미라형 변광성: 두 판 사이의 차이

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'''미라형 변광성'''은 매우 붉게 빛나며 100일 간격으로 밝기가 변화하는 [[맥동 변광성]]의 일종이다. 이름은 [[미라 (항성)|미라]]를 그대로 붙인 것이다. 미라형 변광성은 [[항성진화]] 단계에서 죽음 직전에 이른 별들로([[점근거성가지]] 단계), 이들은 수백만 년 이내로 자신의 외부 가스층을 [[행성상 성운]] 형태로 우주 공간으로 날려 보낸 뒤 중심부에 극도로 압축된 [[백색 왜성]]만을 남길 것이다.
#넘겨주기 [[미라 (항성)]]
 
미라형 변광성의 질량은 커봤자 [[태양질량|태양]]의 두 배가 되지 않지만 표면적이 크게 늘어났기 때문에 밝기는 수백 배에 이른다. 이들은 쭈그러들었다가 부풀어 오르는 양상을 반복하기 때문에 밝아졌다가 어두워졌다가를 반복한다. 수축과 팽창시 표면 온도와 반지름은 큰 폭으로 변하며 이로부터 밝기 역시 큰 폭으로 변하게 된다. 이처럼 수축 팽창을 반복하는 것을 맥동(脈動)이라고 표현하는데, 미라형 변광성의 맥동 주기는 그 별의 질량과 반지름의 [[함수]]이다. 초기 미라형 변광성의 모형에서는 이들은 둥그런 모양의 구체 상태를 유지한다고 설명하였다(이는 컴퓨터 모형에 따른 결과이다). 최근 IOTA 망원경으로 미라형 변광성들을 조사한 결과, 이들의 약 75퍼센트가 둥근 모양을 하고 있지 않음이 밝혀졌다.<ref>[http://uk.arxiv.org/abs/astro-ph/0607156 First Surface-resolved Results with the IOTA Imaging Interferometer: Detection of Asymmetries in AGB stars], 2006</ref> 이는 예전 미라형 변광성들을 개별적으로 찍은 사진의 모습과도 일치하는 결과이다.<ref>[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1992AJ....103.1662H%26db_key=AST Optical aperture synthetic images of the photosphere and molecular atmosphere of Mira], 1992</ref><ref>[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1991ApJ...374L..51K&amp;db_key=AST&amp;data_type=HTML&amp;format= Asymmetries in the atmosphere of Mira], 1991</ref><ref>[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1999MNRAS.306..353T%26db_key=AST Surface imaging of long-period variable stars], 1999</ref>
 
대부분의 미라형 변광성들이 비슷한 맥동 주기와 구조를 보여주고 있지만 이들은 [[주계열성]] 시절 [[헤르츠스프룽-러셀 도표]] 위 서로 다른 위치에 있었던 존재들로, 나이, 질량, 화학적 조성, 맥동 형태 등에서 약간씩 다르다. 예를 들어 [[토끼자리 R]]의 스펙트럼에는 [[탄소]]가 강하게 검출되며 이는 항성 중심부에 있던 물질이 표면으로 이동했기 때문이다. 이런 물질들은 항성 주변을 감싸는 [[먼지]] 구조를 형성하며, 항성이 주기적으로 밝기가 변화하는 이유 중 하나가 된다. 일부 미라형 변광성들은 [[천체물리학적 메이저]]의 근원으로도 알려져 있다.
 
미라형 변광성들 중 일부는 시간이 지남에 따라 변광 주기가 바뀐다. 주기는 수십 년부터 수백 년 기간에 걸쳐 길어지거나 짧아질 수 있다(주기 변화량은 최대 3배에 이른다). 이 현상의 이유는 중심핵 근처 [[헬륨|헬륨층]]이 주기적으로 뜨겁고 밀도가 높아져 [[양성자-양성자 연쇄 반응|핵융합]]이 진행되기 때문으로 보인다(이를 [[열펄스]]라고 부른다). 주기가 바뀌면서 별의 구조도 바뀌는데, 밝기 변화 주기가 바뀌는 것으로부터 이를 알 수 있다. 모든 미라형 변광성이 이와 같은 과정을 통과할 것으로 추측되지만 [[점근거성가지]] 위에 항성이 머무르는 시간은 수백만 년에 불과할 정도로 짧기 때문에, 미라형 변광성들 중에서 이러한 현상이 관측되는 별은 일부에 지나지 않는다([[바다뱀자리 R]]이 후보이다).<ref>[http://www.ingentaconnect.com/content/bsc/mnr/2002/00000334/00000003/art00002 The evolution of the Mira variable R Hydrae]</ref> 다만 미라형 변광성 대부분은 비선형적(非線形的)인 변광 주기를 보여주는데, 이는 항성의 겉모습이 불규칙한 형태를 하고 있기 때문으로 보인다.
 
미라형 변광성은 겉보기 밝기가 크게 변하기 때문에 [[변광성]]에 관심 있는 [[아마추어 천문학|아마추어 천문학자]]들에게 있어 좋은 관측 대상이다.
 
== 참고 문헌 ==
{{Reflist}}
 
== 함께 보기 ==
* [[장주기 변광성]]
* [[반주기 변광성]]
 
[[분류:변광성]]
 
[[en:Mira variable]]