변광성

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변광성은 지구에서 볼 때 밝기(겉보기 등급)가 변동하는 별입니다.

이러한 변화는 방출된 빛의 변화 또는 빛을 부분적으로 차단하는 무언가에 의해 발생할 수 있으므로 변광성은 다음과 같이 분류된다.

• 별이 주기적으로 팽창하고 수축하기 때문에 실제로 밝기가 변하는 고유 변수입니다.
• 외인성 변광성으로, 겉으로 보이는 밝기의 변화는 지구에 도달할 수 있는 빛의 양 변화입니다. 예를 들어 항성에 동반성이 있어 때때로 빛을 가릴 수 있습니다.

많은, 아마도 대부분의 별들은 적어도 어느 정도 광도에 변화가 있을 것입니다. 예를 들어, 태양의 에너지 출력은 11년 태양 ^[1]주기에 걸쳐 약 0.1%씩 변화합니다.

검출

약 3,200년 전에 만들어진 행운과 불운의 날들로 이루어진 고대 이집트 달력은 변광성, 일식 쌍성 알골의 ^[2][3][4]발견에 대한 가장 오래된 보존된 역사 문서일 수 있다.

현대 천문학자 중 첫 번째 변광성은 1638년 요하네스 홀워다가 오미크론 고래(나중에 미라로 명명됨)가 11개월이 걸리는 주기로 맥동하는 것을 발견했을 때 발견되었다. 이 별은 이전에 데이비드 파브리오스에 의해 1596년 노바로 묘사되었다.1572년과 1604년에 관측된 초신성과 결합된 이 발견은 아리스토텔레스와 다른 고대 철학자들이 가르쳤던 것처럼 별이 빛나는 하늘이 영원히 변하지 않는다는 것을 증명했다.이런 식으로, 변광성의 발견은 16세기에서 17세기 초의 천문학 혁명에 기여했다.

두 번째 변광성은 1669년 제미니아노 몬타나리에 의해 일식 변광성 알골로, 1784년 존 구드리케가 변광성에 대한 정확한 설명을 했다.키 백조는 1686년 G. Kirch에 의해, 그리고 1704년 G. D. Maraldi에 의해 R Hydrae에 의해 확인되었다.1786년까지 10개의 변광성이 발견되었다.존 구드리케는 직접 델타 세페이와 베타 거미를 발견했다.1850년 이후 알려진 변광성의 수는 급격히 증가했으며, 특히 사진을 통해 변광성을 식별할 수 있게 된 1890년 이후부터는 더욱 증가했습니다.

변광성^[5] 일반 목록(2008) 최신판에는 우리 은하에 있는 46,000개 이상의 변광성과 다른 은하에 있는 10,000개 이상의 변광성이 수록되어 있습니다.

변동성 검출

가장 일반적인 종류의 변동은 밝기의 변화를 수반하지만, 다른 유형의 변동도 발생하는데, 특히 스펙트럼의 변화가 그러하다.관측된 스펙트럼 변화와 광도 곡선 데이터를 결합함으로써 천문학자들은 종종 특정 별이 왜 변하는지 설명할 수 있다.

변광성 관측

변광성은 일반적으로 광도 측정, 분광 광도 측정 및 분광법을 사용하여 분석된다.밝기 변화를 측정하여 광도 곡선을 생성할 수 있습니다.규칙 변광성의 경우 변동 주기와 진폭을 매우 잘 파악할 수 있지만, 많은 변광성의 경우 이러한 양은 시간에 따라, 심지어 주기마다 천천히 변할 수 있습니다.광도 곡선의 최대 밝기는 최대 밝기라고 하며, 트로프는 최소 밝기라고 합니다.

아마추어 천문학자들은 등급들이 알려져 있고 일정한 망원경으로 볼 수 있는 동일한 범위 내의 다른 별들과 별을 시각적으로 비교함으로써 변광성에 대한 유용한 과학적 연구를 할 수 있습니다.변수의 크기를 추정하고 관측 시간을 기록함으로써 시각적 광도 곡선을 구성할 수 있습니다.미국 변광성 관측자 협회(American Association of Variable Star Observators)는 전 세계 참가자들로부터 이러한 관측 결과를 수집하여 과학계와 데이터를 공유합니다.

광도 곡선으로부터 다음과 같은 데이터가 도출됩니다.

• 밝기 변화는 주기적, 반주기적, 불규칙적 또는 고유합니까?
• 밝기 변동 주기는 얼마입니까?
• 광도 곡선의 모양은 무엇인가(각도 또는 매끄럽게 변화, 각 사이클은 1개 이상의 미니마 등)?

스펙트럼에서 다음과 같은 데이터를 도출한다.

