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변광성

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목차

1. 개요

변광성은 밝기가 주기적으로 변하는 별을 의미하며, 고대 이집트 시대부터 관측 기록이 존재한다. 변광성은 별 자체의 물리적 변화로 인한 내재적 변광성과 외부 요인에 의한 외재적 변광성으로 분류된다. 내재적 변광성에는 맥동 변광성, 분출 변광성, 격변적 변광성이 있으며, 외재적 변광성에는 식쌍성과 회전 변광성이 있다. 변광성은 측광, 분광법 등을 통해 분석되며, 밝기 변화를 나타내는 광도곡선을 통해 주기, 진폭, 모양 등의 정보를 얻을 수 있다. 변광성 관측에는 아마추어 천문학자들의 역할이 중요하며, 특히 세페이드 변광성의 주기-광도 관계를 이용하여 우주의 거리를 측정하는 데 활용된다.

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변광성
변광성
에타 카리나 성운
에타 카리나 성운의 모습
정의밝기가 변하는 별
관측 방법지구에서 관측
변광 메커니즘
내부 요인별의 내부 에너지 변화
별의 팽창과 수축
맥동
외부 요인별과 별 사이의 가림 현상
반사
변광성의 종류
맥동 변광성세페이드 변광성
거문고자리 RR형 변광성
미라형 변광성
폭발 변광성신성
초신성
식변광성알골 변광성
회전 변광성용자리 BY형 변광성
사냥개자리 RS형 변광성
변광성 연구
중요성천문학 연구에 중요한 정보 제공
응용항성 진화 연구
우주 거리 측정
천체 물리학
관련 연구태양의 밝기 변화 연구
변광성의 비국소 이론 연구
기타
참고자료비국소 천체물리학
1978년 이후 태양의 복사 조도 변화

2. 역사

1596년 데이비드 파브리시우스가 고래자리 오미크론이 주기적으로 시야에서 사라졌다 나타나는 것을 발견하면서 변광성 연구가 시작되었다. 1642년 요하네스 헤벨리우스는 이 별에 미라(''Mira'', "놀라움"이라는 의미)라는 이름을 붙였다. 1786년까지 12개의 변광성이 확인되었다. 1669년 제미니아노 몬타나리는 알골이 식쌍성임을 발견했고, 존 구드리케는 1784년 알골의 밝기 변화를 정확하게 분석했다. 1850년대 이후, 특히 1890년대 사진술이 발달하면서 변광성 발견 속도가 매우 빨라졌다.

변광성 총 목록(General Catalogue of Variable Stars)[12](2008년판)에는 우리 은하에 46,000개 이상, 다른 은하에 10,000개 이상의 변광성과 10,000개 이상의 '의심' 변광성이 목록에 올라있다.

2. 1. 고대 및 초기 관측

약 3,200년 전 고대 이집트의 길흉일력에는 식쌍성 알골의 변광에 대한 기록이 남아있을 수 있다.[3][4][5] 오스트레일리아 원주민들 또한 베텔게우스와 안타레스의 밝기 변화를 관측하여 이를 구전 전통에 담은 것으로 알려져 있다.[6][7][8]

1596년 데이비드 파브리시우스는 고래자리 오미크론이 주기적으로 시야에서 사라졌다 나타나는 것을 발견했다. 1638년 요하네스 홀워다는 미라가 11개월 주기로 밝기가 변하는 것을 발견했다. 1642년 요하네스 헤벨리우스는 이 별에 미라(''Mira'', "놀라움"이라는 의미)라는 이름을 붙였다. 이러한 변광성과 1572년·1604년에 관측된 초신성은 아리스토텔레스와 고대의 천문학자들이 생각했던 "하늘은 불변한다"는 주장이 옳지 않음을 증명했고, 16세기와 17세기 초 천문학계의 발전을 촉진했다.

2. 2. 근대 변광성 연구

1669년 제미니아노 몬타나리는 식쌍성 알골을 기록했다.[3][4][5] 존 구드리케는 1784년 알골의 밝기 변화 원인을 정확하게 설명했다. 1786년까지 12개의 변광성이 확인되었다. 1850년대 이후 변광성의 발견 속도는 매우 빨라졌으며, 특히 1890년대 이후 사진술의 발달로 변광성 발견이 더욱 가속화되었다.

