개별 슬라이드별 프레젠테이션 설명:
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일부 별의 밝기는 몇 시간에서 몇 주, 심지어 1년까지 일정 기간에 걸쳐 변합니다. 변광성의 밝기는 밝기가 일정한 주변 별과 비교하여 결정할 수 있습니다. 밝기가 변하는 주된 이유는 별의 불안정성으로 인한 크기의 변화 때문입니다. 가장 유명한 것은 프로토타입의 이름을 딴 세페이드급의 맥동하는 별인 세페이드 델타 별입니다. 이것은 며칠 또는 몇 주마다 맥동하여 밝기가 변하는 황색 초거성입니다.
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천문학자들에게 이러한 별의 중요성은 맥동 주기가 밝기와 직접적인 관련이 있다는 것입니다. 가장 밝은 세페이드 별은 맥동 주기가 가장 길다는 것입니다. 따라서 세페이드의 맥동 주기를 관찰하면 밝기를 정확하게 결정할 수 있습니다. 계산된 밝기와 지구에서 보이는 별의 밝기를 비교하면 해당 별이 우리로부터 얼마나 멀리 떨어져 있는지 확인할 수 있습니다. 세페이드는 상대적으로 드물다. 변광성의 가장 많은 유형은 적색거성과 초거성이다. 그들 모두는 어느 정도 가변적이지만 Cepheids만큼 명확한 주기성을 가지고 있지 않습니다. 변광성 적색거성의 가장 유명한 예는 미라(Mira)로 알려진 오미크론 세티(Omicron Ceti)이다. 초거성 베텔게우스와 같은 일부 적색 변광성은 변화에 패턴을 보이지 않습니다.
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완전히 다른 유형의 변광성은 쌍성식 별입니다. 그들은 서로 연결된 궤도를 가진 두 개의 별로 구성되어 있습니다. 그 중 하나는 주기적으로 다른 하나를 닫습니다. 한 별이 다른 별을 가릴 때마다 우리가 별계에서 보는 빛은 약해집니다. 이들 중 가장 유명한 것은 베타 페르세우스라고도 불리는 별 알골이다.
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가장 인상적인 것은 밝기가 갑자기 그리고 종종 매우 강하게 변하는 변광성입니다. 이를 신성(novae)과 초신성(supernovae)이라고 부른다. 신성은 밀접하게 위치한 두 개의 별이며 그 중 하나는 백색 왜성이라고 믿어집니다. 다른 별에서 나온 가스는 백색 왜성에 끌려가 폭발하며, 별의 빛은 한동안 수천 배 증가한다. 신성이 폭발하더라도 별은 파괴되지 않습니다. 일부 신성의 폭발은 두 번 이상 관찰되었으며, 아마도 얼마 후에 새로운 신성이 다시 나타날 수도 있습니다. 아마추어 천문학자들은 새로운 것을 먼저 발견하는 경우가 많습니다. 더욱 놀라운 것은 초신성, 즉 별의 죽음을 의미하는 천상의 대격변입니다. 초신성이 폭발하면 별은 산산조각이 나고 그 존재가 끝나며, 보통 별보다 수백만 배 더 강력한 불꽃을 한동안 타오르게 됩니다. 초신성 폭발이 일어나는 곳에서는 별에서 나온 잔해가 황소자리의 게 성운이나 백조자리의 베일 성운과 같이 우주로 흩어진 채로 남아 있습니다.
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초신성에는 두 가지 유형이 있습니다. 그 중 하나는 쌍성에서 백색 왜성이 폭발하는 것입니다. 또 다른 유형은 태양보다 몇 배 더 큰 별이 불안정해지고 폭발하는 경우입니다. 우리 은하계의 마지막 초신성은 1604년에 관측되었고, 또 다른 초신성은 1987년 대마젤란운에서 발생하여 육안으로 볼 수 있었다.
