쌍성: 서로의 인력으로 함께 공존하는 항성

 

 

대부분의 별은 태양처럼 단독으로 존재하지 않고, 두 개 또는 세 개 등 여러 개가 무리를 지어 존재하는 경우가 많습니다. 일반적으로 두 개의 별이 공통된 질량 중심을 기준으로 공전하며, 서로에게 영향을 끼치면서 존재하고 있는 별들의 구조(star system, 항성계)를 쌍성계(binary system)라 합니다. 

 

 

 

 

 

쌍성 단어의 사용

 

*프레더릭 윌리엄 허셜(Frederick William Herschel, 1738년 11월 15일~1822년 8월 25일)/독일의 천문학자이자 기술자

 

 

쌍성(binary star)이라는 단어는 1802년 윌리엄 허셜에 의해 도입되었습니다. 

 

그는 쌍성의 정의를 '실질적인 이중성-중력의 법칙에 의해 하나의 계(系)로 형성된, 두 별의 집합체'라고 내렸습니다. 가까이 붙어 있는 것처럼 보이는 별들을 이중성이라고 부르며, 가장 유명한 예로는 큰곰자리(북두칠성)의 미자르와 알코르가 있습니다. 그러나 지구에서 바라보았을 때 가까이 붙어 있는 것처럼 보인다고 해서 모두 쌍성은 아닙니다. 바라보는 관측자의 시선 방향에 두 별이 나란히 있을 경우, 실제로 멀리 떨어져 있지만 가까이 있는 것으로 착각할 수도 있는 것입니다. 이처럼 실제로는 중력으로 묶이지 않은 이중성을 광학적 쌍성(optical binaries, optical pairs)이라고 부릅니다. 실질적인 쌍성은 두 별이 중력으로 묶여 있는 것을 말합니다.

 

쌍성의 종류

쌍성은 관측방법에 따라서 안시쌍성(眼視雙星)·분광쌍성(分光雙星)·식쌍성(蝕雙星)의 세 가지로 나누어 집니다.

 

1) 안시쌍성(visual binaries) 

안시쌍성(visual binaries)은 두 별 사이 거리가 멀리 떨어져 있어서 망원경으로 두 별을 이중성 형태로 분리해서 관찰할 수 있는 경우를 가리킵니다. 안시쌍성을 발견하는 데 있어 중요한 것은 망원경의 각분해능(망원경의 상이 얼마나 명확하고 뚜렷이 보이는 가를 나타내는 척도)이며 망원경들이 점차 커지고 더욱 성능이 우수해지면서 많은 안시쌍성들이 계속 발견되고 있습니다. 두 별의 밝기 역시 중요한 요인인데 한쪽 별이 밝을수록 눈부심 때문에 다른 쪽 별과 분리하여 인식하기가 쉽지 않게 됩니다.

안시쌍성 둘 중 밝은 쪽을 주성이라고 하며 어두운 쪽을 반성이라고 합니다. 주성에 대한 반성의 위치각을 잴 때 두 별 사이의 각거리와 관측 시간을 함께 남깁니다. 자료가 충분히 누적되면 이들을 주성을 중심에 놓은 상태로 극좌표계 형태로 표시하며 케플러의 행성운동법칙에 위배되지 않도록 자료들을 이어서 타원을 그립니다. 이 타원을 겉보기 타원이라고 하는데, 지상에서 볼 때 주성을 중심으로 반성이 공전하는 궤도를 보여주는 것입니다. 겉보기 타원을 통해 공전 궤도요소를 전부 구할 수 있습니다. 예를 들면 두 별 사이의 각거리와 시차를 통해 두 별이 실제로 얼마큼 떨어져 있는지를 알 수 있게 됩니다.

1780년 허셜은 쌍성으로 추측되는 700개의 이중성들을 관측했고, 그들의 이격과 방위를 기록했습니다. 이후 20년에 이르는 관측 기간 동안 이들 중 약 50개에 이르는 이중성들의 방위가 변화한 것을 찾아냈습니다.

 

2) 분광쌍성(spectroscopic binary) 

아무리 큰망원경으로 보아도 하나의 항성인 것처럼 보이나, 그 스펙트럼을 조사하면 근접쌍성임을 알 수 있습니다. 맨눈으로는 1개의 별로밖에 보이지 않는 항성일지라도 스펙트럼을 조사하면, 보통의 단독성에서는 1개의 흡수선으로 나타나는 스펙트럼선이 2개로 갈라지고, 한쪽이 청색 쪽으로 편이(偏移)하며 다른 쪽은 적색으로 편이하고, 교대로 반대방향으로 편이하는 주기적인 스펙트럼선 이동이 일어납니다. 이른바 도플러효과가 생기는 것입니다. 

 

이렇게 분광쌍성은 스펙트럼을 구하면 흡수선의 위치가 주기적으로 이동하는 것으로부터 비로소 쌍성이라는 것을 알 수 있습니다. 분광쌍성은 한쪽이 상당히 어두운 경우는 밝은 쪽인 주성(主星)의 스펙트럼선만 보이는 경우도 있다. 페르세우스자리 β인 알골은 2일 20시간 49분 주기의 식쌍성인데, 스펙트럼을 구하면 같은 주기를 가진 분광쌍성이라는 것을 알 수 있습니다.

 

3) 식쌍성(eclipsing binary star) 

 

식쌍성의 밝기변화

 

식변광성이라고도 합니다. 두 항성이 서로의 인력으로 공통질량중심 주위를 공전하고 있을 때, 그 궤도면이 관측자의 시선방향에 놓이면 때때로 일식과 같은 현상을 일으켜, 두 별을 합한 광도가 주기적으로 변하게 됩니다. 식쌍성은 지구로부터의 거리가 대단히 멀기 때문에 아무리 큰 망원경으로 보아도 두 별을 분리해서 볼 수 없으며, 다만 그 광도의 주기적 변화로부터 쌍성임을 알 수 있습니다. 현재 알골을 비롯하여 약 5,000개의 식쌍성이 알려져 있습니다. 

밝기의 변화를 나타내는 광도곡선은 보통 2개의 극소를 가지는데 식쌍성에서 두 별이 공통질량중심 주위를 공전할 때, 상대적으로 표면온도가 낮은(어두운) 별인 동반성이 표면온도가 높은(밝은) 별인 주성(主星)을 가리면, 두 별을 합한 광도는 가장 어두워져 광도곡선에서는 제1극소(주극소)가 됩니다. 이어서 식이 끝나고 두 별이 시선방향에서 분리된 후 다음 식이 일어날 때까지 전체 광도는 대개 일정합니다. 그리고 다시 어두운 동반성이 밝은 주성 뒤로 돌아가, 주성이 동반성을 가리면 제1극소 정도는 아니지만 역시 전체의 광도가 어두워집니다. 이때를 제2극소(부극소)라고 하는데 광도곡선은 보통 제1극소와 제2극소가 되풀이하여 나타나나, 동반성이 주성에 비해서 현저히 어두울 때는 제2극소는 거의 관측되지 않고 제1극소만 나타나는 경우도 있다. 마차부자리 ε별이 그러한 식쌍성입니다.