서 22번째로 밝다. 별의 천구 위치상 [[남반구]]에서 보다 관측하기 편하다. [[분광형]]은 B2로 [[청색 초거성]] 또는 밝은 [[청색 거성]]이다. 아다라는 밤하늘에서 가장 밝게 빛나는 [[극자외선|극자외선원]]인데 그 이유는 이 별과 지구 사이에 있는 [[성간매질]] 내 [[중성수소]]의 농도가 매우 낮기 때문이다.<ref name="Bowey"/> 별의 명칭은 [[아랍어]] عذارى '아다라'에서 왔으며 그 뜻은 '처녀들'이다.<ref name="Allen2" /> 아다라 계의 구성원은 아다라 A와 B로<ref name="Kunitzsch"/><ref name="IAU-LSN"/> 이들 중 밝은 쪽인 아다라 A에 2016년 8월 '아다라'가 공식 명칭으로 부여되었다.

== 관측 ==
[[파일:Adhara(EpsilonCMaj).png|왼쪽|섬네일|아다라.]]
[[요한 바이어]]가 이 별에 엡실론 문자(ε)를 부여하였지만 아다라는 큰개자리에서 [[시리우스]] 다음으로 밝은 별이다. 아다라는 시리우스 남쪽으로 십여 [[도 (각도)|도]] 떨어진 곳에 있으며 청색으로 빛난다. [[웨젠]](큰개자리 델타, 겉보기 등급 1.83)과 [[알루드라]](큰개자리 에타, 겉보기 등급 2.40)와 함께 삼각형 모양을 이룬다. 아다라는 삼각형의 서쪽 꼭짓점을 이루며, 웨젠은 북쪽, 알루드라는 동쪽 꼭짓점에 해당된다.

아다라의 천구상 위치는 적위 -28° 58'로 남반구 하늘에 속해 있다. 위치 때문에 북반구 관측자가 볼 때 이 별은 지평선에 가까이 붙어 있거나 아래로 가려 보이지 않는다. 반대로 남위 62°<ref>적위 28°S는 천구 남극으로부터 62° 떨어져 있으며, 62°N보다 북쪽 지역에서는 지평선 아래로 가려 보이지 않는다는 뜻이다.</ref>보다 아래쪽에 해당되는 [[남극]] 영역에서는 [[주극성]]으로 보인다. [[겉보기등급]]은 +1.51로 [[광공해]]의 정도가 그리 심하지 않다면 도심지 중심부에서도 볼 수 있다.

아다라를 관측하기에 가장 적합한 때는 [[북반구]]에서 겨울이다.(자연히 남반구에서는 같은 시기에 해당되는 여름이다.) 별의 [[적위]]로 볼 때 북반구보다는 남반구 관측자가 더 오랫동안 관측할 수 있다.

약 470 만 년 전 아다라는 태양에서 약 34 광년 떨어져 있었으며 겉보기 밝기는 –3.99로 밤하늘에서 가장 밝았다.([[금성]]과 비슷함) 이후 지금까지 이렇게 밝게 보이는 항성은 등장하지 않았으며 앞으로도 최소 500만 년 이내에는 등장하지 않을 것이다.<ref name="tomkin98"/>

== 은하에서의 위치 ==
[[파일:2000lys.png|왼쪽|섬네일|태양으로부터 2000 광년 이내 항성과 성운들의 지도. 은하면을 위에서 내려다본 모습을 가정했다. 그림의 위쪽과 아래쪽으로 갈수록 별의 밀도가 줄어들기 때문에 대략 그림의 범위가 오리온 팔의 너비임을 알 수 있다. 아다라(εCMa)는 첫 번째 범위인 500 광년 안쪽에 있다.]]
[[히파르코스 (인공위성)|히파르코스 위성]]이 제공한 측성학적 자료를 통해 아다라의 [[시차 (천문학)|시차]]를 새롭게 계산했으며 그 값은 8.05 ± 0.14 밀리초각이 나왔다.<ref name="vanLeeuwen"/> 따라서 지구로부터 아다라까지의 거리는 1 / 0.00805 [[파섹]] = 124.02 파섹 또는 405 ± 7 광년이 나온다. 아다라와 태양은 [[우리은하]] 내 [[오리온 팔]]에 함께 위치해 있다. 아다라의 [[은하좌표계|은하 좌표]]는 239.83°, -11.32°이다.<ref name="SIMBAD" /> 은경값 240°는 만약 은하면에 태양과 아다라를 잇는 가상의 선을 투사할 경우 이 선이 태양과 은하 중심을 잇는 가상의 선과 240° 각도를 이룬다는 뜻이다. 이는 아다라가 태양보다 은하 중심으로부터 조금 더 멀리 떨어져 있다는 뜻이다. 은위값 -11°는 태양과 은하 중심이 놓인 면보다 약간 남쪽으로 치우쳐 위치해 있다는 뜻이다.

