동적 시차

Dynamical parallax

천문학에서 시각적 이항성까지의 거리는 두 성분의 질량, 즉 궤도의 크기와 서로에 대한 궤도의 기간으로부터 추정될 수 있다.[1]동적 시차(dynamic paralax)는 그렇게 추정된 거리에서 계산되는 (연간) 시차(paralax)이다.

역동적인 시차를 계산하기 위해 항성 궤도의 각진 반주축이 관찰되며, 이는 항성의 겉보기 밝기와 같다.뉴턴이 공전주기의 제곱을 곱한 이항계통의 총 질량에 반주축의 입방체에 비례한다고 기술한 케플러 제3법칙의 일반화를 이용하면 질량-조도 관계와 함께 이항성까지의 거리를 결정할 수 있다.[2][3]

이 기법으로 보통 태양의 질량으로서 이항계 내에 있는 두 별의 질량을 추정한다.그런 다음 케플러의 천체역학 법칙을 이용하여 별 사이의 거리를 계산한다.일단 이 거리가 발견되면, 관측자로부터의 거리는 하늘에 있는 하위 호를 통해 발견될 수 있으며, 예비 거리 측정을 제공한다.이 측정값과 두 항성의 겉보기 크기에서 광도를 찾을 수 있으며, 질량-조도 관계에서 각 항성의 질량을 확인할 수 있다.이러한 질량은 분리 거리를 다시 계산하는 데 사용되며 이 과정이 반복된다.이 과정은 여러 번 반복되며 5% 이내의 정확도를 달성할 수 있다.[4]

참고 항목

참조

  1. ^ Patrick Moore (2002). Philip's Astronomy Encyclopedia (revised and expanded ed.). London: Philip's. p. 120. ISBN 0-540-07863-8.
  2. ^ "dynamical parallax". Astronomy Knowledge Base. Archived from the original on 2006-07-05. Retrieved 2006-07-18.
  3. ^ 질량-조도 관계, 테네시 대학, 천문학 162: 별, 은하, 우주론, 강의 노트2006년 7월 18일에 접속.
  4. ^ Mullaney, James (2005). Double and multiple stars and how to observe them. Springer. p. 27. ISBN 1-85233-751-6.