이진성

Binary star

이항성은 서로 공전하는 궤도에 중력적으로 묶여 있는 두 별의 계통이다.육안으로는 단일 물체로 보이는 밤하늘의 이항성은 망원경을 별개의 별로서 사용하여 분해되는 경우가 많으며, 이 경우 시각적 이항성이라고 한다.많은 시각적 이진은 수 세기 또는 수 천 년의 긴 궤도 기간을 가지고 있고 따라서 불확실하거나 잘 알려지지 않은 궤도를 가지고 있다.또한 분광학(스펙트럼법 이진법)이나 점성법(astrometric 이진법)과 같은 간접 기법에 의해 검출될 수 있다.만약 이항성이 우리의 시야를 따라 비행기에서 궤도를 돌게 되면, 그 성분은 일식되어 서로 이동하게 될 것이다; 이러한 쌍들을 에클립싱 이진이라고 부르거나, 궤도를 돌면서 밝기를 바꾸는 다른 이진들과 함께 광도상 이진법이라고 부른다.

2진법 항성계의 성분들이 충분히 가깝다면 그들은 서로 다른 항성 대기를 중력적으로 왜곡시킬 수 있다.어떤 경우에, 이러한 밀접한 이항체계는 질량을 교환할 수 있으며, 이것은 단일 항성이 달성할 수 없는 단계로 진화를 가져올 수 있다.바이너리의 예로는 시리우스와 시그너스 X-1(Cygnus X-1은 잘 알려진 블랙홀이다.이항성은 또한 많은 행성상성운의 핵으로서도 흔하며, 노바에와 이아 초신성형 모두의 조상이다.

디스커버리

바이너리라는 용어는 1802년 윌리엄 허셜 경이 다음과 같이 썼을 때 처음 이 문맥에서 사용되었다.[1][2]

반대로 두 별은 정말로 서로 매우 가까운 곳에 위치해야 하고, 동시에 이웃 별들의 매력에 물질적으로 영향을 받지 않도록 지금까지 절연되어 있다면, 그들은 별도의 체계를 구성하고, 서로에 대한 그들 자신의 상호 인력의 결합에 의해 단결된 상태를 유지할 것이다.이것은 진짜 이중 별이라고 불려야 한다; 그리고 따라서 상호 연결된 어떤 두 별은 우리가 지금 고려해야 할 이진 사이드리얼 시스템을 형성한다.

현대의 정의에 따르면, 이진성이라는 용어는 일반적으로 질량의 공통 중심 주위를 도는 별들의 쌍으로 제한된다.망원경이나 간섭계법으로 해결할 수 있는 이항성은 시각 이항성으로 알려져 있다.[3][4]알려진 대부분의 시각적 이항성의 경우, 아직 하나의 전체 혁명이 관찰되지 않았다. 오히려 그들은 곡선 경로나 부분 호를 따라 이동한 것으로 관찰된다.[5]

별 2개의 2진법

더 일반적인 용어의 이중 별은 하늘에서 서로 가까이 있는 것으로 보이는 별들의 쌍에 사용된다.[1]이러한 구별은 영어 이외의 언어에서는 거의 이루어지지 않는다.[3]이중 별은 이항계일 수도 있고, 하늘에 서로 가까이 있는 것처럼 보이지만 태양과의 실제 거리는 크게 다른 두 개의 별일 수도 있다.후자는 광학 복식 또는 광학 쌍으로 불린다.[6]

망원경의 발명 이후, 많은 쌍의 이중 별들이 발견되었다.초기 예로는 미자르와 아크룩스가 있다.미자르는 북두칠성(우르사 메이저)에서 1650년[7][8] 조반니 바티스타 리치올리에 의해 (아마도 일찍이 베네데토 카스텔리와 갈릴레오에 의해) 두 배로 관찰되었다.[9]남십자사에 있는 밝은 남쪽 별 아크룩스는 1685년 폰테나이 신부에 의해 이중으로 발견되었다.[7]

존 미첼은 1767년 더블스타가 우연 정렬에 기인할 확률은 작다고 주장하면서 쌍성들이 물리적으로 서로 붙어 있을 수도 있다고 처음으로 제안했다.[10][11]윌리엄 허셜은 1779년에 이중 별을 관찰하기 시작했고 곧이어 약 700개의 이중 별들의 카탈로그를 출판했다.[12]1803년에 이르러 그는 25년 동안 여러 쌍성들의 상대적 위치의 변화를 관찰했고, 그것들이 반드시 이항계여야 한다는 결론을 내렸다;[13] 그러나 이항성의 첫 궤도는 1827년에 이르러서야 펠릭스 사바리가 시우르새 메이저스의 궤도를 계산했다.[14]이 시간 이후로, 더 많은 이중 별들이 목록화되고 측정되었다.미국 해군 천문대가 편찬한 시각적 이중성 데이터베이스인 워싱턴 더블스타 카탈로그에는 2진성뿐만 아니라 광학 복식까지 [15]10만 쌍이 넘는 이중성이 들어 있다.궤도는 이 이중 별들 중 몇 천 개로만 알려져 있으며,[16] 대부분은 진실한 이항성이나 광학적 이중성 둘 중 하나라고 확인되지는 않았다.[17]이것은 쌍들의 상대적인 움직임을 관찰함으로써 결정될 수 있다.만약 움직임이 궤도의 일부라면, 또는 항성이 방사상 속도가 비슷하고 항성의 적절한 움직임의 차이가 그들의 일반적인 적절한 움직임과 비교하여 작다면, 그 쌍은 아마도 물리적인 것일 것이다.[18]이중 별의 시각적 관찰자에게 남아 있는 과제 중 하나는 중력 연결을 증명하거나 반증할 수 있는 충분한 관찰 결과를 얻는 것이다.

