변광성의 유형: 세페이드, 맥동 및 대격변

이상한 맥동하는 별의 50년 미스터리 풀렸다

세페이드 변광성이라고 하는 맥동하는 별을 포함한 일식 쌍성계에 대한 예술가의 인상. (이미지 제공: ESO / L. Calçada)



변광성은 간단히 말해서 밝기가 변하는 별입니다. 별의 겉보기 등급(밝기)이 지구에 대한 우리의 관점에서 어떤 식으로든 변경되면 별은 가변적인 것으로 간주됩니다. 이러한 변화는 몇 년에 걸쳐 또는 몇 분의 1초에 걸쳐 발생할 수 있으며 규모의 1000분의 1에서 20등급까지 다양할 수 있습니다. 100,000개 이상의 변광성이 알려져 있고 목록화되었으며 수천 개 이상의 변광성이 의심됩니다. 우리 태양은 변광성입니다. 그것의 에너지 출력은 11년의 태양 주기 동안 약 0.1퍼센트 또는 그 크기의 1000분의 1만큼 변합니다.



변광성의 역사

현대에 확인된 최초의 변광성은 Omicron Ceti였으며 나중에 Mira로 이름이 바뀌었습니다. 그것은 David Fabricius에 의해 1596년에 신성으로 묘사되었습니다. 1638년에 Johannes Holwards는 오미크론 세티 규칙적인 11개월 주기로 맥동합니다. 이것은 아리스토텔레스와 같은 고대 철학자들이 믿었던 것처럼 별이 영원하지 않고 불변하지 않다는 것을 확인하는 데 도움이 되었기 때문에 중요한 발견이었습니다. 초신성에 대한 보고와 함께 변광성의 발견은 천문학 과학의 발전을 위한 길을 열었습니다.

에서 요약 400주년 기념 강연 중NS미라의 발견 기념일인 예일 대학의 도릿 호플리트(Dorrit Hoffleit)는 파브리시우스 이후 1세기 안에 4개의 미라형 변광성이 발견되었고 모든 경우에 별이 공식적으로 '신성'일 것으로 의심되는 것이 밝혀졌다고 말했다. ' 서구 세계에서 발견. 4개 중 3개는 초기 중국 또는 한국 기록에서 신성으로 기록되었다.



1669년에 두 번째 변광성은 Geminiano Monanari에 의해 확인되었습니다. 그 변동성은 1784년 John Goodricke에 의해 100년이 넘도록 설명되지 않았지만 Algol이라고 불리는 일식 변광성입니다. 세 번째 변광성, 백조 소개 , 1686년과 1704년에 ​​관측되었습니다. 그 후 80년 동안 7개의 변광성이 더 확인되었습니다.

1850년 이래로 수많은 변광성이 관찰되었으며, 이는 사진의 발전에 힘입은 것입니다. 2008년 기준으로 우리은하의 변광성은 46,000개 이상의 변광성이 일반 변광성 목록에 등재되어 있습니다.

변광성의 특성과 구성

변동성에는 여러 가지 이유가 있습니다. 여기에는 별 광도 또는 별 질량의 변화, 지구에 도달하는 빛의 양의 방해가 포함됩니다. 맥동 변수는 팽창하고 수축합니다. 가식 쌍성은 동반성이 앞으로 이동할 때 더 어두워지고, 가려진 별이 멀어지면 밝아집니다. 확인된 변광성 중 일부는 실제로 서로의 대기를 흡수할 때 질량을 교환하는 두 개의 매우 가까운 별입니다.



변광성에는 두 가지 범주가 있습니다. 고유 변수는 맥동, 분출 또는 팽창 및 수축으로 인해 물리적으로 광도가 변하는 별입니다. 외부 변수는 항성 회전이나 다른 별이나 행성에 의해 가려져 밝기가 변하는 별입니다.

물체의 거리와 나이를 측정하는 데 사용되는 맥동하는 별 세 개의 세페이드 변광성이 우리 은하의 중심부에 대한 이 보기에서 볼 수 있습니다. 이 이미지는 남아프리카 천문대를 사용하여 촬영되었으며 2011년 8월 24일에 공개되었습니다.