아다라가 있는 방향의 하늘은 성간 가스의 농도가 특히 낮다.<ref name="Gry"/> 따라서 항성이 복사하는 [[자외선]] 중 극소량만이 지구와 별 사이 이 얼마 되지 않는 가스에 흡수되어 흩어진다. 이 때문에 아다라는 밤하늘에서 가장 밝은 [[극자외선|극자외선원]]이다.(504 ~ 760 [[옹스트롬|Å]] 사이 대역<ref name=Cohen1998/>) 아다라 방향의 [[성간매질]]이 이렇게 희박한 이유는 [[국부 거품]]이 확장되어 있기 때문으로 추정되며 이 거품은 최소 길이 300 파섹, 폭 50 파섹 규모의 터널 구조를 따라 형성되어 있다.<ref name="Gry" /> 국부 거품에서 성간 매질의 밀도는 우리은하 내 평균에 비해 확연히 낮다.<ref>{{웹 인용|url=http://www.solstation.com/x-objects/chimney.htm|제목=Local Chimney and Superbubbles|편집자=Solstation|연도=2011|확인날짜=2013-01-21}}</ref> 아다라에서 나오는 빛을 흡수하는 주요인은 태양 가까이까지 확장되어 있는 [[국부 성간 구름]]이다. 이를 통해 이 구름 바깥의 관측자와 아다라 사이 공간의 가스 밀도는 극도로 낮음을 알 수 있다.<ref name="Gry" /> 이 상황을 고려하면 아다라는 국부 성간 구름을 형성하는 수소 원자들을 [[이온화]]시키는 주요 원인으로, 이 별의 [[스펙트럼]]을 분석하여 성간 구름의 이온화 상태와 형태학에 대한 중요한 단서들을 얻을 수 있다.<ref>{{저널 인용|제목=Epsilon Canis Majoris and the ionization of the local cloud|저자=J. V. Vallerga, B. Y. Welsh|출판사=Astrophysical Journal|연도=1995|volume=444|호=2|pp=702-707|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ApJ...444..702V|doi=10.1086/175643|확인날짜=2013-01-30}}</ref>

== 물리적 특성 ==
=== 항성계 ===
아다라는 [[쌍성]]이다.<ref name="aaa323_L49" /><ref name="GSM" /> 주성 아다라 '''A'''는 [[겉보기등급]] 1.5에 [[분광형]] B2에 속해 있다. A의 [[유효온도|표면 온도]]는 22,200 켈빈에 이르기 때문에 청색 혹은 청백색으로 빛난다. A는 태양 38,700 개와 맞먹는 에너지를 방출하고 있으며 밤하늘에서 가장 밝은 [[극자외선|극자외선원]]이다.<ref>{{저널 인용|제목=Extreme Ultraviolet Spectrum of ɛ Canis Majoris Between 600-920 Å|journal=Bull. Am. Astron. Soc.|author1=Wilkinson, E.|author2=Green, J. C.|date=1996|volume=28|issue=2|pages=915|bibcode=1996BAAS...28..915W|author3=McLean, R.|author4=Welsh, B.}}</ref> A는 태양 근처 [[성간매질|성간 가스]]의 [[수소 원자|수소 원자들]]을 [[이온화]]하는 [[광자]]를 강력하게 방출하는 항성이며 [[국부 성간 구름]]의 이온화 상태를 결정하는 데 있어 매우 중요한 천체이기도 하다.<ref>
{{저널 인용|제목=''Epsilon Canis Majoris'' and the ionization of the local cloud|journal=Astrophys. J.|last1=Vallerga|first1=J. V.|last2=Welsh|first2=B. Y.|year=1995|volume=444|pages=702–707|bibcode=1995ApJ...444..702V|doi=10.1086/175643}}</ref>