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이중 별 태양은 단일 별입니다. 그러나 때로는 두 개 이상의 별이 서로 가까이 위치하여 서로의 주위를 회전하는 경우도 있습니다. 그들은 이중 또는 다중 별이라고 불립니다. 갤럭시에는 그것들이 많이 있습니다. 따라서 별자리 Ursa Major의 별 Mizar에는 위성 Alcor가 있습니다. 두 별 사이의 거리에 따라 이중성은 서로 빠르게 또는 느리게 공전하며, 공전 주기는 며칠에서 수천년까지 다양합니다. 일부 이중별은 궤도면의 가장자리를 따라 지구를 향하고 있으며, 한 별이 정기적으로 다른 별을 가립니다. 동시에 별의 전체적인 밝기도 약해집니다. 우리는 이것을 별의 밝기 변화로 인식합니다. 예를 들어, 페르세우스자리에 있는 '악마의 별' 알골은 고대부터 변광성으로 알려져 왔습니다. 이 쌍성계에 있는 별들의 공전 주기인 69시간마다 더 밝은 별이 더 차갑고 덜 빛나는 이웃 별에 의해 가려집니다. 지구에서는 밝기가 감소하는 것으로 인식됩니다. 10시간 후, 별들은 흩어지고, 시스템의 밝기는 다시 최대치에 도달합니다.
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쌍성(binary star)은 공통 무게 중심을 공전하는 두 개(때로는 세 개 이상)의 별입니다. 서로 다른 이중성이 있습니다. 한 쌍에 두 개의 유사한 별이 있고 다른 별도 있습니다(보통 적색 거성과 백색 왜성). 그러나 유형에 관계없이 이러한 별은 연구하기 가장 적합합니다. 일반 별과 달리 상호 작용을 분석하면 질량, 궤도 모양을 포함한 거의 모든 매개 변수를 결정하고 특성을 대략적으로 결정할 수도 있습니다. 그들 가까이에 위치한 별들. 일반적으로 이 별들은 상호 매력으로 인해 다소 길쭉한 모양을 갖습니다. 그러한 별들은 우리 세기 초에 러시아 천문학자 S. N. Blazhko에 의해 발견되고 연구되었습니다. 우리 은하에 있는 모든 별의 약 절반은 쌍성계에 속하므로 서로 공전하는 쌍성별은 매우 흔한 현상입니다.
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쌍성별은 상호 중력에 의해 서로 결합되어 있습니다. 쌍성계의 두 별은 그들 사이에 있는 특정 지점을 중심으로 타원 궤도에서 회전하며 이 별들의 무게 중심이라고 불립니다. 어린이 그네에 별들이 앉아 있는 것을 상상한다면 이것들은 받침점으로 상상될 수 있습니다. 각 별은 통나무 위에 놓인 판자 끝에 있습니다. 별들이 서로 멀리 떨어져 있을수록 궤도 경로는 더 길어집니다. 대부분의 이중별은 가장 강력한 망원경으로도 개별적으로 볼 수 없을 정도로 서로 너무 가깝습니다. 파트너 사이의 거리가 충분히 크면 궤도 주기는 수년 단위로 측정될 수 있으며 때로는 100년 이상까지 측정될 수 있습니다. 별도로 볼 수 있는 이중별을 가시쌍성이라고 합니다.
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분광 이중성(spectroscopic double star)은 서로 너무 가까워서 망원경으로 볼 수 없는 한 쌍의 별입니다. 분광기를 사용하여 빛을 분석하면 두 번째 별의 존재가 밝혀집니다.
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별의 움직임. 하늘에서 경도와 위도의 유사어는 적경과 적위입니다. 적경은 매년 태양이 천구의 적도를 북쪽 방향으로 교차하는 지점에서 시작됩니다. 춘분점이라고 불리는 이 지점은 지구의 그리니치 자오선과 동일합니다. 적경은 춘분점을 기준으로 동쪽으로 0시부터 24시까지의 시간 단위로 측정됩니다. 적경의 각 시간은 60분으로 나누어지고, 1분은 60초로 나누어집니다. 적위는 적도의 0도에서 천구의 북극의 +90°, 천구의 남극의 -90°까지 천구의 적도를 기준으로 북쪽과 남쪽의 각도로 정의됩니다. 천구의 극은 지구의 극 바로 위에 위치하며, 지구의 적도에서 볼 때 천구의 적도는 바로 머리 위로 지나갑니다. 따라서 별이나 다른 물체의 위치는 적경과 적위뿐만 아니라 지구 표면의 한 지점의 좌표에 의해 정확하게 결정될 수 있습니다. 이 책의 별 지도에는 적경 시간과 적위 시간의 좌표 격자가 표시되어 있습니다.