물체의 거리와 나이를 측정하는 데 사용되는 맥동하는 별 세 개의 세페이드 변광성이 우리 은하의 중심부에 대한 이 보기에서 볼 수 있습니다. 이 이미지는 남아프리카 천문대를 사용하여 촬영되었으며 2011년 8월 24일에 공개되었습니다.(Image credit : N. Matsunaga)

고유 변수



세페이드 변수태양보다 500~300,000배 큰 매우 밝은 별이며 1일에서 100일 사이의 짧은 변화가 있습니다. 특정 패턴에 따라 단기간에 극적으로 확장 및 축소되는 맥동하는 변수입니다. 천문학자들은 광도의 변동성을 측정함으로써 세페이드까지의 거리를 측정할 수 있어 과학에 매우 가치가 있습니다.

다른 맥동 변수에는 짧은 주기인 거문고자리 RR 별, 세페이드만큼 크지 않은 오래된 별이 포함됩니다. RV 황소자리 별, 빛의 변화가 더 큰 초거성. 장기간의 맥동 변수에는 큰 맥동을 가진 시원한 적색 초거성인 Mira 등급이 포함됩니다. 30일에서 1000일 사이의 긴 주기를 가진 적색 거성 또는 초거성인 반정기적입니다. 가장 잘 알려진 반정규 변수 중 하나는 다음과 같습니다. 베텔게우스 . 불규칙한 맥동 변수도 확인되었습니다. 이들은 일반적으로 적색 초거성이지만 이에 대한 연구는 거의 이루어지지 않았습니다.

우주에 대한 천문학자들의 인식을 변화시키는 데 있어 세페이드 변광성 V1이 중추적인 역할 중 하나를 수행했습니다. 중요한 변광성은 미국 천문학자에게 허용되었습니다. 에드윈 허블 성운이 놓여 있는 필름 같은 성운이 사실 완전히 다른 은하임을 확인하기 위해 은하수가 전체 우주를 포함하고 있지 않다는 것을 보여줍니다.

메릴랜드에 있는 우주망원경과학연구소(STScI)의 천문학자 데이브 소더블롬(Dave Soderblom)은 'V1은 우주론의 역사에서 가장 중요한 별'이라고 말했다. 성명 . '우주가 더 크고 은하로 가득 차 있다는 것을 증명한 획기적인 발견입니다.

대격변 변수 (폭발성 변수라고도 함)표면이나 내부 깊숙한 곳에서 열핵 과정에 의해 발생하는 날카롭거나 격렬한 폭발로 인해 밝아집니다. 여기에는 질량에 상호 영향을 미치는 두 개의 가까운 별이 있는 쌍성형 별이 포함됩니다. 초신성, 신성, 순환성 및 왜성 신성은 일반적으로 항성 폭발로 인해 극적으로 또는 갑작스럽게 등급이 증가하는 항성 그룹입니다.

  • 초신성은 가장 극적이며 때때로 전체 은하만큼 많은 에너지를 방출합니다. 그것들은 20등급 이상으로 증가하여 약 1억 배 더 밝아질 수 있습니다. 초신성은 일반적으로 무거운 별의 죽음을 나타내지만, 중심핵은 중성자별으로 남거나 잔해가 성운을 형성할 수 있습니다.
  • Novae와 Recurrent Novae는 표면의 폭발로 인해 가변적이지만 별이 파괴되지 않는 근접 쌍성계입니다. 2007년에 최대 밝기를 얻은 Nova Scorpii는 최근 몇 년 동안 가장 밝습니다. 백조자리 신성은 지난 70년 동안 본 것 중 가장 밝습니다. 1901년 이후로 측정된 가장 밝은 신성은 1918년에 하늘에서 가장 밝은 별인 시리우스만큼 밝게 빛나는 노바 Aquilae였습니다.
  • 왜성 신성은 질량을 이동하고 규칙적인 변화의 폭발을 일으키는 이중 백색 별입니다. 폭발 변수의 또 다른 형태는 공생 별이며, 적색 거성과 뜨거운 청색 별이 먼지 또는 가스 구름에 얽혀 있는 가까운 쌍성계입니다.

폭발적인 변수표면에서 폭발하거나 번쩍이는 별이거나 다른 성간 물질과 상호 작용하는 별입니다. 이 범주에는 밝은 파란색 변광성, 플레어 별, 초거성, 원시별 및 오리온 변광성을 포함하여 상당히 많은 하위 유형이 있습니다. 일부 폭발적인 변수는 가까운 이진 시스템입니다.