• 그것은 어떤 종류의 별인가: 그것의 온도, 광도 등급(항성, 거성, 초거성 등)은 무엇인가?
• 단일 별인가요, 아니면 쌍성인가요?(쌍성 스펙트럼의 조합은 각 구성원별 스펙트럼의 요소를 나타낼 수 있다.)
• 스펙트럼은 시간에 따라 변합니까?(예를 들어 별은 주기적으로 뜨거워지고 차가워질 수 있음)
• 밝기의 변화는 관측되는 스펙트럼의 부분에 따라 크게 좌우될 수 있다(예를 들어 가시광선의 큰 변화는 있지만 적외선의 변화는 거의 없다).
• 스펙트럼 라인의 파장이 이동하면(예를 들어 별의 주기적인 팽창과 수축, 회전 또는 팽창하는 가스 껍질) (도플러 효과)
• 별의 강한 자기장은 스펙트럼에서 자신을 드러낸다
• 비정상적인 방출 또는 흡수선은 뜨거운 별의 대기 또는 별을 둘러싼 가스 구름의 징후일 수 있습니다.

극소수의 경우 항성 원반의 사진을 만드는 것이 가능합니다.이것들은 그것의 표면에 더 어두운 반점을 나타낼 수 있다.

관측치의 해석

광도곡선과 스펙트럼 데이터를 조합하는 것은 종종 ^[6]변광성에서 일어나는 변화에 대한 단서를 제공한다.예를 들어, 맥동하는 별에 대한 증거는 그 표면이 밝기 ^[7]변화와 같은 주파수로 주기적으로 우리를 향해 움직이기 때문에 그것의 스펙트럼에서 발견됩니다.

모든 변광성의 약 3분의 2가 ^[8]맥동하는 것으로 보인다.1930년대에 천문학자 아서 스탠리 에딩턴은 별의 내부를 설명하는 수학 방정식이 별의 ^[9]맥동을 일으키는 불안정성을 초래할 수 있다는 것을 보여주었다.가장 일반적인 불안정성의 유형은 ^[10]별의 외부 대류층에서의 이온화 정도의 진동과 관련이 있습니다.

별이 부풀어오르는 단계에 있을 때, 별의 바깥 층은 팽창하여 차가워집니다.온도가 낮아지기 때문에 이온화 정도도 낮아집니다.이것은 가스를 더 투명하게 만들고, 따라서 별이 에너지를 방출하는 것을 더 쉽게 만듭니다.이것은 차례로 스타가 수축하기 시작하도록 만든다.이것에 의해 가스가 압축됨에 따라 가열되어 다시 이온화도가 높아진다.이로 인해 가스가 더욱 불투명해지고 방사선이 일시적으로 가스에 포착됩니다.그러면 가스가 더 가열되어 다시 팽창하게 됩니다.따라서 팽창과 압축(수축)의 사이클이 유지됩니다.^{[citation needed]}

두피체의 맥동은 헬륨 이온화(He에서⁺⁺ He로⁺, 다시 He로⁺⁺)^[11]의 진동에 의해 움직이는 것으로 알려져 있다.

명명법

특정 별자리에서 처음 발견된 변광성은 R에서 Z까지로 지정되었습니다(예: R Andromedae).이 명명법은 프리드리히 W. 아르겔란더에 의해 개발되었으며, 그는 별자리에서 이름 없는 첫 번째 변수인 R을 바이엘에 의해 사용되지 않은 첫 번째 글자를 주었다.다음 발견에는 문자 RR ~ RZ, SS ~ SZ, 최대 ZZ가 사용됩니다(예: RR Lyrae).나중에 사용된 문자 AA ~ AZ, BB ~ BZ 및 최대 QQ ~ QZ(J 생략)를 검색합니다.이들 334개의 조합이 모두 사용되면 변수에는 프리픽스 V335 이후부터 검출 순으로 번호가 매겨집니다.

분류

변광성은 내성일 수도 있고 외성일 수도 있습니다.

• 고유 변광성: 별 자체의 물리적 특성 변화로 인해 변동이 발생하는 별.이 범주는 세 개의 부분군으로 나눌 수 있습니다.
  • 맥동 변광성, 자연 진화 노화 과정의 일부로 반지름이 번갈아 확대 및 축소되는 별.
  • 폭발 변광성, 플레어 또는 질량 방출과 같은 표면에서 폭발을 경험하는 별.
  • 대격변 또는 폭발적 변수로, 노배나 초신성과 같은 성질이 대격변하는 별입니다.
• 외인성 변광성: 회전이나 일식과 같은 외부 특성에 의해 변동이 발생하는 별.크게 두 가지 부분군이 있습니다.
  • 지구의 유리한 지점에서 볼 때 별들이 궤도를 돌면서 가끔 서로를 가리는 이중성 쌍성입니다.
  • 회전 변수, 회전과 관련된 현상으로 인해 변동성이 발생하는 별.예를 들어, 겉보기 밝기에 영향을 미치는 극단적인 "태양 흑점"을 가진 별이나 빠른 회전 속도를 가진 별들로 인해 타원체 모양이 됩니다.