1930년 천문학자 세실리아 페인-가포슈킨은 《고광도 별들(The Stars of High Luminosity)》[9]이라는 책을 출판했는데, 이 책에서 그녀는 많은 변광성을 관측하고 특히 세페이드 변광성에 주목했다.[10] 그녀와 남편 세르게이 가포슈킨이 함께 수행한 변광성에 대한 분석과 관측은 이후 모든 관련 연구의 기초를 마련했다.[11]

2003년 업데이트된 [http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs 변광성 총괄 목록 최신판]에는, 우리 은하에 존재하는 4만 개 이상의 변광성이 수록되어 있다. 2013년, 스위스 제네바 천문대의 천문학팀은 NGC 3766에 있는 36개의 별이 2시간에서 20시간 간격으로 밝기가 0.1%라는 미세한 변화를 보인다는 것을 발표했다.[33] 연구팀은 이를 기존의 별 등급에 맞지 않는 새로운 종류의 변광성이라고 주장하고 있다.

3. 변광성의 분류

변광성은 밝기가 변하는 원인에 따라 크게 내재적 변광성과 외재적 변광성으로 나뉜다.


  • '''내재적 변광성''': 별 자체의 물리적 특성 변화로 인해 변광이 발생한다. 맥동 변광성, 분출 변광성, 격변/폭발적 변광성으로 나뉜다.
  • '''외재적 변광성''': 회전이나 식 현상과 같은 외부 요인으로 인해 변광이 발생한다. 식쌍성, 회전 변광성으로 나뉜다.


식변광성은 두 개의 별이 번갈아 상대방을 가리는 현상을 말하며, 별 자체는 맥동 등을 하지 않는 일정한 밝기의 별이다. 두 별이 서로 상대방의 주위를 공전하고 있는 것은 연성계라 하여 별의 세계에서는 흔한 일이다.

변광성의 하위 그룹은 일반적으로 원형이 된 별의 이름을 따서 명명된다. 예를 들어, 왜소 신성은 이 등급에서 처음으로 인식된 별인 ''U 제미노룸''의 이름을 따서 ''U Geminorum''형 별로 지정된다.

3. 1. 내재적 변광성

별 자체의 물리적 특성 변화로 인해 밝기가 변하는 별을 내재적 변광성이라고 한다. 식변광성이 외부 요인에 의해 밝기가 변하는 것과 달리, 내재적 변광성은 별 스스로 크기가 변하거나 맥동하는 등 내부적인 요인으로 인해 밝기가 변한다.

세페우스 별과 같은 단주기 변광성이나, 미라와 같은 장주기 변광성이 대표적인 내재적 변광성이다. 특히 미라형 변광성의 경우, 큰 밝기 변화는 단순한 맥동만으로는 설명하기 어려워, 별이 맥동하면서 빛을 가리는 구름을 뿜어낸다는 가설도 제기된다.[1]

3. 1. 1. 맥동 변광성

맥동 변광성은 별의 반지름이 주기적으로 팽창과 수축을 반복하면서 밝기가 변하는 별이다. 이러한 팽창과 수축은 별 내부의 에너지 흐름이 불안정해지면서 발생한다. 맥동 변광성은 크게 방사 맥동과 비방사 맥동으로 나뉜다. 방사 맥동은 별 전체가 하나의 덩어리처럼 팽창과 수축을 하는 것이고, 비방사 맥동은 별의 일부는 팽창하고 다른 일부는 수축하는 것이다.

맥동 주기는 별의 밝기(절대등급)와 밀접한 관계가 있다. 큰 별(절대등급이 밝은 별)은 진동 주기가 길고, 작은 별(절대등급이 어두운 별)은 진동 주기가 짧다. 맥동 주기를 알면 그 변광성의 절대등급을 알 수 있으며, 겉보기 밝기(등급)와의 차이로부터 거리를 계산할 수 있다. 이러한 주기-광도 관계는 헨리에타 스완 리비트에 의해 처음 발견되었으며, 성단이나 외부 은하의 거리를 측정하는 데 사용된다. 에드윈 허블은 이 방법을 사용하여 소위 나선 성운이 실제로는 멀리 떨어진 은하임을 증명했다.

