2016년 1월 30일 (토) 17:12 판 편집 나지 (토론 \| 기여) 149 편집 편집 요약 없음 태그: m 모바일 웹 ← 이전 편집		2016년 1월 30일 (토) 17:16 판 편집 편집 취소 나지 (토론 \| 기여) 149 편집 →‎페가수스자리 IK A 태그: m 모바일 웹 다음 편집 →
148번째 줄: 맥동이 일어나는 까닭은 항성의 외부 [[대기]] 중 일부가 특정 원소들의 불완전한 [[이온화]]로 인해 광학적으로 [[광학 밀도\|두꺼워]] 지기 때문이다. 이를 카파 메커니즘(''κ''-mechanism)이라고 한다. 카파 메커니즘에 관여하는 원자들은 [[전자]]를 잃고 이온화 하면서 증가한 에너지를 흡수하는 것으로 보인다. 에너지를 흡수하면 온도가 높아져서 가스가 팽창하였다가, 이온화 정도가 떨어지고 에너지를 잃게 되면 냉각되어 다시 줄어든다. 이러한 순환으로 인해 항성의 대기는 주기적으로 맥동하고, 광도도 변화하게 된다.<ref name="araa33" /> 주계열을 가로지르는 불안정띠에 위치한 항성들을 [[방패자리 델타 변광성]]이라고 부르는데, 변광성인 [[방패자리 델타]]가 이 부류의 전형적인 예이기 때문이다. 방패자리 델타 변광성은 일반적으로 [[항성 분류\|분광계급]] A2에서 F8까지, 항성광도계급은 III([[준거성]])에서 V([[주계열성]])까지 분포해 있다. 이 부류의 변광성들은 0.025 ~ 0.025의 맥동률을 가지는 단주기 변광성이다. 방패자리 델타 변광성은 태양의 구성 원소와 비슷한 성분이 풍부하며([[중원소 함량]]의 [[중원소 함량#항성종족 I 1\|항성종족 1]] 참조) 질량은 1.5 ~ 2.5 [[{{태양질량~~\|M<sub>☉</sub>]]~~}}이다.<ref>{{웹 인용\| \| 성 = Templeton \| 이름 = Matthew \| 연도 = 2004 \| url = http://www.aavso.org/vstar/vsots/summer04.shtml 175번째 줄: \| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994AAS...184.0607M \| 확인일자=2007-05-14 }}</ref> A형 분광형의 항성들은 태양보다 뜨겁고 무겁다. 그러나 주계열상에 머무르는 기간은 그만큼 짧아져 결과적으로 수명이 태양보다 짧다. 1.65 ~~M<sub>☉</sub>~~{{태양질량}}의 페가수스자리 IK A와 비슷한 질량을 가진 항성이 주계열성의 상태로 머무르는 기간은 2 ~ 3 × 10<sup>9</sup> 년 정도로, 현재 태양 나이의 절반 정도이다.<ref>{{웹 인용\| \| 저자=Anonymous \| 연도 = 2005 \| url = http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/startime.html 182번째 줄: \| 확인일자 = 2007-02-26 }}</ref> 질량의 측면에서 보면, 상대적으로 젋은 [[알타이르]]가 페가수스자리 IK A와 비슷한 항성 중 태양에서 가장 가까이 있는 항성이다. 알타이르의 질량은 약 1.7 ~~M<sub>☉</sub>~~{{태양질량}}이다. 전체 쌍성계는 근처의 [[시리우스]] 항성계와 몇가지 유사점이 있는데, 시리우스도 A형 항성과 백색 왜성이 쌍성계를 이루고 있다. 하지만 시리우스 A가 페가수스자리 IK A보다 질량이 더 나가고 동반성의 궤도도 반장축이 20 AU로 더 크다. == 페가수스자리 IK B ==

페가수스자리 IK: 두 판 사이의 차이