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문제 정의
- 접촉쌍성들은 주기가 짧고 공간밀도가높을 뿐만 아니라, 변광 진폭이 크기 때문에 발견 및 관측이 용이하고, 성이나 외부은하 등의 거리결정을 위한 새로운 도구로써 최근 이용되고 있다(Rucinski 1997, 2003). 이 연구는 캐나다 토론토 대학의 David Dunlap Observatory에서 분광 관측한 약 80개 의 접촉쌍성 중에서 Hipparcos 측성위성에 의해 관측된 삼각시차를 가진 항성을 연구대상으로 선정하여 절대 물리량과 거리를 합리적으로 결정하는데 그 목적이 있다.
- 이상에서 살펴보았듯이, CK Boo는 A형 접촉쌍성으로 광도곡선 분석에서 중요한 인자 중의 하나인 질량비가 관측방법(즉>측광과 분광)에 따라 매우 다르게 나타나고, 시선속도곡선도 쌍성의 근접효과에 대한 고려 없이 분석되었다. 이 연구에서는 레몬산 천문대 lm 반사망원경으로 관측한 우리의 BVR 광도곡선과 RL의 시선속도곡선을 분석함으로써 CK Boo의 새로운 측광 및 분광해 뿐만 아 니라, 이 皆성계의 절대 물리량과 거리 등을 정량적으로 산출하고자 한다.
제안 방법
- CK Boo의 CCD 측광관측을 2004년 6월 5일부터 2004년 7월 2일까지 13일간 레몬산 천문대 1m 망원경에 열전냉각방식의 FLI 1mG4301E CCD 카메라와 BVR 필터를 부착하여 수행하였다. 관측 에 사용한 1m 망원경은 초점비가 f/7.
- m015 에 이르렀다. CK Boo의 측광관측 으로부터 각 필터 별로 Kwee & van Woerden(1956)의 방법으로 극심 시 각을 산출하고, 각 필터 별 극심시각을 가중 평균하여 총 4개(주극심 3개, 부극심 1개)의 새로운 극심시각을 표 1과 같이 결정하였다. 그림 1은 우리가 새롭게 구한 CK Boo의 BVR 광도곡선과 색 곡선이다.
- '2이 다. 관측시 발생할 수 있는 오차를 최소화하기 위하여 관측기간 동안 별이 CCD 상의 동일한 위치 에 놓이도록 하였고, 관측이 진행되는 동안 초점을 계속 조정하여 모두 비슷한 시상 크기를 가질수 있도록 노력하였다. 또한, 관측된 자료의 전처리를 위한 바이어스 및 다크영상을 관측 시작전후에 각 각 10장씩 얻었고, 초저녁과 새벽녘에 하늘 플랫영상을 각 필터별로 얻었다.
- 즉, 먼저 광도곡선을 분석하여 측광인자들을 산출한 후, 그 즉광인자들을 이용하여 시선속도곡선을 분석함으로써 분광인자들을 정한다. 그 다음에는 그 분광인자를 고정하고, 광도곡선을 분석하는 방식을 취하였다. 이때, 질량비는 두 단계 모두에서 조정인자로 사용되었다.
- 두 번째 단계에서 위에서 산출한 CK Boo의 측광인자와 RL의 분광궤도요소를 초기값으로 사용하여 광도와 시선속도곡선을 함께 분석하였다. 원칙적으로, 광도와 시선속도곡선은 동시에 분석할 수 있으나, 두 관측 자료는 관측시기와 관측점의 개수 그리고 관측방법이 다르기 때문어】, 상대적인 가중치와 표준편차(WD98 프로그램의 SIGMA 변수)를 적절하게 할당하기 어렵다.
- 또한, 시선속도 곡선은 광도곡선에 비하여 관측점의 개수는 적을지라도, 질량비 등에 대해서는 더 좋은 제한을 준다. 따라서, 우리는 두 관측 자료를 분리하여 분석하였다. 즉, 먼저 광도곡선을 분석하여 측광인자들을 산출한 후, 그 즉광인자들을 이용하여 시선속도곡선을 분석함으로써 분광인자들을 정한다.