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그러나 우주 공간의 지도 제작자는 지구 표면의 지도 제작자가 직면하지 않는 두 가지 문제에 직면합니다. 첫째, 각 별은 주변 별에 비해 천천히 움직입니다(별 자체의 움직임). Barnard's Star와 같은 몇 가지 예외를 제외하면 이 운동은 너무 느려서 특별한 측정을 통해서만 결정될 수 있습니다. 그러나 수천 년이 지나면 이러한 움직임으로 인해 현재의 별자리 모양이 완전히 바뀌게 되며 일부 별은 이웃 별자리로 이동할 것입니다. 언젠가 천문학자들은 별과 별자리의 현대 명명법을 재고해야 할 것입니다. 두 번째 문제는 세차운동(Precession)이라고 불리는 지구의 우주 흔들림으로 인해 전체 좌표계가 이동한다는 것입니다. 이로 인해 적경 영점이 26,000년마다 하늘에서 혁명을 완료하게 됩니다. 하늘의 모든 지점의 좌표는 점차적으로 변경되므로 일반적으로 천체의 좌표는 특정 날짜에 대해 제공됩니다.
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이중 별 태양은 단일 별입니다. 그러나 때로는 두 개 이상의 별이 서로 가까이 위치하여 서로의 주위를 회전하는 경우도 있습니다. 그들은 이중 또는 다중 별이라고 불립니다. 갤럭시에는 그것들이 많이 있습니다. 따라서 별자리 Ursa Major의 별 Mizar에는 위성 Alcor가 있습니다. 두 별 사이의 거리에 따라 이중성은 서로 빠르게 또는 느리게 공전하며, 공전 주기는 며칠에서 수천년까지 다양합니다.
일부 이중별은 궤도면의 가장자리를 따라 지구를 향하고 있으며, 한 별이 정기적으로 다른 별을 가립니다. 동시에 별의 전체적인 밝기도 약해집니다. 우리는 이것을 별의 밝기 변화로 인식합니다. 예를 들어, 페르세우스자리에 있는 '악마의 별' 알골은 고대부터 변광성으로 알려져 왔습니다. 이 쌍성계에 있는 별들의 공전 주기인 69시간마다 더 밝은 별이 더 차갑고 덜 빛나는 이웃 별에 의해 가려집니다. 지구에서는 밝기가 감소하는 것으로 인식됩니다. 10시간 후, 별들은 흩어지고, 시스템의 밝기는 다시 최대치에 도달합니다.
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더블 스타더블 스타 또는 더블 시스템 - 시스템
중력으로 묶인 두 별의
닫힌 궤도를 따라 회전하고 있다.
공통 질량 중심. 더블스타는 정말
일반적인 개체. 절반 정도
우리 은하계의 모든 별 중
기간을 측정한 결과
순환과 거리
별들 사이에서 때로는
질량이 결정될 수 있다
시스템 구성 요소. 이것
그 방법은 실질적으로
추가 필요
모델
가정, 따라서
주요 중 하나입니다
질량 측정 방법
천체 물리학에서. 이에 따르면
이중 시스템을 유발하고,
그 구성 요소
흑인이다
구멍이나 중성자
별은 대표한다
큰 관심
천체 물리학을 위해.
비주얼 더블스타별을 시각적 쌍성으로 관찰하는 능력
망원경의 해상도에 따라 결정되며,
별까지의 거리와 별 사이의 거리. 그래서
따라서 시각적 이중 별은 기본적으로
태양 근처에 있는 매우 큰 별
순환 기간 (먼 거리의 결과
구성 요소 사이).
시각적 이중성을 관찰할 때 측정
구성 요소 사이의 거리와 위치 각도
중심선, 즉 중심선 사이의 각도
천구의 북극 방향과 방향
주성과 위성을 연결하는 선.
얼룩 간섭계 쌍성적응형 광학을 사용하면 다음을 달성할 수 있습니다.