맥동 변광성의 종류는 다음과 같다.

  • 세페이드 변광성: 불안정대에 위치하며, 매우 규칙적인 팽창과 수축을 반복한다. 주기-광도 관계를 이용하여 거리를 측정하는 데 매우 유용하다.
  • 거문고자리 RR형 변광성
  • 방패자리 델타형 변광성
  • 고래자리 ZZ형 변광성(백색왜성)
  • 장주기 변광성: 수 주에서 수년에 걸쳐 주기적으로 맥동하는 차가운 별들이다.
  • 베타 세페이 변광성: 0.1~0.6일의 짧은 주기로 맥동하며, 최대 수축 시 가장 밝다.
  • sdB 별
  • PV Telescopii 변광성
  • RV Tauri 변광성: 황색 초거성으로, 깊고 얕은 극소광이 번갈아 나타난다.
  • 알파 거문고자리 변광성: 비구면 진동 초거성으로, 주기는 수 일에서 수 주까지 다양하다.
  • 감마 도라두스 변광성: 주계열성으로, 주기는 약 하루이다.
  • 맥동 백색왜성
  • BLAP (청색 대진폭맥동성)
  • 빠른 황색 맥동 초거성(FYPS)


별의 맥동을 이용한 별 내부 연구는 별진동학으로 알려져 있다. 태양 역시 약 5분 주기의 매우 작은 진폭으로 진동하며, 이러한 진동의 연구는 태양 지진학으로 알려져 있다.

3. 1. 2. 폭발형 변광성

폭발형 변광성은 항성 표면이나 내부에서 일어나는 폭발적인 현상으로 인해 밝기가 변하는 별이다. 여기에는 신성, 왜소신성, 초신성, 격변 변광성 등이 포함된다.

  • 초신성(SN): 가장 극적인 격변 변광성으로, 우주에서 가장 에너지가 강한 사건 중 하나이다. 초신성은 일시적으로 전체 은하만큼의 에너지를 방출하며, 20등급 이상(1억 배 이상 밝게) 밝아진다. 초신성 폭발은 백색왜성 또는 항성 핵이 특정 질량/밀도 한계인 찬드라세카르 한계에 도달하여 붕괴할 때 발생한다. 1054년 중국 등에서 관측된 초신성의 잔해는 게 성운으로 남아있다. 초신성은 큰마젤란은하에 있는 SN 1987A와 같이 매우 거대한 별의 죽음으로 인해 발생하거나, 쌍성계에서 백색왜성으로 질량이 이동하여 발생할 수 있다.

  • 밝은 적색 신성: 두 별의 합병으로 발생하는 항성 폭발이다. 고전적인 신성과는 관련이 없으며, 특징적인 붉은색을 띠고 초기 폭발 후 매우 느리게 감소한다.

  • 신성(N): 초신성과 달리 모항성의 파괴로 이어지지 않는다. 밀접한 쌍성계에서 한 구성 요소인 백색왜성이 다른 별로부터 물질을 축적하다가, 특정 조건(축퇴 물질) 하에서 핵융합이 폭발적으로 시작되어 발생한다. 수십 년에서 수천 년의 주기로 재발할 수 있으며, 밝기 변화 곡선에 따라 '빠른', '느린', '매우 느린' 신성으로 분류된다. 1975년 백조자리 신성은 최근 역사상 가장 밝은 신성으로 2등급에 도달했다.

  • 왜소신성(UG): 백색왜성을 포함하는 쌍성계에서 물질 이동으로 인해 주기적인 폭발이 발생한다.
  • U형 게미노룸형 변광성(SS 시그니형 변광성): 약 5~20일 동안 지속되는 폭발 후 수백 일 동안 조용한 기간이 이어진다. 폭발 시 2~6등급 밝아진다.
  • Z형 카멜로파르달리스형 변광성: 최대 광도와 최소 광도 사이의 중간 지점에서 밝기의 일시적인 정체('정지 상태')가 나타난다.
  • SU형 큰곰자리형 변광성: 빈번한 작은 폭발과 더 드물지만 더 큰 '초폭발'이 발생한다. 이 쌍성계는 2.5시간 미만의 공전주기를 갖는다.