오픈 스타 클러스터 Messier 50

외부 변수

이클립스 바이너리 스타서로 앞에서 지나가는 별들로 지구에서 볼 수 있는 빛의 변동과 가림을 유발합니다. 일식 쌍성 별에는 자체 행성이 있을 수 있으며, 이는 지구의 월식과 유사하게 빛을 일식합니다. 가장 잘 알려진 일식 쌍성 중 하나는 Algol입니다.

미 항공우주국(NASA)의 행성 사냥 우주선 케플러(Kepler)가 2,600개의 일식 쌍성 임무 중.

회전하는 별표면에 광점 패치로 인해 작은 빛 변화를 나타내는 변광성입니다. 자극에 밝은 점이 있을 수 있습니다. 회전하는 별은 종종 쌍성계이며 모양이 비구형 또는 타원체일 수 있으므로 이동에 따라 밝기가 변경됩니다.

  • 펄서는 회전하는 중성자 별(장시간 폭발 초신성의 핵심)으로, 빔이 지구를 가리킬 때만 볼 수 있는 전자기 복사를 방출합니다. 펄서는 정확하고 측정 가능한 빛 간격을 생성하며 궤도를 도는 동안 주기적으로 에너지 빔을 쓸어넘기기 때문에 등대와 종종 비교됩니다.
  • 빠르게 회전하는 일부 펄서는 도시 크기의 질량을 초당 여러 번 회전합니다. 이들은 다음과 같이 알려져 있습니다 밀리초 펄서 . 알려진 가장 빠른 밀리초 펄서는 1분에 43,000번 회전합니다. 에 따르면 나사 , 밀리초 펄서는 정상적인 별과 쌍성계에 중력적으로 묶여 있기 때문에 그러한 속도를 달성하는 것으로 생각됩니다. 항성 생활의 일부 동안 가스는 일반 별에서 펄사로 흐릅니다. 시간이 지남에 따라 이 떨어지는 가스의 영향으로 펄서의 회전이 점차 증가합니다.

남아프리카 공화국 천문대를 사용하여 천문학자들이 찍은 이 사진은 우리 은하의 중심과 천문학자들에게 거리 이정표 역할을 하는 세페이드(Cepheids)로 알려진 2개의 신호와 같은 맥동하는 별을 보여줍니다. 이 이미지는 2011년 8월 24일에 출시되었습니다.

남아프리카 공화국 천문대를 사용하여 천문학자들이 찍은 이 사진은 우리 은하의 중심과 천문학자들에게 거리 이정표 역할을 하는 세페이드(Cepheids)로 알려진 2개의 신호와 같은 맥동하는 별을 보여줍니다. 이 이미지는 2011년 8월 24일에 출시되었습니다.(Image credit : N. Matsunaga)

변광성: 미래 연구

변광성에 대한 연구는 과학자들에게 별의 질량, 반지름, 온도 및 광도의 속성에 대한 정보뿐만 아니라 별의 구조와 구성, 그리고 어떻게 진화했는지에 대한 정보를 제공하기 때문에 매우 중요합니다. 변광성의 본질을 이해하려면 수십 년에 걸친 행동에 대한 체계적인 관찰이 필요합니다. 변광성은 사진, 광전 및 보정된 전하 결합 소자(CCD) 기술을 사용하여 시각적으로 분석됩니다. 아마추어 천문학자들은 데이터를 수집하고 관측 자료를 제출하는 데 중요한 역할을 합니다. AAVSO 국제 데이터베이스 .

다양한 범주의 변수 중에서 일부는 변동성을 측정할 수 있기 때문에 천문학에 특히 중요합니다. 세페이드 변광성에 대한 연구는 우주의 나이를 결정하는 데 도움이 되며 멀리 있는 은하에 대한 정보를 제공했습니다. Mira 변수에 대한 연구는 우리의 태양을 이해하는 데 중요합니다. 초신성은 우주가 어떻게 팽창하는지에 대한 통찰력을 제공하지만,

격변적 변수는 활동 은하와 초대질량 블랙홀을 이해하는 데 도움이 됩니다. 변광성은 천문학의 특정 연구 분야로, 시간이 지남에 따라 어떻게 그리고 왜 변화하는지에 대한 중요한 정보를 제공합니다. 그것들은 우주에 대한 우리의 이해에 중요한 역할을 합니다.

demokratija.eu 기고자 Nola Taylor Redd의 추가 보고

추가 리소스