쌍성
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1. 개요
쌍성은 중력에 의해 묶여 공통 질량 중심을 중심으로 공전하는 두 개의 별을 의미한다. 1802년 윌리엄 허셜에 의해 처음 명명되었으며, 겉보기 쌍성, 분광 쌍성, 식쌍성, 천체측량 쌍성 등 관측 방법에 따라 분류된다. 별의 진화, 질량 이동, 강착, 초신성 폭발 등 천체물리학적 현상 연구에 중요한 정보를 제공하며, 별의 질량 측정, 별의 형성 과정 이해에 기여한다. 또한, 쌍성계는 외계 행성 탐색에도 활용된다. 분리형, 준분리형, 접촉형 쌍성으로 분류되며, 시리우스, 알비레오, 알골 등이 대표적인 예시이다.
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| 쌍성 | |
|---|---|
| 개요 | |
| 정의 | 두 개의 별이 서로의 질량 중심을 공전하는 시스템 |
| 다른 이름 | 쌍성계, 이중성 |
| 특징 | |
| 일반적 특징 | 대부분의 항성은 연성으로 탄생함 |
| 진화 과정 | 한쪽 별이 다른 별로부터 물질을 흡수 물질을 주는 별: 크기가 작아지고 온도가 높아짐, 초신성 폭발 후 중성자별 생성 물질을 받는 별: 고속 회전하며 납작해짐, 적색 거성으로 진화 후 초신성 폭발, 중성자별 생성 |
| 관련 용어 | |
| 관련 항목 | 이중성 (겉보기 이중성) |
2. 용어의 유래
윌리엄 허셜은 1802년 '쌍성(binary star)'이라는 단어를 처음 사용했다.[15][11] 그는 쌍성을 '중력에 의해 하나의 계(系)로 형성된, 두 별의 집합체'라고 정의했다. 가까이 붙어 있는 것처럼 보이는 별들을 이중성이라고 부르며, 큰곰자리(북두칠성)의 미자르와 알코르가 대표적인 예시이다. 하지만 지구에서 보기에 가까이 붙어 있는 것처럼 보인다고 해서 모두 쌍성인 것은 아니다. 관측자의 시선 방향에 두 별이 나란히 있으면 실제로는 멀리 떨어져 있어도 가까이 있는 것처럼 보일 수 있다. 이처럼 실제로 중력으로 묶여 있지 않은 이중성을 광학적 쌍성(''optical binaries'', ''optical pairs'')이라고 한다.[16]
쌍성은 관측 방법에 따라 네 가지 유형으로 분류된다. 분광법을 이용하여 주기적인 스펙트럼 선의 변화를 관측하거나, 측광법 (천문학)을 이용하여 식현상에 의한 밝기 변화를 관측하거나, 또는 천체측량학을 이용하여 보이지 않는 동반성에 의해 발생하는 별의 위치 편차를 측정하는 방법이 있다.[12][17] 어떤 쌍성도 이러한 여러 분류에 속할 수 있다. 예를 들어, 여러 분광쌍성은 동시에 식쌍성이기도 하다.
현대적 정의에 따르면, "쌍성"이라는 용어는 일반적으로 공통 질량 중심을 중심으로 공전하는 두 별의 쌍에 제한된다. 망원경이나 간섭계 방법으로 분해할 수 있는 쌍성은 "시선 쌍성"으로 알려져 있다.[12][13]
3. 분류
현재 연성은 관측적 속성에 따라 네 가지 유형으로 분류된다.
이 분류 중 여러 유형에 걸쳐 있는 별도 흔히 존재한다. 예를 들어, 일부 분광쌍성은 식쌍성이기도 하다.
또한, 별 사이의 거리가 두 별의 반지름의 수 배 정도에 가까워진 연성을 '''근접쌍성''' (close binary)이라고 부른다. 연성과 같은 이중계를 공전 주기에 동기화된 회전 좌표계로 보면, 두 별을 중심으로 하는 눈물 방울 모양의 등퍼텐셜면이 존재한다. 두 눈물 방울의 뾰족한 점들은 이 이중계의 라그랑주점 L1에서 접하고 있다. 이 면으로 둘러싸인 영역을 로슈 엽이라고 부른다. 근접쌍성계의 별이 진화하여 거성이 되면 별 본체가 팽창하여 로슈 엽을 채우고, 결국 별의 가스가 로슈 엽에서 넘쳐서 상대편 별에 강착하는 현상이 일어나 신성이나 초신성과 같은 다양한 활동 현상의 원인이 된다. 근접쌍성은 별 사이의 거리에 따라 다음 세 가지로 분류된다.3. 1. 관측 방법에 의한 분류
쌍성들은 관측 방법(시각적 방법, 분광학적 방법 - 분광선의 주기적 변화에 의한 방법, 측광학적 방법 - 식 현상에 의한 방법, 측성학적 방법 - 보이지 않는 동반 천체로 인해 항성의 위치가 변하는 것을 재는 것)에 따라 네 가지로 분류된다.[81][82]
쌍성은 아래 네 분류들 중 두 개 이상의 속성을 가지고 있을 수도 있는데, 예를 들면 여러 분광쌍성들은 식쌍성이기도 하다. 반면 안시 쌍성이자 분광 쌍성인 쌍성계는 흔하지 않으며, 그런 쌍성계가 발견되었을 경우 가치있는 정보원의 역할을 하게 된다. 안시 쌍성계의 구성원들은 서로 멀리 떨어져 있고 질량 중심을 도는 데 걸리는 시간은 수십 년에서 수백 년에 이를 정도로 길다. 따라서 이들의 공전 속도는 분광학적으로 재기에는 너무 느리다. 반대로 분광 쌍성들은 서로 가까이 붙어 있기 때문에 빠르게 질량 중심을 공전한다. 그러나 둘 사이가 너무 가깝기 때문에 광학적으로 두 별의 상을 분리하여 보기는 힘들다. 안시 쌍성이면서 분광 쌍성의 속성을 가지기 위해서는 지구로부터의 거리가 상대적으로 가까워야 한다.