  • 중간극 천체(DQ Herculis형 천체): 저질량 별이 강한 자기장을 가진 백색왜성으로 질량을 이동시키는 상호작용하는 쌍성계이다. 백색왜성 주위에 강착 원반이 형성되지만, 안쪽 영역은 자기장에 의해 잘려나가고, 포착된 물질은 자기력선을 따라 강착된다.

  • 극단변광성(AM CVn형 변광성): 백색왜성의 자기장이 매우 강력하여 자전 주기와 쌍성 궤도 주기를 동기화한다. 강착 흐름은 자기력선을 따라 백색왜성에 충돌하며, 강착 영역에서 방출되는 사이클로트론 복사는 몇 등급의 궤도 변화를 일으킨다.

  • 안드로메다자리 Z형 변광성(ZAND): 가스와 먼지 구름에 둘러싸인 적색거성과 뜨거운 청색성으로 구성된 공생쌍성계이다. 최대 4등급의 진폭을 가진 신성과 같은 폭발을 일으킨다.

  • AM CVn형 변광성: 백색왜성이 다른 백색왜성, 헬륨별 또는 진화된 주계열성으로부터 헬륨이 풍부한 물질을 강착하는 공생쌍성이다. 매우 짧은 주기로 복잡한 변광을 보이거나 때로는 변광을 보이지 않기도 한다.

  • 플레어 항성(UV Ceti 변광성): 규칙적인 플레어를 겪는 매우 어두운 주계열성이다. 밝기가 단 몇 초 만에 최대 2등급(6배 더 밝음)까지 증가했다가 30분 이내에 정상 밝기로 돌아온다. 프록시마 켄타우리와 울프 359가 대표적이다.

  • RS Canum Venaticorum 변광성: 매우 활동적인 채층을 가진 근접 쌍성계로, 거대한 태양흑점과 플레어를 포함하며, 근접한 동반성에 의해 강화된 것으로 여겨진다. 변광 주기는 궤도 주기와 가까운 며칠에서 수년에 이르기까지 다양하다.

3. 1. 3. 분출형 변광성

별은 표면에서 물질이 분출되거나, 별 주위의 가스나 먼지에 의해 밝기가 변한다. 오리온자리 변광성, 백조자리 감마형 변광성, 황소자리 R형 변광성 등이 이에 해당한다.

폭발 변광성은 별에서 물질이 손실되거나, 어떤 경우에는 별에 물질이 유입됨으로써 발생하는 불규칙적이거나 준규칙적인 밝기 변화를 보인다. 이름과는 달리, 이러한 현상은 폭발적인 사건이 아니다.[1]

큰 별들은 상대적으로 쉽게 물질을 잃는다. 이러한 이유로, 거성과 초거성에서는 분출과 질량 손실로 인한 변광성이 상당히 흔하다.[3]

Wolf–Rayet star영어형 변광성은 매우 질량이 크고 뜨거운 별로, 이중성 상호작용이나 별 주변의 회전하는 가스 덩어리 등 여러 원인으로 인해 때때로 변광성을 보인다. 이들은 헬륨(Helium), 질소(Nitrogen), 탄소(Carbon), 산소(Oxygen) 선을 포함한 넓은 방출선 스펙트럼을 보인다. 일부 별에서 나타나는 변광은 확률적인 반면, 다른 별들은 여러 주기를 보인다.[4]

감마 카시오페이아(γ Cas) 변광성은 적도 부근에서 빠른 자전 속도로 인해 물질이 방출되어 최대 1.5등급(광도 4배 변화)까지 불규칙적으로 변광하는, 초거성이 아닌 빠르게 자전하는 B형 방출선 별이다.[5]

3. 2. 외재적 변광성

외재적 변광성은 별 자체의 변화가 아닌 외부 요인에 의해 밝기가 변하는 별이다. 외재적 변광성은 크게 두 가지 종류로 나뉜다. 하나는 식변광성이고 다른 하나는 회전 변광성이다.

