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쌍성

2020. 7. 9. 20:55

쌍성

쌍성 또는 연성은 두 개의 별이 질량의 공통 중심을 중심으로 회전하는 별 시스템입니다. 별 시스템에서 가장 밝은 별을 주성이라고하며, 주성보다 어두운 다른 별을 동반성, 반성 또는 짝별이라고합니다. 그러나 어두운 별을 기준으로 밝은 별을 동반성, 반성 또는 짝별이라고할 수 있습니다. 최근의 연구에 따르면 많은 별이 다성계에 속해 있습니다. 쌍성계는 천체 물리학에서 매우 중요한데, 이것은 상호 궤도를 관찰할 때 질량을 알 수 있기 때문입니다. 각 별의 질량은 쌍성에서부터의 추정에 의해 결정될 수 있습니다. 쌍썽은 광학적 "이중성"과 다르지만, 이중성은 지구에서 볼 때 서로 가까이에 나타나고 중력에 얽매이지 않습니다. 쌍둥이는 광학적으로 구별 될 수 있으며 분광학과 같은 간접적인 방법을 사용할 수 있습니다. 이러한 방정식은 쌍성이 광선 방향을 포함한 궤도를 돌 때 이를 식쌍성이라고 합니다. 다중으로 알려진 두 개 이상의 시스템은 상대적으로 일반적이며 같은 이름으로 분류됩니다. 쌍성계의 별은 질량이 교환되고 단독성이 한 사람에게 도달할 수없는 형태로 진화합니다. 쌍성계의 예로는 알골(식쌍성), 시리우스 및 백조자리 X-1(한 별이 블랙홀이라고 의심 됨)이 있습니다. 쌍성이라는 단어는 1802 년 윌리엄 허셜에 의해 소개되었습니다. 윌리엄 허셜은 쌍성의 정의를 "실질적인 이중 중력의 법칙에 의해 하나의 시스템에 형성 된 두 개의 별 집합"이라고 불렀습니다. 가장 유명한 예로는 북두칠성 큰곰자리 미자르와 알코르가 있는 가까운 별을 쌍성이라고합니다. 하지만 모든 쌍성은 아닙니다. 왜냐하면 그들은 지구에서 볼 때 가까이 매달려있는 것처럼 보이기 때문입니다. 두 개의 별이 관찰자의 시선에 줄을 서면, 그들은 실제로 멀리 떨어져 있지만 가까운 것으로 오인 될 수 있으므로 실제로 중력에 의해 묶이지 않는 이중성을 광학적 쌍성이라고할 수 있습니다. 실제로 쌍성은 두 별이 중력에 의해 묶여 있다고 말합니다. 쌍성은 관찰 방법 (시각적 방법, 분광학의 주기적 변화에 의한 분광법, 공식 현상에 의한 광도법, 보이지 않는 천체와 동반 된 천체에 의한 항성 위치 변화를 광도법)에서 4 가지 범주로 분류됩니다. 다음 네 가지 분류 중 쌍성은 여러 가지 속성을 가질 수 있습니다. 예를 들어, 여러 분광 쌍성은 동시에 식쌍성입니다. 반면에 안시쌍성이면서 분광쌍성인것은 이례적인 것으로, 이 쌍성 시스템이 발견되면 가치있는 원천으로 작용할 것입니다. 안시 쌍성의 회원들은 서로 멀리 떨어져 있으며 질량의 중심을 돌리는 데 걸리는 시간은 수십 년에서 수백 년이 걸릴만큼 충분히 깁니다. 따라서 스펙트럼은 분광학적으로 회복하기에는 너무 느립니다. 반대로 분광쌍성은 서로 가까이 붙어있어 질량의 중심을 빠르게 회전합니다. 그러나 두 별 모두 너무 가깝기 때문에 두 별의 이미지를 광학적으로 분리하는 것은 어렵습니다. 지구로부터의 거리는 안시쌍성인 동시에 분광 쌍성의 속성을 갖기 위해 상대적으로 가깝습니다. 안시쌍성은 두 별 사이의 거리가 멀고 두 별이 망원경으로 이중 형태로 분리되고 관찰 될 수 있는 경우를 나타냅니다. 안시쌍성을 발견하는 데 중요한 것은 망원경의 각분해능력입니다. 망원경은 점차적으로 성장하고 성능이 뛰어나고 많은 안시쌍성이 계속 발견되었습니다. 두 별의 밝기는 또한 중요한 요소이지만 별이 밝을수록 다른 별을 분리하고 인식하기가 더 쉽습니다. 안시쌍성 두 개 중 밝은면을 주성이라고 하고, 어두운 면은 반성이라고 불리웁니다. 주성의 반사 위치각은 당시 두 별 사이의 각도 거리와 관측 시간을 남겨 둡니다. 