+7.5 등급(절대 등급은 +1.9)의 동반성 아다라 '''B'''는 주성에 대해 [[방위각]] 161° 위치에 7.5"만큼 떨어져 있다.<ref name="CCDM">{{웹 인용|url=http://cdsarc.u-strasbg.fr/viz-bin/Cat?cat=I%2F274&target=brief&|제목=Catalogue of the Components of Double and Multiple Stars (CCDM)|저자=J. Dommanget, O. Nys|확인날짜=2013-01-29}}</ref><ref name="CCDM" /> 두 구성원 사이의 각거리는 상대적으로 크지만 주성의 광도가 반성보다 250 배 강하기 때문에 최소 직경 75 밀리미터 이상의 망원경이 있어야 둘을 분리하여 관측할 수 있다. 반성의 분광형은 A에서 F 사이로 보이며 주성과의 거리는 최소 900 천문단위(약 1350억 킬로미터)로, 최소 7500년에 걸쳐 주성을 1회 공전한다.<ref name="JK" />

=== 주요 특징 ===
아다라의 분광형은 B2로 표면온도가 20,990 ± 750 켈빈<ref>{{저널 인용|제목=Empirical effective temperatures and bolometric corrections for early-type stars|저자=A. D. Code ''et al.''|출판사=Astrophysical Journal|연도=1976|volume=203|pp=417-434|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1976ApJ...203..417C|doi=10.1086/154093|확인날짜=2013-01-22}}</ref>에 이르기 때문에 푸른 빛을 띤다. 표면 온도를 21,500 켈빈<ref name="Gregorio" /> 또는 22,900 켈빈<ref name="Lyub">{{저널 인용|저자=Lyubimkov, L. S. et al.|연도=2004|제목=Surface abundances of light elements for a large sample of early B-type stars - III. An analysis of helium lines in spectra of 102 stars|출판사=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=351|호=2|pp=745–767|doi=10.1111/j.1365-2966.2004.07825.x|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004MNRAS.351..745L|확인날짜=2013-01-23}}</ref>으로 언급한 논문들도 있다. 아다라의 [[광도분류]]는 보통 II([[밝은 거성]])<ref name="Gregorio"/>로 표기하지만 Iab(중간 정도로 [[밝은 초거성]])<ref name="SIMBAD" />를 부여하는 경우도 종종 있다.

성간 기체에 의해 거의 영향을 받지 않는 광도와 스펙트럼 때문에 아다라의 매개변수들은 정확도가 높다. 1974년 Hambury Brown 연구진은 [[오스트레일리아]] [[뉴사우스웨일스주]] 소재 내라브리 항성 강도 간섭계를 이용하여 아다라의 각지름을 측정하여 0.80 ± 0.05 밀리초각을 얻었다.<ref>{{저널 인용|제목=The angular diameters of 32 stars|저자=R. Hanbury Brown, J. Davis, L. R. Allen|출판사=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|연도=1974|volume=167|pp=121-136|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1974MNRAS.167..121H|확인날짜=2013-01-22}}</ref> 여기에 히파르코스 위성이 측정한 거리를 대입하면 항성의 반지름은 태양의 10.6 ± 0.7 배로 나온다.<ref>항성의 각반지름을 α, 항성까지의 거리를 D로 놓으면 항성의 실제 반지름은 <math>\mathit{R}_* = {\tan \alpha} \cdot \mathit{D}</math>로 나타낼 수 있다.</ref> 반지름 값이 주어지면 항성의 질량을 측정하기 위해서는 [[표면중력]]을 알아야 한다. 아다라의 표면 중력값 log ''g''는 논문에 따라 3이나 3.5로 추산한다.<ref name="Aufdenberg"/><ref name="Koleva">{{저널 인용|제목=Stellar population models in the UV. I. Characterisation of the New Generation Stellar Library|저자=M. Koleva, A. Vazdekis|출판사=Astronomy & Astrophysics|연도=2012|volume=538|pp=A143, 13 pp.|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2012A%26A...538A.143K&db_key=AST&nosetcookie=1|doi=10.1051/0004-6361/201118065|확인날짜=2013-01-24}}</ref><ref name="Gregorio" /> 이 불확실성의 한계는 매우 커서 아다라의 질량을 측정하기 어렵게 만든다. Aufdenberg 연구진은 1988년 아다라의 표면 중력을 log ''g'' = 3.2, 반지름을 태양의 11.3 ± 1.1 배로 가정하여 질량을 7.4 ± 3.0 {{태양질량|link=on}}로 예상했다.<ref name="Aufdenberg" /> 그러나 이 수치는 정확하지 않아 보이며 거리 · 겉보기 등급 · 표면 온도로부터 도출한 아다라의 광도는 대략 20,000 {{태양광도}}이다.<ref name="Aufdenberg" /> 1998년 Aufdenberg 연구진은 이 오차는 표면 중력 추정치가 너무 낮아서 생긴 것이고, 중력값을 log ''g'' = 3.5로 잡으면 반지름과 표면 중력으로부터 나오는 질량 예상값이 HR 도표상 아다라의 위치로부터 나오는 값에 가까워진다고 주장했다.<ref name="Aufdenberg" />