식변광성은 두 개의 별이 서로 상대방의 주위를 공전하는 연성계(連星系)에서 나타난다. 이때, 두 별이 번갈아 가며 서로를 가리는 현상 때문에 밝기가 변하는 것처럼 보인다.

회전 변광성은 별 표면의 밝기 분포가 균일하지 않거나, 별이 타원체 모양으로 변형되어 자전함에 따라 밝기가 변하는 별이다.[31]

3. 2. 1. 식변광성

쌍성은 두 개 이상의 별이 서로의 중력으로 인해 공통 질량중심을 공전하는 천체를 말한다. 쌍성의 궤도면이 지구와 쌍성을 잇는 직선을 포함하는 평면상에 존재하는 경우, 별이 서로를 가리거나 드러내는 현상으로 인해 겉보기 광도가 변화하여 변광성으로 관측된다. 이것이 식변광성이다. 식변광성은 별 자체가 맥동 등을 하지 않고 일정한 밝기를 유지한다.

외인 변광성은 지구 관측자에게 보이는 밝기 변화가 외부 원인에 의해 발생한다. 가장 흔한 원인 중 하나는 동반성이 존재하여 두 별이 쌍성을 이루는 경우이다. 특정 각도에서 볼 때, 한 별이 다른 별을 식하면 밝기가 감소한다. 가장 유명한 식쌍성 중 하나는 알골(Algol) 또는 페르세우스자리 베타별(β Per)이다.[2]

  • '''알골 변광성''': 거의 일정한 밝기를 유지하는 기간으로 분리된 하나 또는 두 개의 최소값을 가진 식 현상을 겪는다. 이 종류의 원형은 페르세우스자리의 알골(Algol)이다.[3]
  • '''이중 주기 변광성''': 주기적인 질량 교환을 보이는데, 이로 인해 매우 긴 주기에 걸쳐 궤도 주기가 예측 가능하게 변화한다. 가장 잘 알려진 예는 V393 Scorpii이다.[4]
  • '''거문고자리 베타형 변광성''': 별 셸리아크의 이름을 딴 매우 가까운 쌍성계이다. 이러한 식변광성의 광도곡선은 끊임없이 변화하기 때문에 각 식의 시작과 끝을 정확하게 결정하는 것이 거의 불가능하다.[5] W Serpentis는 거성 또는 초거성이 질량이 더 크고 밀도가 높은 별로 물질을 전이하는 준접촉 쌍성계의 원형이다. 이들은 비슷한 β Lyrae형 쌍성계와 구별되는 특징으로, 물질 원반의 강착점에서 강한 자외선 방출을 보인다.[6]
  • '''큰곰자리 W형 변광성''': 이 그룹의 별들은 하루보다 짧은 주기를 보인다. 별들이 서로 매우 가까이 위치해 있어 표면이 거의 접촉하고 있다.[7]


행성을 가진 항성은 행성이 지구와 항성 사이를 통과할 경우 밝기 변화를 보일 수도 있다. 이러한 변화는 항성 동반성에서 보이는 변화보다 훨씬 작으며, 매우 정확한 관측을 통해서만 감지할 수 있다. 예로는 HD 209458과 GSC 02652-01324, 그리고 케플러 우주 망원경에 의해 발견된 모든 행성과 행성 후보들이 있다.[8]

3. 2. 2. 회전 변광성

별 표면의 밝기 분포가 균일하지 않거나, 별이 타원체 모양으로 변형되어 자전함에 따라 밝기가 변하는 별이다.[31] 항성의 표면은 흑점처럼 더 어둡고 밝은 영역이 존재하며, 항성의 채층 또한 밝기가 변할 수 있다. 항성이 자전함에 따라 우리는 몇 십분의 일 등급의 밝기 변화를 관측한다.[33]

회전 변광성은 다음과 같이 7가지 종류로 세분된다.[33]

회전 변광성의 변광 범위는 대부분 작기 때문에 육안 관측에는 적합하지 않다.

