격변변광성

"오늘의AI위키"는 AI 기술로 일관성 있고 체계적인 최신 지식을 제공하는 혁신 플랫폼입니다.
"오늘의AI위키"의 AI를 통해 더욱 풍부하고 폭넓은 지식 경험을 누리세요.

1. 개요
2. 분류
3. 발견
4. 슈퍼험프 (Superhump)
참조

1. 개요

격변변광성은 밝기가 급격하게 변하는 변광성의 일종으로, 주로 백색 왜성과 동반성으로 이루어진 쌍성계에서 발생한다. 이들은 백색 왜성에 물질이 강착되면서 핵융합 반응이나 강착 원반의 불안정성으로 인해 밝기가 변동하며, 신성, 왜성 신성, 극성 등 다양한 종류로 분류된다. 격변변광성은 아마추어 천문가들에 의해 자주 발견되며, 강착 원반의 변형으로 인해 주기적인 밝기 증가 현상인 슈퍼험프를 보이기도 한다.

더 읽어볼만한 페이지

격변변광성 - 열폭주
열폭주는 발열 반응이나 전기적 과정에서 제어 불능으로 온도가 급격히 상승하는 현상으로, 화학 공학에서는 발열 반응의 양성 피드백으로 인한 반응 속도 증가로 폭발 사고를 유발하고, 전기 공학에서는 전자 부품의 저항 감소로 전류가 급증하여 추가 발열을 일으키며, 천체물리학에서는 항성 내부의 핵융합 폭주 반응으로 신성, 초신성 등의 천체 현상에서 관측되는 등 다양한 분야에서 심각한 문제를 야기하므로 안전 조치가 필요하다.
격변변광성 - 객성
항성 - 항성 핵합성
항성 핵합성은 별 내부의 핵융합 반응을 통해 가벼운 원소에서 무거운 원소를 생성하는 과정으로, 별의 에너지원이며 우주 원소의 기원을 설명하고, 별의 진화 단계에 따라 다양한 핵반응을 거쳐 수소, 헬륨부터 철, 니켈까지 합성한다.
항성 - 불안정띠
불안정띠는 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 A형, F형 별 영역의 주계열성과 교차하고 G형, 초기 K형 밝은 초거성까지 확장되는 영역으로, He III로 인해 맥동하며 불투명도 변화에 따라 표면 온도가 변하는 변광성이 나타난다.
표시 이름과 문서 제목이 같은 위키공용분류 - 라우토카
라우토카는 피지 비치레부섬 서부에 위치한 피지에서 두 번째로 큰 도시이자 서부 지방의 행정 중심지로, 사탕수수 산업이 발달하여 "설탕 도시"로 알려져 있으며, 인도에서 온 계약 노동자들의 거주와 미 해군 기지 건설의 역사를 가지고 있고, 피지 산업 생산의 상당 부분을 담당하는 주요 기관들이 위치해 있다.
표시 이름과 문서 제목이 같은 위키공용분류 - 코코넛
코코넛은 코코넛 야자나무의 열매로 식용 및 유지로 사용되며, 조리되지 않은 과육은 100g당 354kcal의 열량을 내는 다양한 영양 성분으로 구성되어 있고, 코코넛 파우더의 식이섬유는 대부분 불용성 식이섬유인 셀룰로오스이며, 태국 일부 지역에서는 코코넛 수확에 훈련된 원숭이를 이용하는 동물 학대 문제가 있다.

격변변광성
개요
유형	변광성
하위 유형	신성 왜소 신성 격변 변광성
설명
격변 변광성	백색 왜성과 다른 별로 이루어진 쌍성계에서, 백색 왜성으로 질량이 이동하면서 갑작스럽고 격렬한 폭발을 일으키는 별
특징	밝기가 불규칙하게 크게 변동함
추가 정보
관련 현상	질량 이동
관련 천체	백색 왜성

2. 분류

격변변광성은 그 특징에 따라 여러 소그룹으로 나뉜다. 이러한 분류는 주로 밝은 원형 별의 이름을 따서 붙여진다. 어떤 경우에는 백색 왜성의 자기장이 너무 강해서 내부 강착 원반을 파괴하거나 아예 원반 형성을 막기도 한다. 이러한 자기 시스템은 강하고 가변적인 광학 광선의 편광을 보이며, 극성이라고도 불린다. 극성은 백색 왜성의 자전 주기로 추정되는 시점에서 작은 진폭의 밝기 변동을 보이는 경우가 많다.