분류

바이너리 스타 시스템 HD 106906 주위에 존재하는 가스와 먼지 엣지온 디스크

관찰방법

이진성 별은 관측 방식에 따라 시각적, 관측적, 분광학적, 스펙트럼 라인의 주기적 변화, 광도적, 일식에 의한 밝기 변화, 또는 보이지 않는 동반자에 의한 별 위치의 편차를 측정하여 별의 위치의 편차를 측정하는 등 네 가지 유형으로 분류된다.[3][19]어떤 이진성이라도 이러한 등급들 중 몇 개에 속할 수 있다. 예를 들어, 여러 분광형 이진도 또한 은닉형 이진이다.

시각적 이진 파일

주요 기사:시각적 이진수

시각적 이항성은 두 성분의 각이 분리되어 망원경에서 이중 별, 또는 심지어 고출력 쌍안경으로 관측될 수 있을 정도로 큰 2진 별이다.망원경의 각도 분해능은 시각적 이진법의 검출에 중요한 요소로, 2진 별 관측에 더 나은 각도 분해능이 적용됨에 따라 점점 더 많은 수의 시각적 이진법이 검출될 것이다.두 별의 상대적 밝기도 중요한 요소인데, 밝은 별에서 번쩍이는 빛은 기면 성분의 존재를 감지하기 어려울 수 있기 때문이다.

시각적 이항성의 밝은 별은 일차 항성이며, 조광기는 이차 항성으로 간주된다.일부 출판물(특히 오래된 출판물)에서는 희미한 2차 출판물을 comes(농촌계; 동반자)라고 부른다.별의 밝기가 같을 경우 1차 발견자 지정은 관례적으로 받아들여진다.[20]

원주에 대한 2차 위치각은 두 별 사이의 각도 거리와 함께 측정된다.관찰 시간도 기록되어 있다.일정 기간 동안 충분한 수의 관측치를 기록한 후 원점 별과 극좌표로 표시되며, 가장 가능성이 높은 타원은 이러한 지점을 통해 지역의 케플러 법칙이 충족된다.이 타원은 겉보기 타원이라고 알려져 있으며, 하늘의 평면에 있는 일차 궤도에 대해 2차 공전의 실제 타원 궤도를 투영하는 것이다.이 투영된 타원으로부터 궤도의 전체 원소를 계산할 수 있으며, 여기서 반주축은 시스템의 항성 시차, 그리고 따라서 거리가 알려져 있지 않은 한 각도 단위로만 표현할 수 있다.[4]

분광 이진법

알골 B는 알골 A를 공전한다.이 애니메이션은 근적외선 H-밴드 내 CARA 간섭계의 55개 이미지를 궤도 위상에 따라 정렬하여 조립한 것이다.

때때로, 이항성의 유일한 증거는 방출된 빛에 대한 도플러 효과에서 나온다.이러한 경우, 이항성은 각각의 별에서 방출되는 빛의 스펙트럼 라인이 먼저 푸른색을 향해 이동하고, 그 다음, 붉은색을 향해 이동하는 항성 쌍으로 구성되어 있으며, 각 별은 먼저 우리를 향해 움직이고, 그 다음엔 우리와 멀어지고, 그들의 공통적인 질량 중심에 대한 움직임 동안에 그들의 공통적인 궤도의 기간으로 되어 있다.

이러한 시스템에서 항성 사이의 분리는 보통 매우 작고 궤도 속도는 매우 높다.궤도의 평면이 시선에 수직이 되지 않는 한, 궤도 속도에는 시선에 구성요소가 있을 것이고 시스템의 관찰된 방사상 속도가 주기적으로 변화할 것이다.방사상 속도는 별의 스펙트럼 라인의 도플러 이동을 관찰하여 분광계로 측정할 수 있기 때문에, 이러한 방식으로 검출된 이진을 분광 이너리(spectroscopic binary)라고 한다.이 중 대부분은 현존하는 가장 높은 해결력의 망원경으로도 시각적 이진법으로 해결할 수 없다.

일부 분광형 이진법에서는 두 항성의 스펙트럼 라인이 보이고 선은 두 개와 한 개씩 번갈아 나타난다.그러한 시스템은 이중선 스펙트럼 분석 이항(흔히 "SB2"로 표시됨)이라고 알려져 있다.다른 시스템에서는 항성 중 한 개만 스펙트럼이 보이고 스펙트럼의 선은 주기적으로 청색 방향으로 이동하다가 다시 적색 및 백색 방향으로 이동한다.그러한 별들은 단일선 분광 이진법(SB1")으로 알려져 있다.

분광 이진의 궤도는 시스템의 하나 또는 두 구성 요소의 방사상 속도에 대한 일련의 긴 관측을 통해 결정된다.관측치는 시간을 기준으로 표시되며, 그 결과 곡선에서는 주기가 결정된다.궤도가 원형이면 곡선은 사인 곡선이 된다.궤도가 타원형일 경우, 곡선의 모양은 가시선을 기준으로 타원의 편심도와 주축의 방향에 따라 달라진다.