쌍성은 관측 방법에 따라 네 가지 유형으로 분류된다. 시각적으로 관측하거나, 분광법을 이용하여 주기적인 스펙트럼 선의 변화를 관측하거나, 측광법 (천문학)을 이용하여 식현상에 의한 밝기 변화를 관측하거나, 또는 천체측량학을 이용하여 보이지 않는 동반성에 의해 발생하는 별의 위치 편차를 측정하는 방법이 있다.[12][17] 어떤 쌍성도 이러한 여러 분류에 속할 수 있다. 예를 들어, 여러 분광쌍성은 동시에 식쌍성이기도 하다.
현재 연성은 관측적 속성에 따라 네 가지 유형으로 분류된다.
이 분류 중 여러 유형에 걸쳐 있는 별도 흔히 존재한다. 예를 들어, 일부 분광쌍성은 식쌍성이기도 하다.
또한, 별 사이의 거리가 두 별의 반지름의 수 배 정도에 가까워진 연성을 '''근접쌍성''' (close binary)이라고 부른다. 연성과 같은 이중계를 공전 주기에 동기화된 회전 좌표계로 보면, 두 별을 중심으로 하는 눈물 방울 모양의 등퍼텐셜면이 존재한다. 두 눈물 방울의 뾰족한 점들은 이 이중계의 라그랑주점 L1에서 접하고 있다. 이 면으로 둘러싸인 영역을 로슈 엽이라고 부른다. 근접쌍성계의 별이 진화하여 거성이 되면 별 본체가 팽창하여 로슈 엽을 채우고, 결국 별의 가스가 로슈 엽에서 넘쳐서 상대편 별에 강착하는 현상이 일어나 신성이나 초신성과 같은 다양한 활동 현상의 원인이 된다. 근접쌍성은 별 사이의 거리에 따라 다음 세 가지로 분류된다.3. 1. 1. 안시쌍성
'''안시쌍성'''(''visual binaries'')은 두 별 사이 거리가 멀리 떨어져 있어서 망원경으로 두 별을 이중성 형태로 분리해서 관찰할 수 있는 경우를 가리킨다. 안시쌍성을 발견하는 데 있어 중요한 것은 망원경의 각분해능이며 망원경들이 점차 커지고 더욱 성능이 우수해지면서 많은 안시쌍성들이 계속 발견되고 있다. 두 별의 밝기 역시 중요한 요인인데 한쪽 별이 밝을수록 눈부심 때문에 다른 쪽 별과 분리하여 인식하기가 쉽지 않게 된다.
안시쌍성 둘 중 밝은 쪽을 주성이라고 하며 어두운 쪽을 반성이라고 한다.[83]
주성에 대한 반성의 위치각을 잴 때 두 별 사이의 각거리와 관측 시간을 함께 남긴다. 자료가 충분히 누적되면 이들을 주성을 중심에 놓은 상태로 극좌표계 형태로 표시한다. 케플러의 행성운동법칙에 위배되지 않도록 자료들을 이어서 타원을 그린다. 이 타원을 겉보기 타원이라고 하는데, 지상에서 볼 때 주성을 중심으로 반성이 공전하는 궤도를 보여주는 것이다. 겉보기 타원을 통해 공전 궤도요소를 전부 구할 수 있다. 예를 들면 두 별 사이의 각거리와 시차를 통해 두 별이 실제로 얼마큼 떨어져 있는지를 알 수 있게 된다.[80]
이들 두 별을 성능이 좋은 망원경(경우에 따라 간섭계를 이용할 수도 있다)을 통해 분리하여 관측할 수 있을 경우, 이들을 안시쌍성으로 부른다.[84][85] 망원경의 성능이 향상되면서 안시 쌍성이 많이 발견되었다. 1780년 허셜은 쌍성으로 추측되는 700개의 이중성들을 관측했고, 그들의 이격과 방위를 기록했다. 이후 20년에 이르는 관측 기간 동안 이들 중 약 50개에 이르는 이중성들의 방위가 변화한 것을 찾아냈다.[86][87]
3. 1. 2. 분광쌍성
때로는 두 별이 매우 가까이 붙어 있기 때문에 도플러 효과를 이용해야만 두 별이 분리되어 있음을 알 수 있다. 이와 같은 쌍성을 '''분광쌍성'''(''spectroscopic binaries'')이라고 부른다. 분광쌍성의 각 구성원은 질량중심을 따라 공전하면서 관측자의 시야에서 멀어졌다가 가까워졌다가를 반복한다. 관측자에게서 멀어지면 분광선상으로 붉은 색이, 가까워지면 푸른 색이 나타난다.
쌍성계의 유일한 증거는 방출된 빛의 도플러 효과에서 나온다. 이러한 경우, 쌍성계는 두 별로 구성되며, 각 별에서 방출되는 빛의 스펙트럼 선은 각 별이 공통 질량 중심을 중심으로 운동하는 동안 우리를 향해 움직일 때는 파란색으로, 우리로부터 멀어질 때는 빨간색으로 이동한다. 이러한 이동은 공통 궤도의 주기를 갖는다.
별 사이의 거리는 매우 작고, 궤도 속도는 매우 빠르다. 궤도면이 시선 방향에 대해 수직인 경우가 아니면, 궤도 속도는 시선 방향에 성분을 가지며, 관측되는 계의 시선 속도는 주기적으로 변한다. 시선 속도는 별의 스펙트럼 선의 도플러 이동을 관측하여 분광기로 측정할 수 있기 때문에, 이러한 방식으로 검출되는 쌍성계를 ''분광 쌍성''이라고 한다.
일부 분광 쌍성에서는 두 별 모두의 스펙트럼 선이 보이며, 선은 번갈아 가며 이중선과 단일선이 된다. 이러한 계는 이중선 분광 쌍성(SB2)으로 알려져 있다. 다른 계에서는 한 별의 스펙트럼만 보이고, 스펙트럼의 선은 주기적으로 파란색으로, 빨간색으로, 다시 원래대로 이동한다. 이러한 별을 단일선 분광 쌍성("SB1")이라고 한다.
분광 쌍성의 궤도는 하나 또는 두 구성 요소의 시선 속도에 대한 일련의 장기 관측을 통해 결정된다. 관측 결과는 시간에 따라 그래프로 표시되며, 그 결과 곡선에서 주기가 결정된다. 궤도가 원이라면 곡선은 사인 곡선이다. 궤도가 타원이라면 곡선의 모양은 타원의 이심률과 시선 방향에 대한 장축의 방향에 따라 달라진다.