{| class="wikitable"

|-

! 분류 !! 설명

|-

| 초신성

| 조상 별을 파괴하는 매우 큰 폭발을 일으킨다. 일부는 쌍성계의 백색 왜성에서 발생하지만, 다른 일부는 매우 질량이 큰 별이다.

|-

| 신성

| 백색 왜성에 강착된 물질의 핵융합으로 인해 6~19등급의 매우 큰 폭발을 일으킨다.

|-

| 재발 신성

| 약 4~9등급의 폭발을 일으키며, 10~80년마다 반복된다.^[4] 예시로는 고물자리 T별와 RS Ophiuchi가 있다.

|-

| 왜성 신성

| U Geminorum 별이라고도 불리며, 고전 신성보다 작은 규모의 폭발이 반복적으로 관측된다.

|-

| 기린자리 Z별

| 최고 밝기보다 낮은 특정 밝기에서 일시적으로 "멈춤" 현상을 보인다.

|-

| 큰곰자리 SU별

| 평균보다 더 밝은 "초폭발"을 일으킨다.

|-

| 백조자리 SS별

| 두 가지 뚜렷한 길이의 폭발을 보인다.

|-

| 광도 적색 신성

| 폭발 후 매우 붉게 변하는 별의 병합이다.

|-

| 극성

|

AM Herculis 별	백색 왜성의 자기장이 후자의 자전 주기를 쌍성 궤도 주기와 동기화한 쌍성이다. 기증 별의 물질은 원반을 형성하기보다는 자기적으로 백색 왜성으로 유도된다.
DQ Herculis 별	중간 극성이라고도 불리며, AM Herculis 별보다 약간 약한 자기장을 가지고 있다. 강착 원반이 있지만, 자기장에 의해 그 안에 하위 구조가 생성된다.

|-

| VY Sculptoris 별

| 때때로 1등급 이상 밝기가 감소하는 별이며, 어두운 상태에서 매우 가끔 왜성 신성 유형의 폭발이 발생한다. 이들은 극성의 하위 분류일 수 있다.^[5]

|-

| AM Canum Venaticorum 별

| 두 구성 요소 모두 백색 왜성인 격변변광성이다. 강착 원반은 주로 헬륨으로 구성되며, 중력파의 근원으로서 흥미를 끕니다.

|-

| SW Sextantis 별

| 왜성 신성과 같지만, 강착 원반이 정상 상태이므로 폭발을 보이지 않는다. 원반은 균일하지 않게 방출된다. 이들은 일반적으로 식변광성이지만, 이것은 선택적 인공물로 보인다.^[6]

|-

| 안드로메다자리 Z (공생 변광성)

| 차가운 구성 요소가 더 뜨거운 압축 구성 요소와 강착 원반에 질량을 잃는 가까운 쌍성이다.

|}

알려진 격변변광성 시스템은 1600개 이상이다.^[7]

2. 1. 신성 (Nova)

격변변광성은 백색 왜성과 적색성으로 이루어진 근접 쌍성계에서 일어나는 현상이다. 이 중 신성은 백색 왜성 표면에 쌓인 물질이 열핵 폭주 반응을 일으켜 급격히 밝아지는 현상을 말한다.

신성은 폭발 규모와 반복성에 따라 다음과 같이 분류할 수 있다.

고전 신성: 6~19등급의 매우 큰 폭발을 일으키며, 한 번의 폭발로 끝나는 경우가 많다.
반복 신성: 4~9등급의 폭발을 일으키며, 10~80년 주기로 반복된다. 고물자리 T별, 전갈자리 U별, 북쪽왕관자리 T별 등이 있다.
왜성 신성: 고전 신성보다 작은 규모의 폭발이 반복적으로 일어난다.
신성상 변광성: 폭발 기록은 없지만, 신성과 유사한 변광을 보인다.

폭발기 외에는 신성과 왜성 신성에 본질적인 차이가 없으며, 일괄적으로 취급된다.

2. 1. 1. 고전 신성 (Classical Nova)

(고전적) 신성은 백색 왜성에 강착된 물질의 핵융합으로 인해 6~19등급의 매우 큰 폭발을 일으키는 격변변광성이다.^[4] 원래 존재하던 어두운 별이 며칠 만에 수만 배 밝기로 변하는 천체이다(새로운 별이 탄생한 것은 아니다). 등급으로 보면 8등에서 15등의 증광폭을 가진다. 증광 후에는 수십 일에서 수백일에 걸쳐 감광한다.

신성의 정체는 백색 왜성(주성)과 적색성(반성)으로 이루어진 근접 쌍성계로 생각된다. 적색성에서 백색 왜성으로 흘러 떨어지는 물질이 백색 왜성의 주위를 원반처럼 둘러싸 강착 원반을 형성한다. 백색 왜성의 표면에는 강착 원반을 통해 물질이 쌓인다. 쌓인 물질은 백색 왜성의 강한 표면 중력에 의해 열핵 폭주 반응이 일어나 쌓인 물질을 날려 보내면서 극적으로 밝기가 증가한다. 반복 신성과 증광의 메커니즘은 같지만, 증광에서 다음 증광까지의 시간 척도가 다르다(고전 신성: 수만 년에서 수백만 년, 반복 신성: 100년 이하). 따라서 고전 신성의 증광은 기본적으로 한 번의 사건으로 생각하는 것이 일반적이다.