- 03등급의 광도변화를 보인다. 따라서, 우리의 광도곡선을 분석하기 위하여, 위상 0.75를 기준위상으로 하고 이때의 광도를 1로 하기 위하여 B, V, R의 모든 관측치에 각각 -2.22, -2.19, -2.16 등급을 더하여 규격화시켰고, 규격화된 광도곡선을 다중 부그룹(multiple subsets) 방법으로 분석하여 그 결과(Model 1)를 표 2의 2-3번째 열에 수록하였다. 이때, 광도변화의 원인을 흑점에 의한 것으로 가정하여 가능한 4가지 경우(즉, 주성에 cool spot, 또는 hot spot가 존재할 때와 반성에 cool spot, 또는 hot spot가 존재할 때)로 나누어 광도곡선을 분석하였는데, 만족할만한 흑점 인자를 얻지 못하였다.
- 관측시 발생할 수 있는 오차를 최소화하기 위하여 관측기간 동안 별이 CCD 상의 동일한 위치 에 놓이도록 하였고, 관측이 진행되는 동안 초점을 계속 조정하여 모두 비슷한 시상 크기를 가질수 있도록 노력하였다. 또한, 관측된 자료의 전처리를 위한 바이어스 및 다크영상을 관측 시작전후에 각 각 10장씩 얻었고, 초저녁과 새벽녘에 하늘 플랫영상을 각 필터별로 얻었다. 관측자료의 처리는 이 충욱 등(2003)이 작성한 스크립트와 IRAF를 이용하여 처 리하였다.
- 접촉쌍성 CK Boo의 측광 및 분광해를 산출하기 위하여, 우리의 BVR 광도곡선과 RL의 시선속도 곡선의 모든 관측점을 입력자료로 하여 1998년에 개정된 WD 쌍성모델(Wilson 1998, 이하 WD98)의 Mode 3을 사용하여 분석하였다. 여기서, 우리는 광도와 시선속도곡선을 두 단계로 나누어 분석하였 다. 첫 번째 단계(이하 Model 1)는 RL의 분광질량비0=0.
- 우리는 WD98의 인자 중에서 주성의 온도(Ti)는 연구자에 따라 F6V(Krzesinski et al. 1991), F8V(Hrivnak 1993), F7-F8V(Rucinski 1999)로 분류되기 때문에 평균 분광형 F7V와 색지수 (B -V)o# 0.54를 이용하여 각각 Harmanec (1988)과 Flower(1996)의 표로부터 결정한 온도의 평균 값인 6250K로 고정시켰다. 또한, 반사율(A1=A2)은 0.
- 접촉쌍성 CK Boo의 측광 및 분광해를 산출하기 위하여, 우리의 BVR 광도곡선과 RL의 시선속도 곡선의 모든 관측점을 입력자료로 하여 1998년에 개정된 WD 쌍성모델(Wilson 1998, 이하 WD98)의 Mode 3을 사용하여 분석하였다. 여기서, 우리는 광도와 시선속도곡선을 두 단계로 나누어 분석하였 다. 첫 번째 단계(이하 Model 1)는 RL의 분광질량비0=0.
- 이 논문에서 새로 산출한 측광 및 분광학적 해를 이용하여 CK Boo의 절대 물리량을 표 3와 같이 산출하였다. 여기서, 반경은 Mochnacki(1984)의 표를 이용하여 계산한 평균 체적반경(mean volume radius)이다.
- CK Boo는 광도곡선 분석에 의한 측광질량비가 최근에 DDO에서 관측한 분광질량비보다 매우 큰 값으로 산출되 었고, 시선속도곡선도 쌍성의 근접효과에 대한 고려 없이 분석되었다. 이 연구에서는 우리가 관측한 BVR 광도곡선과 RL의 시선속도곡선을 1998년에 개정한 WD98 쌍성모델의 접촉 모드(Mode 3)를 사용하여 분석함으로써 이 쌍성계의 새로운 측광 및 분광해 뿐만 아니라, 절대 물리 량과 거리를 새롭게 산출하였다.
- 111)와 우리의 BVR 광도곡선만을 이용하여 측광인자들을 구하고, 두 번째 단계(이하 Model 2)에서 이 측광인자들을 초기값으로 사용하여 광도와 시선속도곡선을 함께 분석함으로써 최종적인 측광 및 분광학적 해를 산출하였다. 이 연구에서는 혼동을 피하기 위해 질량과 반경이 크고 온도가 높은 성분별을 주성, 그렇지 않은 경우를 반성으 로 정의하였으며, 이를 각각 아래 첨자 1과 2로 표시하였다.
