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變光星, Variable star
1 개요
밝기가 변하는 별이다. 주기적으로 변하는 별도 있고, 아예 그딴거 없이 불규칙적으로 변하는 별도 있다. 유형에 따라 식변광성, 폭발변광성, 맥동변광성 세 가지로 나뉜다.
2 종류
2.1 식변광성
식변광성은 2개의 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.
2.2 맥동변광성
맥동변광성은 별이 마치 심장박동이 뛰는 것처럼 일정한 주기에 따라 커졌다가 작아졌다를 반복하면서 밝기가 변하는 별이다. 맥동의 이유는 항성 내의 부분적 이온화 지역에 의한 에너지 불균형에 의해 일어나는 것으로 생각되고 있다. 유명한 맥동변광성으로는 δ세페이드, 거문고자리 RR, 고래자리의 오미크론별인 미라, 세페이드 변광성, 거문고자리 RR(RR Lyrae) 등이 있다.
세페이드 변광성은 에드윈 허블이 안드로메다 은하가 외부 은하임을 알아낸 중요한 단서가 되었던 사례로 유명하고 대부분 은하를 연구하는 사람들은 가장 먼저 이 둘을 찾는다.
세페이드 변광성은 여류 천문학자 헨리에타 스완 리비트의 연구로 알려지게 되었다.[1] 참고로 천문학에는 여성이 큰 공적을 세운 경우가 많다. 하버드 분류법이라거나 중성자별이라거나.
2.3 폭발변광성
폭발변광성의 예로는 신성과 초신성을 사례로 꼽을 수 있다. 구체적인 사항은 각 항목을 참조바람.
3 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. 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
- ↑ 리비트하고 레비트를 헷갈리지 말자!!