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페르세우스자리의 알골(Algol)은 '악마의 머리' 또는 '구울'을 뜻하는 아랍어에서 이름을 얻었으며, 신화 속 고르곤 메두사의 깜박이는 눈과 연결돼 '악마의 별'로 불렸다. 고대 관측자들이 알아챈 이 별의 밝기 변화는 2일 20시간 49분 주기로 규칙적으로 반복되며, 가장 밝을 때는 가장 어두울 때보다 약 3배 밝아 맨눈으로도 전체 주기를 추적할 수 있다. 현대 천문학은 알골이 삼중성계(알골 A·B·C)이며, 알골 A가 2.87일마다 알골 B에 의해 가려지는 식쌍성이라는 사실을 밝혀냈다. 궤도면이 지구에서 거의 정확히 옆으로 보이기 때문에 어두운 별이 밝은 별 앞을 지날 때 밝기가 최소가 된다. 알골은 카시오페이아자리의 W자 형태를 기준으로 그 아래 페르세우스자리에서 찾을 수 있고, 가을 저녁 북동쪽 하늘에서 관측하기 좋다.
EarthSky
연구팀은 6.5m 매갤런-클레이 망원경의 MIKE 분광기로 대마젤란운(LMC)의 HII 영역에 묻혀 있는 초기 단계 식쌍성(EB) 3개의 다중 시기 에셸 분광 자료를 획득했다. 대기 모형 피팅 결과 주성은 유효온도 18,600~22,800K, 질량 6.8~8.5 태양질량의 중간 B형 왜성으로 나타났고, 동반성의 역학적 질량은 0.38~0.95 태양질량에 불과해 질량비 q = 0.05~0.11이라는 극단적으로 작은 값이 도출됐다. 이는 태양형 주성에서 q < 0.1의 근접 동반성이 드문 '갈색왜성 사막' 현상과 달리, 대질량 별은 q < 0.1의 매우 가까운 동반성을 쉽게 형성할 수 있음을 시사한다. OGLE-III 광도곡선에 PHOEBE 모형을 적용해 동반성의 반지름 2.0~2.8 태양반지름, 유효온도 4,000K를 측정했으며, 이들은 하야시 트랙 상단에 위치해 진화 모형상 나이가 100만 년(1 Myr)에 불과하다. 연구팀은 이런 극단적 젊음이 앞선 원시성 매몰 단계에서의 원반 내향 이동(inward disk migration)을 통해 초기 식쌍성이 형성됐음을 암시한다고 밝혔다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
연구팀은 TESS 데이터에서 통과(transit) 방식으로 검출되는 쌍성 주위 행성(CBP)의 발생률을 처음으로 산출했다. 최근 공개된 두 개의 M왜성으로 구성된 TESS 식쌍성 표본에 단일 통과 검출 알고리즘을 적용한 결과, 새로운 행성 크기 천체 후보로 볼 수 있는 신호는 단 1건만 나왔다. 민감도 분석과 TESS 관측 윈도 함수 보정을 거쳐, 반지름 2~16 지구반지름이고 공전주기 600일 이하인 공면 CBP의 발생률 상한값을 95% 신뢰수준에서 33.0%로 제시했다. 만약 CBP의 상호 궤도경사가 쌍성에 대해 등방적으로 분포한다면 이 상한값은 40.2%로 올라간다. 연구팀은 단주기 쌍성이 시선 방향에 대해 어긋나 있는 점이 발생률 추정의 한계 요인이라고 설명했다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
태양형 주성과 M형 왜성 반성으로 이루어진 식쌍성은 주계열 하단 천체 연구의 핵심 실험실이지만, 질량이 0.35 태양질량 미만인 영역에서는 알려진 쌍선(double-lined) 식쌍성이 거의 없다. 연구진은 고분산 분광으로 광학에서 광도비 1% 미만인 반성의 약한 신호를 추출해 EBLM 프로젝트의 5개 시스템을 단선에서 쌍선 식쌍성으로 전환하고 두 별의 절대 질량을 구했다. SB1과 SB2 분석 결과는 대체로 1σ 이내에서 일치했으나, 시선속도와 식 측광을 결합해 얻은 SB1 질량에서 약간의 계통적 과대평가가 확인됐다. 연구진은 이 편향이 등시선 분석 과정에서 반성의 빛이 측광 등급을 낮추고 분광에너지분포를 바꿔 주성 반지름을 과대평가하게 만드는 데서 비롯된다고 설명하며, 적절한 보정을 거치면 EBLM SB1 표본 전체를 은하계에서 가장 작고도 가장 흔한 별들의 질량-반지름-광도 관계를 제약하는 데 활용할 수 있다고 밝혔다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