항성 분해능의 회절 한계,
이를 통해 감지할 수 있습니다.
이중 별. 즉, 본질적으로 반점 간섭계 쌍성은 동일합니다.
시각적으로 가장 이중적입니다. 하지만 만약에
고전적인 시각적 이중 방법
두 개를 따로 구해야 해요
이미지, 그렇다면 이 경우에는 필요합니다
얼룩 간섭무늬를 분석합니다.
스펙클 간섭계는 다음과 같은 경우에 효과적입니다.
수십 년의 기간을 가진 바이너리
천문 이중 별
시각적인 이중 별의 경우두 개의 물체를 동시에 하늘을 가로질러 이동합니다. 하지만,
둘 중 하나를 상상한다면
구성 요소는 어떤 식으로든 우리에게 표시되지 않습니다.
그렇다면 이중성은 여전히 가능합니다
하늘의 위치를 변경하여 감지
두번째. 이 경우 그들은 다음과 같이 이야기합니다.
천문학적으로 이중 별.
가려지는 이중 별
궤도면이 발생합니다.시야가 매우 기울어져 있음
작은 각도: 별 궤도
그러한 시스템의 위치는 다음과 같습니다.
우리를 향해 가장자리. 그러한 시스템에서는
별은 주기적으로 나타납니다
서로보다 빛나다, 즉 빛나다
쌍이 변경됩니다. 더블
관측되는 별
그러한 일식을 호출합니다.
이클립싱 바이너리 또는 이클립싱 변수. 가장 유명하고
최초로 발견된 별
타입은 알골(눈)
악마) 페르세우스자리에 있다. 정밀도가 높은 경우
천문 관측, 그런 다음
이중성을 가정할 수 있다
움직임의 비선형성을 수정한 후:
적절한 1차 도함수
운동과 두 번째 천문
이중 별이 사용됩니다.
갈색 왜성의 질량 측정
다양한 스펙트럼 클래스
알골의 역설
이 역설은 20세기 중반 소련에 의해 공식화되었습니다.천문학자 A. G. 마세비치(A. G. Masevich)와 P. P. 파레나고(P. P. Parenago)
Algol 구성 요소의 질량과 그 질량 사이의 불일치에 대한 관심
진화 단계. 항성진화론에 따르면,
무거운 별의 진화 속도는 별의 진화 속도보다 훨씬 빠르다.
태양과 비슷하거나 약간 더 많은 질량을 가진 별.
쌍성의 구성 요소가 다음과 같이 형성되었다는 것은 분명합니다.
동시에, 따라서 대규모 구성 요소
저질량보다 먼저 진화해야 한다.
그러나 Algol 시스템에서는 더 큰 구성 요소가 있었습니다.
더 젊은.
이 역설에 대한 설명은 오버플로 현상과 관련이 있습니다.
가까운 이진 시스템의 질량을 가지며 처음 제안되었습니다.
미국의 천체물리학자 D. 크로포드. 만약에
진화하는 동안 구성 요소 중 하나가 있다고 가정합니다.
질량을 이웃에게 이전하는 것이 가능해지면
역설이 제거되었습니다
별의 질량
모든 별의 질량은 예외 없이 상당히 높습니다.이것이 행성을 보유하는 능력과
다른 천체는 질량이 클수록
중력이 더 강합니다.
질량은 별의 중력뿐만 아니라
그 밖의 특징. 예를 들어, 질량은 직선입니다.
별 중심의 압력과 온도에 비례하며,
이 두 가지 매개변수가 결정적입니다.
별 특성.
별의 직접 질량은 다음으로만 결정될 수 있습니다.
만유인력의 법칙에 기초. 그러나 이것은
쌍성계에 포함된 별에만 가능합니다. 그래서
공통 중심을 중심으로 회전하는 한 쌍의 별이라고 합니다. 안에
다른 경우에는 별의 질량을 분석하여 계산합니다.
질량과 간접적으로 관련된 다양한 특성.
일반적으로 별의 광도가 이를 위해 사용됩니다.
질량에 비례합니다.
가장 가벼운 별의 질량은 약 10배 적습니다.