이러한 부분군 자체는 특정 유형의 변광성으로 더 세분화되어 있으며, 이들은 일반적으로 원형에서 이름을 따온 별입니다.예를 들어, 왜소성 노바에는 반에서 가장 먼저 인정된 별인 U 쌍둥이자리 별에서 따온 U 쌍둥이자리 별이라고 불립니다.

고유 변광성

이들 중분류 내의 유형 예를 다음에 제시하겠습니다.

맥동 변광성

맥동하는 별들은 팽창하고 줄어들며 밝기와 스펙트럼에 영향을 미칩니다.맥동은 일반적으로 별 전체가 팽창하고 축소되는 방사형과 별의 한 부분은 팽창하고 다른 부분은 수축하는 비방사형으로 나뉩니다.

맥동의 유형과 별 내 위치에 따라, 별의 주기를 결정하는 자연적인 또는 기본적인 주파수가 있습니다.별들은 또한 짧은 주기에 해당하는 높은 주파수인 고조파나 오버톤으로 진동할 수 있습니다.맥동 변광성은 때때로 하나의 명확한 주기를 가지기도 하지만, 종종 여러 주파수로 동시에 맥동하기 때문에 별도의 간섭 주기를 결정하기 위해서는 복잡한 분석이 필요합니다.경우에 따라 맥동 주파수가 정의되지 않아 확률적이라 불리는 무작위 변동을 일으킨다.맥동을 이용한 별의 내부 연구는 별지진학으로 알려져 있다.

맥동의 팽창 단계는 불투명도가 높은 물질에 의해 내부 에너지 흐름이 차단되기 때문에 발생하지만 눈에 보이는 맥동을 만들기 위해서는 별의 특정 깊이에서 발생해야 합니다.대류대 아래에서 팽창이 발생하면 표면에서 변화가 보이지 않습니다.팽창이 표면과 너무 가까이에서 발생하면 복원력이 너무 약해져 맥동을 일으킬 수 없습니다.맥동의 수축 단계를 생성하기 위한 복원력은 항성 안쪽의 퇴화되지 않은 층에서 맥동이 발생할 경우 압력이 될 수 있으며, 이를 음향 또는 맥동의 압력 모드(p-mode로 약칭)라고 합니다.다른 경우에는 복원력이 중력이고 이를 g-모드라고 합니다.맥동 변광성은 일반적으로 이러한 모드 중 하나에서만 맥동합니다.

세페이드와 세페이드 유사 변수

이 그룹은 불안정한 띠에서 발견되는 여러 종류의 맥동별들로 구성되어 있으며, 이들은 항성 자체의 질량 공명(일반적으로 기본 주파수)에 의해 매우 주기적으로 팽창하고 수축합니다.일반적으로 맥동 변수를 위한 에딩턴 밸브 메커니즘은 세페이드와 같은 맥동을 설명하는 것으로 여겨진다.불안정 띠의 각 부분군은 주기와 절대 등급 사이의 고정 관계와 더불어 별의 주기와 평균 밀도 간의 관계를 가지고 있습니다.주기-광도 관계는 헨리에타 레빗에 의해 델타 세페이드에서 처음 확립되었으며, 이러한 높은 광도 세페이드들은 국부 은하군 내 및 그 밖의 은하까지의 거리를 결정하는 데 매우 유용합니다.에드윈 허블은 이 방법을 소위 나선 성운이 사실 먼 은하라는 것을 증명하기 위해 사용했습니다.

Cepheids는 Cephei 델타에서만 이름이 붙여진 반면, 완전히 다른 종류의 변수는 Cephei 베타에서 이름을 따온 것입니다.

고전 세페이드 변수

고전적인 세페이드(또는 델타 세페이드 변광성)는 모집단 I(젊고, 무겁고, 발광하는) 황색 초거성으로, 수일에서 수개월의 매우 규칙적인 주기로 맥동을 일으킨다.1784년 9월 10일 에드워드 피곳은 세페이드 변광성의 첫 번째 대표자로 알려진 에타 물푸레 변광성을 발견했다.하지만, 고전적인 세페이드와 이름이 같은 별은 몇 달 후 존 구드리케에 의해 변광성이라는 것을 알게 된 세페이드자리 델타입니다.

II형 세페이드

세페우스자리 II형(역사적으로 처녀자리 W 별)은 매우 규칙적인 광맥동과 광도 관계를 가지고 있기 때문에 처음에는 세페우스자리 변광성과 혼동되었다.II형 세페이드 별은 I형 세페이드 별보다 더 오래된 종족 II 별에 속합니다.II형은 다소 낮은 금속성, 훨씬 낮은 질량, 다소 낮은 광도를 가지고 있으며, 약간의 간격띄우기 주기가 광도 관계를 나타내므로 어떤 유형의 별이 관측되고 있는지 아는 것이 항상 중요합니다.

