허블 우주망원경의 시리우스 사진. 시리우스 B(아래 왼쪽)를 구분할 수 있다.
뜨겁고 질량 큰 쌍성계의 진화 과정을 보여주는 동영상
**쌍성**(雙星, binary star) 또는 **연성**(連星)은 두 항성이 공통의 질량중심 주위로 공전하는 항성계이다. 항성계에서 가장 밝은 별을 **주성**(主星)이라고 하며, 주성보다 어두운 다른 별(들)을 **동반성**(同伴星), **반성**(伴星) 또는 **짝별**이라 부른다. 그러나 어두운 별을 기준으로 할 때 밝은 별을 동반성, 반성, 짝별로 부를 수도 있다. 최근의 연구에 의하면, 다수의 별들이 다연성계에 속한다. 쌍성계는 천체물리학에 있어 매우 중요한데, 이는 이들의 상호 궤도를 관측하면 이들의 질량을 알 수 있기 때문이다. 개개의 별들의 질량은 쌍성으로부터의 추정에 의해 결정될 수 있다.

쌍성은 광학적 '이중성'과는 다른데, 이중성은 지구에서 보았을 때 서로 가까워 보이는 것으로, 중력으로 묶여있지 않을 수 있다. 쌍성은 광학적으로 구분될 수 있으며(안시쌍성), 분광학과 같은 간접적인 방법을 사용할 수도 있다. 쌍성이 시선방향을 포함한 궤도를 공전하면 이들은 식을 일으키는데, 이들을 식쌍성이라고 한다.

다중성으로 알려진, 두 개 이상으로 구성된 계(系)는 비교적 흔하며, 같은 명칭으로 분류된다. 쌍성계의 별들은 질량을 교환하여 단독성이 홀로 다다를 수 없는 형태로 진화하기도 한다. 쌍성계의 예로는 알골(식쌍성), 시리우스, 백조자리 X-1(한쪽 별이 블랙홀로 의심된다.) 등이 있다.

두 별이 매우 가까이 붙어있는 것을 근접쌍성이라고 한다.

용어의 유래
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쌍성(*binary star*)이라는 단어는 1802년 윌리엄 허셜에 의해 도입되었다. 그는 쌍성의 정의를 '실질적인 이중성-중력의 법칙에 의해 하나의 계(系)로 형성된, 두 별의 집합체'라고 내렸다. 가까이 붙어 있는 것처럼 보이는 별들을 이중성이라고 부르며, 가장 유명한 예로는 큰곰자리(북두칠성)의 미자르와 알코르가 있다. 그러나 지구에서 바라보았을 때 가까이 붙어 있는 것처럼 보인다고 해서 모두 쌍성은 아니다. 바라보는 관측자의 시선 방향에 두 별이 나란히 있을 경우, 실제로 멀리 떨어져 있지만 가까이 있는 것으로 착각할 수도 있는 것이다. 이처럼 실제로는 중력으로 묶이지 않은 이중성을 광학적 쌍성(*optical binaries*, *optical pairs*)이라고 부른다. 실질적인 쌍성은 두 별이 중력으로 묶여 있는 것을 말한다.

분류
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### 관측 방법에 의한 분류

쌍성들은 관측 방법(시각적 방법, 분광학적 방법 - 분광선의 주기적 변화에 의한 방법, 측광학적 방법 - 식 현상에 의한 방법, 측성학적 방법 - 보이지 않는 동반 천체로 인해 항성의 위치가 변하는 것을 재는 것)에 따라 네 가지로 분류된다.

쌍성은 아래 네 분류들 중 두 개 이상의 속성을 가지고 있을 수도 있는데, 예를 들면 여러 분광쌍성들은 식쌍성이기도 하다. 반면 안시 쌍성이자 분광 쌍성인 쌍성계는 흔하지 않으며, 그런 쌍성계가 발견되었을 경우 가치있는 정보원의 역할을 하게 된다. 안시 쌍성계의 구성원들은 서로 멀리 떨어져 있고 질량 중심을 도는 데 걸리는 시간은 수십 년에서 수백 년에 이를 정도로 길다. 따라서 이들의 공전 속도는 분광학적으로 재기에는 너무 느리다. 반대로 분광 쌍성들은 서로 가까이 붙어 있기 때문에 빠르게 질량 중심을 공전한다. 그러나 둘 사이가 너무 가깝기 때문에 광학적으로 두 별의 상을 분리하여 보기는 힘들다. 안시 쌍성이면서 분광 쌍성의 속성을 가지기 위해서는 지구로부터의 거리가 상대적으로 가까워야 한다.