반주축 a와 궤도면 i의 기울기를 개별적으로 결정하는 것은 불가능하다.단, 반주축의 산물 및 경사의 사인(즉, 죄 i)은 선형 단위(예: 킬로미터)로 직접 결정할 수 있다.만일 a 또는 i 중 하나를 다른 수단으로 결정할 수 있다면, 이진을 생략하는 경우와 같이, 궤도에 대한 완전한 해결책을 찾을 수 있다.[21]

시각적 이항성과 분광학적 이항성이 모두 있는 이항성은 드물며, 발견 시 귀중한 정보원이 된다.약 40개가 알려져 있다.시각적 이항성은 종종 수십년에서 수세기 동안 측정된 기간과 함께 큰 실제 분리를 가지고 있다. 결과적으로, 그들은 분광학적으로 측정하기엔 보통 궤도 속도를 너무 작게 가지고 있다.반대로 분광형 이항성은 서로 가깝기 때문에 궤도에서 빠르게 움직이며, 보통 시각적 이항성으로 탐지하기에는 너무 가까이 있다.따라서 시각적 및 분광학적 바이너리는 지구와 상대적으로 가까워야 한다.

에클립싱 이진 파일

에클립싱 이항성은 두 별의 궤도 평면이 관측자의 시야에 너무 가깝게 놓여 있어서 그 성분들이 상호 일식을 겪는 이항성계다.[22]이항 역시 분광형 이항이고 계통의 시차(parallax)가 알려진 경우, 이항은 항성 분석에 상당히 유용하다.페르세우스자리에 있는 3성계인 알골은 에클립싱 이진법의 가장 잘 알려진 예를 포함하고 있다.

이 비디오는 한 예술가가 에클립스 바이너리 스타 시스템에 대해 느끼는 인상을 보여준다.두 별이 서로 공전할 때 그들은 서로 앞을 지나며 멀리서 볼 수 있는 그들의 총 밝기가 감소한다.

에클립싱 바이너리는 개별 성분의 빛이 달라서가 아니라 일식 때문에 가변 별이다.에클립싱 이진의 광 곡선은 한 항성이 다른 항성 앞을 지나갈 때 강도로 주기적으로 강하되는 사실상 일정한 빛의 주기가 특징이다.밝기는 궤도 중에 두 번 떨어질 수 있는데, 한 번은 2차선이 1차선 앞을 지날 때, 한 번은 1차선 앞을 통과할 때, 한 번은 2차선 앞을 통과할 때 떨어질 수 있다.두 개의 일식 중 어느 별에 가려져 있든 상관없이 더 깊은 것을 일차 일식이라고 하며, 얕은 제2의 일식도 발생한다면 이차 일식이라고 한다.밝기 강하의 크기는 두 별의 상대적 밝기, 숨겨진 오컬트 별의 비율, 별의 표면 밝기(즉, 유효 온도)에 따라 달라진다.전형적으로 더 뜨거운 별의 출현이 일식을 일으킨다.[22]

생략하는 이항성의 궤도 주기는 그 빛의 곡선에 대한 연구를 통해 결정할 수 있으며, 가장 가까운 별의 원반이 다른 별의 원반 위로 미끄러질 때 밝기가 얼마나 빨리 변하는지 관찰함으로써 개별 별의 상대적 크기를 궤도의 반지름 측면에서 결정할 수 있다.[22]또한 분광형 이항일 경우 궤도 원소도 결정할 수 있고, 항성의 질량도 비교적 쉽게 결정할 수 있으므로, 이 경우 항성의 상대적 밀도를 결정할 수 있다.[23]

1995년경부터 8m급 망원경으로 2진법의 기본 매개변수 측정이 가능해졌다.이것은 표준 초를 사용하는 것보다 더 정확한 과정인 외부 은하와의 거리를 직접 측정하는 데 그것들을 사용하는 것이 가능하게 한다.[24]2006년까지, 그들은 LMC, SMC, 안드로메다 은하, 삼각형 은하계에 직접 거리 추정치를 제공하는 데 사용되었다.에클립싱 바이너리는 은하까지의 거리를 5%의 정확도 수준으로 측정할 수 있는 직접적인 방법을 제공한다.[25]

포토메트릭을 통해 감지할 수 있는 비클립 바이너리

근처의 비침투 바이너리 역시 별들이 세 가지 방법으로 서로에게 어떤 영향을 미치는지 관찰함으로써 광도적으로 탐지될 수 있다.첫 번째는 별들이 동반자로부터 반사되는 여분의 빛을 관찰하는 것이다.둘째는 동료들에 의해 별 모양이 변형되어 생기는 타원광 변화를 관찰하는 것이다.세 번째 방법은 상대론적 비밍이 항성의 겉보기 크기에 어떤 영향을 미치는지 살펴보는 것이다.이러한 방법으로 이진을 검출하려면 정확한 광도 측정이 필요하다.[26]

아스트로메트릭 이진법

천문학자들은 빈 공간을 공전하는 것처럼 보이는 몇몇 별들을 발견했다.아스트로메트릭 이너리는 비교적 가까운 곳에 있는 별들로, 눈에 보이는 동반자 없이 우주 한 지점을 휘돌아 다니는 것을 볼 수 있다.일반 바이너리에 사용되는 것과 동일한 수학이 적용되어 실종된 동반자의 질량을 유추할 수 있다.동반자는 매우 어둡기 때문에 현재 1차적인 섬광에 의해 탐지할 수 없거나 가려져 있거나, 또는 중성자 별과 같은 전자기 방사선을 거의 방출하지 않는 물체가 될 수 있다.[27]

눈에 보이는 별의 위치는 상대 별의 중력 영향 때문에 신중하게 측정되고 변화하도록 감지된다.항성의 위치는 더 먼 항성에 대해 반복적으로 측정된 다음, 위치의 주기적인 이동을 점검한다.일반적으로 이러한 유형의 측정은 10파섹 이내의 항성 등 근처 항성에서만 수행할 수 있다.근처의 별들은 종종 비교적 높은 적절한 움직임을 가지고 있기 때문에, 천체 이너리들은 하늘을 가로지르는 흔들거리는 길을 따라가는 것처럼 보일 것이다.