RR Lyrae 변수

이 별들은 세페이드와 다소 비슷하지만 밝지 않고 주기도 짧다.이들은 개체군 II에 속하는 I형 세페이드보다 나이가 많지만 질량은 II형 세페이드보다 낮습니다.구상성단에서는 흔히 볼 수 있기 때문에 세페이드성단이라고도 합니다.또한 주기-광도 관계가 잘 확립되어 있으므로 거리 표시기로도 유용합니다.이 A형 별들은 몇 시간에서 하루 또는 그 이상에 걸쳐 약 0.2~2 등급의 변화(휘도의 20~500% 이상 변화)를 보인다.

델타 스쿠티 변수

델타 스쿠티(δ Sct) 변수는 세페이드와 유사하지만 훨씬 희미하고 기간이 짧다.그들은 한때 난쟁이 세페이드로 알려져 있었다.그것들은 종종 겹치는 많은 주기를 보여주며, 그것들은 결합되어 매우 복잡한 광도 곡선을 형성한다.전형적인 γ 방패성의 진폭은 0.003–0.9 등급(명도 0.3~약 130% 변화)이며 주기는 0.01–0.2일이다.이들의 스펙트럼 유형은 보통 A0과 F5 사이이다.

SX 페니키아 변수

§ 방패형 변광성과 유사한 분광형 A2 ~ F5의 별들은 주로 구상 성단에서 발견된다.밝기는 1-2시간마다 0.7등급(휘도 약 100% 변화) 정도로 변동합니다.

빠르게 진동하는 Ap 변수

분광형 A 또는 주계열에서 발견된 δ Squoti 변수의 하위 등급인 F0의 별들.이들은 몇 분간의 주기와 수천 분의 몇 개의 진폭으로 매우 빠른 변화를 보입니다.

장기 변수

장기 변광성은 차갑게 진화한 별들로, 몇 주에서 몇 년 사이의 주기로 진동합니다.

미라 변수

미라 변수는 점근 거성 가지(AGB) 적색 거성입니다.수개월에 걸쳐 밝기는 2.5~11등급으로 희미해지고 밝아지며, 밝기는 6~30,000배에서 30,000배까지 변화합니다.오미크론 세티(Omicron Ceti)라고도 알려진 미라 자체는 밝기가 거의 2등급에서 약 332일 주기로 10등급까지 다양합니다.매우 큰 시각 진폭은 주로 별의 온도가 변화함에 따라 시각과 적외선 사이에서 에너지 출력이 이동하기 때문입니다.몇몇 경우, 미라 변광성은 가장 발달한 AGB 별들의 열 펄싱 주기와 관련이 있는 것으로 생각되는 수십 년에 걸쳐 급격한 주기 변화를 보여줍니다.

반규칙 변수

이것들은 적색 거성 또는 초거성이다.반규칙 변수는 경우에 따라 일정한 기간을 나타낼 수 있지만, 종종 여러 기간으로 분해될 수 있는 덜 정의된 변동을 나타냅니다.반규칙 변수의 잘 알려진 예로는 Betelgeuse가 있으며, 밝기는 약 +0.2에서 +1.2까지 변화합니다(휘도 변화 요인 2.5).적어도 일부 반규칙 변수는 Mira 변수와 매우 밀접하게 관련되어 있으며, 유일한 차이는 다른 고조파에서 맥동하는 것일 수 있습니다.

느린 불규칙 변수

이들은 주기성이 거의 또는 전혀 감지되지 않는 적색 거성 또는 초거성이다.일부는 종종 여러 주기가 있는 제대로 연구되지 않은 반규칙 변수이지만, 다른 일부는 단순히 혼란스러울 수 있습니다.

긴 보조 기간 변수

많은 변광성 적색 거성과 초거성은 수백 일에서 수천 일 동안 변화를 보입니다.밝기는 종종 훨씬 작지만 1차 변화가 더 빠르게 겹치면서 몇 가지 크기로 변할 수 있습니다.이러한 유형의 변동에 대한 이유는 명확하게 밝혀지지 않았으며, 맥동, 쌍성, 별의 ^[12][13][14]자전 등에 의해 다양하게 기인한다.

세페이의 베타 변수

세페이의 베타(β Cepei) 변수(특히 ^[15]유럽에서 큰개자리 베타 변수라고도 함)는 0.01–0.3 등급의 진폭(휘도 변화율 1%~30%)으로 0.1–0.6일의 짧은 주기 맥동을 겪는다.그들은 최소 수축기에 가장 밝다.이런 종류의 많은 별들은 여러 번의 맥동 ^[16]주기를 보인다.

천천히 맥동하는 B형 별

천천히 맥동하는 B(SPB) 별은 세페이의 베타 별보다 약간 덜 밝은 뜨거운 주계열성으로 주기가 길고 ^[17]진폭이 크다.

매우 빠르게 맥동하는 뜨거운 별(왜성 B 이하)

이 희귀한 등급의 원형은 15등급 준왜성 B 별인 V361 하이드라입니다.그것들은 몇 분간의 주기로 맥동하며 동시에 여러 번의 주기로 맥동할 수 있다.진폭은 수백분의 1이며 GCVS 약어 RPHS가 부여됩니다.p 모드 펄서입니다.^[18]

PV 망원경 변수

이 등급의 별은 0.1~1일의 주기로 평균 진폭 0.1등급의 Bp형 초거성이다.이들의 스펙트럼은 수소가 약한 반면 탄소와 헬륨 라인은 극한 헬륨 별의 일종인 매우 강하다는 점에서 특이하다.