신성은 감광 속도에 따라 분류된다. 감광 속도가 빠른(NA), 느린(NB), 매우 느린(NC, 공생 신성)으로 대별된다.

또한 스펙트럼에서도 분류할 수 있다는 것이 알려져 있다. 주로 철의 라인이 탁월한 것과 He/N이 탁월한 것으로 대별된다. 또한 신성의 감광 속도와 극대 시의 절대 등급에는 상관관계가 있다는 것이 경험적으로 알려져 있으며(MMRD; Maximum Magnitude / Rate of Decline), 이 관계로부터 신성까지의 거리를 추정할 수 있다.

2. 1. 2. 반복 신성 (Recurrent Nova)

이들은 약 4~9등급의 폭발을 일으키며, 10~80년마다 반복된다.^[4] 예시로는 고물자리 T별(T Pyx), RS Ophiuchi가 있다. 반복 신성^[20] (회귀 신성, 재귀 신성)은 두 번 이상의 신성 폭발이 관측된 천체를 가리키며, 10례 정도 관측되었다. 대표적인 예로 고물자리 T별, 전갈자리 U별, 북쪽왕관자리 T별 등이 있다. 모두 폭발 간격이 수십 년 이상이며, 2009년에 약 10년 만에 폭발한 전갈자리 U별이나, 2011년에 약 45년 만에 폭발한 고물자리 T별이 주목받고 있다.

2. 1. 3. 신성 분류

격변변광성은 밝은 원형 별의 이름을 따서 여러 그룹으로 나뉜다. 백색 왜성의 자기장이 강하면 내부 강착 원반을 파괴하거나 원반 형성을 막기도 한다. 자기 시스템은 강하고 가변적인 광학 광선의 편광을 보여 극성이라고도 불린다. 이들은 백색 왜성의 자전 주기로 추정되는 시점에서 작은 진폭의 밝기 변동을 보이는 경우가 많다.

{| class="wikitable"

|-

! 분류

! 설명

|-

| 초신성

| 격변변광성으로 분류되며, 조상 별을 파괴하는 매우 큰 폭발을 일으킨다. 일부는 쌍성계의 백색 왜성에서 발생하지만, 다른 일부는 매우 질량이 큰 별이다.

|-

| (고전적) 신성

| 백색 왜성에 강착된 물질의 핵융합으로 인해 6~19등급의 매우 큰 폭발을 일으킨다.

|-

| 재발 신성

| 약 4~9등급의 폭발을 일으키며, 10~80년마다 반복된다.^[4] 예시로는 T Pyxidis와 RS Ophiuchi가 있다.

|-

| 왜성 신성

| U Geminorum 별이라고도 불리며, 고전 신성보다 작은 양이지만 반복적으로 밝아지는 것이 관측된다.

|-

| Z Camelopardalis 별

| 최고 밝기보다 낮은 특정 밝기에서 일시적으로 "멈춤"

|-

| SU Ursae Majoris 별

| 평균보다 더 밝은 "초폭발"을 가짐

|-

| SS Cygni 별

| 두 가지 뚜렷한 길이의 폭발을 가짐

|-

| 광도 적색 신성

| 폭발 후 매우 붉게 변하는 별의 병합이다.

|-

| 극성

|

AM Herculis 별	백색 왜성의 자기장이 후자의 자전 주기를 쌍성 궤도 주기와 동기화한 쌍성이다. 기증 별의 물질은 원반을 형성하기보다는 자기적으로 백색 왜성으로 유도된다.
DQ Herculis 별	중간 극성이라고도 불리며, AM Herculis 별보다 약간 약한 자기장을 가지고 있다. 강착 원반이 있지만, 자기장에 의해 그 안에 하위 구조가 생성된다.

|-

| VY Sculptoris

| 때때로 1등급 이상의 밝기가 감소하는 별이며, 어두운 상태에서 매우 가끔 왜성 신성 유형의 폭발이 발생한다. 이들은 극성의 하위 분류일 수 있다.^[5]

|-

| AM Canum Venaticorum

| 두 구성 요소 모두 백색 왜성인 격변변광성이다. 강착 원반은 주로 헬륨으로 구성되며, 중력파의 근원으로서 흥미를 끕니다.

|-

| SW Sextantis

| 왜성 신성과 같지만, 강착 원반이 정상 상태이므로 폭발을 보이지 않는다. 원반은 균일하지 않게 방출된다. 이들은 일반적으로 또한 식변광성이지만, 이것은 선택적 인공물로 보인다.^[6]

|-

| Z Andromedae (공생 변광성)

| 차가운 구성 요소가 더 뜨거운 압축 구성 요소와 강착 원반에 질량을 잃는 가까운 쌍성이다.

|}

신성(Nova)/고전 신성(Classical nova)은 원래 존재하던 어두운 별이 며칠 만에 수만 배 밝기로 변하는 천체이다(새로운 별이 탄생한 것은 아니다). 8~15등급의 증광폭을 가지며, 증광 후에는 수십 일에서 수백 일에 걸쳐 감광한다.

