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가설 설정
- 복사보정은 Flower(1996)가 제시한 유효온도와 복사보정과의 상관관계에서 구하였다. 여기서 태양의 절대 복사등급은 4.7등급으로 가정하였다. 쌍성계의 겉보기 등급은 OGLE팀이 제시한 자료를 이용하여 우리 가 식 바깥 부근에서 구한 B = 17.
제안 방법
- 2002) 정도로 나타난다. 그러므로 이 논문에서는 대마젤란은하까지의 거 리를 최대 50 kpc(거리지수 18."%)로 가정하고, 쌍성의 각 성분별의 광도를 간단히 이용하여 구하고, 각 별의 온도에 알맞은 복사보정을 사용하여 각 성분별 및 쌍성계의 절대등급을 구하였다. 복사보정은 Flower(1996)가 제시한 유효온도와 복사보정과의 상관관계에서 구하였다.
- EROS팀 이 관측한 자료는 태 양 중심의 날짜(HJD) 결정 에 오류가 있는 것으로 판단되어 주기 결정에서 제외하였고, 위에 제시한 광도요소를 이용하여 관측점에 대한 위상을 구하였다.
- 관즉을 수행한 지 역은 별이 밀집된 지역 이므로 전처리 과정과 함께 PSF(Point Spread Function) 측광을 IRAF를 이용하여 수행하였다. 전처리 과정에서는 영점영상과 바닥고르기 영상을 이용하여 4k CCD의 기기적인 효과를 제거하였다.
- 완성하였다. 광도곡선은 관측오차가 상대적으로 적은 우리의 광도곡선을 우선적으로 분석하여 측광 학적인 예비 해를 구하고, 예비 해를 기준으로 모든 관측을 다 포함하는 최종적인 해를 구하는 방식으로 광도곡선을 분석하였다. 광도곡선을 분석하기 위하여 관측으로부터 얻은 태양 중심의 줄리 안 날짜(HJD)와 등급차이(Z\m)를 공전주기 위상과 규격화한 플럭스로 전환하고, 각 광도곡선을 약 120개의 대표점으로 표현될 수 있도록 3-20개의 관측점을 평균하여 대표점을 만들었다.
- 광도곡선은 관측오차가 상대적으로 적은 우리의 광도곡선을 우선적으로 분석하여 측광 학적인 예비 해를 구하고, 예비 해를 기준으로 모든 관측을 다 포함하는 최종적인 해를 구하는 방식으로 광도곡선을 분석하였다. 광도곡선을 분석하기 위하여 관측으로부터 얻은 태양 중심의 줄리 안 날짜(HJD)와 등급차이(Z\m)를 공전주기 위상과 규격화한 플럭스로 전환하고, 각 광도곡선을 약 120개의 대표점으로 표현될 수 있도록 3-20개의 관측점을 평균하여 대표점을 만들었다. 광도곡선을 분석 하는 도구로는 WD 차등보정 법 2005년 판을 사용하였다.
- 그러나 탐사 관측들은 하루에 각 별에 대하여 1-3 관측점을 얻는 관측 방법을 사용하였으므로 식쌍성 계의 극심 시 각을 구할 수가 없었다. 그러므로 상대적으로 관측오차가 적은 우리의 관측과 OGLE팀의, 관측 자료를 수집하여 관측 자료를 위상과 밝기 대신에 줄리안날짜와 밝기로 입력하고, 우리가 얻은 극심시각 JD HeZ 2454123.6696을 기산점으로 입력한 후, 총 970 관측점을 만족하는 최적의 기산점과 주기를 Wilson & Devinney(1971, 이후부터는 WD라고 칭 함) 차등보정 법 2005년 판을 사용하여 아래와 같이 결정하였다.
- 2 등급까지 되는 경우가 있어, 측광학적인 해를 구하기에 적합하지 않다. 그러므로 정밀한 측광학적 인 해를 구하기 위하여 우리는 대마젤란은하에서 이미 식쌍성으로 알려진 EROS 1010에 대하여 B와 V를 사용하여 후속 관측을 수행하였다. 후속관측은 2006년 2월 26일부터 3월 7일까지 10일간, 그리고 2007년 1 월 16일부터 30일까지 15일간, 총 25일간 칠레에 위치한 CTIO(Cerro Tololo Inter-American Observatory)에서 1.
- 전처리 과정에서는 영점영상과 바닥고르기 영상을 이용하여 4k CCD의 기기적인 효과를 제거하였다. 별들이 밀집되어 있는 지역에서는 각 영상들 간의 별들이 동일한 별임을 확인하기 위하여 Stetson(1994)의 stand-alone 프로그램에서 DAOMATCH와 DA0MASTER4 이용하여 각 영상들 간의 좌표차이를 보정하여, 각 영상에 나타나는 별들의 좌표를 동정하였다.