아다라의 자전축 근처에서 예상되는 [[항성 자전|자전 속도]](<math>v_e \cdot \sin i</math>)는 초당 25 킬로미터부터 60 킬로미터까지 다양하다.<ref name="SIMBAD" /> 1970년 Bernacca & Perinotto는 자전 속도를 초속 35 킬로미터로 계산하여 항성의 1 자전 주기는 15일 이하일 것으로 예측했다.<ref name="Bernacca">{{저널 인용|제목=A catalogue of stellar rotational velocities|저자=P. L. Bernacca, M. Perinotto|출판사=Contributions dell'Osservatorio Astrofisico dell'Universita di Padova in Asiago|연도=1970|호=239|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1970CoAsi.239....1B&db_key=AST&nosetcookie=1|확인날짜=2016-01-26}}</ref> 보다 정확한 값을 알기 위해서는 자전축의 경사각을 알아야 하지만 아직까지 그 값이 명확하게 밝혀지지 않았다.

예상 나이가 2250만 년인 것으로 미루어 보아<ref name="Tetz" /> 아다라는 중심핵에서 수소를 융합하는 작용을 멈추기 시작하여 [[주계열]]을 막 떠난 것으로 보인다.<ref name="JK" /> 아다라는 앞으로 수백만 년 동안 부피가 늘어나 [[적색거성]]으로 진화할 것이다. 팽창 단계에서 질량을 많이 잃지 않는다면 아다라는 [[II형 초신성]] 폭발로 최후를 맞을 것이며 반대로 질량을 많이 잃을 경우 흔치 않은 네온-산소 [[백색왜성]]으로 진화할 것이다.<ref name="JK" />

=== 항성풍과 엑스선 방출 ===
아다라는 연간 3~8 × 10<sup>-8</sup> {{태양질량|link=on}}의 질량을 우주로 방출하고 있다.<ref name="Cohen1996"/> 분광형 O와 B에 속하는 항성들이 그렇듯 아다라의 [[항성풍]]은 매우 빨라서 말단 속도는 초속 910 킬로미터에 이른다.<ref name="Cohen1996" /> 이 항성풍이 일으키는 섭동이 항성에서 나오는 [[엑스선]]의 원인인 것으로 보인다. 분광형 O와 B에 속하는 항성들은 전체 복사량 중 1000만 분의 1 비율로 엑스선을 방출한다.<ref>{{저널 인용|제목=Relations among stellar X-ray emission observed from Einstein, stellar rotation and bolometric luminosity|저자=R. Pallavicini, L. Golub, R. Rosner, G. S. Vaiana, T. Ayres, J. L. Linsky|연도=1981|출판사=Astrophysical Journal|volume=248|pp=279-290|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1981ApJ...248..279P|doi=10.1086/159152|확인날짜=2013-01-28}}</ref> 이런 별들은 표면 가까이 [[대류층]]이 없어서 [[코로나 (천문학)|코로나]]도 없기 때문에 엑스선 방출의 다른 메커니즘을 고려해야 한다. 신뢰할 만한 가설들 중 하나로 이런 항성에서 나오는 복사가 불규칙한 이유는 항성 표면을 매우 빠른 속도로 탈출하는 항성풍이 [[난류 (역학)|난류]]를 일으키기 때문이라는 것이 있다.<ref>{{저널 인용|제목=X-ray emission from the winds of hot stars. II|저자=L. B. Lucy|출판사=Astrophysical Journal|연도=1982|volume=255|pp=286-292|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1982ApJ...255..286L|doi=10.1086/159827|확인날짜=2013-01-28}}</ref> 항성풍은 온도가 100 ~ 200 만 켈빈인 [[플라스마]]가 만드는 상대적으로 약한 엑스선과, 600 ~ 800 만 켈빈의 플라스마가 만드는 강력한 엑스선으로 나뉜다.<ref name="Drew"/>