동반자가 항성의 위치 변화를 관찰할 수 있을 정도로 충분히 거대하다면, 그 존재는 추론할 수 있다.충분히 긴 시간 동안 보이는 별의 움직임에 대한 정확한 천체 측정으로부터 동반자의 질량과 그 궤도 주기에 대한 정보를 파악할 수 있다.[28]동반자가 보이지 않더라도 케플러의 법칙을 이용해 관찰을 통해 시스템의 특성을 파악할 수 있다.[29]

이 이항성을 탐지하는 방법은 항성을 공전하는 극외 행성의 위치 파악에도 사용된다.그러나 이 측정을 수행하기 위한 요구조건은 질량비 차이가 크고, 행성의 궤도가 일반적으로 길기 때문에 매우 까다롭다.항성의 위치 이동 탐지는 매우 까다로운 과학이며, 필요한 정밀도를 달성하기 어렵다.우주 망원경은 지구 대기의 흐릿한 효과를 피할 수 있어 보다 정확한 해상도를 얻을 수 있다.

시스템 구성

Detached binary star system
분리됨
Semidetached binary star system
세미데치드
Contact binary star system
연락처
질량 비율이 3인 바이너리 스타 시스템의 구성.검은 선은 내부의 중요한 로체 등전위, 로체 로브를 나타낸다.

또 다른 분류는 항성 사이의 거리를 기준으로 하며, 그 크기에 비례한다.[30]

분리된 이항성은 각 성분이 로체 로브 안에 있는 이항성, 즉 항성 자체의 중력이 다른 성분의 중력보다 큰 영역이다.주요 순서에 있는 동안 별들은 서로에게 큰 영향을 주지 않으며, 본질적으로 별개로 진화한다.대부분의 바이너리는 이 등급에 속한다.

세미데테치형 2진수 별은 성분 중 하나가 2진수 별의 로체 로브에 채워지고 다른 성분은 채워지지 않는 2진수 별이다.로체 로베 필링 성분(도너)의 표면에서 나오는 가스는 다른 발광 항성으로 전달된다.대량 양도가 시스템의 진화를 지배하고 있다.많은 경우에, 유입 가스는 악센트 주위에서 억양 원반을 형성한다.

접촉이진은 이항성의 두 성분이 그들의 로체 로브를 채우는 이진성의 일종이다.항성 대기의 가장 윗부분은 두 별을 둘러싸고 있는 공통의 외피를 형성한다.외피의 마찰이 궤도 운동을 제동함에 따라, 항성은 결국 합쳐질 수 있다.[31]W Ursae Majoris가 그 예다.

대격변수 및 X선 이진법

아티스트의 대격변형 변광성 체계 구상

2진법이 백색왜성, 중성자성 또는 블랙홀과 같은 콤팩트한 물체를 포함할 경우 다른 (도너) 별에서 나오는 가스가 콤팩트 물체에 유입될 수 있다.이것은 중력 전위 에너지를 방출하여 가스를 더 뜨거워지게 하고 방사선을 방출한다.콤팩트한 물체가 백색 왜성인 대격변형 항성은 그러한 계통의 예다.[32]X선 바이너리에서 콤팩트한 물체는 중성자 별이나 블랙홀일 수 있다.이들 이항체는 기증별의 질량에 따라 저질량 또는 고질량으로 분류된다.고질량 X선 바이너리에는 항성 바람에 의해 질량이 전달되는 젊고 초기 형태의 고질량 기증 항성이 들어 있으며, 저질량 X선 바이너리는 후기형 기증 항성이나 백색 왜성의 기체가 로체 로브에 넘쳐서 중성자 항성이나 블랙홀 쪽으로 떨어지는 반질량 바이너리다.[33]아마도 X선 이진법의 가장 잘 알려진 예는 고질량 X선 이진법 시그너스 X-1일 것이다.시그너스 X-1에서, 보이지 않는 동반자의 질량은 태양의 약 9배 정도로 추정되며, [34]중성자 별의 최대 이론 질량에 대한 톨만-오펜하이머-볼코프 한계를 훨씬 초과한다.그러므로 그것은 블랙홀이라고 믿어진다; 그것은 널리 믿어진 첫 번째 대상이었다.[35]

궤도 주기

궤도 주기는 1시간(AM CVn 별의 경우), 또는 며칠(베타 리래의 성분) 미만이 될 수 있지만, 또한 수십만 년(알파 센타우리 AB 주변의 프로시마 센타우리)도 될 수 있다.

기간의 변동

주요 기사:애프레게이트 메커니즘

Applegate 메커니즘은 특정 생략 바이너리에서 보이는 장기 궤도 주기 변동을 설명한다.주계열성 항성이 활동 주기를 거치면서 항성의 외층에는 각운동량의 분포를 변화시키는 자력 토크가 작용하여 항성의 완전성이 변화한다.2진수 쌍에 있는 항성의 궤도는 그 모양 변화에 중력적으로 결합되어 있기 때문에 마침표는 활동 주기(일반적으로 pP/P ~ 10−5)와 같은 시간 척도로 변조(일반적으로 ∆P/P ~ 10)를 나타낸다.[36]

일부 알골 이진법에서 관찰된 또 다른 현상은 단조로운 기간 증가였다.이것은 Applegate 메커니즘에 의해 설명되는 교대 기간의 증가와 감소에 대한 훨씬 더 일반적인 관찰과는 상당히 구별된다.단조로운 기간 증가는 보통 덜 큰 별에서[37] 더 큰 별로 전이되는 대량 이동에 기인한다.