- 별의 절대량은 광도곡선의 분석으로부터 얻은 별의 온도, 별의 상대 반경, 기울기 등과 시선속도 곡선에서 얻은 질량비와 쌍성 궤도의 장반경을 이용하여 구한다. 그러나 EROS 1010의 거 리를 대마젤란은하의 평균 거리로 가정하면, 쌍성의 이 중 시선속도 곡선이 없어도 절대량을 구할 수 있다.
- 7등급으로 가정하였다. 쌍성계의 겉보기 등급은 OGLE팀이 제시한 자료를 이용하여 우리 가 식 바깥 부근에서 구한 B = 17.m87과 V = 17.m79를 사용하고, 우리 은하의 흡수를 포함한 대 마젤 란은하 방향의 색 지 수 E(B - V) = 0.07(Ribas et al. 2002)과 3.2E(B - V)를이용하여 성간적색화를 보정한 겉보기 등급 *)를 구하고, 거리지수를 구하였다. 거리지수가 18.
- 앞 절에서 제시한 광도요소를 사용하여 우리의 2006년과 2007년도 관측을 합하여 광도곡선을 완성하고, EROS팀과 OGLE팀 이 발표한 관측자료를 이용하여 BR 광도곡선과 I 광도곡선을 각각 완성하였다. 광도곡선은 관측오차가 상대적으로 적은 우리의 광도곡선을 우선적으로 분석하여 측광 학적인 예비 해를 구하고, 예비 해를 기준으로 모든 관측을 다 포함하는 최종적인 해를 구하는 방식으로 광도곡선을 분석하였다.
- 앞에서 선정한 초기값과 함께 WD 차등보정법의 Mode 2를 이용하여 광도, 궤도 기울기, 반성의 온도, 그리고 두 별의 포텐셜을 1차적으로 2-3회 반복 보정하고, 광도, 주변감광 계수 등을 2차적으로 반복 보정하여 관측값과 인자값의 잔차제곱의 합이 최소인 값을 최종적으로 결정하였다. 표 2에는 인자의 초기값과 함께 최종값들을 수록하였다.
- 우리의 관측 지역인 대마젤란은하의 중심지역은 별들이 밀집되어있으므로 관측 정확도를 높이기 위하여 비교성을 이용한 등급차이(Z\m)를 이용하여 광도곡선을 얻었다. 이를 위하여 우리는 밀집된 영역에서 비교성을 선정하는 프로그램을 개발하여 비교성과 검토성을 선정하였다.
- 을 이용하여 두 별의 최종적 인 온도로 Ti = 10, 617K와 T2 = 10, 139K로 결정한 후 종합적으로 모든 인자를 다시 조정하였다. EROS 1010의 측광학적인 해를 표 2에 수록하였고, 상대적인 반경은 표 3에 수록하였다.
- 을 이용하여, EROS 1010 쌍성계의 온도, 즉, 두 성분별의 광도에 따른 평균 온도를 10, 430K로 결정하고 이 값을 주성 온도의 초기값으로 사용하였다. Surina(2009)가 제시한 상관관계의 계수는 표 1에 수록하였다.
- 이 논문에서는 대마젤란은하의 중심부에 위치한 직사각형 형태의 별 밀집 지역에 위치한 식쌍성 EROS 1010을 EROS, MACHO, OGLE 등의 탐사관측에 이어 후속관측을 수행하여 보다 정 밀한 BV 광도곡선을 완성하여 측광학적인 해와 더불어 절대량을 구하였다.
- 그러므로 온도는 측광관측에서 산출된 색지수를 이용하여 얻거나, 분광관측에서 얻은 파장별 에너지 분포로부터 얻을 수 있다. 이 논문에서는 측광 학적으로 EROS 1010의 온도를 구하기 위하여, OGLE팀 이 색지수를 얻기 위하여 관측한 B, 7 값을 이용하여 식 바깥 부분에서 색지수를 (B-V)= 0.08로 결정하였다. 또한 성간적색화를 보정하기 위하여 색초과를 문헌에서 조사한 결과, 대마젤란은하의 개개 별에 대한 색초과(우리은하 색초과 포함) 는 조사자에 따라서 E(B - V) = 0.
- 이를 위하여 우리는 밀집된 영역에서 비교성을 선정하는 프로그램을 개발하여 비교성과 검토성을 선정하였다. 이 프로그램에서 고려한 조건으로는 1차로 측광오차가 적은 별을 비교성 후보로 선정하여, 이들 사이의 등급 차이의 표준편차가 이하로 나타나는 별을 비교성으로 선정하고, 선정된 비교성중에서 EROS 1010의 색지수와 겉보기 등급이 각각 ±0.14과 ±14 등급의 범위에 잉는 비교성을 2차로 선정하고, 3차로 EROS 1010을 중심으로 시야각 2.5분 이내에 있는 비교성들을 선정하였다. 이 중에서 표준편차가 가장 적은 2개의 비교성을 선정하여 각각 최종 비교성과 검토성으로 결정하여 등급차이를 구하여 君V 광도곡선을 완성하였다.