== 명명법 및 문화 ==
'''아다라'''(Adhara. '아다르드', '우다라', '우드라' 등으로도 표기한다.)는 이 별의 고유 명칭으로 [[아랍어]] 단어 عذارى ([[처녀]])에서 왔다.<ref name="allen1963">
{{서적 인용|url=https://archive.org/details/starnamestheirlo00alle/page/130|제목=Star Names: Their Lore and Meaning|last=Allen|first=R. H.|authorlink=|year=1963|edition=Reprint|publisher=Dover Publications|location=New York|page=[https://archive.org/details/starnamestheirlo00alle/page/130 130]|isbn=0-486-21079-0|accessdate=2018-07-05|url-access=registration}}</ref> 2016년 [[국제천문연맹]](IAU)은 항성들의 고유 명칭을 표준화하고 목록화할 목적으로 항성명칭 워킹그룹(WGSN)을 구성했다.<ref name="WGSN">{{인용|url=https://www.iau.org/science/scientific_bodies/working_groups/280/|제목=IAU Working Group on Star Names (WGSN)|publisher=International Astronomical Union|accessdate=22 May 2016|postscript=.}}</ref> WGSN이 정한 명칭 부여 규칙 중 하나는 항성계 구성원이 둘 이상일 경우 계 전체가 아니라 개개의 별에 고유 명칭을 부여하는 것이다.<ref name="TriRpt18">{{웹 인용|url=https://www.iau.org/static/science/scientific_bodies/working_groups/280/wg-starnames-triennial-report-2015-2018.pdf|제목=WG Triennial Report (2015-2018) - Star Names|page=5|accessdate=2018-07-14}}</ref> 위원회는 2016년 8월 21일 아다라를 큰개자리 엡실론 A의 공식 명칭으로 승인했다. 현재 아다라는 IAU의 항성 명칭 목록에 실려 있다.<ref name="IAU-LSN" />

아다라는 17세기 《알 악사시 알 무아케트 성표》에 '아오울 알 아드자리'(أول العذاري)로 수록되어 있다. 이는 [[라틴어]] ''Prima Virginum''으로 번역되었으며 의미는 '처녀들 중 첫 번째'이다.<ref>
{{저널 인용|제목=Al Achsasi Al Mouakket, on a catalogue of stars in the Calendarium of Mohammad Al Achsasi Al Mouakket|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|last=Knobel|first=E. B.|date=June 1895|volume=55|issue=8|pages=429–438|bibcode=1895MNRAS..55..429K|doi=10.1093/mnras/55.8.429}}</ref> 상기 '처녀들'(''العذاري,'' 알 아다라)을 구성하는 항성들은 [[웨젠]], [[알루드라]], [[큰개자리 오미크론2]](타니흐 알 아드자리)이다.<ref name="allen1963" /><ref>큰개자리 엡실론(ε CMa)은 ‘아오울 알 아드자리’ 또는 ''Prima Virginum''(처녀들 중 첫 번째), 큰개자리 오미크론2는 ‘타니흐 알 아드자리’ 또는 ''Secunda Virginum''(처녀들 중 두 번째), 큰개자리 델타는 ‘탈라스 알 아드자리’ 또는 ''Tertia Virginum''(처녀들 중 세 번째)로 부른다. 큰개자리 에타는 ‘라바 알 아드자리’ 또는 ''Quarta Virginum''(처녀들 중 네 번째)가 되어야 일관성이 있지만 ‘알루드라’(뜻: 처녀)로 불리며 그 의미는 아다라(Adhara) 또는 알 아다라(''Al ʽAdhārā'')와 같다.</ref>

