이진 별 탐지 :
* 시각적 관찰 : 이것은 가장 간단한 방법입니다. 두 개의 별이 지구에서 충분히 가까워지면 망원경을 통해 별도의 빛으로 해결 될 수 있습니다. 이 방법은 비교적 넓은 바이너리로 제한됩니다.
* Astrometry : 이 방법은 동반자의 중력 당김으로 인한 별의 위치에서 약간 흔들리는 것을 측정합니다. 별의 위치가 시간이 지남에 따라 앞뒤로 이동하면 이진 시스템을 나타냅니다.
* 방사형 속도 (도플러 분광법) : 이 방법은 동반자의 중력 예인선으로 인한 별의 스펙트럼에서 "흔들림"을 감지합니다. 별이 지구를 향하거나 멀어지면서 방출되는 빛이 약간 이동됩니다 (도플러 효과). 이러한 변화는 측정 및 동반자의 존재와 질량을 유추하는 데 사용될 수 있습니다.
* 이슬람교도 : 이 유형에서, 별들은 우리의 시야와 일치하는 비행기에서 서로를 공전합니다. 한 별이 다른 별 앞에서 지나면 빛이 막히면 시스템의 전체 밝기가 급격히 떨어집니다. 이러한 딥을 연구함으로써 천문학자는 별의 궤도 기간, 크기 및 기타 특성을 추론 할 수 있습니다.
* 분광 바이너리 : 별이 시각적으로 해결되지 않을 수 있지만, 그들의 스펙트럼은 상호 중력 풀로 인한 도플러 교대로 인한 두 개의 별개의 별이 있음을 나타냅니다.
외계 행성 탐지 :
* 방사형 속도 (도플러 분광법) : 이 방법은 바이너리에 사용되는 방법과 유사합니다. 호스트 스타의 행성의 중력으로 인한 흔들림은 별 스펙트럼에서 감지 가능한 도플러 이동으로 이어집니다. 이 방법은 특히 별에 가까운 대형 행성을 찾는 데 특히 유용합니다.
* 대중 교통 방법 : 이 방법은 행성이 그 앞에서 지나갈 때 별의 빛의 약간의 디밍을 관찰합니다 (트랜스). 이 딥의 빈도와 지속 시간을 분석함으로써 천문학자는 지구의 크기, 궤도 기간 및 기타 특성을 유추 할 수 있습니다.
* 마이크로 렌스 : 이 방법은 중력 렌즈 효과를 사용합니다. 별과 행성이 먼 별 앞에서지나 가면 행성과 별의 중력은 먼 별에서 빛을 구부릴 수있어 더 밝게 보일 수 있습니다. 이 밝기 패턴은 행성의 존재를 드러 낼 수 있습니다.
* 직접 영상 : 엄청나게 도전적이지만이 방법은 고급 망원경을 사용하여 행성을 직접 영상화하여 별을 궤도로 만들었습니다. 이 기술은 별에서 멀리 떨어진 젊고 뜨겁고 거대한 행성에 가장 성공적입니다.
* Astrometry : 위에서 언급했듯이,이 방법은 호스트 스타의 위치에서 유도하는 흔들림을 관찰하여 행성을 감지하는 데 사용될 수 있습니다. 그러나이 방법은 상대적으로 방대하고 별과는 거리가 높은 행성에만 민감합니다.
이진 별과 행성의 구별 :
일부 방법은 바이너리와 행성을 감지하는 데 사용될 수 있습니다. 그러나 천문학자는 몇 가지 요인을 신중하게 분석하여 이들을 구별 할 수 있습니다.
* 궤도 기간 : 행성은 일반적으로 이진 시스템의 별보다 궤도 기간이 짧습니다.
* 질량 비율 : 행성은 호스트 스타보다 상당히 작고 덜 거대한 반면 이진 별은 비슷한 질량을 가질 수 있습니다.
* 스펙트럼 특성 : 바이너리 스타는 각각 고유 한 스펙트럼을 갖는 반면, 행성은 호스트 스타의 반사 된 빛에 의해 지배되는 스펙트럼을 가질 것입니다.
전반적으로 천문학자는 이러한 방법의 조합을 사용하여 별을 연구하고, 바이너리와 행성의 존재를 확인하며, 그들의 특성에 대해 자세히 알아보십시오. 각 방법에는 고유 한 제한 사항과 장점이 있으며, 결합 된 사용은 이러한 천상의 대상에 대한보다 완전한 이해를 제공합니다.