태양열, 그리고 가장 무거운 것들은 그것보다 약 10 더 큽니다.
해.
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더블 S S S
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이중성의 종류
먼저 이것을 어떤 별이라고 부르는지 알아 보겠습니다. '광학 이중성'이라고 불리는 이중성의 종류는 즉각 폐기하자. 이것은 우연히 하늘에서는 가까이, 즉 같은 방향에 있지만 우주에서는 실제로는 큰 거리로 떨어져 있는 별 쌍입니다. 우리는 이러한 유형의 이중을 고려하지 않을 것입니다. 우리는 물리적으로 쌍성인 별, 즉 실제로 중력 상호작용에 의해 묶여 있는 별에 관심을 가질 것입니다.
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질량 위치 중심
물리적으로 이중별은 공통 질량 중심을 중심으로 타원 모양으로 회전합니다. 그러나 다른 별에 대한 한 별의 좌표를 측정하면 별이 타원에서도 서로에 대해 움직이는 것으로 나타났습니다. 이 그림에서 우리는 더 무거운 푸른 별을 원점으로 삼았습니다. 이러한 시스템에서 질량 중심(녹색 점)은 파란색 별 주위의 타원을 나타냅니다. 나는 더 무거운 별이 그 반대의 경우보다 더 질량이 작은 별을 더 강하게 끌어당긴다고 흔히 믿는 일반적인 오해에 대해 독자들에게 경고하고 싶습니다. 두 물체는 서로 똑같이 끌어당깁니다. 그러나 질량이 큰 물체는 움직이기가 더 어렵습니다. 그리고 지구에 떨어지는 돌은 지구와 같은 힘으로 지구를 끌어당기지만, 이 힘으로 지구를 교란하는 것은 불가능하며 우리는 돌이 어떻게 움직이는지 봅니다.
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그러나 흔히 3개 이상의 구성 요소로 구성된 소위 다중 시스템이 있습니다. 그러나 3개 이상의 상호작용하는 물체의 운동은 불안정하다. 예를 들어 세 개의 별로 구성된 시스템에서는 항상 이중 하위 시스템과 이 쌍을 중심으로 회전하는 세 번째 별을 구별할 수 있습니다. 4성계에는 공통 질량 중심을 공전하는 두 개의 쌍성 하위 시스템이 있을 수 있습니다. 즉, 본질적으로 안정적인 다중 시스템은 항상 두 항의 시스템으로 축소됩니다. 세 개의 별 시스템에는 많은 사람들이 우리에게 가장 가까운 별로 간주하는 잘 알려진 알파 센타우리가 포함되어 있지만 실제로 이 시스템의 세 번째 약한 구성 요소인 적색 왜성인 프록시마 센타우리가 더 가깝습니다. 시스템의 세 별은 모두 근접성으로 인해 별도로 표시됩니다. 실제로 별이 이중이라는 사실은 망원경을 통해 볼 수 있는 경우도 있습니다. 이러한 복식을 시각적 복식이라고 합니다(광학 복식과 혼동하지 마세요!). 일반적으로 이들은 가까운 쌍이 아닙니다. 별 사이의 거리는 자체 크기보다 훨씬 큽니다.
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이중 별의 광채
종종 쌍을 이루는 별들은 밝기가 크게 다릅니다. 희미한 별은 밝은 별에 의해 가려집니다. 때때로 그러한 경우 천문학자들은 단일 별에 대해 계산된 공간의 궤적에서 보이지 않는 위성의 영향으로 밝은 별의 움직임 편차를 통해 별의 이중성에 대해 배웁니다. 이러한 쌍을 천문쌍성이라고 합니다. 특히 시리우스는 망원경의 힘으로 지금까지 보이지 않는 위성인 시리우스 B를 식별할 수 있을 때까지 오랫동안 이러한 유형의 쌍성으로 분류되었습니다. 이 쌍은 시각적으로 이중이 되었습니다. 공통 질량 중심 주위의 별의 회전 평면이 관찰자의 눈을 통과하거나 거의 통과하는 경우가 있습니다. 그러한 시스템의 별들의 궤도는 말하자면 우리의 가장자리에 위치합니다. 여기서 별은 주기적으로 서로를 일식하고 전체 쌍의 밝기는 같은 기간으로 변경됩니다. 이러한 유형의 바이너리를 이클립싱 바이너리(Eclipsing Binary)라고 합니다. 별의 변동성에 대해 이야기하면 그러한 별을 일식 변수라고 부르며 이는 이중성을 나타냅니다. 이 유형의 가장 먼저 발견되고 가장 유명한 쌍성은 페르세우스 별자리에 있는 알골(악마의 눈) 별입니다.