- 16 등급을 더하여 규격화시켰고, 규격화된 광도곡선을 다중 부그룹(multiple subsets) 방법으로 분석하여 그 결과(Model 1)를 표 2의 2-3번째 열에 수록하였다. 이때, 광도변화의 원인을 흑점에 의한 것으로 가정하여 가능한 4가지 경우(즉, 주성에 cool spot, 또는 hot spot가 존재할 때와 반성에 cool spot, 또는 hot spot가 존재할 때)로 나누어 광도곡선을 분석하였는데, 만족할만한 흑점 인자를 얻지 못하였다. 그 이유는 우리의 3색 광도곡선이 위상 0.
- 관측자료의 처리는 이 충욱 등(2003)이 작성한 스크립트와 IRAF를 이용하여 처 리하였다. 전처 리 과정을 마친 관측영상들은 apphot 꾸러미로 구경측광하여 기계등급을 구하였다. 이때, 구경의 크기는 각각의 영상에서 포화되지 않고 노출이 잘된 10개의 별에서 얻은 시상 크기를 평균한 값에 4를 곱한 값을 사용하였다.
- 따라서, 우리는 두 관측 자료를 분리하여 분석하였다. 즉, 먼저 광도곡선을 분석하여 측광인자들을 산출한 후, 그 즉광인자들을 이용하여 시선속도곡선을 분석함으로써 분광인자들을 정한다. 그 다음에는 그 분광인자를 고정하고, 광도곡선을 분석하는 방식을 취하였다.
- 여기서, 우리는 광도와 시선속도곡선을 두 단계로 나누어 분석하였 다. 첫 번째 단계(이하 Model 1)는 RL의 분광질량비0=0.111)와 우리의 BVR 광도곡선만을 이용하여 측광인자들을 구하고, 두 번째 단계(이하 Model 2)에서 이 측광인자들을 초기값으로 사용하여 광도와 시선속도곡선을 함께 분석함으로써 최종적인 측광 및 분광학적 해를 산출하였다. 이 연구에서는 혼동을 피하기 위해 질량과 반경이 크고 온도가 높은 성분별을 주성, 그렇지 않은 경우를 반성으 로 정의하였으며, 이를 각각 아래 첨자 1과 2로 표시하였다.
- 우리는 광도와 시선속도곡선을 두 단계로 나누어 분석하였다. 첫 번째 단계는 RL의 분광질량비를 고정인자로 사용하여 우리의 3색 광도곡선만을 분석하였고, 두 번째 단계에서는 첫 번째 단계에 서 구한 측광인자들를 초기값으로 사용하여 광도와 시선속도곡선을 분석하였다. 이때, 질량비는 두 단계 모두에서 조정인자로 사용되었다.
대상 데이터
- CK Boo의 CCD 측광관측을 2004년 6월 5일부터 2004년 7월 2일까지 13일간 레몬산 천문대 1m 망원경에 열전냉각방식의 FLI 1mG4301E CCD 카메라와 BVR 필터를 부착하여 수행하였다. 관측 에 사용한 1m 망원경은 초점비가 f/7.5인 광학계를 가지고 있으며, 관측시야는 약 22.'2 x 22.'2이 다. 관측시 발생할 수 있는 오차를 최소화하기 위하여 관측기간 동안 별이 CCD 상의 동일한 위치 에 놓이도록 하였고, 관측이 진행되는 동안 초점을 계속 조정하여 모두 비슷한 시상 크기를 가질수 있도록 노력하였다.
- 또한, 우리가 정한 비교성은 검토성과의 차등측광으로 최소한 우리의 관측기간 동안에는 밝기가 일정함을 확인하였다. 우리는 이번 관측으 로 총 1467점(B: 498점, V: 492점, R-. 477점)의 관측자료를 얻었고, Am(검토성-비교성)으로부터 얻 은 우리 관측치의 표준오차는 B, V, R 필터에서 모두 약±0.m015 에 이르렀다. CK Boo의 측광관측 으로부터 각 필터 별로 Kwee & van Woerden(1956)의 방법으로 극심 시 각을 산출하고, 각 필터 별 극심시각을 가중 평균하여 총 4개(주극심 3개, 부극심 1개)의 새로운 극심시각을 표 1과 같이 결정하였다.