장반축 ''a''와 궤도면의 기울기 ''i''를 개별적으로 결정하는 것은 불가능하다. 그러나 장반축과 기울기의 사인의 곱은 선형 단위로 직접 결정할 수 있다.
시각 쌍성이자 분광 쌍성인 쌍성은 드물며, 발견될 경우 귀중한 정보의 원천이 된다. 약 40개가 알려져 있다.
3. 1. 3. 식쌍성
'''식쌍성'''(''eclipsing binaries'')은 관찰자의 시점에서 볼 때 두 항성의 궤도면이 아주 가까워서 서로 식 현상이 발생하는 쌍성을 말한다. 주기적으로 일어나는 식 현상에 의하여 겉보기 등급이 변하게 된다. 만약 식쌍성이 분광쌍성이면서 두 별의 시차가 알려져 있다면, 이 식쌍성계는 천문학 연구에 있어 매우 가치가 있는 존재가 된다.[88]
식쌍성들은 변광성에 속하지만, 천체 스스로의 밝기가 변하는 것이 아니라 한 천체가 다른 천체를 가리기 때문에 우리 눈에 밝기가 변하는 것처럼 보인다. 식쌍성계의 광도곡선은 전체적으로 일정한 밝기를 지니다가 주기적으로 광도가 하강하는 양상을 보인다. 만약 한 쪽 별이 다른 쪽 별보다 크다면, 큰 별이 작은 별을 가릴 때는 개기식이 발생하며, 그 반대의 경우 부분식이 발생한다.
식쌍성의 공전 주기는 광도곡선을 연구하여 얻을 수 있으며 두 별의 상대적인 크기도 궤도 크기에 대비하여 한 별이 다른 별의 원반을 얼마나 오랫동안 가리고 있는지를 계산하여 얻을 수 있다. 만약 식쌍성이 분광쌍성이라면 궤도요소와 항성들의 질량, 상대적인 밀도를 상대적으로 쉽게 알 수 있다.[90]
이러한 측광 쌍성은 3가지로 나눌 수 있다.
알골형 별은 주극소가 부극소보다 매우 어두워지는 식 쌍성이고, 거문고자리β형 별은 두별이 너무 가까워 밝기가 일정한 구간이 없이 계속해서 변하는 쌍성이고, 큰곰자리 W형 별은 대부분 접촉 쌍성계로 주극소와 부극소의 어두워지는 정도가 비슷하다.
식쌍성은 개별 별의 빛이 변하는 것이 아니라 식 현상 때문에 변광성이다. 식쌍성의 광도곡선(light curve)은 거의 일정한 밝기의 주기와, 한 별이 다른 별 앞을 지날 때 강도가 주기적으로 감소하는 특징을 보인다. 궤도 동안 밝기가 두 번 감소할 수 있는데, 한 번은 보조별이 주성 앞을 지날 때, 다른 한 번은 주성이 보조별 앞을 지날 때이다. 두 식 중 더 깊은 식을, 어떤 별이 가려지든 간에 주식(primary eclipse)이라고 하며, 얕은 두 번째 식이 발생하면 부식(secondary eclipse)이라고 한다. 밝기 감소의 크기는 두 별의 상대적인 밝기, 가려진 별의 가려진 비율, 그리고 별의 표면 밝기(즉, 유효 온도(effective temperature))에 따라 달라진다. 일반적으로 더 뜨거운 별이 가려질 때 주식이 발생한다.[20]
식쌍성의 공전 주기는 광도곡선 연구를 통해 결정될 수 있으며, 개별 별의 상대적 크기는 가장 가까운 별의 원반이 다른 별의 원반 위로 미끄러져 들어가는 속도를 관찰하여 궤도 반지름으로 결정할 수 있다.[20] 또한 분광쌍성이라면 궤도 요소(orbital elements)도 결정할 수 있으며, 별의 질량을 비교적 쉽게 결정할 수 있으므로, 이 경우 별의 상대 밀도도 결정할 수 있다.[21]
3. 1. 4. 측성쌍성
천문학자들은 몇몇 별들이 비어 있는 것처럼 보이는 공간을 중심으로 공전 운동을 하는 것을 발견했다. '''측성쌍성'''들은 특별히 눈에 보이는 동반성 없이 질량 중심을 기준으로 흔들리는 것처럼 보이는, 상대적으로 가까운 곳에 있는 별들이다. 일부 분광쌍성들은 앞뒤로 바뀌는 분광선 한 쌍만이 존재한다. 평범한 쌍성들을 관측하는 데 이용되는 수학적 계산을 이와 같은 '잃어버린 동반 천체'의 질량을 계산하는 데 이용할 수 있다. 동반성은 매우 어두워서 현재 기술력으로 관측하기가 힘들거나, 또는 중성자별처럼 전자기파를 거의 발산하지 않는 천체일 수도 있다.[91] 어떤 경우는 '보이지 않는 동반 천체'가 블랙홀(중력이 너무 강해서 빛조차도 빠져 나갈 수 없는 천체)이라는 강력한 증거도 존재한다. 이러한 항성계를 고질량 엑스선 쌍성이라고 부른다. 현 시점에서 가장 유력한 예로 백조자리 X-1이 있는데 이 항성계의 보이지 않는 반성의 질량은 태양의 아홉 배로 알려져 있고 이는 톨만-오펜하이머-볼코프 한계(중성자별 - 블랙 홀을 제외하면 반성의 정체로 가장 유력한 후보 - 이 가질 수 있는 질량의 한계치)를 훌쩍 뛰어넘는 수치이다. 따라서 백조자리 X-1은 블랙 홀로 폭넓게 인정받은 최초의 천체가 되었다.[92][93]
보이는 별의 위치는 동반성의 중력적 영향으로 인해 변화하는 것으로 정밀하게 측정되고 감지된다. 별의 위치는 더 멀리 있는 별들을 기준으로 반복적으로 측정한 다음, 위치의 주기적인 변화를 확인한다. 일반적으로 이러한 유형의 측정은 10 파섹 이내의 근거리 별들과 같이 가까운 별들에 대해서만 수행할 수 있다. 근거리 별들은 종종 상대적으로 높은 고유 운동을 가지고 있으므로, 천측 쌍성은 하늘을 가로질러 "흔들리는" 경로를 따라가는 것처럼 보인다.