데이터가 충분히 축적되면 이러한 주요 구성 요소를 중심으로 극좌표계를 표시합니다. 이 물질은 케플러의 행성 운동 법칙에 모순되지 않도록 타원이 뒤 따른다. 케플러는 지상에서 볼 때 주성 주변에서 반성이 반전되는 궤도를 나타냅니다. 모든 궤도 원소는 겉으로보 기에는 타원을 통해 얻을 수 있습니다. 예를 들어, 두 별이 실제로 두 별 사이의 각도 거리와 시간 차이를 통해 얼마만큼의 거리인지 알 수 있습니다. 이들은 뛰어난 망원경에 의해 분리 관찰되고, 망원경이 성능을 향상시키면 안시쌍성이라고 불리며, 안시쌍성이 더 많이 발견되는데, 1780년 허셜은 쌍성으로 추론된 700개의 이중성을 관찰하고 분리와 방위를 기록했으며, 이 중 50개는 향후 20년간 지속된 관찰 기간에 변한 것으로 밝혀졌습니다. 분광 쌍성은 때로는 두 별이 매우 가깝게 붙어 있기 때문에 도플러 효과를 사용하여 두 별이 분리된다는 것을 알 수 있습니다. 분광 쌍성의 각 구성원은 질량의 중심을 따라 공전하며 관찰자의 시야의 근접성을 반복하고 관찰자와 분리 될 때 분광선에 붉은 색이 나타나고 접근하면 파란색이 나타납니다. 관찰자의 관점에서 볼 때, 두 별의 궤도면은 매우 가깝고, 두 별을 식쌍성이라고합니다.이 식쌍성은 서로의 현상이며, 정기적으로 발생하는 표현 현상은 얼핏 평가가 변경됩니다. 식쌍성이 분광쌍성과 같은 두 별의 시차로 알려져 있다면 이 식쌍성은 천문학 연구에서 매우 가치있는 존재가 됩니다. 최근 10년 동안 8 미터 수준의 망원경으로 식쌍성의 기본 매개 변수를 측정할 수 있었습니다. 이러한 매개 변수의 측정은 표준 등대에서 이러한 방정식의 사용을 가능하게했습니다. 최근에 대마젤란 은하, 소마젤란 은하, 안드로메다 은하, 삼각형자리은하까지의 거리는 공식 식쌍성을 통해 직접 거리를 둘 수 있었습니다. 식쌍성은 우리 은하의 외부 천체까지의 거리를 5% 오차 수준에서 직접 측정하는 방법을 제공합니다. 식쌍성은 가변성이지만 천체의 자명도를 변경하는 대신 천체가 다른 천체를 덮고 있기 때문에 눈의 밝기가 변하는 것처럼 보입니다. 식쌍성계의 광도 곡선은 전체적으로 일정한 광도를 가지지만 광도가 정기적으로 떨어지는 위상을 보여줍니다. 한 별이 다른 별보다 크면 큰 별이 작은 별을 분류할 때 모든 개기식이 발생하며, 반대가 사실인 경우 부분식이 발생합니다. 식쌍성의 공전주기는 광도 곡선을 연구함으로써 얻을 수 있으며, 궤도 크기에 비해 별이 다른 별의 디스크를 얼마나 숨기는지 계산함으로써 두 별의 상대적 크기를 얻을 수 있습니다. 식쌍서이 분광 쌍성이라면 궤도 요소, 별의 질량 및 상대 밀도를 상대적으로 쉽게 찾을 수 있습니다. 측성쌍성 천문학 자들은 하늘처럼 보이는 공간 주위에 하늘 움직임을 보이는 여러 별을 발견했습니다. 측성쌍성은 상대적으로 가까운 별, 특히 질량 중심에 의해 흔들리는 별으로, 눈에 보이는 동정적인 공감없이 흔들립니다. 일부 분광 쌍성은 앞뒤로 변화하는 분광선 쌍만 존재합니다. 정상적인 쌍성 관찰하는 데 사용되는 수학 계산은 그러한 "잃어버린 동반 천체"의 질량을 계산하는 데 사용될 수 있습니다. 동반성은 매우 어둡고 중성자 별에서와 같이 전자기파의 발산이 거의없는 현재의 기술적으로 관찰하기가 어려울 수 있습니다. 어떤 경우에는 이러한 항성계를 고질량 X선 쌍성이라고 불리기 때문에 "보이지 않는 동반 천체"가 블랙홀이라는 강력한 증거가 있습니다. 현재 가장 영향력있는 예로는 백조자리 X-1이 있습니다. 이 별의 보이지 않는 반사의 질량은 태양보다 9배 더 많이 알려져 있으며, 이는 토르만-오펜하이머-볼코프 한계를 훨씬 뛰어 넘었습니다. 따라서 백조자리 X-1은 블랙홀로 널리 인정된 최초의 천체가 되었습니다.

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