'''큰개자리 엡실론'''(ε CMa)은 이 [[쌍성계]]를 [[바이어 명명법]]에 따라 부르는 이름이다. 계를 이루는 두 구성원의 명칭 큰개자리 엡실론 '''A'''(아다라 '''A''')와 큰개자리 엡실론 '''B'''(아다라 '''B''')는 워싱턴 다중성 성표(WMC)가 정한 규칙에 따른 이름으로 [[국제천문연맹]]도 도입하여 사용하고 있다.<ref name="planetnaming">{{ArXiv 인용|제목=On the naming convention used for multiple star systems and extrasolar planets|last5=Horne|last9=Heber|first8=A.|last8=Schwope|first7=E.|last7=Guenther|first6=T. R.|last6=Marsh|first5=K.|first4=M. R.|date=2010|last4=Schreiber|first3=D. E.|last3=Winget|first2=V. S.|last2=Dhillon|first1=F. V.|last1=Hessman|class=astro-ph.SR|eprint=1012.0707|first9=U.}}</ref>

[[중화권]]에서 아다라는 [[정수 (별자리)|정수]](井宿)의 호시(弧矢, 활과 화살)에 속해 있다.<ref>호시(弧矢)는 서구권에서 ''Koo She''로 표기하기도 한다. R.H. Allen은 ''Koo She''는 돛자리 델타와 돛자리 오메가를 포함하는 별자리를 가리키는 것이라고 주장했다. AEEA의 주장에 따르면 돛자리 델타는 천사(天社, 정수를 뜻함)의 일원이며 돛자리 오메가는 어떤 별자리에도 속해 있지 않다. 천사(天社)는 서구권에서 ''Tseen She''로 표기하며 R. H. Allen은 이 단어를 용골자리 에타의 중화권 명칭으로 사용했다. [http://penelope.uchicago.edu/Thayer/E/Gazetteer/Topics/astronomy/_Texts/secondary/ALLSTA/Argo_Navis*.html Richard Hinckley Allen: Star Names — Their Lore and Meaning: Argo Navis]과 {{언어링크|zh}} [http://aeea.nmns.edu.tw/2006/0607/ap060717.html AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 17 日] {{웹아카이브|url=https://web.archive.org/web/20120204114243/http://aeea.nmns.edu.tw/2006/0607/ap060717.html}}를 참고할 것.</ref> 호시의 구성원은 아다라, 웨젠, 알루드라, [[큰개자리 카파]], [[고물자리 오미크론]], [[고물자리 파이]], [[고물자리 카이]], HD 63032, [[고물자리 K]]이다. 이 중 아다라 하나만을 부르는 이름은 호시7(弧矢七)이다.<ref>{{언어링크|zh}} [http://aeea.nmns.edu.tw/2006/0607/ap060717.html AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 17 日] {{웹아카이브|url=https://web.archive.org/web/20120204114243/http://aeea.nmns.edu.tw/2006/0607/ap060717.html}}</ref>

아다라는 [[브라질의 국기]]에 등장하며 [[토칸칭스주]]를 상징한다.<ref>{{웹 인용|url=https://flagspot.net/flags/br_astro.html|제목=Astronomy of the Brazilian Flag|publisher=FOTW Flags Of The World website|archiveurl=https://web.archive.org/web/20140330070342/http://www.fotw.net/flags/br_astro.html|archivedate=March 30, 2014|url-status=dead}}</ref> USS 아다라 (AK-71)는 이 별의 이름을 딴 [[미국 해군]] 크레이터급 화물선이었다.

== 각주 ==
{{각주|refs=

<ref name=Tetz>{{저널 인용|저자=N. Tetzlaff ''et al.''|날짜=2011-01 |제목=A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun|출판사=[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume= 410|호=1|pp=190–200|doi=10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2011MNRAS.410..190T|확인날짜=2013-01-23}}</ref>

<ref name=JK>{{웹 인용 |url= http://stars.astro.illinois.edu/sow/adhara.html|제목=Adhara |확인날짜= 2013-01-26 |저자=Jim Kaler |웹사이트=Stars |편집자=Università dell'Illinois }}</ref>