#### 안시쌍성

**안시쌍성**(*visual binaries*)은 두 별 사이 거리가 멀리 떨어져 있어서 망원경으로 두 별을 이중성 형태로 분리해서 관찰할 수 있는 경우를 가리킨다. 안시쌍성을 발견하는 데 있어 중요한 것은 망원경의 각분해능이며 망원경들이 점차 커지고 더욱 성능이 우수해지면서 많은 안시쌍성들이 계속 발견되고 있다. 두 별의 밝기 역시 중요한 요인인데 한쪽 별이 밝을수록 눈부심 때문에 다른 쪽 별과 분리하여 인식하기가 쉽지 않게 된다.

안시쌍성 둘 중 밝은 쪽을 주성이라고 하며 어두운 쪽을 반성이라고 한다.

주성에 대한 반성의 위치각을 잴 때 두 별 사이의 각거리와 관측 시간을 함께 남긴다. 자료가 충분히 누적되면 이들을 주성을 중심에 놓은 상태로 극좌표계 형태로 표시한다. 케플러의 행성운동법칙에 위배되지 않도록 자료들을 이어서 타원을 그린다. 이 타원을 겉보기 타원이라고 하는데, 지상에서 볼 때 주성을 중심으로 반성이 공전하는 궤도를 보여주는 것이다. 겉보기 타원을 통해 공전 궤도요소를 전부 구할 수 있다. 예를 들면 두 별 사이의 각거리와 시차를 통해 두 별이 실제로 얼마큼 떨어져 있는지를 알 수 있게 된다.

이들 두 별을 성능이 좋은 망원경(경우에 따라 간섭계를 이용할 수도 있다)을 통해 분리하여 관측할 수 있을 경우, 이들을 안시쌍성으로 부른다. 망원경의 성능이 향상되면서 안시 쌍성이 많이 발견되었다. 1780년 허셜은 쌍성으로 추측되는 700개의 이중성들을 관측했고, 그들의 이격과 방위를 기록했다. 이후 20년에 이르는 관측 기간 동안 이들 중 약 50개에 이르는 이중성들의 방위가 변화한 것을 찾아냈다.

#### 분광쌍성

때로는 두 별이 매우 가까이 붙어 있기 때문에 도플러 효과를 이용해야만 두 별이 분리되어 있음을 알 때도 있다. 이와 같은 쌍성을 **분광쌍성**(*spectroscopic binaries*)이라고 부른다. 분광쌍성의 각 구성원은 질량중심을 따라 공전하면서 관측자의 시야에서 멀어졌다가 가까워졌다가를 반복한다. 관측자에게서 멀어지면 분광선상으로 붉은 색이, 가까워지면 푸른 색이 나타난다.

#### 식쌍성

식쌍성의 밝기 변화
**식쌍성**(*eclipsing binaries*)은 관찰자의 시점에서 볼 때 두 항성의 궤도면이 아주 가까워서 서로 식 현상이 발생하는 쌍성을 말한다. 주기적으로 일어나는 식 현상에 의하여 겉보기 등급이 변하게 된다. 만약 식쌍성이 분광쌍성이면서 두 별의 시차가 알려져 있다면, 이 식쌍성계는 천문학 연구에 있어 매우 가치가 있는 존재가 된다.

최근 10년 동안 8미터 수준 망원경으로 식쌍성의 기초적인 매개변수들을 측정하는 것이 가능해지게 되었다. 이러한 매개변수 측정으로 인하여 이들 식쌍성을 표준등대로 사용할 수 있게 되었다. 최근 식쌍성을 통해 대마젤란 은하, 소마젤란 은하, 안드로메다 은하, 삼각형자리 은하까지의 거리를 직접 잴 수 있었다. 식쌍성들은 5퍼센트 오차수준으로 우리 은하 밖 천체까지의 거리를 직접 측정할 수 있는 방법을 제공한다.