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스펙트럼 이중성
마지막 유형의 바이너리는 분광 바이너리입니다. 그들의 이중성은 별의 스펙트럼을 연구함으로써 결정되며, 흡수선의주기적인 이동이 발견되거나 선이 이중이라는 것이 분명하며 별의 이중성에 대한 결론의 기초가됩니다.
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이중 별이 흥미로운 이유는 무엇입니까?
첫째, 두 물체의 눈에 보이는 상호 작용을 통해 계산하는 것이 가장 쉽고 신뢰할 수 있기 때문에 별의 질량을 알아내는 것이 가능합니다. 직접적인 관찰을 통해 시스템의 총 "무게"를 알아낼 수 있으며, 별의 운명에 대한 이야기에서 위에서 논의한 별의 질량과 광도 사이의 알려진 관계를 추가하면 구성요소의 질량을 알아내고 이론을 테스트할 수 있습니다. 싱글스타는 우리에게 그런 기회를 주지 않는다. 또한 앞서 언급한 바와 같이 이러한 시스템에 있는 별의 운명은 동일한 단일 별의 운명과 현저하게 다를 수 있습니다. 별 자체의 크기에 비해 거리가 큰 천체 쌍은 삶의 모든 단계에서 서로 간섭하지 않고 단일 별과 동일한 법칙에 따라 생활합니다. 이런 의미에서 그들의 이중성은 어떤 식으로도 나타나지 않습니다.
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가까운 쌍: 최초의 대량 교환
쌍성은 동일한 가스-먼지 성운에서 함께 탄생합니다. 나이는 같지만 질량이 다른 경우가 많습니다. 우리는 더 무거운 별이 "더 빠르게" 산다는 것을 이미 알고 있습니다. 따라서 더 무거운 별은 진화 과정에서 동료를 따라잡을 것입니다. 그것은 확장되어 거인으로 변할 것입니다. 이 경우 별의 크기는 한 별의 물질(부풀어 오른)이 다른 별로 흐르기 시작할 정도로 커질 수 있습니다. 결과적으로, 처음에 가벼웠던 별의 질량은 처음에 무거운 별보다 더 커질 수 있습니다! 또한 우리는 같은 나이의 두 별을 얻게 될 것이며 더 무거운 별은 여전히 주계열에 있습니다. 즉, 그 중심에서는 수소로부터 헬륨의 합성이 여전히 진행 중이며 더 가벼운 별은 이미 그 별을 모두 사용했습니다. 수소와 헬륨 핵이 형성되었습니다. 단일 별의 세계에서는 이런 일이 일어날 수 없다는 것을 기억합시다. 별의 나이와 질량 사이의 불일치로 인해 이 현상은 동일한 일식 쌍성을 기리기 위해 알골 역설이라고 불립니다. 별 Beta Lyrae는 현재 질량을 교환하고 있는 또 다른 쌍입니다.
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부풀려진 별에서 나온 물질은 덜 질량이 큰 구성요소로 흘러가자마자 즉시 떨어지지 않고(별들의 상호 회전으로 인해 이를 방지함) 먼저 작은 별 주위에 회전하는 물질 원반을 형성합니다. 이 원반의 마찰력은 물질 입자의 속도를 감소시켜 별 표면에 정착하게 됩니다. 이 과정을 강착이라고 하며, 결과로 나타나는 디스크를 강착이라고 합니다. 결과적으로 초기에 더 질량이 큰 별은 특이한 화학적 구성을 갖게 됩니다. 외부 층의 모든 수소는 다른 별로 흐르고 더 무거운 원소가 혼합된 헬륨 핵만 남습니다. 헬륨별이라고 불리는 이러한 별은 질량에 따라 빠르게 진화하여 백색 왜성 또는 상대론적 별을 형성합니다. 동시에, 이진계 전체에 중요한 변화가 일어났습니다. 처음에는 더 무거운 별이 이 우월성을 포기했습니다.