동반성이 별의 위치에 관측 가능한 변화를 일으킬 만큼 충분히 질량이 크다면, 그 존재를 추론할 수 있다. 충분히 긴 시간에 걸쳐 보이는 별의 움직임에 대한 정밀한 천측측량 측정을 통해 동반성의 질량과 공전 주기에 대한 정보를 결정할 수 있다.[26] 동반성이 보이지 않더라도, 케플러의 법칙을 사용하여 관측 결과로부터 계의 특성을 결정할 수 있다.[27]
쌍성을 검출하는 이 방법은 외계 행성을 찾는 데에도 사용된다. 그러나 질량비의 큰 차이와 행성 궤도의 일반적으로 긴 주기 때문에 이 측정을 수행하기 위한 요구 사항은 매우 까다롭다. 별의 위치 변화를 감지하는 것은 매우 정밀한 과학이며, 필요한 정밀도를 달성하기 어렵다. 우주 망원경은 지구 대기의 흐릿한 효과를 피할 수 있으므로 더 정밀한 해상도를 얻을 수 있다.
3. 2. 구성에 따른 분류
별의 크기에 대한 상대적인 거리에 기반한 또 다른 분류는 다음과 같다.[28]
'''분리형 쌍성'''은 각 구성원이 자신의 로슈 엽 내에 있는 쌍성이다. 즉, 별 자체의 중력이 다른 구성원의 중력보다 큰 영역이다. 주계열에 있는 동안 별들은 서로에게 큰 영향을 미치지 않으며, 본질적으로 별개로 진화한다. 대부분의 쌍성은 이 등급에 속한다.[28]
'''준분리형 쌍성'''은 구성원 중 하나가 쌍성의 로슈 엽을 채우고 다른 하나는 채우지 않는 쌍성이다. 이 상호작용 쌍성에서는 로슈 엽을 채우는 구성원(주는 별)의 표면에서 가스가 다른 별(받는 별)로 이동하여 강착된다. 질량 이동은 시스템의 진화를 지배한다. 많은 경우, 유입되는 가스는 강착별 주위에 강착 원반을 형성한다.[28]
'''접촉 쌍성'''은 쌍성의 두 구성원 모두 로슈 엽을 채우는 쌍성의 한 유형이다. 항성 대기의 최상부는 두 별을 둘러싸는 ''공통 외피''를 형성한다. 외피의 마찰이 궤도 운동을 감속시키면 별들은 결국 합쳐질 수 있다.[29] 큰곰자리 W가 그 예이다.
3. 2. 1. 분리형 쌍성
분리형 쌍성은 각 구성원이 자신의 로슈 엽 내에 있는 쌍성이다. 즉, 별 자체의 중력이 다른 구성원의 중력보다 큰 영역이다. 주계열에 있는 동안 별들은 서로에게 큰 영향을 미치지 않으며, 본질적으로 별개로 진화한다. 대부분의 쌍성은 이 등급에 속한다.[28]
3. 2. 2. 준분리형 쌍성
준분리형 쌍성은 구성원 중 하나가 쌍성의 로슈 엽을 채우고 다른 하나는 채우지 않는 쌍성이다. 이 상호작용 쌍성에서는 로슈 엽을 채우는 구성원(주는 별)의 표면에서 가스가 다른 별(받는 별)로 이동하여 강착된다.[28] 질량 이동은 시스템의 진화를 지배한다. 많은 경우, 유입되는 가스는 강착별 주위에 강착 원반을 형성한다.
3. 2. 3. 접촉 쌍성
접촉 쌍성은 쌍성의 두 구성원 모두 로슈 엽을 채우는 쌍성의 한 유형이다. 항성 대기의 최상부는 두 별을 둘러싸는 ''공통 외피''를 형성한다. 외피의 마찰이 궤도 운동을 감속시키면 별들은 결국 합쳐질 수 있다.[29] 큰곰자리 W가 그 예이다.
4. 행성의 존재 여부
예전에는 짝별의 중력 때문에 쌍성계에서 행성이 생겨날 수 없다는 주장이 지배적이었다. 그러나 최근 쌍성계에서 외계 행성이 발견되면서 이러한 주장은 힘을 잃게 되었다.[94] 천문학자들은 두 가지 경우에 쌍성계에 행성이 안정되게 존재할 수 있다고 주장하고 있다.[94]
- 쌍성계를 구성하는 두 별이 멀리 떨어져 있고, 행성(들)은 자신의 어머니 항성에 비교적 가까이 붙어 있을 경우.
- 행성이 쌍성을 구성하는 두 별로부터 매우 멀리 떨어져 있을 경우.
많은 쌍성계에서 외계 행성이 발견되었지만, 단일 항성계에 비해 상대적으로 드물다.[66] 케플러 우주 망원경 관측 결과에 따르면, 태양과 같은 유형의 단일 항성의 대부분은 많은 행성을 가지고 있지만, 쌍성계는 그 중 3분의 1만이 행성을 가지고 있다. 이론적 시뮬레이션에 따르면,[65] 멀리 떨어진 쌍성계조차도 원시행성이 형성되는 암석 입자 원반을 종종 교란시킨다. 반면, 다른 시뮬레이션에서는 쌍성 동반 천체의 존재가 원시행성계 원반을 "휘저어" 원시행성의 강착률을 높임으로써 안정적인 궤도 영역 내에서 행성 형성률을 실제로 향상시킬 수 있다고 제안한다.[69]
쌍성계에서 하나의 별만을 공전하는 행성은 "S형" 궤도를 갖는다고 하며, 두 별 모두를 공전하는 행성은 "P형" 또는 "쌍성계" 궤도를 갖는다고 한다. 쌍성계의 50~60%가 안정적인 궤도 범위 내에서 거주 가능한 지구형 행성을 유지할 수 있는 것으로 추정된다.[69]
5. 진화
==== 형성 ====
쌍성은 항성 생성 과정에서 원시별이 형성될때 분자 구름의 파편화를 통해 만들어지는 것으로 추정된다.[47][48] 두 개의 단일 항성 간의 중력 포획을 통해 쌍성이 생성될 수는 있지만, 에너지 보존 법칙에 따라 이러한 방식으로 쌍성이 만들어질 확률은 매우 낮다. 세 개의 별의 질량이 비슷한 삼체 문제의 결과로, 세 개의 항성 중 하나가 계에서 방출되고 나머지 두 개가 안정적인 쌍성계를 형성하기도 한다.