- 여기서, 반경은 Mochnacki(1984)의 표를 이용하여 계산한 평균 체적반경(mean volume radius)이다. 이 연구에서는 절대광도(L/#)와 등급(Mbot)을 계산하기 위하여, 태양의 온도와 복사 등급은 각각 Popper(1980)가 산출한 5780K와 4.69를 사용하였다. 또한, 주성과 반성의 안시 절대 등급(Mv)은 각각 Flower(1996)의 복사보정 -0.
- 이재우 등(2004)에 의해 시작된 접촉쌍성의 광도와 시선속도곡선의 분석에 의한 절대 물리량 과 거리 결정의 두 번째 시도로써, 우리는 A형 접촉쌍성 CK Boo(HD128141, BD+9°2916, mv = 8.99)을 연구대상으로 선정하였다. CK Boo는 Bond(1975)에 의해 주기가 0d.
이론/모형
- 또한, 관측된 자료의 전처리를 위한 바이어스 및 다크영상을 관측 시작전후에 각 각 10장씩 얻었고, 초저녁과 새벽녘에 하늘 플랫영상을 각 필터별로 얻었다. 관측자료의 처리는 이 충욱 등(2003)이 작성한 스크립트와 IRAF를 이용하여 처 리하였다. 전처 리 과정을 마친 관측영상들은 apphot 꾸러미로 구경측광하여 기계등급을 구하였다.
- 접촉쌍성 CK Boo의 측광 및 분광해를 산출하기 위하여, 우리의 BVR 광도곡선과 RL의 시선속도 곡선의 모든 관측점을 입력자료로 하여 1998년에 개정된 WD 쌍성모델(Wilson 1998, 이하 WD98)의 Mode 3을 사용하여 분석하였다. 여기서, 우리는 광도와 시선속도곡선을 두 단계로 나누어 분석하였 다.
성능/효과
- CK Boo는 광도곡선 분석에 의한 측광질량비가 최근에 DDO에서 관측한 분광질량비보다 매우 큰 값으로 산출되 었고, 시선속도곡선도 쌍성의 근접효과에 대한 고려 없이 분석되었다. 이 연구에서는 우리가 관측한 BVR 광도곡선과 RL의 시선속도곡선을 1998년에 개정한 WD98 쌍성모델의 접촉 모드(Mode 3)를 사용하여 분석함으로써 이 쌍성계의 새로운 측광 및 분광해 뿐만 아니라, 절대 물리 량과 거리를 새롭게 산출하였다.
- 이때, 질량비는 두 단계 모두에서 조정인자로 사용되었다. 그 결과, CK Boo는 질량비(g=0.11)와 궤도 경사각(i=65°)이 작은 A형 과접촉쌍성(/=84%)임을 알았다.
- ":1)으로 선정하여 대기투과량의 변화에 따른 색변화의 영향을 최소화하였다. 또한, 우리가 정한 비교성은 검토성과의 차등측광으로 최소한 우리의 관측기간 동안에는 밝기가 일정함을 확인하였다. 우리는 이번 관측으 로 총 1467점(B: 498점, V: 492점, R-.
- 이상에서 살펴보았듯이, CK Boo는 A형 접촉쌍성으로 광도곡선 분석에서 중요한 인자 중의 하나인 질량비가 관측방법(즉>측광과 분광)에 따라 매우 다르게 나타나고, 시선속도곡선도 쌍성의 근접효과에 대한 고려 없이 분석되었다. 이 연구에서는 레몬산 천문대 lm 반사망원경으로 관측한 우리의 BVR 광도곡선과 RL의 시선속도곡선을 분석함으로써 CK Boo의 새로운 측광 및 분광해 뿐만 아 니라, 이 皆성계의 절대 물리량과 거리 등을 정량적으로 산출하고자 한다.
후속연구
- 원칙적으로, 광도와 시선속도곡선은 동시에 분석할 수 있으나, 두 관측 자료는 관측시기와 관측점의 개수 그리고 관측방법이 다르기 때문어】, 상대적인 가중치와 표준편차(WD98 프로그램의 SIGMA 변수)를 적절하게 할당하기 어렵다. 또한, 시선속도 곡선은 광도곡선에 비하여 관측점의 개수는 적을지라도, 질량비 등에 대해서는 더 좋은 제한을 준다. 따라서, 우리는 두 관측 자료를 분리하여 분석하였다.
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