- 위하여 비교성을 이용한 등급차이(Z\m)를 이용하여 광도곡선을 얻었다. 이를 위하여 우리는 밀집된 영역에서 비교성을 선정하는 프로그램을 개발하여 비교성과 검토성을 선정하였다. 이 프로그램에서 고려한 조건으로는 1차로 측광오차가 적은 별을 비교성 후보로 선정하여, 이들 사이의 등급 차이의 표준편차가 이하로 나타나는 별을 비교성으로 선정하고, 선정된 비교성중에서 EROS 1010의 색지수와 겉보기 등급이 각각 ±0.
- IRAF를 이용하여 수행하였다. 전처리 과정에서는 영점영상과 바닥고르기 영상을 이용하여 4k CCD의 기기적인 효과를 제거하였다. 별들이 밀집되어 있는 지역에서는 각 영상들 간의 별들이 동일한 별임을 확인하기 위하여 Stetson(1994)의 stand-alone 프로그램에서 DAOMATCH와 DA0MASTER4 이용하여 각 영상들 간의 좌표차이를 보정하여, 각 영상에 나타나는 별들의 좌표를 동정하였다.
- 그러므로 정밀한 측광학적 인 해를 구하기 위하여 우리는 대마젤란은하에서 이미 식쌍성으로 알려진 EROS 1010에 대하여 B와 V를 사용하여 후속 관측을 수행하였다. 후속관측은 2006년 2월 26일부터 3월 7일까지 10일간, 그리고 2007년 1 월 16일부터 30일까지 15일간, 총 25일간 칠레에 위치한 CTIO(Cerro Tololo Inter-American Observatory)에서 1.0m 망원경과 4K CCD 카메라를 이용하여 3와, V 영역에서 각각 600초와 400초 노출하여 관측하였다.
대상 데이터
- (R -V)와 Mu로 나타낸 H-R도. EROS 1010의 절대값과 문헌에서 구한 대마젤란은하에 속한 식쌍성의절대값을 이용하여 Hipparcos 관측자료와 함께 그렸다. 열린 원과 삼각형은 각각 식쌍성의 주성과 반성을 뜻한다.
이론/모형
- 이 값을 주성 온도의 초기값으로 사용하였다. Surina(2009)가 제시한 상관관계의 계수는 표 1에 수록하였다. 질량비는 두 식의 깊이를 고려하여 q = 0.
- 광도곡선을 분석하기 위하여 관측으로부터 얻은 태양 중심의 줄리 안 날짜(HJD)와 등급차이(Z\m)를 공전주기 위상과 규격화한 플럭스로 전환하고, 각 광도곡선을 약 120개의 대표점으로 표현될 수 있도록 3-20개의 관측점을 평균하여 대표점을 만들었다. 광도곡선을 분석 하는 도구로는 WD 차등보정 법 2005년 판을 사용하였다.
- "%)로 가정하고, 쌍성의 각 성분별의 광도를 간단히 이용하여 구하고, 각 별의 온도에 알맞은 복사보정을 사용하여 각 성분별 및 쌍성계의 절대등급을 구하였다. 복사보정은 Flower(1996)가 제시한 유효온도와 복사보정과의 상관관계에서 구하였다. 여기서 태양의 절대 복사등급은 4.
- 0을 초기값으로 사용하였다. 한편 주변감광계수는 van Hamme(1993)가 온도와 중력에 따라 이론적으로 구한 값으로 사용하였고, 각 인자의 초기값은 표 2에 제시하였다.
성능/효과
- m5 가정)과 대마젤란은하에 속한 식쌍성의 절대값을 문헌에서 조사하여 표 5에 수록하였고, Hipparcos 관측과 함께 H-R도에 표시하여' 그림 5에 그렸다. 대마젤란은하에 속한 식쌍성들은 모두 주계열 상층부에 속하고, EROS 1010은 그 중 가장 온도가 낮고 밝기 가 상대적으로 어두운 주계 열성으로 나타났다.
- 우리의 후속관측에 의한 B와 V 광도곡선은 대마젤란은하에 속한 식쌍성의 측광학적 인 해를 구하는데 충분한 정확도를 가지는 광도곡선임을 확인하였다. 그러나 EROS팀이 관측한 광도곡선은 식쌍성의 발견과 식쌍성의 종류를 구분하는 작업에는 큰 공헌을 하였지만 일부 밝은 별을 제외하면, 측광 학적인 해를 구하기에는 광도곡선의 정확도가 미흡한 것으로 판명되었다.
후속연구
- 향후 연구계획으로는 대마젤란은하에 속한 EROS 1010을 포함한 더 많은 쌍성들의 절대량을 조사하여, 화학조성이 다른 환경에서 진화하는 조기형 별에 대한 정보를 얻어 우리은하에 속한 쌍성과 비교 할 예정이다.
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