4. 변광성 관측

변광성은 측광, 분광 광도 측정, 분광법을 사용하여 분석한다. 밝기 변화를 그래프로 나타낸 광도곡선을 통해 변광 주기, 진폭 등을 알 수 있다. 규칙적인 변광성은 변화의 주기와 진폭을 매우 잘 확립할 수 있지만, 많은 변광성은 이러한 양이 시간이 지남에 따라 서서히 변할 수도 있다. 광도곡선에서 최대 밝기는 최대값으로, 최소 밝기는 최소값으로 알려져 있다.

광도곡선으로부터는 다음과 같은 정보를 얻을 수 있다.[13]


  • 밝기 변화의 주기성 여부 (주기적, 반주기적, 불규칙적 등)
  • 밝기 변동 주기
  • 광도곡선의 모양 (대칭성, 각진 정도, 최소값 개수 등)


스펙트럼으로부터는 다음과 같은 정보를 얻을 수 있다.[13]

  • 별의 종류, 온도, 광도 등급 (왜성, 거성, 초거성 등)
  • 단일성 또는 쌍성 여부
  • 스펙트럼의 시간 변화 여부 (예: 주기적인 온도 변화)
  • 관측되는 스펙트럼 영역에 따른 밝기 변화 차이 (예: 가시광선과 적외선의 차이)
  • 스펙트럼 선 파장 이동 여부 (예: 도플러 효과에 의한 별의 운동, 팽창, 수축, 자전 등)
  • 별의 강한 자기장 유무
  • 비정상적인 방출선 또는 흡수선 유무 (예: 뜨거운 항성 대기, 별 주위 가스 구름)


광도곡선과 분광 자료를 결합하면 변광성에서 일어나는 변화에 대한 단서를 얻을 수 있다.[13] 예를 들어, 맥동 변광성의 경우 스펙트럼 이동을 통해 별 표면이 주기적으로 가까워지거나 멀어지는 것을 확인할 수 있으며, 이는 밝기 변화와 같은 주기를 갖는다.[14]

모든 변광성의 약 3분의 2는 맥동하는 것으로 추정된다.[15] 1930년대에 천문학자 아서 스탠리 에딩턴은 별 내부를 설명하는 수학 방정식이 별을 맥동하게 하는 불안정성을 초래할 수 있음을 보였다.[16] 가장 일반적인 유형의 불안정성은 별의 바깥쪽 대류층에서 이온화 정도의 진동과 관련이 있다.[17]

별이 팽창하면 바깥층이 팽창하여 냉각되고, 이온화 정도가 감소하여 기체가 투명해져 별이 에너지를 방출하기 쉬워진다. 이는 별을 수축시키고, 압축된 기체는 가열되어 이온화 정도가 다시 증가한다. 이로 인해 기체가 불투명해지고 복사가 일시적으로 갇혀 기체를 더욱 가열시켜 다시 팽창하게 한다. 이러한 팽창과 수축의 순환이 반복된다.

세페이드 변광성의 맥동은 헬륨(He++에서 He+로, 그리고 다시 He++로)의 이온화 진동에 의해 발생하는 것으로 알려져 있다.[18]

4. 1. 아마추어 천문학의 역할

아마추어 천문학자들은 망원경을 사용하여 변광성을 눈으로 관측하고, 그 결과를 바탕으로 과학적 연구에 기여한다. 이들은 변광성과 밝기가 알려진 주변 별들을 비교하여 변광성의 겉보기 등급을 추정하고, 관측 시간을 기록하여 시각적 광도곡선을 작성한다. 미국변광성관측자협회(AAVSO)는 전 세계 아마추어 천문학자들의 이러한 관측 자료를 수집하여 과학계와 공유한다.

변광성 관측 방법에는 육안 관측, 사진 관측, CCD 관측, 광전 측광 등이 있다. 이 중 초보자도 쉽게 접근할 수 있는 육안 관측 방법으로는 "비례법"과 "광계법"이 있다.[1]
비례법[1]

1. 관측 대상 변광성보다 약간 밝은 별과 약간 어두운 별, 두 개를 기준성(비교성)으로 선택한다.

