1. 개요2. 종류
2.1. 식변광성2.2. 맥동변광성
3. 변광성 명명법4. 여담2.2.1. 세페이드 변광성2.2.2. 청백변광성2.2.3. 장주기 변광성
2.3. 폭발변광성(격변변광성)2.4. 분출변광성2.5. 자전변광성2.6. 불규칙 변광성2.7. HD 139139에만 있는 변광 특징1. 개요
변광성 / 變光星 / Variable Star변광성은 밝기가 변하는 별을 말한다. 주기적으로 변하는 별도 있고, 불규칙적으로 변하는 별도 있다. 유형에 따라 식변광성, 폭발변광성, 맥동변광성 세 가지로 나뉜다.
공식적으로 최초로 발견한 변광성은 1596년 데이비드 파브리시우스가 발견한 고래자리의 미라이다. 조선왕조실록과 문헌비고에도 이 천체에 대한 언급이 존재하기도 한다.
2. 종류
2.1. 식변광성
식변광성 / 蝕變光星 / Eclipsing binaries
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.
2.1.1. 알골형 변광성
알골이 최초로 식변광성임이 확인된 사례에 해당한다. 알골은 악마의 머리[1]라는 뜻으로 옛날 사람들은 알골이 안좋은 조짐을 뜻한다고 생각했다. 이 때문에 아득한 과거부터 사람들이 알골이 변광성임을 짐작했다고 추정하기도 하지만, 확실한 근거는 존재하지 않는다.2.1.2. 행성통과변광성
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)2.1.3. 거문고자리 베타형 변광성
2.1.4. 큰곰자리 W형 변광성
2.2. 맥동변광성
맥동변광성 / 脈動變光星 / pulsating variable star맥동변광성은 별이 마치 심장박동이 뛰는 것처럼 일정한 주기에 따라 커졌다가 작아졌다를 반복하면서 밝기가 변하는 별이다. 때문에 분광 및 측광 관측을 수행하면 시선속도와 색지수가 변광주기와 정확히 같은 주기로 함께 변화하는 것을 확인할 수 있다. 이에 속하는 대표적인 유형으로는 세페이드 변광성이 있다. 한다. 맥동의 이유는 항성 내의 부분적 이온화 지역에 의한 에너지 불균형에 의해 일어나는 것으로 생각되고 있다.[2] 유명한 맥동변광성으로는 δ세페이드[3], 거문고자리 RR, 현 시점에서 북극성인 폴라리스[4], 고래자리의 오미크론별인 미라, 카시오페이아자리 로가 있다.[5]
맥동변광성의 일종인 세페이드 변광성은 특이한 성질을 지니고 있는데, 밝기의 주기가 길면 별이 밝고 주기가 짧으면 별이 상대적으로 어둡다는 점이다.[6] 이러한 성질을 이용하여 변광성의 절대 등급을 산출할 수 있는데, 겉보기 등급과의 계산으로 별의 거리를 측정할 수 있다. 이를 이용한 에드윈 허블이 안드로메다 은하가 외부 은하임을 알아낸 중요한 단서가 되었던 사례로 유명하고 대부분 은하를 연구하는 사람들은 가장 먼저 이 둘을 찾는다.
세페이드 변광성의 주기-광도관계는 천문학자 헨리에타 스완 리비트의 연구로 알려지게 되었고[7] 거의 100년 후인 2009년 1월 '리비트 법칙'으로 명명되었다.
2.2.1. 세페이드 변광성
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2.2.2. 청백변광성
2.2.2.1. 백조자리 알파형 변광성
2.2.2.2. 세페우스자리 베타형 변광성
2.2.2.2.1. 뱀주인자리 제타형 변광성
2.2.2.3. 저속맥동 B형 변광성
2.2.2.4. 망원경자리 PV형 변광성
2.2.3. 장주기 변광성
장주기 변광성 / 長週期變光星 / Long period variable / LPV장주기 변광성은 밝기가 수개월~수년에 걸쳐 변하는, 다시 말해 변광 주기가 긴 변광성이다. 보통 점근거성가지에 속하는 항성들이 이 변광성에 속하는 양상을 보인다.[8]
2.2.3.1. 미라형 변광성
2.2.3.2. 준규칙 변광성
준규칙 변광성 / 準規則 變光星 / Semiregular variable star준규칙 변광성, 혹은 반규칙 변광성은 거성 및 초거성의 중간단계이며, 보통 분광형의 후반부에 분포되어 있다.
