[천문학] 55. 맥동 변광성의 특성과 움직임

맥동변광성은 물리적인 내부 변화로 인해 시간이 지남에 따라 밝기와 크기가 변하는 별의 한 유형입니다. 이 별들은 거리 표시기로 사용될 수 있고 우주의 크기와 나이를 측정하는 데 도움이 되기 때문에 천문학자들에게 중요합니다. 

 

맥동 변광성은 변이 주기에 따라 몇 분에서 몇 달까지 다양한 유형으로 분류됩니다. 가장 잘 알려진 유형의 맥동 변광성은 세페이드 변광성으로 며칠에서 몇 주에 이르는 주기를 가집니다. 세페이드는 변광성의 첫 번째 발견된 별인 Delta Cephei의 이름을 따서 명명되었으며 주기와 광도 사이의 관계로 인해 천문학에서 거리 표시기로 사용됩니다. 주기-광도 관계로 알려진 이 관계를 통해 천문학자들은 가까운 은하와 같은 세페이드 변광성을 포함하는 물체까지의 거리를 정확하게 결정할 수 있습니다.

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또 다른 중요한 유형의 맥동 변광성은 RR 거문고자리 별이며, 주기는 반나절에서 하루 반에 이릅니다. 이 별들은 세페이드보다 훨씬 희미하지만 은하수 은하 내의 물체에 대한 거리 표시기로 여전히 유용합니다. RR 거문고자리 별은 또한 우주에서 가장 오래된 천체 중 하나인 별들이 단단히 묶인 집단인 구상 성단의 형성과 진화를 연구하는 데 사용됩니다.

 

맥동 변광성은 변동성에 기여하는 다양한 물리적 특성을 나타냅니다. 가장 중요한 특성 중 하나는 별의 광도인데, 이는 별의 핵 내 에너지 생산 속도에 의해 결정됩니다. 맥동하는 변광성의 광도 변화는 별 내부의 온도와 압력 변화로 인해 발생하며, 이로 인해 별의 외층이 팽창 및 수축될 수 있습니다.

 

맥동 변광성의 또 다른 중요한 특성은 별의 불투명도와 에너지 생산에 영향을 줄 수 있는 화학적 조성입니다. 예를 들어, 금속성이 높은 세페이드(즉, 무거운 원소)는 금속성이 낮은 세페이드보다 더 빛나는 경향이 있습니다. 금속성과 광도 사이의 이러한 관계는 은하와 별 형성 영역의 화학적 구성을 연구하는 데 사용할 수 있습니다.

맥동 변광성의 특성과 움직임

맥동 변광성은 또한 변이성에 기여하는 다양한 물리적 과정을 나타냅니다. 예를 들어, 세페이드는 별의 외층에서 헬륨의 이온화와 관련된 카파 메커니즘으로 알려진 메커니즘으로 인해 맥동하는 것으로 생각됩니다. 이 이온화는 맥동을 증폭시키는 포지티브 피드백 루프를 생성합니다. 반면 RR Lyrae 별은 수소 이온화 전면 메커니즘으로 알려진 다른 메커니즘으로 인해 맥동합니다. 이 메커니즘은 별의 외층에 있는 수소의 이온화와 관련이 있으며, 이는 별을 통해 전파되고 맥동을 유발하는 충격파를 생성합니다.

 

맥동 변광성에 대한 연구는 천체물리학과 우주론에 중요한 의미를 갖는다. 앞서 언급했듯이 이 별들은 거리 표시기로 사용되어 천문학자들이 우주의 크기와 나이를 정확하게 결정할 수 있게 해주었습니다. 그들은 또한 은하, 성단 및 기타 천체의 형성과 진화를 연구하는 데 사용됩니다. 또한 이러한 별에서 맥동을 일으키는 물리적 과정은 고밀도 및 온도에서 물질의 거동을 더 잘 이해하는 데 도움이 될 수 있으며 이는 핵 물리학 및 입자 물리학을 포함한 광범위한 분야에 영향을 미칩니다.