신성의 정체는 백색 왜성(주성)과 적색성(반성)으로 이루어진 근접 쌍성계로 생각된다. 적색성에서 백색 왜성으로 흘러 떨어지는 물질은 백색 왜성의 주위를 원반처럼 둘러싸 강착 원반을 형성한다. 백색 왜성의 표면에는 강착 원반을 통해 물질이 쌓인다. 쌓인 물질은 백색 왜성의 강한 표면 중력에 의해 열핵 폭주 반응이 일어나 쌓인 물질을 날려 보내면서 극적으로 밝기가 증가한다. 반복 신성과 증광의 메커니즘은 같지만, 증광에서 다음 증광까지의 시간 척도가 다르다(고전 신성: 수만 년에서 수백만 년, 반복 신성: 100년 이하). 따라서 고전 신성의 증광은 기본적으로 한 번의 사건으로 간주된다.

신성은 감광 속도에 따라 빠른 신성(NA), 느린 신성(NB), 매우 느린 신성(NC, 공생 신성)으로 분류된다. 또한 스펙트럼에서도 분류할 수 있는데, 주로 철의 라인이 탁월한 것과 He/N이 탁월한 것으로 나뉜다. 신성의 감광 속도와 극대 시의 절대 등급에는 상관관계가 있다는 것이 경험적으로 알려져 있으며(MMRD; Maximum Magnitude / Rate of Decline), 이 관계로부터 신성까지의 거리를 추정할 수 있다.

2. 1. 4. 주요 신성 (예시)

신성(Nova)은 백색 왜성과 적색성으로 이루어진 근접 쌍성계에서 발생한다. 적색성에서 백색 왜성으로 물질이 흘러 들어가 강착 원반을 형성하고, 백색 왜성 표면에 쌓인 물질이 열핵 폭주 반응을 일으켜 극적으로 밝기가 증가하는 현상이다. 신성은 감광 속도에 따라 빠른(NA), 느린(NB), 매우 느린(NC, 공생 신성)으로 분류되며, 스펙트럼에 따라 철의 라인이 탁월한 것과 He/N이 탁월한 것으로 나뉜다.

다음은 주요 신성의 예시이다.

궁수자리 V4743 (V4743 Sagittarii) - 5.0등급에서 16.8등급 사이에서 변광한다.
고물자리 V382 (V382 Velorum) - 2.66등급에서 16.4등급 사이에서 변광한다.
백조자리 V1500 (V1500 Cygni) - 극대 등급은 1.7등급, 극소 등급은 21등급 이하이다.^[10]
돌고래자리 HR (HR Delphini) - 3.7등급에서 12등급 사이에서 변광한다.^[10]

2. 2. 왜성 신성 (Dwarf Nova)

왜성 신성 또는 쌍둥이자리 U형 변광성(UG)은 10~3000일 정도의 간격으로 급격하게 밝아지는 현상(아웃버스트)을 보이며, 곧 다시 어두워지는 현상을 반복하는 특징을 가지고 있다. 소규모의 신성과 유사한 광도 변화를 보이며, 밝아지는 모습 때문에 신성의 출현을 연상시킨다.^[7]

그러나, 신성 폭발이 백색 왜성의 표면에서 일어나는 반면, UG형의 증광은 강착 원반 내 수소의 전리 현상으로 인한 강착 원반의 발광에 의한 것이며, 신성과는 그 증광 메커니즘이 전혀 다르다.

이 천체는 증광 방식에 따라 백조자리 SS형(UGSS), 기린자리 Z형(UGZ), 큰곰자리 SU형(UGSU)으로 세분류된다. UG형 역시 신성과 마찬가지로 적색 왜성과 강착 원반을 가진 백색 왜성의 근접 쌍성이다. 왜성 신성은 더 긴 주기로 신성 폭발을 일으킬 가능성이 있다. 신성 폭발 자체가 관측된 기록은 없지만, 왜성 신성 기린자리 Z별에는 신성 폭발의 흔적이 있는 성운이 발견되었다.