어느 정도의 주기를 가지고 밝기가 변하며, 20에서 2,000일의 변광 주기를 갖는다.[9]
2.2.3.2.1. SRA형(거성)
35~1200일을 주기로 변광하는 유형의 준규칙 변광성이다. 속하는 분광형은 M, C, S 혹은 Me, Ce, Se 들이다. 변광 차이는 2.5 등급 언저리이다.미라형 변광성일랑 성질이 비슷하지만, 이 유형에 비해서 광도폭이 다르다.
2.2.3.2.2. SRB형(거성)
20~2300일의 변광 주기를 가지지만, 가끔 변광이 중단되거나 느려지는 경우가 있다. 스펙트럼형은 M, C, S 혹은 Me, Ce, Se이다.2.2.3.2.3. SRC형(초거성)
초거성이며, 30~수천일의 주기로 대략 1등급정도로 밝기가 변한다.스펙트럼형은 M, C, S 혹은 Me, Ce, Se이다.
2.2.3.2.4. SRD형(거성 및 초거성)
거성과 초거성이다. 가끔 스펙트럼의 방출선이 나타나기도 하며, 0.1~4등급 사이로 밝기의 폭이 변하고 30~1100일을 주기로 밝기가 변한다.스펙트럼형은 K, G, F형이다.
2.2.3.2.5. 저속 준규칙 변광성
2.2.3.3. 그 외
2.2.3.3.1. 황새치자리 감마형 변광성
2.2.3.3.2. 황소자리 RV형 변광성
2.2.3.3.3. 태양형 진동성
2.2.3.3.4. 맥동백색왜성
2.3. 폭발변광성(격변변광성)
폭발변광성 / 爆發變光星 / Cataclysmic variable star폭발변광성의 예로는 신성과 초신성을 사례로 꼽을 수 있다. 구체적인 사항은 각 문서를 참조바람.
2.3.1. 신성
2.3.2. 초신성
2.3.3. 공생성
2.3.3.1. 안드로메다 Z형 변광성
2.3.4. 사냥개자리 AM형 변광성
2.4. 분출변광성
2.4.1. 전주계열성
2.4.1.1. 오리온자리 FU형 변광성
2.4.1.2. 허빅 Ae/Be별
2.4.1.3. 오리온 변광성
2.4.2. 거성 및 초거성
2.4.2.1. 밝은 청색 변광성(황새치자리 S형 변광성)
2.4.2.2. 북쪽왕관자리 R형 변광성
2.4.2.2.1. 페르세우스자리 DY형 변광성
2.4.2.3. 극대거성
2.4.3. 분출쌍성
2.4.3.1. 이중주기 변광성
2.4.3.2. 큰개자리 FS형 변광성
2.4.3.3. 사냥개자리 RS형 변광성
2.4.4. 그 외
2.4.4.1. 섬광성
2.4.4.1.1. 고래자리 UV형 변광성
2.4.4.2. 카시오페이아자리 감마형 변광성
2.4.4.3. 에리다누스자리 람다형 변광성
2.4.4.4. 볼프 레이에별
2.5. 자전변광성
2.5.1. 비구형
2.5.1.1. 회전타원체 변광성
2.5.2. 흑점형
2.5.2.1. 용자리 BY형 변광성
2.5.2.2. 머리털자리 FK형 변광성
2.5.3. 자기장형
2.5.3.1. 사냥개자리 알파²형 변광성
2.5.3.2. 맥동전파원
2.5.3.3. 양자리 SX형 변광성
2.6. 불규칙 변광성
불규칙 변광성 / 不規則變光星 / Irregular variable규칙성이 없는 변광성이다.