식쌍성들은 변광성에 속하지만, 천체 스스로의 밝기가 변하는 것이 아니라 한 천체가 다른 천체를 가리기 때문에 우리 눈에 밝기가 변하는 것처럼 보인다. 식쌍성계의 광도곡선은 전체적으로 일정한 밝기를 지니다가 주기적으로 광도가 하강하는 양상을 보인다. 만약 한 쪽 별이 다른 쪽 별보다 크다면, 큰 별이 작은 별을 가릴 때는 개기식이 발생하며, 그 반대의 경우 부분식이 발생한다.

식쌍성의 공전 주기는 광도곡선을 연구하여 얻을 수 있으며 두 별의 상대적인 크기도 궤도 크기에 대비하여 한 별이 다른 별의 원반을 얼마나 오랫동안 가리고 있는지를 계산하여 얻을 수 있다. 만약 식쌍성이 분광쌍성이라면 궤도요소와 항성들의 질량, 상대적인 밀도를 상대적으로 쉽게 알 수 있다.

이러한 측광 쌍성은 3가지로 나눌 수 있다.

* 알골형 항성
* 거문고자리 베타형 항성
* 큰곰자리 W형 항성

알골형 별은 주극소가 부극소보다 매우 어두워지는 식 쌍성이고, 거문고자리β형 별은 두별이 너무 가까워 밝기가 일정한 구간이 없이 계속해서 변하는 쌍성이고, 큰곰자리 W형 별은 대부분 접촉 쌍성계로 주극소와 부극소의 어두워지는 정도가 비슷하다.

#### 측성쌍성

천문학자들은 몇몇 별들이 비어 있는 것처럼 보이는 공간을 중심으로 공전 운동을 하는 것을 발견했다. **측성쌍성**(*Astrometric binaries*)들은 특별히 눈에 보이는 동반성 없이 질량 중심을 기준으로 흔들리는 것처럼 보이는, 상대적으로 가까운 곳에 있는 별들이다. 일부 분광쌍성들은 앞뒤로 바뀌는 분광선 한 쌍만이 존재한다. 평범한 쌍성들을 관측하는 데 이용되는 수학적 계산을 이와 같은 '잃어버린 동반 천체'의 질량을 계산하는 데 이용할 수 있다. 동반성은 매우 어두워서 현재 기술력으로 관측하기가 힘들거나, 또는 중성자별처럼 전자기파를 거의 발산하지 않는 천체일 수도 있다. 어떤 경우는 '보이지 않는 동반 천체'가 블랙 홀(중력이 너무 강해서 빛조차도 빠져 나갈 수 없는 천체)이라는 강력한 증거도 존재한다. 이러한 항성계를 고질량 엑스선 쌍성이라고 부른다. 현 시점에서 가장 유력한 예로 백조자리 X-1이 있는데 이 항성계의 보이지 않는 반성의 질량은 태양의 아홉 배로 알려져 있고 이는 톨만-오펜하이머-볼코프 한계(중성자별 - 블랙 홀을 제외하면 반성의 정체로 가장 유력한 후보 - 이 가질 수 있는 질량의 한계치)를 훌쩍 뛰어넘는 수치이다. 따라서 백조자리 X-1은 블랙 홀로 폭넓게 인정받은 최초의 천체가 되었다.

행성의 존재 여부
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예전에는 짝별의 중력 때문에 쌍성계에서 행성이 생겨날 수 없다는 주장이 지배적이었다. 그러나 최근 쌍성계에서 외계 행성이 발견되면서 이러한 주장은 힘을 잃게 되었다. 천문학자들은 두 가지 경우에 쌍성계에 행성이 안정되게 존재할 수 있다고 주장하고 있다.

* 쌍성계를 구성하는 두 별이 멀리 떨어져 있고, 행성(들)은 자신의 어머니 항성에 비교적 가까이 붙어 있을 경우.
* 행성이 쌍성을 구성하는 두 별로부터 매우 멀리 떨어져 있을 경우.