RV Tauri 변수

이것들은 깊고 얕은 최소값을 번갈아 갖는 노란색 초거성(실제로 생애 가장 밝은 단계에서 낮은 질량의 AGB 후 별)입니다.이 이중 피크 변동은 일반적으로 30-100일의 주기와 3-4의 진폭을 가진다.이 변동에 겹치면 몇 년 동안 장기적인 변동이 있을 수 있습니다.스펙트럼은 최대 밝기에서는 F형 또는 G형, 최소 밝기에서는 K형 또는 M형이다.이들은 불안정한 띠 근처에 있으며, 세페이드 타입 I보다 차가운 세페이드 타입 II보다 밝습니다.그들의 맥동은 헬륨 불투명도와 관련된 동일한 기본적인 메커니즘에 의해 발생하지만, 그들은 삶의 매우 다른 단계에 있다.

백조자리 알파 변수

백조자리 알파(α Cyg) 변수는 분광형_ep B에서 AIa까지_ep 방사상으로 맥동하지 않는 초거성이다.주기는 며칠에서 몇 주까지이며, 변동 진폭은 일반적으로 0.1 등급입니다.종종 불규칙하게 보이는 빛의 변화는 가까운 주기로 많은 진동이 겹치면서 발생합니다.백조자리의 데네브가 이 클래스의 원형입니다.

감마 도라두스 변수

Gamma Doradus(γ Dor) 변수는 분광형 F에서 A 후반의 비방사성 맥동 주계열성이다.주기는 약 1일이고 진폭은 보통 0.1등급입니다.

맥동 백색왜성

이 비방사성 맥동성 별들은 수백에서 수천 초의 짧은 주기로 0.001에서 0.2 등급의 미세한 변동을 보인다.알려진 맥동 백색왜성(또는 백색왜성 이전)에는 수소가 지배적인 대기와 분광형 ^[19]DA의 DA, 헬륨이 지배적인 대기와 분광형 ^[20]DB의 DBV 또는 V777 Her의 별, 헬륨, 탄소, 산소가 지배적인 GW Vir 별이 있습니다.GW Vir 별은 DOV ^[21][22]별과 PNNV 별로 세분될 수 있습니다.

태양과 같은 진동

태양은 약 5분 주기의 많은 모드에서 매우 낮은 진폭으로 진동합니다.이러한 진동에 대한 연구는 일진학으로 알려져 있다.태양의 진동은 태양 바깥쪽 층의 대류에 의해 확률적으로 발생한다.태양과 같은 진동이라는 용어는 같은 방식으로 흥분하는 다른 별들의 진동을 설명하기 위해 사용되며, 이러한 진동에 대한 연구는 성진학 분야에서 활발한 연구 분야 중 하나이다.

BLAP 변수

청색대진폭맥동성(BLAP)은 0.2~0.4 등급의 변화로 특징지어지는 맥동성입니다. 보통 20~40분 주기로 변합니다.

분출 변광성

폭발 변광성은 별에서 물질이 손실되거나 어떤 경우에는 물질이 축적되어 불규칙하거나 반규칙적인 밝기 변화를 보인다.폭발적 사건이 아니라 대격변수다.

프로토스타

원시성은 가스 성운에서 실제 별까지의 수축 과정을 아직 완료하지 않은 어린 물체입니다.대부분의 원시성은 불규칙한 밝기 변화를 보입니다.

허빅 Ae/Be 별

더 질량이 큰 허빅 Ae/Be 별들의 변동성은 별주위 원반 궤도를 도는 가스 먼지 덩어리 때문인 것으로 생각됩니다.

오리온 변수

오리온 변광성은 보통 성운에 포함된 젊고 뜨거운 주계열성입니다.그들은 몇 가지 진폭의 불규칙한 생리를 한다.오리온 변수의 잘 알려진 하위 유형은 T T Tauri 변수입니다.황소자리 T형 별들의 변동성은 항성 표면의 점들과 별주위 원반 궤도를 도는 가스 먼지 덩어리 때문이다.

오리온자리 FU 변수

이 별들은 반사성운에 존재하며 밝기가 6등급으로 점차 증가하는 것을 보여주며, 그 후 일정한 밝기의 긴 단계를 거칩니다.그런 다음 여러 해에 걸쳐 밝기가 2등급(6배 더 밝음) 정도 어두워집니다.예를 들어, V1057 백조는 11년 동안 2.5 등급(더 어둡게 10배)으로 어두워졌다.오리온자리 FU형 변광성은 분광형 A부터 G까지이며 황소자리 T형 항성의 수명 중 진화 단계일 가능성이 있다.