지정

A와 B

아티스트의 바이너리 스타 시스템 AR 전갈자리 인상

2진수 별의 성분은 시스템 지정에 첨가된 접미사 A와 B로 표시되며, 1진수 A와 2진수 B를 나타낸다.접미사 AB는 쌍을 나타내는 데 사용될 수 있다(예를 들어, 이진 별 α 센타우리 AB는 별 α 센타우리 A와 α 센타우리 B로 구성된다).별 2개가 넘는 시스템에는 C, D 등의 문자를 추가로 사용할 수 있다.[38]바이너리 항성이 바이너리 명칭을 가지고 있고 크게 분리되어 있는 경우, 쌍의 멤버를 위첨자로 지정할 가능성이 있다. 그 예로는 ζ1 레티쿨리와 ζ2 레티쿨리 성분이 있는 제타 레티쿨리가 있다.[39]

발견자 지정

이중 별은 또한 발견자에게 색인 번호와 함께 주는 약어로 지정된다.[40]예를 들어 α 센타우리(Centauri)는 1689년 리차우 신부에 의해 이중으로 발견되었고, RHD 1로 지정되었다.[7][41]이 발견자 코드는 워싱턴 더블스타 카탈로그에서 찾을 수 있다.[42]

뜨겁고 차갑다

이항성계의 구성요소는 상대 온도에 의해 뜨거운 동반자 및 시원한 동반자로 지정될 수 있다.

예:

  • 안타레스(Alpha Sculpii)는 더 뜨거운 푸른색 주계열성 안타레스 B를 가진 이진법계의 붉은 초거성 별이다.따라서 안타레스 B는 시원한 초거성의 뜨거운 동반자라고 불릴 수 있다.[43]
  • 공생 항성은 후기형 거성과 더 뜨거운 동반자 물체로 구성된 이진 항성 체계다.동행자의 성격이 모든 경우에 잘 확립되어 있지 않기 때문에 '뜨거운 동행자'[44]라고 할 수도 있다.
  • 야광 푸른색 변수 에타 캐리네(Eta Carinae)는 최근 이항성계통으로 결정되었다.2차는 1차보다 기온이 높은 것으로 보여 '뜨거운 동반자' 스타로 묘사됐다.그것은 늑대-레이트의 별일지도 모른다.[45]
  • 물병자리 R은 차가운 표식과 뜨거운 표식을 동시에 표시하는 스펙트럼을 보여준다.이 조합은 더 작고 뜨거운 동반자를 동반한 서늘한 붉은 초거성의 결과물이다.물질은 초거성으로부터 더 작고 밀도가 높은 동반자로 흐른다.[46]
  • NASA의 케플러 미션은 2차 성분의 2가 가장 뜨거운 성분의 2인자 항성을 에클립싱하는 예들을 발견했다.KOI-74b는 9,400K 초기 A형 주계열성인 KOI-74(KIC 6889235)의 12,000K 백색왜성 동반자다.[47][48][49]KOI-81b는 1만 K 후기 B형 주계열성인 KOI-81(KIC 8823868)의 1만 3천 K 백색왜성 동반자다.[47][48][49]

진화

뜨거운 고질량 바이너리 별의 진화에 대한 아티스트의 인상

포메이션

두 개의 단일 항성 사이에 중력 포획을 통해 일부 이너리가 생성될 수 있는 것은 불가능하지 않지만, 그러한 사건의 발생 가능성이 매우 낮기 때문에(에너지 보존이 다른 것을 포획하는 것을 결정함에 따라 실제로 세 개의 물체가 요구되고 있음)와 현재 존재하는 이너리의 수가 많다는 점을 고려할 때, 이 ca는 다음과 같다.1차 형성 과정이 아니다.아직 주계열성이 아닌 별들로 구성된 이항체의 관측은 항성생성 과정에서 이항체가 발달한다는 이론을 뒷받침한다.원자가 형성되는 동안 분자구름의 단편화는 2진법이나 복수형 항성계통의 형성에 대해 납득할 만한 설명이다.[50][51]

세 별의 질량이 비교 가능한 3체 문제의 결과는 결국 세 별 중 한 개가 시스템에서 배출되고, 더 이상 유의미한 동요가 없다고 가정할 때 나머지 두 개의 별은 안정된 2진법을 형성하게 된다는 것이다.

질량전달 및 담금

진화하는 동안 주계열성의 크기가 증가함에 따라 어느 순간 로체 로브를 초과할 수도 있는데, 이는 그 물질의 일부가 자기보다 동반별의 중력이 더 큰 지역으로 모험한다는 것을 의미한다.[52]그 결과 물질은 직접 충격에 의해 또는 발작 원반을 통해 흡수되는 로체 로브 오버플로(RLOF)라고 알려진 과정을 통해 한 항성에서 다른 항성으로 전달될 것이다.이 전이가 일어나는 수학적 점을 첫 번째 라그랑지안 점이라고 한다.[53]억양 원판이 이진 별에서 가장 밝은(따라서 때로는 유일하게 보이는) 원소라는 것은 드문 일이 아니다.

