미라형 변광성: 두 판 사이의 차이

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[[파일:Mira 1997.jpg|thumb|right|270px|미라형 변광성의 원형 별인 [[미라 (항성)|미라]]. 둥근 모양이 아닌 불규칙한 형태를 하고 있다.]]
'''미라형 변광성'''은 매우 붉게 빛나며 100일 간격으로 밝기가 변화하는 [[맥동 변광성]]의 일종이다. 이름은 [[미라 (항성)|미라]]에서 따 온따온 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.
 
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>

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