거인 및 초거인

큰 별들은 상대적으로 쉽게 물질을 잃는다.이러한 이유로 폭발과 질량 손실로 인한 변동성은 거성과 초거성 사이에서 상당히 흔하다.

발광 청색 변수

황새치자리 S 변광성으로도 알려진 가장 밝은 별은 이 부류에 속합니다.예를 들어, 과거성 car Carinae, P Sygni 등이 있다.이들은 영구적인 높은 질량 손실을 가지고 있지만, 몇 년 간격으로 내부 맥동으로 인해 별이 에딩턴 한계를 초과하게 되고 질량 손실이 크게 증가합니다.전체적인 밝기는 거의 변하지 않지만 시각적 밝기는 증가합니다.몇 개의 LBV에서 관측된 거대 폭발은 매우 밝기 때문에 초신성 가짜라는 꼬리표를 달고 있으며, 다른 유형의 사건일 수도 있습니다.

황색초거성

이 거대하게 진화한 별들은 높은 광도와 불안정한 띠 위의 위치 때문에 불안정하며, 관측 가능한 시간 척도의 장기적 변화와 함께 높은 질량 손실과 때때로 더 큰 폭발로 인해 느리지만 때로는 큰 광도 및 분광학적 변화를 보인다.가장 잘 알려진 예는 Rho Cassiopeiae이다.

R 한대관변수

이 별들은 폭발 변광성으로 분류되지만 밝기가 주기적으로 증가하지는 않습니다.대신 대부분의 시간을 최대 밝기로 보내지만 불규칙한 간격으로 갑자기 1~9등급(2.5~4000배 더 어둡게) 희미해지고 몇 개월에서 몇 년 사이에 초기 밝기로 회복됩니다.대부분은 광도에 의해 노란색 초거성으로 분류되지만 실제로는 AGB 이후의 별이지만 적색과 청색 거성 R CrB 별은 둘 다 있습니다.북극광관자리(R CrB)가 원형 별입니다.DY Persei 변수는 R CrB 변수의 하위 클래스로, 폭발 외에도 주기적인 변동성이 있습니다.

울프-레이에 변수

고전적인 종족 I 울프-레이에별은 거대한 뜨거운 별들로 때때로 변화를 나타내는데, 아마도 쌍성 상호작용과 별 주위의 회전 가스 덩어리를 포함한 여러 가지 다른 원인 때문일 것이다.헬륨, 질소, 탄소 및 산소 라인과 함께 광범위한 방출선 스펙트럼을 보인다.몇몇 별들의 변화는 확률적인 것으로 보이는 반면 다른 별들은 여러 주기를 보인다.

감마 카시오페이아 변수

카시오페이아자리 감마(δ Cas) 변광성은 빠른 회전 속도로 인해 적도 영역에서 물질이 방출되어 최대 1.5 등급(휘도 변화 4배) 불규칙하게 변동하는 비초거성 B형 방출선 유형 별이다.

플레어 별

주계열성에서는 대폭발 변동성이 매우 크다.이는 규칙적인 플레어를 겪는 매우 희미한 주계열성인 고래자리 UV 변광성이라고도 알려진 플레어 별에서만 흔히 볼 수 있다.단 몇 초 만에 최대 2등급(6배 밝기)까지 밝기가 증가하다가 30분 이내에 정상 밝기로 되돌아갑니다.프록시마 센타우루스자리, 울프 359 등 근처에 있는 적색왜성은 플레어 별이다.

RS Canum Venaticorum 변수

이들은 거대한 태양 흑점과 플레어를 포함한 매우 활동적인 색권을 가진 근접 쌍성계이며, 가까운 동반자에 의해 강화되었다고 믿어집니다.변동성 척도는 공전 주기에 가까운 일부터 때로는 일식까지 다양하며, 태양 흑점 활동이 변화함에 따라 수년까지 다양합니다.

대격변 또는 폭발성 변광성

초신성

초신성은 가장 극적인 형태의 대격변 변수이며, 우주에서 가장 에너지 넘치는 사건 중 하나이다.초신성은 20등급 이상 밝아지면서 은하 전체와 같은 양의 에너지를 잠시 방출할 수 있다.초신성 폭발은 백색왜성이나 항성핵이 특정 질량/밀도 한계인 찬드라세카르 한계에 도달하여 물체가 순식간에 붕괴하는 것에 의해 발생합니다.이 붕괴는 "붕괴"하여 별이 폭발하게 하고 이 엄청난 양의 에너지를 방출하게 한다.이 별들의 바깥쪽 층은 초당 수천 킬로미터의 속도로 날아가 버린다.분출된 물질은 초신성 잔해라고 불리는 성운을 형성할 수 있다.그러한 성운의 잘 알려진 예는 1054년 중국과 다른 곳에서 관측된 초신성으로부터 남겨진 게 성운이다.원형 물체는 폭발로 완전히 분해되거나, 질량이 큰 별의 경우 핵이 중성자 별(일반적으로 펄서)이 될 수 있습니다.