2. 2. 1. 왜성 신성의 종류

왜성 신성은 U Geminorum 별이라고도 불리며, 고전 신성보다 작은 규모의 폭발이 반복적으로 관측되는 격변변광성이다. 왜성 신성은 10~3000일 정도의 간격으로 급격히 밝아졌다가 다시 어두워지는 현상을 반복한다.^[7] 이러한 광도 변화는 소규모 신성과 유사하며, 밝아지는 모습은 마치 신성이 나타나는 것과 비슷하다.

하지만 신성 폭발은 백색 왜성 표면에서 핵융합 반응으로 인해 발생하는 반면, 왜성 신성의 밝기 증가는 강착 원반 내 수소의 전리 현상으로 인해 강착 원반 자체가 밝게 빛나는 현상이다. 즉, 왜성 신성과 신성은 그 밝기 증가 메커니즘이 전혀 다르다.

왜성 신성은 증광 방식에 따라 다음과 같이 세분류된다.

종류	설명
Z Camelopardalis 별 (UGZ)	최고 밝기보다 낮은 특정 밝기에서 일시적으로 "멈춤" 현상을 보인다.
SU Ursae Majoris 별 (UGSU)	평균보다 더 밝은 "초폭발"을 일으킨다. 궤도 주기가 100분 정도이며, 일반적인 폭발(normal outburst)과 초폭발(super outburst) 두 종류의 증광을 보인다. 가장 큰 특징은 초폭발 시 광도 곡선에서 궤도 주기보다 수 % 긴 0.2~0.3 등급의 주기적인 변동, 즉 "슈퍼 험프(super hump)"가 나타난다는 것이다. 큰곰자리 ER형이나 화살자리 WZ형과 같은 하위 분류도 존재한다.
SS Cygni 별 (UGSS)	두 가지 뚜렷한 길이의 폭발을 보인다.

왜성 신성은 적색 왜성과 강착 원반을 가진 백색 왜성으로 이루어진 근접 쌍성계라는 점에서 신성과 유사하다. 왜소신성은 더 긴 주기로 신성 폭발을 일으킬 가능성이 있으며, 실제로 왜성 신성 기린자리 Z별에서는 신성 폭발의 흔적이 있는 성운이 발견되기도 했다.

2. 2. 2. 주요 왜성 신성 (예시)

왜성 신성 또는 쌍둥이자리 U형 변광성은 고전 신성보다 작은 규모로 반복적인 밝기 변화를 보이는 격변변광성이다. 왜성 신성은 더 긴 주기로 신성 폭발을 일으킬 가능성이 있지만, 실제 관측된 기록은 없다. 다만, 왜성 신성인 기린자리 Z별에서는 신성 폭발의 흔적이 있는 성운이 발견되었다. 왜성 신성은 증광 방식에 따라 백조자리 SS형 (UGSS), 기린자리 Z형 (UGZ), 큰곰자리 SU형 (UGSU)으로 세분된다.^[4] UG형 역시 신성과 마찬가지로 적색왜성과 강착 원반을 가진 백색왜성의 근접 쌍성계이다.

종류	설명	예시
기린자리 Z형 (UGZ)	최고 밝기보다 낮은 특정 밝기에서 일시적으로 "멈춤" 현상을 보임
큰곰자리 SU형 (UGSU)	평균보다 더 밝은 "초폭발"을 일으킴	궁수자리 WZ 별, 큰곰자리 ER 별
백조자리 SS형 (UGSS)	두 가지 뚜렷한 길이의 폭발을 보임	백조자리 SS 별

2. 3. 신성상 변광성 (Nova-like Variable)

신성상 변광성(nova-like variable)은 폭발 기록은 없지만, 폭발 시기를 제외하면 신성, 왜성 신성과 유사한 변광을 보이는 별이다. 폭발기 외에는 신성과 왜신성에 본질적인 차이가 없으며, 일괄적으로 취급된다.^[7]

격변변광성은 종종 해당 종류의 특징을 나타내는 밝은 원형 별의 이름을 따서 여러 개의 작은 그룹으로 세분화된다. 어떤 경우에는 백색 왜성의 자기장이 너무 강해서 내부 강착 원반을 파괴하거나 아예 원반 형성을 막기도 한다. 자기 시스템은 종종 강하고 가변적인 광학 광선의 편광을 보이며, 따라서 때때로 극성이라고도 불린다. 이들은 백색 왜성의 자전 주기로 추정되는 시점에서 작은 진폭의 밝기 변동을 보이는 경우가 많다.

