1. 선택 바이어스 :
* 관찰 한계 : 우리는 별이 우리에게 상대적으로 가까워지고 우리가 그들을 구별 할 수있을만큼 충분히 큰 각도 분리를 가질 때 시각적 바이너리를 감지 할 가능성이 더 높습니다. 이것은 우리가 더 밝은 별들이 더 멀어지고 해결하기가 더 어려워지는 경향이 있기 때문에 우리가 희미한 별들로 구성된 이진을 관찰 할 가능성이 더 높다는 것을 의미합니다.
* 역사적 관찰 : 초기 천문학 자들은 시각적 관찰에 의존하여 바이너리를 식별했으며, 희미한 별은 어두운 밤하늘에 대해 더 쉽게 관찰하기가 더 쉬웠습니다.
2. 진화론 적 고려 사항 :
* 주요 시퀀스 별 : 대부분의 별은 수소를 헬륨으로 융합하여 주요 순서에 대부분의 삶을 보냅니다. 주요 순서의 별은 질량과 직접 관련된 광도가 있습니다. 낮은 대량 별은 광도가 낮습니다.
* 별 진화 : 더 높은 대량 별은 더 빨리 진화하여 주요 순서를 남기고 광도가 크게 증가한 거인이나 수퍼기가됩니다. 그러나,이 과정은 대량 별이 낮은 별의 경우 더 오래 걸립니다. 즉, 비교적 희미한 주요 순서 단계에서 시각적 이진으로 관찰 될 가능성이 높습니다.
3. 이진 별 형성 :
* 저 질량 시스템 : 이진 별의 대부분은 가스와 먼지의 낮은 질량 구름으로 형성됩니다. 이 구름은 더 낮은 대량 별을 생산하는 경향이 있습니다.
* 안정성과 장수 : 대량 별이 낮은 이진 시스템은 다른 별이나 성간 매체와의 상호 작용으로 인해 더 안정적이고 덜 방해가 발생하기 쉽습니다. 이를 통해 더 오랜 기간 동안 시각적 이진으로 볼 수 있습니다.
요약 : 우리는 관찰 능력과 항성 진화의 본질로 인해 시각적 바이너리에서 낮은 광도 별에 대한 편견을 관찰합니다. 낮은 대량 별은 시각적 바이너리로 감지 될 가능성이 높습니다.
* 관찰하기 쉬운 근접성과 각도 분리로 인해.
* 주요 시퀀스에 남아있을 가능성이 높습니다 더 오랜 기간 동안, 바이너리로서의 관찰을 허용합니다.
* 더 일반적인 별 형성의 본질로 인해.
대부분의 시각적 바이너리는 희미하지만 예외가 있습니다. 일부 바이너리는 더 거대한 별을 함유 할 수 있지만, 그들의 광도는 종종 지구에서 더 먼 거리에 의해 가려집니다.