항성이 로체 로체 로브 바깥에서 너무 빨리 자라 다른 성분에 모든 풍부한 물질이 전달되지 않는다면 물질이 다른 라그랑주 지점을 통해 계통을 떠나거나 별의 바람으로 인해 두 성분에 효과적으로 손실될 가능성도 있다.[54]별의 진화는 그 질량에 의해 결정되기 때문에, 그 과정은 두 동반자의 진화에 영향을 미치며, 단일 별에 의해 달성될 수 없는 단계를 만들어낸다.[55][56][57]

에클립싱(eclipsing ternary Algol)에 대한 연구는 항성진화 이론에서 알골 역설을 가져왔다: 2진성 항성의 성분은 동시에 형성되고, 질량이 덜 큰 항성은 덜 큰 항성보다 훨씬 빠르게 진화하지만, 더 질량이 큰 알골A는 여전히 주계열성인 반면, 질량이 적은 알골B는 수계열성인 것으로 관찰되었다.후기 진화 단계에 있는그 역설은 질량전달을 통해 해결할 수 있다: 보다 거대한 별이 아거성이 되었을 때 로체엽을 채웠고, 질량의 대부분은 다른 항성으로 옮겨졌으며, 이것은 여전히 주요 순서에 있다.알골과 비슷한 일부 바이너리에서는 실제로 가스 흐름을 볼 수 있다.[58]

런어웨이와 노바에

V 하이드레이의 플라즈마 방출 아티스트 렌더링

또한 외부 동요의 결과로, 널리 분리된 이진이 일생 동안 서로 중력 접촉을 상실하는 것도 가능하다.그 성분은 단일 항성으로 진화하기 위해 이동할 것이다.또한 두 이항계 사이의 긴밀한 만남은 두 계통의 중력 붕괴를 초래할 수 있으며, 일부 항성은 높은 속도로 방출되어, 폭주하는 항성으로 이어질 수 있다.[59]

만약 백색 왜성이 로체엽을 넘나드는 가까운 동반성을 가지고 있다면, 백색 왜성은 항성의 바깥 대기에서 나오는 가스를 꾸준히 분비할 것이다.이것들은 백색 왜성의 표면에서 강렬한 중력에 의해 압축되고 추가 물질이 빨려들면서 매우 높은 온도로 가열된다.백색 왜성은 퇴화된 물질로 구성되어 있어 열에 크게 반응하지 않는 반면, 응고된 수소는 그렇지 않다.수소융합은 CNO 사이클을 통해 표면에 안정된 방식으로 발생할 수 있으며, 이 과정에서 방출되는 엄청난 양의 에너지가 백색 왜성의 표면으로부터 남아 있는 가스를 날려 보내게 한다.그 결과는 노바라고 알려진 극도로 밝은 빛의 분출이다.[60]

극단적인 경우, 이 사건은 백색 왜성이 찬드라세카르 한계를 초과하게 하고, 전체 별을 파괴하는 초신성을 촉발시킬 수 있는데, 이는 도망자의 또 다른 가능한 원인이다.[61][62]그러한 사건의 예로는 타이코 브라헤가 관측한 초신성 SN 1572가 있다.허블우주망원경은 최근 이 사건의 잔해 사진을 찍었다.

천체물리학

이진법은 천문학자들이 멀리 떨어진 별의 질량을 결정하는 최선의 방법을 제공한다.그들 사이의 중력은 그들이 공통적인 질량 중심 주위를 공전하도록 만든다.시각적 이진의 궤도 패턴 또는 분광학적 이진의 스펙트럼의 시간 변화로부터, 항성의 질량은 예를 들어 이항 질량 함수로 결정할 수 있다.이렇게 하면 별의 외양(온도와 반지름)과 질량 사이의 관계를 찾을 수 있어 비이진성의 질량을 결정할 수 있다.

많은 비율의 별들이 이진법으로 존재하기 때문에, 이진법은 별이 형성되는 과정에 대한 우리의 이해에 특히 중요하다.특히 2진법의 주기와 질량은 시스템 내의 각운동량 양에 대해 알려준다.이것은 물리학에서 보존된 양이기 때문에, 이진들은 우리에게 별들이 형성된 조건에 대한 중요한 단서를 준다.

2진수 별에서 질량 중심 계산

단순한 2진법의 경우, 첫 번째 별의 중심에서 질량 또는 2진법의 중심까지의 거리인 r은1 다음과 같이 주어진다.

여기서:

a는 두 별의 중심 사이의 거리이며
m과1 m은2 두 별의 질량이다.

a를 다른 한 몸 주위를 도는 궤도의 반주축으로 본다면 r은1 질량이나 바리 중심 주위를 도는 첫 번째 몸체 궤도의 반주축이 되고, r2 = a – r은1 두 번째 몸체 궤도의 반주축이 된다.질량의 중심이 보다 거대한 몸 안에 위치할 때, 그 몸은 식별 가능한 궤도를 따라가기보다는 흔들리는 것처럼 보일 것이다.

매스 애니메이션의 중심

주요 기사:바리센터

적십자의 위치는 계통 질량의 중심을 나타낸다.이 이미지들은 특정한 실제 시스템을 나타내지 않는다.

Orbit1.gif
(a) 질량의 공통 중심, 즉 바리 중심 주위를 공전하는 유사한 질량의 두 개의 몸체 		Orbit2.gif
(b) Charon-Pluoto 시스템과 같이 공동의 바이센터 주위를 공전하는 질량 차이가 있는 두 개의 몸체		 Orbit3.gif
(c.) 질량 차이가 큰 두 개의 물체(지구-달 시스템과 유사)		 Orbit4.gif
(d.) 질량 차이가 극심하게 나는 두 개의 물체(Sun-Earth 시스템과 유사함)		 Orbit5.gif
(e) 유사한 질량을 가진 두 개의 몸체가 타원 궤도를 선회하는 공통의 바리센터 주변

연구 결과.