==== 질량 이동 및 강착 ====
쌍성계에 밀집 천체가 포함되어 있으면 다른 별(주성)의 가스가 밀집 천체에 강착될 수 있다. 이 과정에서 중력퍼텐셜에너지가 방출되어 가스가 더 뜨거워지고 방사선을 방출한다. 밀집 천체가 백색왜성인 격변변광성은 이러한 계의 예이다.[30] X선 쌍성에서는 밀집 천체가 중성자별 또는 블랙홀일 수 있으며, 주성의 질량에 따라 저질량 또는 고질량으로 분류된다. 고질량 X선 쌍성은 젊고, 초기형이며, 고질량의 주성을 포함하고 있으며, 항성풍을 통해 질량을 전달한다. 반면 저질량 X선 쌍성은 주성이 후기형 별이나 백색왜성인 준분리쌍성으로, 로슈 엽을 넘쳐 중성자별이나 블랙홀 쪽으로 가스가 떨어진다.[31] 백조자리 X-1은 X선 쌍성의 가장 잘 알려진 예시인데, 보이지 않는 동반성의 질량이 태양 질량의 약 9배로 추정되어,[32] 중성자별의 최대 이론 질량인 톨먼-오펜하이머-볼코프 한계를 초과하므로 블랙홀로 여겨진다.[33]
주계열성이 진화하면서 크기가 증가하여 로슈 한계를 넘어서면, 항성의 일부 물질이 동반성의 중력이 더 강한 영역으로 이동한다.[49] 그 결과, 로슈 한계를 넘는 현상(RLOF)을 통해 한 별에서 다른 별로 물질이 이동하며, 직접 충돌 또는 강착 원반을 통해 흡수된다. 이러한 물질 이동이 일어나는 지점을 첫 번째 라그랑주점이라고 한다.[50] 강착 원반은 쌍성계에서 가장 밝은 요소인 경우가 많다.
만약 별이 로슈 한계 밖으로 너무 빨리 성장하여 다른 구성 요소로 모든 물질이 이동할 수 없을경우, 다른 라그랑주점을 통하거나 항성풍으로 물질이 계를 떠날 수 있다.[51] 별의 진화는 질량에 의해 결정되므로, 이 과정은 두 동반성의 진화에 영향을 미치고, 단일성에서는 달성할 수 없는 단계를 만든다.[52][53][54]
식쌍성 알골에 대한 연구는 항성 진화 이론에서 ''알골 역설''을 낳았다. 쌍성계의 구성 요소는 동시에 형성되고, 질량이 큰 별은 질량이 작은 별보다 훨씬 빠르게 진화하지만, 더 질량이 큰 알골 A는 주계열성에 있는 반면, 질량이 더 작은 알골 B는 더 늦은 진화 단계의 준거성인 것으로 관측되었다. 이 역설은 질량 이동으로 해결될 수 있다. 더 질량이 큰 별이 준거성이 되었을 때, 로슈 한계를 채웠고, 대부분의 질량이 여전히 주계열성에 있는 다른 별로 이동했다. 알골과 유사한 일부 쌍성계에서는 가스 흐름을 볼 수 있다.[55]
==== 초신성 및 떠돌이별 ====
외부 교란으로 인해 쌍성계의 두 별은 중력적 접촉을 잃고 각각 단일성으로 진화할 수 있다.[56] 두 쌍성계가 근접 통과하면 중력적 파괴가 일어나 일부 별이 고속으로 방출되어 떠돌이별이 되기도 한다.[56]
백색왜성이 동반성의 로슈 한계를 넘어서면, 동반성의 외곽 대기로부터 기체를 강착받는다.[57] 강착된 수소는 CNO 순환을 통해 표면에서 안정적으로 핵융합을 일으키고, 이 과정에서 방출되는 에너지로 인해 신성 폭발이 일어난다.[57] 극단적인 경우 백색왜성이 찬드라세카르 한계를 초과하면 초신성 폭발을 일으켜 전체 별을 파괴하고 떠돌이별을 생성할 수 있다.[58][59] 티코 브라헤가 관측한 초신성 SN 1572가 이러한 예시 중 하나이다. 허블 우주 망원경은 이 사건의 잔해 사진을 촬영했다.
5. 1. 형성
쌍성은 항성 생성 과정에서 원시별이 형성될때 분자 구름의 파편화를 통해 만들어지는 것으로 추정된다.[47][48] 두 개의 단일 항성 간의 중력 포획을 통해 쌍성이 생성될 수는 있지만, 에너지 보존 법칙에 따라 이러한 방식으로 쌍성이 만들어질 확률은 매우 낮다. 세 개의 별의 질량이 비슷한 삼체 문제의 결과로, 세 개의 항성 중 하나가 계에서 방출되고 나머지 두 개가 안정적인 쌍성계를 형성하기도 한다.5. 2. 질량 이동 및 강착
쌍성계에 밀집 천체가 포함되어 있으면 다른 별(주성)의 가스가 밀집 천체에 강착될 수 있다. 이 과정에서 중력퍼텐셜에너지가 방출되어 가스가 더 뜨거워지고 방사선을 방출한다. 밀집 천체가 백색왜성인 격변변광성은 이러한 계의 예이다.[30] X선 쌍성에서는 밀집 천체가 중성자별 또는 블랙홀일 수 있으며, 주성의 질량에 따라 저질량 또는 고질량으로 분류된다. 고질량 X선 쌍성은 젊고, 초기형이며, 고질량의 주성을 포함하고 있으며, 항성풍을 통해 질량을 전달한다. 반면 저질량 X선 쌍성은 주성이 후기형 별이나 백색왜성인 준분리쌍성으로, 로슈 엽을 넘쳐 중성자별이나 블랙홀 쪽으로 가스가 떨어진다.[31] 백조자리 X-1은 X선 쌍성의 가장 잘 알려진 예시인데, 보이지 않는 동반성의 질량이 태양 질량의 약 9배로 추정되어,[32] 중성자별의 최대 이론 질량인 톨먼-오펜하이머-볼코프 한계를 초과하므로 블랙홀로 여겨진다.[33]주계열성이 진화하면서 크기가 증가하여 로슈 한계를 넘어서면, 항성의 일부 물질이 동반성의 중력이 더 강한 영역으로 이동한다.[49] 그 결과, 로슈 한계를 넘는 현상(RLOF)을 통해 한 별에서 다른 별로 물질이 이동하며, 직접 충돌 또는 강착 원반을 통해 흡수된다. 이러한 물질 이동이 일어나는 지점을 첫 번째 라그랑주점이라고 한다.[50] 강착 원반은 쌍성계에서 가장 밝은 요소인 경우가 많다.