<ref name=Allen2>{{서적 인용 |성=Allen |이름=Richard Hinckley |편집자=Courier Dover Publications |제목=Star Names—Their Lore and Meaning | url=http://penelope.uchicago.edu/Thayer/E/Gazetteer/Topics/astronomy/_Texts/secondary/ALLSTA/home.html |원본연도=1889 |언어= 영어|isbn=0-486-21079-0 |장=Canis Major |확인날짜=2013-01-31}}</ref>

<ref name=SIMBAD>{{웹 인용 |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=adara&submit=SIMBAD+search |제목=ADARA -- Star in double system |확인날짜=2013-01-15 |웹사이트=[[SIMBAD]] |편집자=Centre de données astronomiques de Strasbourg }}</ref>

<ref name=vanLeeuwen>{{저널 인용|제목=Validation of the new Hipparcos reduction|저자=F. van Leeuwen|연도=2007|출판사=Astronomy and Astrophysics|volume=474|호=2|pp=653-664|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2007A%26A...474..653V&db_key=AST&nosetcookie=1|doi=10.1051/0004-6361:20078357|확인날짜=2013-01-19}}</ref>

<ref name=tomkin98>{{저널 인용|제목=Once and Future Celestial Kings|journal=Sky and Telescope|last=Tomkin|first=Jocelyn|url=ftp://tlgleonid.asuscomm.com/HITACHI/BOOK_ASTRO/S&T/SkyandTelescope_1998%20-%20astronomy/04/199804059063.pdf|date=April 1998|volume=95|issue=4|pages=59–63|bibcode=1998S&T....95d..59T}}{{깨진 링크|date=September 2017|bot=InternetArchiveBot|fix-attempted=yes}}</ref>

<ref name=IAU-LSN>{{웹 인용| url=https://www.iau.org/public/themes/naming_stars/ | title=Naming Stars |publisher=IAU.org |accessdate=18 June 2018}}</ref>

<ref name=Kunitzsch>{{서적 인용|last=Kunitzsch |first=Paul |last2=Smart |first2=Tim|date = 2006  |edition = 2nd rev. |제목 = A Dictionary of Modern star Names: A Short Guide to 254 Star Names and Their Derivations |url=https://archive.org/details/dictionaryofmode0000kuni |publisher = Sky Pub |location = Cambridge, Massachusetts |isbn = 978-1-931559-44-7}}</ref>

<ref name=Anderson2>{{웹 인용|url=http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ50cfe0944aaa&-out.add=.&-source=V/137C/XHIP&recno=33487|제목=Entry 33579|sito=Extended Hipparcos Compilation (XHIP)|저자=Anderson E., Francis C.|data=15 febbraio 2012|확인날짜=2013-01-17|보존url=https://web.archive.org/web/20160305082446/http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ50cfe0944aaa&-out.add=.&-source=V%2F137C%2FXHIP&recno=33487|보존날짜=2016-03-05|url-status=dead}}</ref>

<ref name=ducati>{{저널 인용|bibcode=2002yCat.2237....0D|제목=VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system|journal=CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues|volume=2237|pages=0|last1=Ducati|first1=J. R.|date=2002}}</ref>

<ref name=mnras351_2_745>{{인용| last1=Lyubimkov | first1=L. S. | last2=Rostopchin | first2=S. I. | last3=Lambert | first3=D. L. | title=Surface abundances of light elements for a large sample of early B-type stars - III. An analysis of helium lines in spectra of 102 stars | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=351 | issue=2 | pages=745–767 |date=June 2004 | doi=10.1111/j.1365-2966.2004.07825.x | bibcode=2004MNRAS.351..745L }}</ref>

<ref name=mnras410_1_190>{{인용| last1=Tetzlaff | first1=N. | last2=Neuhäuser | first2=R. | last3=Hohle | first3=M. M. | title=A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=410 | issue=1 | pages=190–200 |date=January 2011 | doi=10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x | bibcode=2011MNRAS.410..190T |arxiv = 1007.4883 }}</ref>

<ref name=mnras189_601>{{인용| display-authors=1 | last1=Underhill | first1=A. B. | last2=Divan | first2=L. | last3=Prevot-Burnichon | first3=M.-L. | last4=Doazan | first4=V. | title=Effective temperatures, angular diameters, distances and linear radii for 160 O and B stars | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=189 | issue=3 | pages=601–605 |date=November 1979 | bibcode=1979MNRAS.189..601U | doi=10.1093/mnras/189.3.601}}</ref>