모집단 I 주계열성[63] 별의 다중성 우도
질량 범위 다중성

빈도

 평균

동반자

≤ 0.1 M☉ 22%+6%
−4% 		0.22+0.06
−0.04
0.1–0.5M☉ 26%±3% 0.33±0.05
0.7–1.3M☉ 44%±2% 0.62±0.03
1.5–5M☉ ≥ 50% 1.00±0.10
8–16M☉ ≥ 60% 1.00±0.20
≥ 16M☉ ≥ 80% 1.30±0.20

은하계의 항성계 중 약 3분의 1이 이항 또는 복수형이며, 나머지 3분의 2는 단일 항성으로 추정된다.[64]일반 별의 전반적인 다중성 빈도는 단조롭게 항성 질량을 증가시키는 기능이다.즉, 성분의 질량이 증가함에 따라 이진법이나 다중 항성계통에 있을 확률은 꾸준히 증가한다.[63]

이항성의 회전 기간과 궤도의 편심 사이에는 직접적인 상관관계가 있는데, 단기의 시스템은 편심도가 작다.2진수 별은 그들이 실제로 서로 접촉할 정도로 매우 밀접하게 궤도를 선회하는 쌍에서부터 그들의 연결이 우주를 통한 그들의 공통적인 적절한 움직임에 의해서만 표시될 정도로 멀리 떨어져 있는 쌍들에 이르기까지 상상할 수 있는 어떤 분리도 가지고 있을 수 있다.중력 결합형 이항성계 중에는 소위 기간별 로그 정규분포가 존재하며, 이들 계통의 대부분은 약 100년의 기간으로 궤도를 선회한다.이는 항성 형성 과정에서 이항체계가 형성된다는 이론을 뒷받침하는 증거다.[65]

두 별의 밝기가 같은 쌍으로, 그들은 또한 같은 스펙트럼 타입이다.밝기가 다른 시스템에서는 밝은 별이 거대한 별이면 더 파랗고, 밝은 별이 주계열성에 속하면 더 빨갛다.[66]

세 개의 항성계를 공전하는 행성 HD 188753 Ab(왼쪽 위)의 (광학) 달에서 본 예술가의 인상.가장 밝은 동반자는 지평선 바로 아래에 있다.

별의 질량은 오직 그것의 중력 흡인력으로부터 직접적으로 결정될 수 있다.태양과 중력렌즈 역할을 하는 별들을 제외하고, 이것은 이항성과 다중 항성계에서만 행해질 수 있어, 이항성은 항성의 중요한 등급이 된다.시각적 이항성의 경우, 계통의 궤도 및 항성 시차가 결정된 후, 두 항성의 결합 질량을 케플러 조화 법칙을 직접 적용하여 얻을 수 있다.[67]

불행히도, 시각적 또는 생략적 이진이 아닌 한 분광적 이진의 완전한 궤도를 얻는 것은 불가능하므로, 이러한 물체로부터 단지 질량의 공동 생산물과 시선에 상대적인 기울기 각도의 사인만을 결정할 수 있다.분광형 바이너리인 에클립싱 바이너리의 경우 시스템 양쪽 구성원의 사양(질량, 밀도, 크기, 광도, 근사 형태)에 대한 완전한 해결책을 찾을 수 있다.

행성

주요 기사:2진법 항성계의 거주성
S형 궤도에 행성이 1개 있고 P형 궤도에 행성이 1개 있는 이항성계의 개략도

많은 이항성계들이 외부 행성을 포함하는 것으로 밝혀졌지만, 그러한 시스템은 단일 항성계통에 비해 상대적으로 드물다.케플러 우주망원경의 관측 결과 태양과 같은 유형의 단일 별은 대부분 행성이 풍부하지만, 2진성 중 3분의 1에 불과한 것으로 나타났다.이론적 시뮬레이션에 따르면,[68] 심지어 널리 분리된 이항성들 조차도 종종 원주행성이 형성되는 바위 알갱이의 원반을 교란시킨다.한편, 다른 시뮬레이션에서는 2진수 동반자의 존재는 실제로 원시행성 원반을 "긴장"하여 안정적인 궤도 영역 내의 행성 형성률을 개선할 수 있다고 제안하고, 그 안에서 원시행성들의 발생률을 증가시킨다.[69]

복수의 항성계통에서 행성을 탐지하는 것은 추가적인 기술적 어려움을 초래하는데, 이것이 행성을 거의 발견하지 못하는 이유일 수도 있다.[70]예로는 백색 왜성-펄사 이항 PSR B1620-26, 부거성 적색 왜성 이항 감마 세페이, 백색 적색 왜성 이항 NN 서펜티스 등이 있다.[71]

이전에 알려진 14개의 행성계를 대상으로 한 연구는 이 중 3개의 행성계가 이항계통이라는 것을 발견했다.모든 행성은 일차 항성 주위의 S형 궤도에 있는 것으로 밝혀졌다.이 세 가지 경우에서 2차 항성은 1차 항성보다 훨씬 희미하여 이전에는 검출되지 않았다.이 발견은 행성과 일차 항성 모두의 매개변수를 재계산하는 결과를 낳았다.[72]