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두 번째 대량 교환
쌍성계에는 더 높은 에너지 파장 범위에서 방출되는 X선 펄서도 있습니다. 이 방사선은 상대론적 별의 자극 근처에 있는 물질의 강착과 관련이 있습니다. 강착의 원인은 두 번째 별에서 방출되는 항성풍 입자입니다(태양풍도 동일한 성질을 가짐). 별이 크면 항성풍은 상당한 밀도에 도달하고 X선 펄서 방사선의 에너지는 태양 광도의 수백, 수천에 도달할 수 있습니다. X선 펄서는 우리가 기억하는 것처럼 볼 수 없는 블랙홀을 간접적으로 감지하는 유일한 방법입니다. 그리고 중성자별은 육안으로 관찰할 수 있는 희귀한 물체입니다. 이것이 전부는 아닙니다. 두 번째 별도 조만간 부풀어 오르고 물질이 이웃으로 흐르기 시작할 것입니다. 그리고 이것은 이미 이진계에서 두 번째 물질 교환입니다. 큰 크기에 도달하면 두 번째 별은 첫 번째 교환 중에 가져온 것을 "반환"하기 시작합니다.
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첫 번째 별 대신 백색 왜성이 나타나면 두 번째 교환의 결과로 표면에 플레어가 발생할 수 있으며 이를 새로운 별로 관찰합니다. 어느 순간, 매우 뜨거운 백색 왜성의 표면에 너무 많은 물질이 떨어지면 표면 근처의 가스 온도가 급격히 상승합니다. 이것은 폭발적인 핵반응을 유발합니다. 별의 광도가 크게 증가합니다. 이러한 발병은 반복될 수 있으며 이를 반복된 새로운 발병이라고 합니다. 반복되는 플레어는 첫 번째 것보다 약해지며 그 결과 별의 밝기가 수십 배 증가할 수 있으며, 이는 지구에서 "새로운" 별의 출현으로 관찰됩니다.
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백색왜성계의 또 다른 결과는 초신성 폭발이다. 두 번째 별에서 나오는 물질의 흐름으로 인해 백색 왜성은 최대 질량이 태양의 1.4배에 도달할 수 있습니다. 이미 철백색왜성이라면 중력 압축을 유지할 수 없어 폭발하게 됩니다. 쌍성계의 초신성 폭발은 밝기와 발달이 서로 매우 유사합니다. 별은 항상 같은 질량(1.4 태양)으로 폭발하기 때문입니다. 단일 별에서는 중심 철심이 이 임계 질량에 도달하고 외부 층은 다른 질량을 가질 수 있다는 것을 기억해 봅시다. 우리의 이야기에서 알 수 있듯이 이진 시스템에서는 이러한 레이어가 거의 없습니다. 이것이 바로 그러한 플레어의 광도가 동일한 이유입니다. 먼 은하계에서 이를 발견함으로써 우리는 항성 시차나 세페이드를 사용하여 결정할 수 있는 것보다 훨씬 더 먼 거리를 계산할 수 있습니다. 초신성 폭발로 인해 전체 시스템 질량의 상당 부분이 손실되면 쌍성계가 붕괴될 수 있습니다. 구성 요소 사이의 중력 인력이 크게 감소하고 움직임의 관성으로 인해 부품이 떨어져 나갈 수 있습니다.
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천문학적 이중성
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'더블스타' 컨셉
쌍성(binary star)은 중력의 영향을 받아 공통 질량 중심 주위를 타원형 궤도로 회전하는 두 개 이상의 별입니다. 모든 "별"의 약 절반은 실제로 쌍성 또는 다중 시스템이지만 많은 경우 구성 요소가 너무 가까워서 구성 요소를 개별적으로 관찰할 수 없습니다.