{| class="wikitable"

|-

! வகை !! 설명

|-

| 극성

|

AM Herculis 별	백색 왜성의 자기장이 후자의 자전 주기를 쌍성 궤도 주기와 동기화한 쌍성이다. 기증 별의 물질은 원반을 형성하기보다는 자기적으로 백색 왜성으로 유도된다.
DQ Herculis 별	중간 극성이라고도 불리며, AM Herculis 별보다 약간 약한 자기장을 가지고 있다. 강착 원반이 있지만, 자기장에 의해 그 안에 하위 구조가 생성된다.

|-

| VY Sculptoris 별 || 때때로 1등급 이상의 밝기가 감소하는 별이며, 어두운 상태에서 매우 가끔 왜성 신성 유형의 폭발이 발생한다. 이들은 극성의 하위 분류일 수 있다.^[5]

|-

| AM Canum Venaticorum 별 || 두 구성 요소 모두 백색 왜성인 격변변광성이다. 강착 원반은 주로 헬륨으로 구성되며, 중력파의 근원으로서 흥미를 끕니다.

|-

| SW Sextantis 별 || 왜성 신성과 같지만, 강착 원반이 정상 상태이므로 폭발을 보이지 않는다. 원반은 균일하지 않게 방출된다. 이들은 일반적으로 또한 식변광성이지만, 이것은 선택적 인공물로 보인다.^[6]

|}

2. 4. 초신성 (Supernova)

초신성은 별이 폭발하면서 엄청난 양의 에너지를 방출하는 현상이다. 밝기는 10등급에서 20등급까지 밝아지며, 절대 등급은 -15등급에서 -20등급에 이른다. 초신성은 한 은하에서 100년에 몇 개 정도 나타나는 희귀한 현상이다.

은하수에서는 1006년, 1054년, 1181년, 1572년, 1604년에 초신성이 나타났다는 기록이 있으며, 게 성운과 같은 초신성 잔해도 남아있다. 이 초신성들은 모두 겉보기 등급이 -1등급에서 -8등급으로 매우 밝았다.

2. 4. 1. 초신성의 종류

초신성
이들은 격변변광성으로 분류되며, 조상 별을 파괴하는 매우 큰 폭발을 일으킨다. 일부는 쌍성계의 백색 왜성에서 발생하지만, 다른 일부는 매우 질량이 큰 별이다.

초신성은 별의 대규모 폭발 현상이다. 10등급에서 20등급 밝아지며, 최고 밝기일 때 절대 등급은 -15등급에서 -20등급에 달한다. 하나의 은하에서 100년에 수 개 나타난다고 한다. 은하수에서는 옛날부터 기록이 있으며, 1006년, 1054년, 1181년, 1572년, 1604년에 초신성이 나타났고, 그 잔해 (초신성 잔해, M1게 성운 등)도 증거로서 현존하고 있다. 모두 겉보기 등급은 -1등급에서 -8등급이다. 폭발의 메커니즘은 크게 두 가지로 나뉜다. 하나는 근접 쌍성계에서 반성으로부터 백색 왜성으로 질량이 강착됨에 따라 찬드라세카르 한계 질량을 넘어서 일어나는 대폭발이고, 다른 하나는 진화한 대질량 별의 중력 붕괴로 일어나는 대폭발이다.

2. 5. 극성 (Polar)

격변변광성 중에는 백색 왜성의 자기장이 강해 내부 강착 원반을 파괴하거나 아예 원반 형성을 막는 경우가 있다. 이러한 계는 강하고 가변적인 광학 광선의 편광을 보여 극성이라고도 불리며, 백색 왜성의 자전 주기로 추정되는 시점에서 작은 진폭의 밝기 변동을 보이기도 한다.

2. 5. 1. 극성의 종류

격변변광성은 백색 왜성의 자기장 세기에 따라 여러 종류로 나뉜다. 자기장이 강한 경우, 내부 강착 원반을 파괴하거나 원반 형성을 막기도 한다. 이러한 자기 시스템은 강하고 가변적인 광학 광선의 편광을 보여 극성이라고도 불린다. 극성은 백색 왜성의 자전 주기로 추정되는 시점에서 작은 진폭의 밝기 변동을 보이기도 한다.

극성은 자기장의 세기에 따라 다시 다음과 같이 세분된다.

종류	설명
AM Herculis 별	백색 왜성의 자기장이 쌍성 궤도 주기와 동기화된 쌍성이다. 기증 별의 물질은 원반을 형성하지 않고 자기적으로 백색 왜성으로 유도된다.
DQ Herculis 별 (중간 극성)	AM Herculis 별보다 약한 자기장을 가진다. 강착 원반이 존재하지만, 자기장에 의해 하위 구조가 생성된다.

VY Sculptoris 별은 때때로 1등급 이상 밝기가 감소하며, 어두운 상태에서 가끔 왜성 신성 유형의 폭발을 일으켜 극성의 하위 분류로 여겨지기도 한다.^[5]

2. 6. 기타 격변변광성

격변변광성은 종종 밝은 원형 별의 특징을 따서 여러 개의 작은 그룹으로 나뉩니다. 어떤 경우에는 백색 왜성의 자기장이 너무 강해서 내부 강착 원반을 파괴하거나 아예 원반 형성을 막기도 합니다. 이러한 자기 시스템은 강하고 가변적인 광학 광선의 편광을 보여 극성이라고도 불립니다. 이들은 백색 왜성의 자전 주기로 추정되는 시점에서 작은 진폭의 밝기 변동을 보이는 경우가 많습니다.

