식쌍성 및 분광쌍성

쌍성계의 궤도가 거의 측면에서 관측될 때, 별들은 서로를 가리며 공전함에 따라 빛의 파장이 변화합니다. 이러한 효과들을 결합하면 별의 질량과 반지름을 매우 정밀하게 측정할 수 있습니다.

Definition

분광쌍성은 궤도 운동으로 인한 스펙트럼선의 주기적인 이동으로 식별되는 쌍성계이며, 식쌍성은 우리의 시점에서 별들이 주기적으로 서로의 앞을 지나가면서 밝기가 측정 가능한 정도로 감소하는 쌍성계입니다.

Scope

이 주제는 주기적인 도플러 편이로 스펙트럼선이 감지되는 분광쌍성, 한 별이 다른 별 앞을 지나갈 때 밝기가 감소하는 식쌍성, 광도 곡선 및 시선 속도 곡선 분석, 그리고 두 가지 효과가 모두 관측되는 계에서 정확한 항성 질량, 반지름 및 온도를 결정하는 것을 다룹니다.

Core questions

• 분광쌍성은 어떻게 감지됩니까?
• 식쌍성에서 밝기 감소는 무엇 때문에 발생합니까?
• 식과 시선 속도가 함께 항성 반지름과 질량을 어떻게 제공합니까?
• 분리형 식쌍성이 왜 그렇게 가치가 있습니까?

Key concepts

• 시선 속도 곡선
• 질량 함수
• 이중선 분광쌍성
• 광도 곡선
• 주식 및 부식
• 궤도 경사
• 기본 항성 매개변수

Key theories

시선 속도와 질량 함수

궤도 운동은 도플러 효과에 의해 별의 스펙트럼선을 앞뒤로 이동시킵니다. 시선 속도 곡선의 진폭과 형태는 분광 질량 함수를 통해 질량을 제한하며, 이중선 계는 질량비를 직접 제공합니다.

식의 광도 곡선 분석

광도 곡선에서 식의 깊이, 지속 시간 및 형태는 궤도 속도와 결합되어 별의 상대적 반지름, 온도 및 궤도 경사를 산출합니다. 분리형 이중선 식쌍성은 절대 질량과 반지름을 몇 퍼센트의 오차 범위 내에서 제공합니다.

Mechanisms

별들이 공전함에 따라 우리에게 다가오거나 멀어지는 움직임은 스펙트럼선을 이동시켜 시선 속도 곡선을 그립니다. 궤도가 거의 측면일 때, 각 별은 주기적으로 다른 별을 가려 식을 발생시키며, 이 식의 시기와 깊이는 별의 크기와 궤도 경사를 나타냅니다. 이러한 효과들이 결합되면 다른 방법들의 한계를 극복하고 절대적인 질량과 반지름을 제공합니다.

Clinical relevance

분리형 식쌍성은 이용 가능한 가장 정확한 기본 항성 매개변수를 제공하며, 항성 진화 모델을 검증하는 기준점 역할을 합니다. 또한, 인근 은하에 대한 정밀한 거리 지표로 사용되어 우주 거리 사다리의 기준점을 제공합니다.

History

18세기에 굿리케(Goodricke)는 알골(Algol)의 변광성을 보이지 않는 동반성에 의한 식으로 설명했으며, 20세기 초 러셀(Russell)과 섀플리(Shapley)는 식 광도 곡선에서 궤도 요소를 추출하는 방법을 개발했습니다. 코팔(Kopal)과 이후 연구자들은 정밀한 항성 매개변수를 도출하는 데 사용되는 모델링을 정교화했습니다.

Key figures

• Henry Norris Russell
• Harlow Shapley
• John Goodricke
• Zdenek Kopal

Seminal works

• torres2010
• russell1912

Frequently asked questions

알골(Algol) 별은 무엇의 예시입니까?

알골은 원형 식쌍성입니다. 육안으로도 알아볼 수 있는 규칙적인 밝기 감소는 더 어두운 동반성이 주기적으로 더 밝은 별 앞을 지나가면서 발생하며, 이 현상은 존 굿리케(John Goodricke)에 의해 처음으로 정확하게 식으로 설명되었습니다.

분광쌍성이기도 한 식쌍성이 왜 그렇게 유용합니까?

분광학은 별의 속도를 제공하고 식은 궤도 경사와 상대적 크기를 고정합니다. 이들을 결합하면 궤도 기울기에 대한 일반적인 미지수를 제거하여 천문학자들이 두 별의 절대 질량과 반지름을 높은 정밀도로 결정할 수 있게 합니다.