초신성은 태양보다 몇 배 더 무거운 극도로 무거운 별의 죽음으로 인해 발생할 수 있다.이 거대한 별의 수명이 다하면 융해되지 않는 철심이 융해재로 형성된다.이 철심은 찬드라세카르 한계로 밀려나 그것을 넘어 무너집니다.이러한 유형의 초신성 중 가장 많이 연구된 것은 대마젤란 구름에 있는 SN 1987A입니다.

초신성은 또한 이중성계의 동반성에서 백색왜성으로의 질량 이동으로 인해 발생할 수 있다.Chandrasekhar 한계는 다가오는 물질에서 벗어났다.후자의 유형의 절대 광도는 광도 곡선의 특성과 관련이 있으며, 따라서 이러한 초신성은 다른 은하와의 거리를 설정하는 데 사용될 수 있습니다.

발광 적색 노바

붉은색 발광은 두 별이 합쳐지면서 일어나는 별의 폭발이다.그것들은 고전적인 노배와는 관련이 없다.이들은 특징적인 붉은색을 띠며 최초 폭발 이후 매우 느리게 감소합니다.

노바에

노배는 또한 극적인 폭발의 결과이지만 초신성과는 달리 원시별의 파괴를 초래하지 않는다.또 초신성과 달리 노베는 특정 고압 조건(퇴화 물질)에서 폭발적으로 가속하는 열핵융합이 갑자기 시작되면서 발화한다.그것들은 가까운 쌍성계에서 형성되는데, 한 성분은 다른 보통의 별 성분으로부터 물질을 축적하는 백색 왜성이며, 수십 년에서 수백 년 또는 수천 년에 걸쳐 재발할 수 있습니다.노바에는 광도곡선의 거동에 따라 고속, 저속 또는 매우 느린 것으로 분류됩니다.여러 개의 맨눈 노바에가 기록되었으며, 노바 백조 1975는 최근 역사상 가장 밝아 2등급에 도달했습니다.

난쟁이노바에

왜성 노배는 백색왜성과 관련된 이중성으로 구성 요소 간의 물질 이동이 정기적인 폭발을 일으킵니다.난쟁이 노바에는 세 가지 종류가 있습니다.

• 약 5-20일 동안 폭발이 지속된 후 일반적으로 수백일의 조용한 기간을 갖는 U 쌍둥이자리 별.폭발 중에는 보통 2~6등급 정도 밝아집니다.이 별들은 백조자리 변광성의 이름을 따서 백조자리 SS 변광성으로도 알려져 있으며, 백조자리 변광성이 가장 밝고 자주 나타난다.
• Z Camelopardalis 별들. 이 별에서는 최대 밝기와 최소 밝기 사이의 중간 지점에서 스탠드스틸이라고 불리는 명판이 가끔 보입니다.
• 작은 폭발과 더 드물지만 더 큰 폭발을 동반하는 큰곰자리 SU 별.이 쌍성계의 공전 주기는 보통 2.5시간 미만이다.

DQ 허큘리스 변수

허큘리스자리 DQ는 작은 질량의 별이 자기장이 강한 백색왜성으로 질량을 전달하는 쌍성계입니다.백색왜성의 스핀 주기는 쌍성 궤도 주기보다 상당히 짧으며 광도 주기성으로 탐지되기도 합니다.강착 원반은 보통 백색 왜성 주위에 형성되지만, 가장 안쪽 부분은 백색 왜성에 의해 자기적으로 잘립니다.일단 백색왜성의 자기장에 의해 포착되면, 내부 원반에서 나온 물질은 축적될 때까지 자기장 선을 따라 이동합니다.극단적인 경우에는 백색왜성의 자력이 강착 원반의 형성을 방해한다.

AM 허큘리스 변수

이러한 대격변형에서 백색왜성의 자기장은 너무 강해서 백색왜성의 회전 주기와 쌍성의 공전 주기가 일치합니다.부착 원반을 형성하는 대신, 부착 흐름은 자극 근처의 백색 왜성과 충돌할 때까지 백색 왜성의 자기장 선을 따라 흐릅니다.강착 영역에서 방출되는 사이클로트론 방사선은 몇 가지 크기의 궤도 변화를 일으킬 수 있다.

Z 안드로메다 변광성

이 공생 쌍성계는 가스와 먼지 구름에 둘러싸인 붉은 거성과 뜨거운 푸른 별들로 구성되어 있습니다.이들은 최대 4개의 진폭을 가진 노바 같은 폭발을 겪습니다.이 클래스의 원형은 Z 안드로메다이다.

AM CVn 변수

AM CVn 변수는 백색왜성이 다른 백색왜성, 헬륨별 또는 진화된 주계열성으로부터 헬륨이 풍부한 물질을 축적하는 공생 쌍성이다.초단주기에 따라 복잡하거나 변화가 없는 경우가 있습니다.

외인성 변광성

외부 변수에는 크게 회전하는 별과 일식하는 별이라는 두 가지 그룹이 있습니다.