종류	설명
초신성	격변변광성으로 분류되며, 조상 별을 파괴하는 매우 큰 폭발을 일으킵니다. 일부는 쌍성계의 백색 왜성에서 발생하지만, 다른 일부는 매우 질량이 큰 별입니다.
(고전적) 신성	백색 왜성에 강착된 물질의 핵융합으로 인해 6~19등급의 매우 큰 폭발을 일으킵니다.
재발 신성	약 4~9등급의 폭발을 일으키며, 10~80년마다 반복됩니다.^[4] 예시로는 T Pyxidis와 RS Ophiuchi가 있습니다.
왜성 신성	U Geminorum 별이라고도 하며, 고전 신성보다 작은 양이지만 반복적으로 밝아지는 것이 관측되는 격변변광성입니다.
Z Camelopardalis 별	최고 밝기보다 낮은 특정 밝기에서 일시적으로 "멈춤"
SU Ursae Majoris 별	평균보다 더 밝은 "초폭발"을 가짐
SS Cygni 별	두 가지 뚜렷한 길이의 폭발을 가짐
광도 적색 신성	폭발 후 매우 붉게 변하는 별의 병합입니다.
극성
AM Herculis 별	백색 왜성의 자기장이 후자의 자전 주기를 쌍성 궤도 주기와 동기화한 쌍성입니다. 기증 별의 물질은 원반을 형성하기보다는 자기적으로 백색 왜성으로 유도됩니다.
DQ Herculis	중간 극성이라고도 불리며, AM Herculis 별보다 약간 약한 자기장을 가지고 있습니다. 강착 원반이 있지만, 자기장에 의해 그 안에 하위 구조가 생성됩니다.
VY Sculptoris	때때로 1등급 이상의 밝기가 감소하는 별이며, 어두운 상태에서 매우 가끔 왜성 신성 유형의 폭발이 발생합니다. 이들은 극성의 하위 분류일 수 있습니다.^[5]
AM Canum Venaticorum	두 구성 요소 모두 백색 왜성인 격변변광성입니다. 강착 원반은 주로 헬륨으로 구성되며, 중력파의 근원으로서 흥미를 끕니다.
SW Sextantis	왜성 신성과 같지만, 강착 원반이 정상 상태이므로 폭발을 보이지 않습니다. 원반은 균일하지 않게 방출됩니다. 이들은 일반적으로 또한 식변광성이지만, 이것은 선택적 인공물로 보입니다.^[6]
안드로메다자리 Z (공생 변광성)	차가운 구성 요소가 더 뜨거운 압축 구성 요소와 강착 원반에 질량을 잃는 가까운 쌍성입니다.

안드로메다자리 Z형 변광성(ZAND)은 공생성이며 불규칙하게 변광합니다.^[18] 공생성은 미라로 대표되는 적색 거성의 가스 껍질 속으로 들어간 고온의 별(대부분 백색 왜성이지만 고온의 준왜성인 경우도 있음)이 가스를 가열하는 근접 쌍성계로, 폭발 시 이외에도 불규칙한 광도 변화를 보입니다. ZAND형은 고전적인 신성과 왜신성에 비해 광도 변화가 온화합니다.

공생성은 대부분 격변성이며, 안드로메다자리 Z형 변광성, 공생 신성, 물병자리 R형별이 포함됩니다.^[18] "안드로메다자리 Z형 변광성"이라는 말이 공생성을 가리키는 경우도 있습니다.^[18]

안드로메다자리 Z별 - 8.0등성에서 12.4등성(사진 등급)의 범위를 변광합니다.^[12]
백조자리 CH별 - 5.6등성에서 8.5등성의 범위를 변광합니다.^[12]

사냥개자리 AM형 별은 헬륨 격변성이라고도 불리며, 격변성 중에서도 특히 궤도 주기가 짧고, 반성의 표면에서 수소가 손실된 별입니다.

3. 발견

격변변광성은 아마추어 천문가들이 가장 흔하게 발견하는 천체 중 하나인데, 폭발 단계에 있을 때는 매우 간단한 장비로도 감지할 수 있을 만큼 밝아지기 때문이다. 이들과 쉽게 혼동될 수 있는 유일한 천체는 밤마다 움직임이 뚜렷한 밝은 소행성이다.