만약 별이 로슈 한계 밖으로 너무 빨리 성장하여 다른 구성 요소로 모든 물질이 이동할 수 없을경우, 다른 라그랑주점을 통하거나 항성풍으로 물질이 계를 떠날 수 있다.[51] 별의 진화는 질량에 의해 결정되므로, 이 과정은 두 동반성의 진화에 영향을 미치고, 단일성에서는 달성할 수 없는 단계를 만든다.[52][53][54]
식쌍성 알골에 대한 연구는 항성 진화 이론에서 ''알골 역설''을 낳았다. 쌍성계의 구성 요소는 동시에 형성되고, 질량이 큰 별은 질량이 작은 별보다 훨씬 빠르게 진화하지만, 더 질량이 큰 알골 A는 주계열성에 있는 반면, 질량이 더 작은 알골 B는 더 늦은 진화 단계의 준거성인 것으로 관측되었다. 이 역설은 질량 이동으로 해결될 수 있다. 더 질량이 큰 별이 준거성이 되었을 때, 로슈 한계를 채웠고, 대부분의 질량이 여전히 주계열성에 있는 다른 별로 이동했다. 알골과 유사한 일부 쌍성계에서는 가스 흐름을 볼 수 있다.[55]
5. 3. 초신성 및 떠돌이별
외부 교란으로 인해 쌍성계의 두 별은 중력적 접촉을 잃고 각각 단일성으로 진화할 수 있다.[56] 두 쌍성계가 근접 통과하면 중력적 파괴가 일어나 일부 별이 고속으로 방출되어 떠돌이별이 되기도 한다.[56]백색왜성이 동반성의 로슈 한계를 넘어서면, 동반성의 외곽 대기로부터 기체를 강착받는다.[57] 강착된 수소는 CNO 순환을 통해 표면에서 안정적으로 핵융합을 일으키고, 이 과정에서 방출되는 에너지로 인해 신성 폭발이 일어난다.[57] 극단적인 경우 백색왜성이 찬드라세카르 한계를 초과하면 초신성 폭발을 일으켜 전체 별을 파괴하고 떠돌이별을 생성할 수 있다.[58][59] 티코 브라헤가 관측한 초신성 SN 1572가 이러한 예시 중 하나이다. 허블 우주 망원경은 이 사건의 잔해 사진을 촬영했다.
6. 천체물리학적 중요성
쌍성계는 천문학자들이 먼 별의 질량을 결정하는 가장 좋은 방법을 제공한다. 두 별 사이의 중력적 인력으로 인해 공통 질량 중심 주위를 공전하게 된다. 겉보기 쌍성의 궤도 패턴이나 분광 쌍성의 스펙트럼 시간 변화를 통해, 쌍성 질량 함수를 이용하여 별의 질량을 결정할 수 있다. 이러한 방식으로 별의 외관(온도와 반지름)과 질량 간의 관계를 찾아낼 수 있으며, 이를 통해 비쌍성의 질량을 결정할 수 있다.
별의 상당 부분이 쌍성계에 존재하기 때문에, 쌍성계는 별이 형성되는 과정을 이해하는 데 특히 중요하다. 특히, 쌍성계의 공전 주기와 질량은 그 계의 각운동량에 대한 정보를 제공한다. 이것은 물리학에서 보존되는 양이기 때문에, 쌍성계는 별이 형성된 조건에 대한 중요한 단서를 제공한다.
항성 중 적어도 약 1/4는 쌍성계로 여겨지며, 약 10%는 삼중성(ternary) 등 3개 이상의 항성으로 구성된 계이다.
쌍성의 공전 주기와 궤도의 이심률 사이에는 직접적인 상관관계가 있으며, 주기가 짧은 쌍성일수록 궤도 이심률이 작다(원궤도에 가깝다). 쌍성을 이루는 두 별의 거리는 가까운 것부터 먼 것까지 다양하며, 가까운 경우에는 서로의 별 표면이 접촉하는 경우도 있고, 먼 경우에는 매우 멀리 떨어져 있지만, 천구상의 두 별의 고유 운동 값이 같다는 점에서 두 별이 중력적으로 구속되어 있음을 간신히 알 수 있는 경우도 있다. 쌍성의 공전 주기는 로그 정규 분포를 따르며, 주기가 약 100년 정도인 쌍성이 가장 많다.
쌍성을 이루는 두 별의 밝기가 같은 경우에는 그 스펙트럼형도 같다. 밝기가 다른 쌍성에서는 밝은 쪽 별이 거성인 경우 어두운 쪽 별은 더 푸른 스펙트럼형에 속하고, 밝은 쪽이 주계열성이라면 어두운 별은 더 붉은 스펙트럼형에 속한다.
일반적으로 질량을 결정하려면 중력의 크기를 측정해야 하지만, 항성 중에서는 (태양이나 중력 렌즈를 일으키는 항성의 예를 제외하면) 쌍성이 중력의 크기를 측정할 수 있는 유일한 존재이다. 따라서 쌍성은 항성 중에서도 관측적으로 중요한 위치를 차지하고 있다.
겉보기 쌍성의 경우에는 궤도의 형태가 결정되고 쌍성계의 시차 값이 얻어지면, 케플러의 제3법칙에 의해 두 별의 질량의 합을 직접 구할 수 있다.