회전 변광성

태양 흑점이 큰 별은 회전하면서 밝기에 큰 변화를 보일 수 있으며 표면의 밝은 영역이 시야에 들어오게 됩니다.밝은 반점은 또한 자성체의 자극에서도 발생합니다.타원형의 별들은 관찰자에게 표면의 다양한 영역을 보여주면서 밝기의 변화를 보일 수도 있습니다.

비구형 별

타원형 변수

이들은 조석 상호작용으로 인해 비구면인 매우 가까운 쌍성들이다.별들이 관측자를 향해 회전하면서 표면적이 변화하고 이는 지구에서 볼 때 밝기에 영향을 미칩니다.

별자리

별의 표면은 균일하게 밝지 않지만 어둡고 밝은 영역이 있습니다.별의 채층도 밝기가 다를 수 있다.별이 회전하면서 우리는 밝기의 10분의 2, 3 정도의 변화를 관찰합니다.

FK Comae Berenices 변수

이 별들은 매우 빠르게 회전합니다(적도에서 초당 100km까지). 따라서 타원형입니다.이들은 분광형이 G와 K인 단일 거성으로 강한 채층 방출선을 보인다.예를 들어 FK Com, V1794 Cygni, UZ Librae 등이 있습니다.FK 코마에별이 빠르게 회전하는 이유는 이들이 (접촉) ^[25]쌍성이 합쳐진 결과이기 때문일 수 있다.

용자리의 변광성

용자리 BY별은 분광형 K 또는 M으로 0.5 등급 미만(휘도 변화율 70%)이다.

자기장

알파-2 개똥지빠귀 변수

알파-2 용골자리(α² CVn) 변광성은 분광형 B8~A7의 주계열성으로 자기장의 변화로 인해 0.01~0.1 등급(1~10%)의 변동을 보인다.

SX Arietis 변수

이 등급의 별들은 높은 회전 속도로 인한 자기장 변화로 인해 약 0.1 등급의 밝기 변동을 보인다.

광학적으로 가변적인 펄스

가시광선에서는 펄서가 거의 검출되지 않았다.이 중성자별들은 회전하면서 밝기가 변합니다.회전 속도가 빠르기 때문에 휘도 변화가 밀리초에서 몇 초로 매우 빠릅니다.첫 번째이자 가장 잘 알려진 예는 게 펄서입니다.

일식 쌍성

외인성 변광성은 일부 외부 선원으로 인해 지구 관측자가 볼 수 있는 밝기에 변화가 있습니다.이에 대한 가장 일반적인 이유 중 하나는 쌍성 동반성이 존재하기 때문에 두 별이 함께 쌍성을 형성하기 때문입니다.특정 각도에서 볼 때, 한 별은 다른 별을 가릴 수 있으며, 이로 인해 밝기가 감소합니다.가장 유명한 일식 쌍성 중 하나는 알골, 즉 페르세이의 베타이다.

알골 변수

알골 변광성은 거의 일정한 빛의 주기로 1~2개의 최소값이 구분되는 일식을 겪습니다.이 클래스의 원형은 페르세우스자리에 있는 알골이다.

이중 주기 변수

이중 주기 변수는 매우 긴 기간에 걸쳐 예측 가능한 궤도 주기의 변화를 일으키는 순환 질량 교환을 나타냅니다.가장 잘 알려진 예는 V393 전갈자리입니다.

베타 Lyrae 변수

거문고자리 베타(β Lyr) 변광성은 셀리아크 별의 이름을 딴 매우 가까운 쌍성이다.이런 종류의 일식 변광성의 광도 곡선은 끊임없이 변화하기 때문에 각 일식의 정확한 시작과 끝을 결정하는 것은 거의 불가능합니다.

W 서펜티스 변수

W 서펜티스는 거대 또는 초거성이 질량이 더 작은 별에 전달되는 물질을 포함한 반분리 쌍성의 원형입니다.이들은 물질 원반의 부착 핫스팟에서 강한 자외선 방출로 특징지어지며 유사한 β Lyr 시스템과 구별된다.

큰곰자리 변수

이 그룹의 별들은 하루 미만의 주기를 나타냅니다.그 별들은 서로 매우 가깝게 위치해 있어서 그들의 표면은 거의 서로 맞닿아 있다.

행성 통과

행성이 있는 별들은 행성이 지구와 별 사이를 지나갈 때 밝기 변화를 보일 수도 있다.이러한 변이는 동반성에서 볼 수 있는 변이보다 훨씬 작으며 매우 정확한 관측치가 있어야만 탐지할 수 있습니다.예를 들어 HD 209458과 GSC 02652-01324, 그리고 케플러 임무에 의해 발견된 모든 행성과 행성 후보들이 있습니다.

「 」를 참조해 주세요.

• 게스트 스타
• 불규칙 변수
• 변광성 목록
• 항성 맥동의 저차원 혼돈
• 별의 맥동

레퍼런스

외부 링크

• 미국 변광성 관측자 협회
• GCVS 가변성 유형
• 대중천문학회 - 변광성 섹션