맥북에어 M4 출시일

두 개의 항성의 중력으로 공통 질량의 중심을 선회하는 별 체계이다. 연성이라고도 불립니다. 일반적으로 밝고 무거운 별은 주 별, 어둡고 밝은 별은 동반 별으로 불린다. I 안테나의 주기성은 몇 시간에서 수백 년 사이이다. 두 개의 별들이 서로 분리되고 집단 중심부를 중심으로 돌고 있는 것은 내시라고 알려져 있다. 게다가, 측광학적 관찰의 밝기 변화에 주위를 도는 두 개의 별은 황도라고 알려져 있으며, 스펙트럼 관찰의 스펙트럼 변화로부터 오는 두 개의 별은 스펙트럼 쌍으로 알려져 있다. 쌍둥이는 별 연구에 중요합니다. 왜냐하면 그것들은 빛, 질량, 반지름, 온도를 정확하게 측정할 수 있는 기회를 제공하기 때문입니다. 서로 접촉하는 두 개의 항성의 궤도 표면이 시야 방향에 근접할 때, 별의 밝기는 흔히 미학이라고 불리는 것으로 정기적으로 변화한다.

그러나 탄력도 곡선의 모양은 별들의 물리적 요소에 따라 다르다. 광고 라인의 형태를 결정하는 주요 요인은 궤도의 기울기 각도, 두 개의 별 질량 비율, 상대 크기 및 표면 온도 비율이다. 또한 주변 광 민감도 효과, 반사 효과 및 중력 효과는 광 곡선의 특성을 결정한다. 항성이 지구 표면을 둘러싼 밝기를 더 어둡게 움직일수록 반사 효과는 상대 항성이 반사하는 빛의 양을 결정하는 요인이며 중력 효과는 항성의 중력 그 자체와는 다른 현상이다.

로시 모델은 주로 두 개의 별의 모양을 표현하기 위한 방법으로 사용된다. 로시 모델은 두 개의 별들의 상호작용과 움직임을 나타내며, 두 개의 별들의 질량비용에 의해 형성되는 중력장의 형태를 고려한다.두 개의 항성의 질량이 각 항성의 중심에 집중된다고 가정합니다. 로시 모델에서는 2개의 항성의 안정적인 형태를 유지할 수 있는 임계 곡선을 내부 임계 계층이라고 하며, 이진 형태를 유지할 수 있는 외부 임계 계층은 외부 임계 계층이라고 한다. 이러한 항체를 구성하는 두 개의 별이 내부 임계 현미경 내에 있는 경우, 별 하나가 내부 임계 현미경을 충족하면 별도의 쌍이 되고, 별 2개가 외부 임계 현미경을 채우면 접촉 쌍이 된다. 그림 3은 분리 가능하고 반 분리 가능하고 접촉 가능한 로시 모델을 보여주고 있다. 광도 곡선은 이질성의 형태에 따라 다르며, 이러한 특성은 이질성의 진화와 밀접하게 관련되어 있다.

항성이 관측자에 가까워질수록 항성의 스펙트럼에 더 많은 푸른 변화가 발생하고 항성이 더 멀어질수록 더 많은 적색 변화가 발생하며, 이는 이중 효과에 대한 설명이다. 별 스펙트럼 스펙트럼의 스펙트럼 관찰은 도플러 효과를 통한 파동 측정을 통해 별의 가시 속도를 결정하는 데 사용될 수 있다. 서로 접촉하는 두 개의 항성의 경우, 스펙트럼 관찰을 통해 각 항성이 주기적으로 회전 방향으로 관찰 속도를 변경한다는 것을 알 수 있는데, 이를 스펙트럼 쌍이라고 한다. 스펙트럼 쌍의 궤도 위치에 따른 스펙트럼의 변화는 그림 4와 같다.

스펙트럼 쌍을 이루는 각 별의 관찰 속도는 관측 속도 곡선으로 불린다. 시야 속도 라인의 형태는 두 개의 항성의 궤도 특성에 따라 달라지며 최대 진폭 비율은 두 항성의 질량 비율과 직접 관련되어 있다. 스펙트럼을 통해 두 개의 항성의 가시속도를 관찰하는 스펙트럼 쌍의 경우 두 항성의 질량 비율을 결정할 수 있다. 두 개의 항성이 너무 밝으면 밝은 항성의 관찰 속도만 관찰된다.

별 쌍의 경우, 두 개의 항성의 궤도에 의해 표시된 시각 속도 곡선의 광선과 스펙트럼 방사선이 정확히 결정될 때 결과를 분석하여 광도, 질량, 반지름 및 온도와 같은 항성의 절대 물리적 질량을 결정할 수 있다. 또한 긴 궤도 반지름, 반지름, 궤도 기울기 및 황도 등 두 행성의 궤적 요소를 정확하게 결정할 수 있다.