분광 쌍성의 경우에는, 그 쌍성이 동시에 겉보기 쌍성이나 식쌍성이 아닌 한 궤도의 형태를 완전히 결정할 수 없으므로, 시선 방향에 대한 궤도 경사각의 사인(正弦)을 질량에 곱한 곱의 형태로만 구할 수 있다. 따라서 궤도 경사각에 관한 다른 정보를 얻지 못하는 한, 그 질량은 통계적으로 추정할 수밖에 없다.
분광 쌍성이 식쌍성이기도 한 경우에는, 그 쌍성계의 두 별에 대한 성질(질량, 밀도, 크기, 광도, 대략적인 형태)을 완전히 얻을 수 있다.
7. 연구 사례
1767년 영국의 자연철학자 존 미첼은 통계 수학을 별 연구에 적용하여 쌍성과 성단의 존재에 대한 최초의 증거를 제시했다. 그는 플레이아데스 성단에 대한 조사 결과, 그렇게 가까운 별들의 집단을 발견할 확률이 약 50만분의 1임을 계산하고, 이러한 쌍성 또는 다중성계의 별들이 중력에 의해 서로 끌어당겨질 수 있다고 결론지었다.
윌리엄 허셜은 1779년부터 쌍성을 관측하여 약 700개의 쌍성에 대한 목록을 발표했다. 1803년에는 25년 동안 여러 쌍성의 상대 위치 변화를 관측하고 시차 변화 대신 서로 공전하는 쌍성계를 발견했다. 1827년 펠릭스 사바리는 최초로 큰곰자리 크시(Xi Ursae Majoris)의 궤도를 계산했다.
항성계 중 약 3분의 1이 쌍성 또는 다중성계이고, 나머지 3분의 2는 단일성으로 추정된다.[61] 일반적인 주계열성의 전반적인 다중성 빈도는 항성 질량의 단조 증가 함수이다.[60] 즉, 쌍성계 또는 다중성계에 속할 가능성은 구성 요소의 질량이 증가함에 따라 꾸준히 증가한다.
쌍성의 공전 주기와 궤도 이심률 사이에는 직접적인 상관관계가 있으며, 공전 주기가 짧은 계는 이심률이 더 작다. 쌍성은 서로 거의 접촉할 정도로 가까이 공전하는 쌍성부터 공간을 통과하는 공통 고유 운동으로만 연결이 나타나는 매우 멀리 떨어진 쌍성까지 다양하게 발견된다. 중력적으로 묶인 쌍성계 중에는 소위 로그 정규 분포를 따르는 주기가 존재하며, 이러한 계의 대부분은 약 100년의 주기로 공전한다. 이는 쌍성계가 항성 생성 과정에서 형성된다는 이론에 대한 증거이다.[62]
두 별의 밝기가 같은 쌍성의 경우, 스펙트럼형도 같다. 밝기가 다른 계에서는, 더 밝은 별이 거성이라면 더 어두운 별이 더 파랗고, 더 밝은 별이 주계열성에 속한다면 더 붉다.[63]
항성의 질량은 중력적 인력으로만 직접 결정할 수 있다. 태양과 중력 렌즈 역할을 하는 별을 제외하고는 쌍성 및 다중성계에서만 가능하며, 이로 인해 쌍성은 중요한 별의 종류가 된다. 시선 속의 쌍성의 경우 궤도와 계의 항성 시차가 결정되면 케플러의 조화 법칙을 직접 적용하여 두 별의 결합 질량을 구할 수 있다.[64]
분광 쌍성의 완전한 궤도를 얻는 것은 시선 속의 쌍성이 시각 쌍성 또는 식쌍성이 아닌 경우 불가능하다. 따라서 이러한 천체에서는 질량과 시선 방향에 대한 기울기 각의 사인의 곱만 결정할 수 있다. 식쌍성이면서 동시에 분광 쌍성인 경우에는, 계의 두 구성원의 특성(질량, 밀도, 크기, 광도, 그리고 대략적인 모양)에 대한 완전한 해를 구할 수 있다.
8. 한국의 관점
9. 예시
두 구성 요소 사이의 먼 거리와 색깔의 차이로 인해 알비레오(알비레오)는 가장 쉽게 관측할 수 있는 쌍성 중 하나이다. 가장 밝은 구성 요소는 백조자리(백조자리)에서 세 번째로 밝은 별이지만, 사실 그 자체로 근접 쌍성이다.[70] 백조자리에는 또한 백조자리 X-1이 있는데, 이는 블랙홀로 여겨지는 X선원이다. 이것은 고질량 X선 쌍성이며, 시각적 상대성은 변광성이다.[70] 시리우스는 또 다른 쌍성이며, 겉보기 등급이 -1.46인 밤하늘에서 가장 밝은 별이다. 그것은 큰개자리에 위치해 있다. 1844년 프리드리히 베셀은 시리우스가 쌍성임을 추론했다. 1862년 앨번 그레이엄 클라크는 동반성(시리우스 B; 보이는 별은 시리우스 A)을 발견했다. 1915년 윌슨산 천문대의 천문학자들은 시리우스 B가 최초로 발견된 백색왜성임을 밝혀냈다. 2005년, 허블 우주 망원경을 사용하여 천문학자들은 시리우스 B의 지름이 12000km이고 질량이 태양의 98%라고 밝혀냈다.[71]
식쌍성의 예로는 마차부자리(마차부자리)의 에프실론 마차부자리가 있다. 보이는 구성 요소는 스펙트럼형 F0에 속하고, 다른 (식을 일으키는) 구성 요소는 보이지 않는다. 마지막 식현상은 2009년부터 2011년까지 발생했으며, 이에 대해 수행될 광범위한 관측을 통해 이 계의 본질에 대한 추가적인 통찰력을 얻을 수 있기를 기대하고 있다. 또 다른 식쌍성은 베타 거문고자리인데, 이것은 거문고자리에 있는 준분리 쌍성계이다.