<ref name=aaa323_L49>{{저널 인용| pages=L49–L52 | bibcode=1997A&A...323L..49P|display-authors=etal| title=The HIPPARCOS Catalogue| journal=Astronomy and Astrophysics | volume=323| last1=Perryman| first1=M. A. C.| last2=Lindegren| first2=L.| last3=Kovalevsky| first3=J.| last4=Hoeg| first4=E.| last5=Bastian| first5=U.| last6=Bernacca| first6=P. L.| last7=Crézé| first7=M.| last8=Donati| first8=F.| last9=Grenon| first9=M.| last10=Grewing| first10=M.| last11=Van Leeuwen| first11=F.| last12=Van Der Marel| first12=H.| last13=Mignard| first13=F.| last14=Murray| first14=C. A.| last15=Le Poole| first15=R. S.| last16=Schrijver| first16=H.| last17=Turon| first17=C.| last18=Arenou| first18=F.| last19=Froeschlé| first19=M.| last20=Petersen| first20=C. S.| year=1997}}</ref>

<ref name=aaa474_2_653>{{인용| last1=van Leeuwen | first1=F. | title=Validation of the new Hipparcos reduction | journal=Astronomy and Astrophysics | volume=474 | issue=2 |date=November 2007 | pages=653–664 | doi=10.1051/0004-6361:20078357 | bibcode=2007A&A...474..653V | arxiv=0708.1752 }}</ref>

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<ref name=apj573_1_359>{{인용| last1=Abt | first1=Helmut A. | last2=Levato | first2=Hugo | last3=Grosso | first3=Monica | title=Rotational Velocities of B Stars | journal=The Astrophysical Journal | volume=573 | issue=1 | pages=359–365 |date=July 2002 | doi=10.1086/340590 | bibcode=2002ApJ...573..359A | postscript=. }}</ref>

<ref name=snow>{{저널 인용|bibcode=1994ApJS...95..163S|제목=An atlas of ultraviolet P Cygni profiles|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=95|pages=163|last1=Snow|first1=Theodore P.|last2=Lamers|first2=Henny J. G. L. M.|last3=Lindholm|first3=Douglas M.|last4=Odell|first4=Andrew P.|year=1994|doi=10.1086/192099}}</ref>

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<ref name=Gregorio>{{인용 |제목=UVSTAR observations of Adara (epsilon CMa): 575-1250 Å |last=A.|first=Gregorio |출판사=Astronomy and Astrophysics |year=2002 |volume=383 |pp=881-891 |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2002A%26A...383..881G&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1051/0004-6361:20020049 |확인날짜=2013-01-22}}</ref>

<ref name=Cohen1998>{{인용 |제목=ORFEUS-SPAS II Extreme-Ultraviolet Spectroscopy of epsilon CMa (B2 II) |last=D. H. |first=Cohen |출판사=Astrophysical Journal Letters |year=1998 |volume=500 |pp=L51–L54 |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1998ApJ...500L..51C&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1086/311384 |확인날짜=2013-01-22}}</ref>

<ref name="Cohen1996">{{인용 |제목=Evidence for Wind Attenuation and a Multitemperature Plasma in the Combined EUVE and ROSAT Observations of epsilon Canis Majoris (B2 II) |last=D. H. |first=Cohen |출판사=Astrophysical Journal |year=1996 |volume=460 |pp=506-521 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJ...460..506C |doi=10.1086/176988 |확인날짜=2013-01-28}}</ref>

<ref name="Aufdenberg">{{인용 |제목=A Spherical Non-LTE Line-blanketed Stellar Atmosphere Model of the Early B Giant epsilon Canis Majoris |last=J.P. |first=Aufdenberg |출판사=Astrophysical Journal |year=1998 |volume=498 |pp=837-850|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1998ApJ...498..837A&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1086/305565 |확인날짜=2013-01-24}}</ref>

<ref name="Drew">{{인용 |제목=Soft X-ray observations of the early B giants Beta and Epsilon CMa |last=J. E. |first=Drew, M. Hoare, M. Denby |출판사=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |year=1994 |volume=266 |pp=917-924 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994MNRAS.266..917D |확인날짜=2013-01-29}}</ref>

}}

{{Sky|06|58|37.6|-|28|58|19}}

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