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열기
일반적으로 하늘의 이중별은 겉보기 밝기의 변화(세페이드와 혼동될 수 있음)와 서로 가까운 근접성을 통해 시각적으로 감지됩니다. 두 개의 별이 우연히 근처에 보이지만 실제로는 상당한 거리에 있고 공통 무게 중심(예: 광학 이중 별)을 갖지 않는 경우가 있지만 이는 매우 드뭅니다.
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종
이 별들은 상호 인력으로 인해 다소 길쭉한 모양을 가지고 있습니다. 그러한 많은 별들은 우리 세기 초에 러시아 천문학자 S. N. Blazhko에 의해 발견되고 연구되었습니다. 우리 은하에 있는 모든 별의 약 절반은 쌍성계에 속하므로 서로 공전하는 쌍성별은 매우 흔한 현상입니다.
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일반적으로 물리적 이중성은 중력에 의해 묶여 있습니다. 쌍성의 구성 요소는 가까운 쌍을 형성합니다. 쌍성 구성 요소의 궤도 주기는 수백 년을 초과하지 않으며 때로는 훨씬 더 짧습니다.
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광학 이중별
광학 이중성의 한 예이지만 물리적으로 서로 연결되어 있지는 않습니다. Mizar와 Alcor에 따르면 고대 그리스인들은 눈의 경계심을 테스트했습니다. Mizar와 Alcor 사이의 각 거리는 12분이며, 이 별들 사이의 선형 거리는 약 17000 AU입니다.
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종종 별의 이중성은 밝기의 주기적인 변화로 식별될 수 있습니다. 최초의 일식 변광성 알골(β 페르세우스)은 1669년 이탈리아 천문학자 몬타나리(Montanari)에 의해 발견되었습니다. 알골의 광도 곡선은 2일 20시간 49분마다 반복됩니다. 1784년에 Goodreich는 두 번째 일식별인 β Lyrae를 발견했습니다. 주기는 12일 21시간 56분이며, 알골과 달리 밝기가 부드럽게 변한다. 알고리(Algoli)가 쌍성(binary star)을 가리고 있다
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따뜻한 더블스타
촘촘하게 배치된 이중성계에서는 상호 중력이 각각의 별을 늘려 배 모양을 만드는 경향이 있습니다. 이 두 별 주위에는 3차원 숫자 8 모양의 특정 영역이 있으며, 그 표면은 임계 경계를 나타냅니다. 각기 다른 별 주위에 있는 이 두 배 모양의 형상을 로슈 로브(Roche lobe)라고 합니다. 별 중 하나가 로슈 로브를 채울 정도로 커지면, 그 별의 물질은 구멍이 닿는 지점의 다른 별로 돌진하게 됩니다. 종종 별의 물질은 별에 직접 떨어지지 않고 먼저 소용돌이로 소용돌이치면서 강착원반을 형성합니다.
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엑스레이 별
은하계에서는 최소 100개의 강력한 X선 방사선원이 발견되었습니다. 천문학자들에 따르면, X선 방출은 작은 중성자별 표면에 떨어지는 물질로 인해 발생할 수 있습니다. 질량이 낮은 쌍성계에서는 중성자별 주위에 가스 원반이 형성됩니다. 질량이 큰 시스템의 경우 물질은 중성자별을 향해 직접 돌진합니다. 즉, 자기장이 깔대기처럼 빨아들입니다. 종종 X선 펄서로 판명되는 것은 바로 그러한 시스템입니다.
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이중성의 매개변수 측정
만유인력의 법칙이 우리 은하의 어느 부분에서나 일정하다고 가정하면 케플러의 법칙에 기초하여 이중성의 질량을 측정하는 것이 가능합니다. 케플러의 III 법칙에 따르면, m1과 m2는 별의 질량입니다. P는 별의 궤도 주기 T는 1년입니다. A는 주별에 대한 위성 궤도의 장반축입니다. a는 지구에서 태양까지의 거리입니다. 이 방정식에서 우리는 쌍성 질량의 합, 즉 시스템의 질량을 찾을 수 있습니다. M⊙>> M⊕, T = 1년, – 1 a.u를 고려하여 태양의 M = 1이라고 합니다. 그렇다면, 우리는 다음을 얻습니다.