공상과학소설은 종종 2진수 또는 3진수 별의 행성을 배경으로 등장시켜왔다. 예를 들어, 스타워즈의 조지 루카스의 타투인, 그리고 하나의 주목할 만한 이야기인 "Nightfall"은 이것을 6성 체계로 가져간다.실제로 일부 궤도 범위는 역동적인 이유로 불가능한 반면(행성은 시스템에서 완전히 배출되거나 더 내부 또는 외부 궤도 범위로 이동하면서 상대적으로 빠르게 궤도에서 추방될 것이다), 다른 궤도는 의 극단적인 변화로 인해 최종 생물공간에 심각한 도전을 제기한다.궤도의 다른 부분에서의 표면 온도이항계 내에서 하나의 항성만을 공전하는 행성들은 "S형" 궤도를 가지고 있는 반면, 두 항성 둘레를 공전하는 행성들은 "P형" 또는 "순환형" 궤도를 가지고 있다고 한다.이항계통의 50~60%는 안정적인 궤도 범위 내에서 거주 가능한 지구 행성을 지원할 수 있는 것으로 추정된다.[69]

예

알비레오의 눈에 띄게 구별되는 두 가지 구성 요소

성분들 사이의 큰 거리뿐만 아니라 색상의 차이도 알비레오를 가장 쉽게 관찰할 수 있는 시각적 이진 중 하나로 만든다.시그너스 별자리에서 세 번째로 밝은 별인 가장 밝은 멤버는 사실 근접한 이진법 그 자체다.시그너스자리에도 블랙홀로 간주되는 X선 선원인 시그너스 X-1이 있다.고질량 X선 바이너리로 광학상대는 변광성이 된다.[73]시리우스는 또 다른 이항성이며 밤하늘에서 가장 밝은 별이며, 시각적으로 겉보기 크기는 -1.46이다.그것은 개자리 Major 별자리에 위치해 있다.1844년 프리드리히 베셀은 시리우스가 2진수라는 것을 추론했다.1862년 앨번 그레이엄 클라크는 동반자(시리우스 B; 보이는 별은 시리우스 A)를 발견했다.1915년 윌슨산 천문대의 천문학자들은 시리우스 B가 최초로 발견된 백색 왜성이라고 판단했다.2005년 허블우주망원경을 이용해 천문학자들은 시리우스 B의 지름이 12,000km(7,456mi)로 결정했으며, 질량은 태양의 98%이다.[74]

세 번째로 가장 가까운 항성계인 루만 16에는 두 개의 갈색 왜성이 포함되어 있다.

에클립싱 이진의 한 예는 오리가 별자리의 엡실론 오리가개이다.가시성 성분은 스펙트럼 등급 F0에 속하며, 다른 (지우기) 성분은 보이지 않는다.이러한 일식은 2009년부터 2011년까지 마지막으로 발생했으며, 수행될 가능성이 높은 광범위한 관찰이 이 시스템의 본질에 대한 더 많은 통찰력을 산출할 수 있기를 바란다.또 다른 생략형 바이너리는 Lyra 별자리에 있는 반자동 쌍성계인 Beta Lyrae이다.

그 밖에 흥미로운 이항성으로는 K급(오렌지) 주계열성 2개로 구성된 시그니(Cygnus 별자리 2진수), 적절한 움직임이 큰 것으로 알려진 시그니 A와 시그니 B 61), 프로시온(Canis Minor 별자리에서 가장 밝은 별, 밤하늘에서 가장 밝은 별 8진수인 2진수 별자리로 구성된다.g of the main star with a faint white dwarf companion), SS Lacertae (an eclipsing binary which stopped eclipsing), V907 Sco (an eclipsing binary which stopped, restarted, then stopped again), BG Geminorum (an eclipsing binary which is thought to contain a black hole with a K0 star in orbit around it), and 2MASS J18082002−5104378 (a binary in the "t은하수의 "힌 원반"이며 가장 오래된 것으로 알려진 별들 중 하나를 포함하고 있다.[75]

다중 항성 예제

이항성의 눈부신 빛에 사라진 행성(불연)

항성이 두 개 이상인 시스템을 다중 항성이라고 한다.알골은 페르세우스자리에 위치한 가장 유명한 3차성(이항성이라고 오랫동안 생각됨)이다.이 계통의 두 구성 요소인 알골의 강도의 변화는 1670년 게미니아노 몬타나리에 의해 처음으로 기록되었다.알골이라는 이름은 '데몬별'(아랍어: الغولل al-ghul)을 의미하는데, 그 독특한 행동 때문에 붙여진 것일 것이다.또 다른 눈에 띄는 3행어는 밤하늘에서 네 번째로 밝은 별을 포함하고 있는 센타우루스 남쪽 별자리에 있는 알파 센타우리(Alpha Centauri)로, 겉으로 보이는 시각적 크기는 -0.01이다.이 시스템은 또한 바이너리를 할인할 경우 거주할 수 있는 행성에 대한 검색이 완료되지 않는다는 사실을 강조한다.알파 센타우리 A와 B는 가장 가까운 접근에서 11AU의 거리를 가지며, 둘 다 안정적인 거주 가능 구역을 가져야 한다.[76]

용어 이외의 시스템 사례도 있다.카스토르는 제미니 별자리에서 두 번째로 밝은 별자리로 밤하늘에서 가장 밝은 별자리의 하나이다.천문학적으로 카스토르는 1719년에 시각적 이항체임이 발견되었다.캐스터의 각 성분은 그 자체로 분광형 이항이다.캐스터는 또한 희미하고 넓게 분리된 동반자를 가지고 있는데, 이 또한 분광형 이항이다.Ursa Majoris의 Alcor-Mizar 시각적 이항은 또한 6개의 별들로 구성되는데, 4개는 Mizar로 구성되고 2개는 Alcor로 구성된다.

참고 항목

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