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변광성 미라(Resolving Mira) 목록

조회 : 1148 | 2005-12-26


별은 매우 멀리 있기 때문에 대형 망원경으로 보아도 점으로 밖에는 보이지 않는다. 그러나 1995년에 천문학자들은 오리온 자리의 베텔게우스의 표면 사진을 찍는데 성공하여 표면구조를 알 수 있는 별은 우리 태양을 포함하여 두 개로 늘었다. 그 해에 천문학자들은 고래자리의 미라의 사진을 찍는데 성공하여 표면 구조를 아는 별의 수는 세 개로 늘었다.
미라 A는 부풀었다가 줄어드는 맥동을 계속하는 적색거성으로 일년 동안의 별의 밝기가 100배나 변한다. 미라는 약 400년 전에 데이비드 화브리스에 의하여 처음으로 변광성이라는 것이 밝혀진 별이다. 태양계로부터 약 400 광년 정도 떨어져 있는 이 별은 크기가 태양의 700 배까지 부풀어난다.
이 사진은 허블 망원경으로 찍은 미라와 미라의 동반성의 사진이다. 이 별의 좌측 아래쪽에 보이는 길게 늘어난 구조는 아직 잘 이해할 수 없다. 가능한 하나의 구조는 아직 잘 이해할 수 없다. 가능한 하나의 설명의 이러한 구조가 이 별의 동반성인 백색왜성의 인력작용으로 생겼을 것이라는 것이다.






미라는 공식적으로 고래 자리의 오미크로론 세티라고 불리는 적색거성이다.
미라는 오리온 자리의 베텔게우스 다음 두번째로 표면 모습을 촬영하는데 성공한 별이다. 고래자리에 있는 밝기가 크게 변하는 변광성인 미라는 두 개의 별로 이루어진 이중성이다. 미라의 두 별은 약 0.6초(지구와 태양 사이 거리의 약 70배) 정도 떨어져 있다. 사진에 의하면 미라는 미식축구공과 같은 비대칭적인 이상한 모양을 하고 있다. 팽창과 수축을 반복하는 미라의 모습이 이렇게 보이는 것은 아마 팽창과 수축에 방향성이 있기 때문이거나 표면에 녹지 않는 점이 있기 때문일 것으로 생각된다.
자외선을 이용하여 측정한 사진에는 미라로부터 동반성 쪽으로 갈구리 모양으로 나온 구조가 보이고 있는데 이것은 미라로부터 작은 별로 인력에 의해 끌려가고 있는 물질인 것 같다. 아마도 미라의 표면에 있는 물질들은 뜨거운 동반성으로 인해 온도가 높아졌는지도 모른다.






변광성은 시간에 따라서 밝기가 변하는 별이다.
자체의 원인으로 인한 것을 본질적 변광성이라 하고, 쌍성계를 이루는 두 별이 식(蝕)을 일으켜 밝기가 변하는 것을 식쌍성(蝕雙星) 또는 식변광성이라 한다. 일반적으로 변광성이라 하면 주로 전자를 의미한다.
본질적 변광성은 별이 팽창과 수축을 되풀이하는 맥동(脈動)변광성과, 짧은 시간에 폭발적으로 밝기가 변하는 폭발변광성(신성 ·초신성 등)으로 나눌 수 있다.






맥동변광성에 속하는 것으로는 변광주기나 상태에 따라 세페이드변광성(예:세페우스자리 δ), 성단형(星團型)변광성(예:거문고자리 RR), 장주기변광성(예:고래자리 미라) 등이 있다. 맥동변광성은 일반적으로 거성 또는 초거성이며, 수축하였을 때는 표면온도가 높아져 밝게 빛나며, 팽창하였을 때는 반대로 표면온도가 낮아져 어두워진다.
세페이드변광성은 그 주기가 1일인 것에서 50일 정도인 것까지 있고, 밝기 변화는 매우 규칙적이다. 보통 주기가 길수록 밝아서, 예컨대, 주기 10일인 세페이드변광성은 주기 1일인 것보다 1등급 이상 밝다. 이런 주기와 광도(光度) 관계를 이용하면, 즉 어떤 세페이드변광성의 주기를 측정하여 그 광도를 알게 되면, 그 별이나 그것이 속한 성단과 외부은하의 거리를 결정할 수 있다. 안드로메다은하는 이 방법에 의해 거리가 약 200만 광년으로 밝혀졌으며, 이것은 먼 거리에 있는 외부은하의 연구에 중요한 자료가 된다.
세페이드변광성의 주기-광도 관계는 별의 종족에 따라 다른데, 종족 1(젊은별)은 같은 주기의 종족 Ⅱ보다 약 1.5등이 더 밝다. 한편, 성단형변광성은 그 주기가 1일 이하로, 0.5일 정도인 것이 많다. 거문고자리 RR변광성이 대표적인데, 이들의 광도는 태양의 약 100배임이 알려져 있고, 이들이 속한 구상성단의 거리 결정에 이용된다.








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