2.7. HD 139139에만 있는 변광 특징
3. 변광성 명명법
오늘날 사용되는 변광성 명명법은 19세기 독일 천문학자 프리드리히 아르겔란더가 바이어 명명법을 확장한 형태로 고안한 체계를 확장한 것이다. 변광성이 속한 별자리 이름의 라틴어 소유격 앞에 변광성으로 식별된 순서대로 부호를 붙여 나타내며,[10] 부호의 순서는 다음과 같다.- 그리스문자로 된 바이어 부호를 가진 변광성은 건너뛴다.(이 경우 변광성임이 밝혀지더라도 변광성 명칭을 붙이지 않는다)
- 처음 9개는 R부터 Z까지의 로마자 대문자를 사용한다.
- 그 이후는 RR~RZ, SS~SZ와 같은 순서로 ZZ까지 부호를 붙인다. 이때 부호에서 뒷 문자는 앞 문자보다 순서가 앞서는 문자를 사용할 수 없다. 가령 SR과 같은 부호는 쓰지 않는다.
- ZZ 이후로는 AA~AZ, BB~BZ와 같은 순서로 QZ까지 부호를 붙인다. J는 I와의 혼동을 피하기 위해 사용하지 않는다.
- 위의 방법으로 한 별자리당 총 334개의 변광성 명칭을 부여할 수 있으나, 변광성 탐사가 지속되면서 한 별자리당 식별된 변광성이 334개를 넘어서는 경우가 흔해졌다. 335번째 변광성부터는 V335, V336과 같이 V뒤에 변광성이 속한 별자리 내에서 변광성으로 식별된 순서를 숫자로 표기한다.
4. 여담
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.[11] 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. 단, 이 방법에도 최대 1억 광년이라는 한계가 있어서 우주론적 거리에서는 1a형 초신성 현상을 이용해 거리를 측정한다.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.
[1] 알골의 위치도 공교롭게도 페르세우스 자리에서 메두사의 잘린 머리 부분이다.[2] 보다 상세한 설명을 덧붙이자면 다음과 같다. 크라메르스의 불투명도 법칙(Kramers' opacity law)에 따르면, 항성 대기의 불투명도는 근사적으로 밀도에 비례하고 또한 근사적으로 온도의 3.5제곱에 반비례한다. 따라서 완전 전리된 기체나 충분히 전리되지 않은 기체로 구성된 별의 경우에는 어떤 이유로 중력수축이 일어난다 해도 단열 압축에 의해 온도가 증가해 불투명도가 낮아지면서 내부의 복사압이 감소하여 팽창이 일어나지 않을 것이다. 그러나 맥동변광성의 경우 부분 전리된 헬륨이 분포하는 층에서 헬륨이 전리되면서 온도 증가를 억제해 내부의 불투명도가 상승하여 복사압이 증가하고, 이에 따라 다시 외피가 팽창하게 된다. 팽창에 따라 내부 온도가 감소하면 전리된 헬륨도 전자와 재결합하게 되고, 팽창한 외피는 평형점을 지나 다시 중력수축하면서 앞선 현상이 되풀이되어 지속적인 맥동이 일어나게 된다.[3] 세페이드 변광성이라는 이름의 유래이자 가장 처음 연구 된 세페이드 변광성이다.[4] 지구에서 가장 가까운 곳에 있는 세페이드 변광성이다.[5] 각각의 변광주기는 세폐이드형: 1~50일, 거문고자리 RR형: 0.5일, 미라형: 100일. 카시오페이아자리 로는 약 50년.[6] 이는 맥동의 주기가 밀도의 제곱근에 반비례하는 것에 기인한다.[7] 1908, H. S. Leavitt & E. C. Pickering, "Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud", Harvard College Observatory Circular, vol. 173, pp. 1-3. 리비트하고 레비트를 헷갈리지 말자![8] 이 변광성에 속하는 별의 분광형이 M, C, S인 경우가 많다.[9] 각각의 주기마다 광도곡선이 조금씩 다르게 변한다.[10] 바이어 명명법에서 부호 뒤에 라틴어 소유격을 붙여 별의 이름을 붙이는 것과 같은 원리이다. 명칭을 국문으로 번역해 나타낼 때도 바이어 명명법의 경우와 마찬가지로 별자리 이름 다음에 부호를 붙인다.[11] 변광성의 비밀을 밝혀 별의 거리를 계산할 수 있는 지표를 확립한 것은 하버드 천문대의 여성 계산원 헨리에타 스완 리비트(Henrietta Swan Leavitt, 1868-1921)였다.#