다른 흥미로운 쌍성으로는 61 시그니(두 개의 K형(오렌지색) 주계열성인 61 시그니 A와 61 시그니 B로 구성된 백조자리(백조자리)의 쌍성으로, 큰 고유 운동으로 알려져 있음), 프로키온(작은개자리에서 가장 밝은 별이자 밤하늘에서 여덟 번째로 밝은 별로, 희미한 백색왜성 동반성을 가진 주성으로 구성됨), SS 작은도마뱀자리(식쌍성이지만 식현상이 중단됨), V907 전갈자리(식현상이 중단되었다가 다시 시작되었다가 다시 중단됨), BG 쌍둥이자리(K0형 항성 주위를 공전하는 블랙홀을 포함하는 것으로 생각되는 식쌍성), 그리고 2MASS J18082002−5104378(얇은 원반에 있는 쌍성으로, 가장 오래된 별 중 하나를 포함함)가 있다.[72]
9. 1. 다중성계 예시
두 개 이상의 별로 이루어진 계는 다중성계라고 한다. 알골은 가장 잘 알려진 삼중성(오랫동안 쌍성으로 여겨짐)으로, 페르세우스자리에 위치해 있다. 이 계의 두 구성원은 서로를 식현하며, 알골의 밝기 변화는 1670년 젬미니아노 몬타나리에 의해 처음 기록되었다. 알골이라는 이름은 "악마의 별"이라는 뜻으로,(al-ghūl/الغولar) 특이한 행동 때문에 붙여진 것으로 추정된다.[73] 또 다른 눈에 보이는 삼중성으로는 남쪽 별자리 켄타우루스자리에 있는 알파 켄타우리가 있는데, 이는 밤하늘에서 세 번째로 밝은 별이며, 겉보기 등급은 −0.01이다. 이 계는 쌍성을 제외하면 어떤 생명체 거주 가능 행성 탐색도 완벽할 수 없다는 사실을 강조한다. 알파 켄타우리 A와 B는 가장 가까울 때 11AU의 거리를 가지며, 두 별 모두 안정적인 생명체 거주 가능 영역을 가져야 한다.[73]
삼중성을 넘어서는 계의 예도 있다. 카스토르는 육중성계이며, 쌍둥이자리에서 두 번째로 밝은 별이자 밤하늘에서 가장 밝은 별 중 하나이다. 천문학적으로 카스토르는 1719년 시선 쌍성으로 발견되었다. 카스토르의 각 구성원은 그 자체로 분광 쌍성이다. 카스토르는 또한 희미하고 넓게 분리된 동반성을 가지고 있는데, 이 또한 분광 쌍성이다. 큰곰자리에 있는 알코르-미자르 시선 쌍성도 여섯 개의 별로 구성되어 있다. 미자르를 구성하는 네 개의 별과 알코르를 구성하는 두 개의 별이다. 키 즈 카리나는 적어도 9개의 별로 이루어진 복잡한 다중성계이다.[74]
- 7중성
- 전갈자리 뉴성
- 6중성
- 쌍둥이자리의 카스토르
- 물병자리 91번성(행성 1개 포함 6중성)
- 5중성
- 오리온자리 δ별
- 4중성
- 마차부자리의 카펠라
- 큰곰자리 ζ별 미자르
- 사자자리의 레굴루스
- 거문고자리 ε별
- 3중성
- 작은곰자리의 폴라리스
- 켄타우루스자리 α별
- 전갈자리 λ별 A
- 오리온자리의 리겔
- 페르세우스자리의 알골
- 외뿔소자리 X-1(블랙홀 포함 3중성)
- 케플러-16(행성 1개 포함 3중성)
- PSR B1620-26(백색왜성과 행성 포함 3중성)
- 2중성
- 큰개자리의 시리우스
- 작은개자리의 프로키온
- 마차부자리 ε별
- 황소자리의 알데바란
- 사자자리 γ별
- 전갈자리의 안타레스
- 백조자리 β별 알비레오
- 남십자자리 α별
- 오리온자리 ζ별
- 거문고자리 β별
- 큰곰자리 α별
- 목동자리 ξ별
- 물고기자리 AB별
- 고래자리의 미라
- 북쪽왕관자리 α별
- 용골자리 ε별
- 돛자리 γ별
- 백조자리 X-1(블랙홀과의 2중성)
- 게자리 HM별(백색왜성의 2중성)
- PSR J0737-3039(펄서의 2중성)
9. 2. 2중성계 예시
시리우스는 밤하늘에서 가장 밝은 별로, 1844년 프리드리히 베셀에 의해 쌍성임이 추론되었고, 1862년 앨번 그레이엄 클라크가 동반성(시리우스 B)을 발견했다.[71] 1915년 윌슨산 천문대의 천문학자들은 시리우스 B가 최초로 발견된 백색왜성임을 밝혀냈다.[71] 2005년 허블 우주 망원경을 사용하여 시리우스 B의 지름과 질량을 측정했다.[71]알비레오는 두 구성 요소 사이의 먼 거리와 색깔 차이로 인해 가장 쉽게 관측할 수 있는 쌍성 중 하나이다.[70] 가장 밝은 구성 요소는 백조자리에서 세 번째로 밝은 별이지만, 사실 그 자체로 근접 쌍성이다.[70] 백조자리 X-1은 블랙홀로 여겨지는 고질량 X선 쌍성이며, 시각적 상대성은 변광성이다.[70]
마차부자리 엡실론별은 식쌍성의 예시로, 보이는 구성 요소는 스펙트럼형 F0에 속하고, 다른 (식을 일으키는) 구성 요소는 보이지 않는다. 베타 거문고자리는 거문고자리에 있는 준분리 쌍성계이다.
작은개자리에서 가장 밝은 별인 프로키온은 희미한 백색왜성 동반성을 가진 주성으로 구성된 쌍성이다. 그 외에, 61 시그니, SS 작은도마뱀자리, V907 전갈자리, BG 쌍둥이자리, 2MASS J18082002−5104378 등도 있다.[72]
이 외에도, 황소자리의 알데바란, 사자자리 감마별, 전갈자리의 안타레스, 남십자자리 알파별, 오리온자리 제타별, 큰곰자리 알파별, 목동자리 크시별, 물고기자리 AB별, 고래자리의 미라, 북쪽왕관자리 알파별, 용골자리 엡실론별, 돛자리 감마별, 게자리 HM별, PSR J0737-3039 등이 2중성계의 예시로 언급된다.
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