격변변광성인지 확인하는 것은 비교적 간단하다. 이들은 보통 매우 푸른색을 띠고, 빠르고 강력한 변광성을 보이며, 특이한 방출선을 보이는 경향이 있다. 또한 자외선 및 X선 영역에서 방출하며, 융합 폭발로 생성된 양성자 과다 핵에서 나온 양전자의 소멸로 인해 감마선도 방출할 것으로 예상되지만, 아직 감지되지 않았다.^[8]

매년 약 6개의 은하 신성(즉, 우리 은하 내)이 발견되는데, 다른 은하에서의 관측을 기반으로 한 모델에 따르면 발생률은 20에서 50 사이여야 한다.^[9] 이러한 불일치는 부분적으로 성간 먼지에 의한 가림, 부분적으로 남반구 관측자의 부족, 그리고 태양이 떠 있고 보름달일 때 관측의 어려움 때문이다.

4. 슈퍼험프 (Superhump)

일부 격변변광성은 강착원반의 변형으로 인해 주기적인 밝기 증가를 겪는데, 이는 강착원반의 회전이 이진성의 궤도 주기와 공명할 때 발생한다. 궤도 주기가 100분 정도인 왜신성은 노멀 아웃버스트와 슈퍼 아웃버스트의 두 종류로 밝기가 증가한다. 가장 큰 특징은 슈퍼 아웃버스트 시의 광도 곡선에서 슈퍼 험프라고 불리는, 궤도 주기보다 수 % 긴 0.2 등급에서 0.3 등급의 주기적인 변동이 나타난다는 것이다. 또한 UGSU의 하위 분류로 ER UMa(큰곰자리 ER)형이나 WZ Sge(화살자리 WZ)형이 있다.

참조

_[1] 웹사이트 Binary star V Sagittae to explode as very bright nova by century's end https://phys.org/new[...] 2024-07-14
_[2] 웹사이트 Introduction to Cataclysmic Variables (CVs) https://heasarc.gsfc[...] 2024-10-06
_[3] 웹사이트 Astronomers Discover 'Cataclysmic' Star Pair, Confirming Decades-Old Prediction https://www.cnet.com[...] 2023-11-06
_[4] 서적 Cataclysmic Cosmic Events and How to Observe Them https://archive.org/[...] Springer 2009
_[5] 간행물 VY Sculptoris stars as magnetic CVs 2002-10-04
_[6] 웹사이트 Defining Characteristics of the SW Sextantis Stars http://spider.ipac.c[...]
_[7] 웹사이트 A Catalog and Atlas of Cataclysmic Variables http://archive.stsci[...]
_[8] 간행물 Detectability of gamma-ray emission from classical novae with Swift/BAT 2008
_[9] 간행물 Classical novae from the POINT-AGAPE microlensing survey of M31 -- II. Rate and statistical characteristics of the nova population
_[10] 문서 2008年天文観測年表 지인서관 2007-11-20
_[11] 논문 A Reference Catalogue and Atlas of Galactic Novae 1986
_[12] 문서 2008年天文観測年表
_[13] 웹사이트 AAVSOによるSU UMaの眼視観測用星図 http://www.aavso.org[...]
_[14] 웹사이트 AAVSOによるER UMaの眼視観測用星図 http://www.aavso.org[...]
_[15] 서적 オックスフォード天文学辞典朝倉書店
_[16] 서적 オックスフォード天文学辞典朝倉書店
_[17] 서적 オックスフォード天文学辞典朝倉書店
_[18] 서적 オックスフォード天文学辞典朝倉書店
_[19] 서적 天文学大事典 지인서관
_[20] 서적 天文小辞典 지인서관
_[21] 서적 天文観測年表2009 지인서관
_[22] 웹사이트 GCVS Introduction http://www.sai.msu.s[...] 2023-01-11
_[23] 서적 シリーズ現代の天文学8 ブラックホールと高エネルギー現象日本評論社
_[24] 서적 ブラックホールと高エネルギー現象日本評論社 2007-06-20
_[25] 웹사이트 小嶋さん、ヘリウム激変星が起こした矮新星アウトバーストを発見 https://www.astroart[...] 2020-07-10

본 사이트는 AI가 위키백과와 뉴스 기사,정부 간행물,학술 논문등을 바탕으로 정보를 가공하여 제공하는 백과사전형 서비스입니다.
모든 문서는 AI에 의해 자동 생성되며, CC BY-SA 4.0 라이선스에 따라 이용할 수 있습니다.
하지만, 위키백과나 뉴스 기사 자체에 오류, 부정확한 정보, 또는 가짜 뉴스가 포함될 수 있으며, AI는 이러한 내용을 완벽하게 걸러내지 못할 수 있습니다.
따라서 제공되는 정보에 일부 오류나 편향이 있을 수 있으므로, 중요한 정보는 반드시 다른 출처를 통해 교차 검증하시기 바랍니다.

문의하기 : help@durumis.com