변광성 (r20220720판)

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1. 개요
2. 종류
2.1. 식변광성
2.2. 맥동변광성
2.3. 폭발변광성
3. 여담



1. 개요[편집]


/ Variable Star

변광성은 밝기가 변하는 을 말한다. 주기적으로 변하는 별도 있고, 불규칙적으로 변하는 별도 있다. 유형에 따라 식변광성, 폭발변광성, 맥동변광성 세 가지로 나뉜다.

최초로 발견한 변광성은 1596년 데이비드 파브리시우스가 발견한 고래자리미라이다. 조선왕조실록과 문헌비고에도 이 천체에 대한 언급이 존재하기도 한다.

2. 종류[편집]



2.1. 식변광성[편집]




식변광성은 2개 이상의 별이 서로의 주변을 공전하고 있는 연성계에서 발생하는 현상으로 실제 두 별의 밝기는 일정하다. 단지 공전하면서 서로를 가려주다보니 밝기가 어두워졌다가 밝아졌다가를 반복하는 것뿐이다. 알골이 1669년 최초로 식변광성임이 확인된 사례에 해당한다. 알골은 악마의 머리[1]라는 뜻으로 옛날 사람들은 알골이 안좋은 조짐을 뜻한다고 생각했다.

참고로, 쌍성이 아닌 행성이 항성을 가리는 경우라면 밝기가 줄어드는데 이를 '일면통과'라고 부른다. 이 방법은 외계 행성을 탐사하는 주요한 방법중 하나이다. (해당 문단의 2.1.1.2 문단 참고)

2.2. 맥동변광성[편집]


맥동변광성은 별이 마치 심장박동이 뛰는 것처럼 일정한 주기에 따라 커졌다가 작아졌다를 반복하면서 밝기가 변하는 별이다. 세페이드 변광성이라고도 한다. 맥동의 이유는 항성 내의 부분적 이온화 지역에 의한 에너지 불균형에 의해 일어나는 것으로 생각되고 있다. 유명한 맥동변광성으로는 δ세페이드[2], 거문고자리 RR, 현 시점에서 북극성폴라리스[3], 고래자리의 오미크론별인 미라가 있다.[4]

세페이드 변광성은 특이한 성질을 지니고 있는데, 밝기의 주기가 길면 별이 밝고 주기가 짧으면 별이 상대적으로 어둡다. 이러한 성질을 이용하여 변광성의 절대등급을 산출할 수 있는데, 겉보기등급과의 계산으로 별의 거리를 측정할 수 있다. 이를 이용한 에드윈 허블안드로메다 은하가 외부 은하임을 알아낸 중요한 단서가 되었던 사례로 유명하고 대부분 은하를 연구하는 사람들은 가장 먼저 이 둘을 찾는다.

세페이드 변광성은 천문학자 헨리에타 스완 리비트의 연구로 알려지게 되었다.[5]

2.3. 폭발변광성[편집]


폭발변광성의 예로는 신성초신성을 사례로 꼽을 수 있다. 구체적인 사항은 각 항목을 참조바람.


3. 여담[편집]


초기 변광성이 발견되었을 때는 매우 신기한 현상 정도로 생각을 하였는데, 계속 연구하면서 변광성이 천문분야에서 꽤 중요한 요소로 자리잡게 되었다. 만약 변광성의 맥동주기를 정확히 계산할 수 있으면 별의 절대등급을 구할 수 있는데, 이 절대등급을 바탕으로 겉보기 등급과의 차이를 바탕으로 정확한 거리를 계산할 수 있다. 이 방법을 통해 변광성이 발견되면 그 변광성, 변광성이 소속된 성단이나 성운의 정확한 거리를 계산할 수 있다. 보통 변광주기와 밝기에 일정한 관계가 있는 변광성을 이용하는데 이를 세페이드 변광성이라 부른다. 실제 특정 천체까지의 거리를 계산하는 것은 매우 어려운 일이라서 이런 세페이드 변광성이 발견된다면 그야말로 행운.

최초로 발견된 퀘이사는 처음엔 밝게 빛나고 밝기가 조금씩 달라지는 것으로만 보여서 그냥 우리은하 안에 있는 평범하고 밝은 변광성 정도인 줄 알았는데 알고보니 엄청나게 멀리 떨어져 있는 초대질량 블랙홀이라는 게 밝혀졌다.

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[1] 알골의 위치도 공교롭게도 페르세우스 자리에서 메두사의 잘린 머리 부분이다.[2] 세페이드 변광성이라는 이름의 유래이자 가장 처음 연구 된 세페이드 변광성이다.[3] 지구에서 가장 가까운 곳에 있는 세페이드 변광성이다.[4] 각각의 변광주기는 세폐이드형: 1~50일, 거문고자리 RR형: 0.5일, 미라형: 100일 정도이다.[5] 리비트하고 레비트를 헷갈리지 말자!

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