연구진은 TESS의 측광 시계열 자료에 가이아 DR3(Gaia DR3) 거리 측정값과 2MASS 근적외선 측광을 결합해 전천(全天) 식쌍성 표본을 분석하고, 관측·기하학적 선택효과를 보정한 쌍성 비율과 궤도 매개변수 분포를 도출했다. 주성 질량 1.1~47 태양질량 구간을 다룬 결과, 5 태양질량 이하에서는 원반 분열 후 이동(disk fragmentation followed by migration)으로 형성된 계에 대한 이론적 예측과 잘 일치했다. 더 무거운 질량대에서는 매우 짧은 주기의 계가 이론적 기대보다 적게 나타났으나, 이 영역은 표본 불완전성의 영향을 받을 수 있다고 연구진은 설명했다. 전체적으로 관측된 성질은 질량 구간에 따라 점진적으로 변화했으며, 표본이 다룰 수 있는 궤도주기 범위에서는 F형과 O형 별 사이에 쌍성 성질의 급격한 전환이 필요하지 않았다. 다만 현재 자료만으로 이 형성 경로가 유일하다고 단정할 수는 없고 다른 경로도 기여할 수 있다고 밝혔다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
허블 상수 불일치(Hubble tension)를 해결하려는 일부 가설은 뉴턴 중력상수 G가 약 73~130만 년 전이 아닌 73~130Myr(백만 년) 전에 급격히 변했다고 제안하는데, 연구진은 이를 적색왜성으로 검증했다. 질량이 약 0.35 태양질량 이하인 완전대류 적색왜성은 열적 시간척도가 제안된 전이 시점과 비슷해 현재까지 그 흔적이 남을 수 있다는 점을 이용했다. 연구진은 G의 급격한 변화가 별의 반지름에 측정 가능한 변화를 일으킨다는 것을 보이고, 분리형 식쌍성에 속한 적색왜성 8개의 질량-반지름 측정값과 비교했다. 그 결과 73Myr 전 G가 4% 변했다는 모형은 3.1σ, 130Myr 전 11% 변했다는 모형은 4.0σ 수준에서 배제됐다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
연구진은 7.5Mpc 거리의 정면 나선은하인 소용돌이 은하(M51)에서 허블 우주망원경(HST)의 적색 광학 측광 34회 관측과 자외선-광학 광대역 측광 1회를 이용해 태양질량 5배가 넘는 식쌍성 후보 173개를 찾아냈다. 궤도주기는 1~30일 범위이며, 이 가운데 136개 시스템에 대한 광도곡선·분광에너지분포 결합 분석 결과 유효온도 10,000~50,000K, 반지름 태양의 7~66배, 질량 태양의 5~120배에 해당하는 쌍성들이 확인됐다. 주입-복원 시뮬레이션으로 탐사 완전도를 보정한 결과 궤도주기 2~20일 구간의 근접쌍성 비율은 27.4±7.1%로, 우리은하와 대·소마젤란은하의 무거운 별 집단과 대체로 일치했다. 연구진은 이들 은하가 아우르는 태양 금속함량의 약 0.2~1.1배 범위에서 유사성이 나타난다는 점에서 근접 무거운 쌍성의 형성이 금속함량에 약하게만 의존한다고 해석했으며, 식쌍성이 국부은하군 너머의 쌍성 통계를 측정하는 도구가 될 수 있음을 보였다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
연구진은 TESS 31개 섹터(약 882일) 관측과 HARPS·FEROS·CORALIE·UCLES의 시선속도 자료를 이용해 분리형 식쌍성 UX Men의 기본 매개변수를 정밀 측정했다. 두 별의 질량은 각각 1.2300±0.0012, 1.1946±0.0012 태양질량, 반지름은 1.3605±0.0031, 1.2801±0.0069 태양반지름으로 1% 미만 정밀도를 달성했으며 유효온도는 6302±77K, 6292±65K, 등시선 맞춤으로 구한 나이는 2.75±0.13 Gyr이다. 식 시각 변화에서 약 673일 주기성이 나타났으나 제3의 천체 증거는 없고 항성 활동에 기인한 것으로 보이며, 오차는 이러한 활동성에서 비롯된 계통 효과가 지배한다고 연구진은 밝혔다. 논문은 UX Men이 항성 모형을 검증하고 PLATO 미션의 보정에 쓰일 수 있는 고정밀 기준 쌍성이라고 평가했다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
연구진은 OGLE 변광성 목록에 수록된 소마젤란운(SMC)의 이중선 분광쌍성 8개를 분석해 천체물리학적 특성을 규명하고, 대질량 별이 성단 밖에서 고립적으로 형성될 수 있는지를 검증하고자 한다. 이어 절대 매개변수와 교차검증 기법을 활용해 성단에 속한 것으로 추정되는 쌍성의 예상 위치와 특성을 운동학 분석 결과와 대조한다. 성단과의 운동학적 연관성과 물리적 매개변수가 성단의 등연령선(isochrone)과 정확히 일치할 경우, 이러한 별들은 성단의 거리와 나이를 결정하는 신뢰할 만한 표준촛불로 쓰일 수 있다고 연구진은 밝혔다.
arXiv astro-ph.GA (은하)