거문고자리 베타형 변광성

2. 질량 흐름

이러한 질량 흐름은 쌍성계를 이루는 별 중 하나가 항성 진화 과정에서 거성 또는 초거성으로 변했기 때문에 발생한다. 이렇게 팽창한 별은 크기가 매우 커져 표면 중력이 약해지고, 이로 인해 가스(소위 항성풍)가 쉽게 빠져나가 질량을 잃게 된다. 특히 거문고자리 베타형 변광성과 같이 가까운 쌍성계에서는 이러한 질량 손실이 더욱 강화되는 두 번째 효과가 나타난다. 거성이 팽창하여 로슈 로브에 도달하면, 물질이 한 별에서 다른 별로 자유롭게 흐를 수 있게 된다. 로슈 로브는 쌍성계를 이루는 두 별 주위를 둘러싸는 수학적인 표면을 의미한다.

일반적으로 쌍성계에서는 질량이 더 큰 별이 먼저 거성이나 초거성으로 진화한다. 계산에 따르면, 이 과정에서 질량 손실이 매우 커서 비교적 짧은 시간(50만 년 미만) 안에 원래 더 무거웠던 별이 오히려 가벼운 별이 되는 현상이 발생한다. 이동하는 질량의 일부는 동반성으로 흡수되고, 나머지는 우주 공간으로 흩어진다.

3. 광도 곡선

베타 거문고자리형 변광성의 광도 곡선은 매우 부드러운 특징을 보인다. 식(eclipses)이 매우 점진적으로 시작하고 끝나기 때문에 정확한 시작과 끝 시점을 정의하기 어렵다. 이는 두 구성 별 사이의 질량 흐름이 매우 커서, 전체 쌍성계가 하나의 공통된 대기로 둘러싸이는 현상 때문에 발생한다. 밝기 변화의 진폭은 대부분의 경우 1 겉보기 등급 미만이며, 현재까지 알려진 가장 큰 진폭은 V480 거문고자리에서 관측된 2.3등급이다.

밝기 변화의 주기는 매우 규칙적이며, 이는 쌍성계를 이루는 두 별의 공전 주기, 즉 두 별이 서로를 한 바퀴 도는 데 걸리는 시간과 같다. 이 주기는 일반적으로 1일에서 수 일 정도로 짧은 편이다. 알려진 가장 짧은 주기는 QY 바다뱀자리의 0.29일이며, 가장 긴 주기는 W 남십자자리의 198.5일이다. 주기가 100일 이상인 베타 거문고자리 시스템의 경우, 구성원 중 하나는 일반적으로 초거성이다.

베타 거문고자리 시스템은 때때로 알골 변광성의 한 종류로 여겨지기도 하지만, 광도 곡선에서 차이를 보인다. 알골 변광성의 식은 베타 거문고자리형보다 훨씬 더 명확하게 구분된다. 반면, 베타 거문고자리 변광성은 W 큰곰자리 변광성과 다소 유사해 보일 수 있다. 하지만 W 큰곰자리 변광성은 일반적으로 더 가까운 거리에서 서로 붙어 도는 접촉 쌍성이며, 구성 별들의 질량도 베타 거문고자리 시스템의 구성 별들(대략 태양 질량 1)보다 가벼운 경우가 많다.