  • 기준성은 변광성이 아니어야 하며, 두 기준성 간 밝기 차이는 1.0등급 이내여야 한다. 붉은 별은 오차를 유발할 수 있으므로 피하는 것이 좋다.

2. 육안으로 두 기준성 사이의 밝기 차이를 10등분하여, 변광성의 밝기가 어느 지점에 해당하는지 판단한다.

  • 밝은 기준성(a), 어두운 기준성(b), 변광성(v)을 기준으로 밝기를 비교하여 기록한다. (예: a 3 v 7 b, a 8 v 2 b)

3. 기준성의 밝기를 참고하여 변광성의 밝기를 계산한다.
광계법[1]

관측자가 구분 가능한 최소 등급 차이(1광계)를 기준으로 변광성의 밝기를 측정한다. 광계는 다음과 같이 구분된다.

광계설명
0몇 번을 비교해도 전혀 같은 밝기로 보인다.
1거의 같은 밝기로 보이지만, 몇 번 비교하면 가끔 한쪽이 더 밝게 보이는 경우가 있다.
2한쪽이 더 밝게 보이는 경우가 많지만, 몇 번 비교하면 가끔 같은 밝기로 보인다.
3한쪽이 약간 더 밝게 보인다.
4한쪽이 더 밝게 보이지만, 차이는 그다지 크지 않다.
5한쪽이 상당히 더 밝게 보인다.



1광계 값은 개인의 숙련도, 관측 장비, 시력, 당일 컨디션 등에 따라 달라지므로, 사전에 밝기가 알려진 별을 이용하여 자신의 1광계 값을 확인해야 한다. 초보자는 0.2등급, 숙련자는 0.08등급 정도가 일반적인 1광계 값이다.

4. 2. 한국의 변광성 관측

한국에서는 일본천문연구회(日天研), 일본변광성연구회(日変研), 동아천문학회(OAA), 일본아마추어광전관측자협회(JAPOA) 등과 협력하여 변광성 관측이 이루어지고 있다.[24] 일본천문연구회와 OAA는 종합적인 천문 동호회이며, JAPOA는 광전 관측자로 한정된 단체이다.[24] 2013년 현재 일본변광성연구회는 변광성 관측의 중심 단체이며, 일본변광성관측자연맹(VSOLJ)은 이 4개 단체의 연합체이다.[24]

5. 변광성의 중요성

맥동 주기는 변광성의 밝기(절대등급)와 밀접한 관계가 있다. 이 관계는 관측 결과 알게 된 것이지만, 이론적으로도 설명된다. 큰 종을 치면 낮고 장중한 소리가 나오고, 작은 종을 치면 높고 귀여운 소리를 낸다. 피아노 소리에 비유하면, 낮은 음을 내는 피아노선은 굵고, 높은 음을 내는 피아노선은 가늘다. 별의 맥동도 종의 진동이나 피아노선의 진동과 마찬가지여서, 큰 별(절대 등급이 밝은 별)의 진동 피치는 낮고 주기가 길며, 작은 별(절대 등급이 어두운 별)의 진동 주기는 짧다. 맥동 주기를 알면 그 변광성의 절대등급을 알 수 있으며, 이것과 겉보기 밝기(등급)와의 차로부터 거리를 알 수 있다. 이 방법은 성단이나 외부은하계 성운의 거리를 재는 데 사용된다. 즉, 별이나 성운의 거리라고 하는 천문학의 어려운 문제가 맥동하는 단주기 변광성에 의해서 간단히 해결되는 것이다.

행성을 가진 항성은 행성이 지구와 항성 사이를 통과할 경우 밝기 변화를 보일 수도 있다. 이러한 변화는 항성 동반성에서 보이는 변화보다 훨씬 작으며, 매우 정확한 관측을 통해서만 감지할 수 있다. 예로는 HD 209458, GSC 02652-01324, 케플러 우주 망원경에 의해 발견된 모든 행성과 행성 후보들이 있다.

참조

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