미라 (항성)
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1. 개요
미라(Mira)는 고래자리에 있는 변광성으로, 1662년 요하네스 헤벨리우스가 '놀라운'이라는 뜻의 라틴어 단어에서 이름을 따왔다. 이중성계로, 적색 거성인 미라 A와 백색 왜성인 미라 B로 구성되어 있으며, 약 332일 주기로 밝기가 변하는 미라 변광성의 대표적인 예시이다. 미라 A는 질량을 잃고 있으며, 미라 B는 물질을 흡수하며 공생 관계를 보이고 있다.
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| 미라 (항성) | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 화명 | 스테라 미라(Stella Mira), 콜룸 세티(Collum Ceti), 원더풀 스타(Wonderful Star) |
| 별칭 | ο Cet, 68 Cet |
| 별자리 | 고래자리 |
| 기타 명칭 | BD -03°353 HD 14386 HIP 10826 HR 681 LTT 1179 SAO 129825 쿠지라자리 오미크론세이(くじら座ο星) |
| 위치 (J2000.0) | |
| 관측 | |
| 겉보기 등급 | 2.0에서 10.1 (변광) |
| 변광성 유형 | 미라형 변광성 |
| 특징 | |
| 분광형 | M7 IIIe (M5e-M9e) |
| B-V 색지수 | +1.53 |
| U-B 색지수 | +0.08 |
| 운동 | |
| 시선 속도 | +63.8 km/s |
| 고유 운동 (RA) | +9.33 밀리초/년 |
| 고유 운동 (Dec) | −237.36 밀리초/년 |
| 연주 시차 | 10.91 |
| 연주 시차 오차 | 1.22 |
| 절대 등급 | +0.99 (변광) |
| 궤도 요소 (미라 B 기준) | |
| 궤도 장반축 | 0.8 각초 |
| 궤도 이심률 | 0.16 |
| 궤도 주기 | 497.88 년 |
| 궤도 경사 | 112 도 |
| 승교점 경도 | 138.8 도 |
| 근일점 통과 시기 | 2285.75 |
| 근일점 인수 | 258.3 도 |
| 물리적 특징 | |
| 나이 | 60억 년 |
| 질량 | 1.18 M☉ |
| 반지름 | 332–402 R☉ |
| 광도 (볼로미터) | 8,400–9,360 L☉ |
| 표면 온도 | 2,918–3,192 K |
| 미라 A | |
| 분류 | 적색 거성, 점근 거성 분지성 |
| 스펙트럼 분류 | M5-9e |
| 겉보기 등급 | 3.04 |
| 반지름 (평균) | 464 ± 60 R☉ |
| 질량 | 1.18 M☉ |
| 광도 | 8400~9360 L☉ |
| 표면 온도 (평균) | 약 2800 K |
| 나이 | 6×10^9 년 |
| 미라 B | |
| 분류 | 백색 왜성 |
| 스펙트럼 분류 | DA |
| 겉보기 등급 | 9.5 |
| 질량 | 약 1 M☉ |
| 광도 | 약 2 L☉ |
| 유효 온도 | 약 30,000 K |
2. 명칭
'''고래자리 오미크론'''(ο Ceti)은 바이어 명명법에 따른 이름이다. 요하네스 헤벨리우스는 1662년 저서 ''Historiola Mirae Stellae''에서 '놀라운' 또는 '경이로운'을 뜻하는 라틴어 단어 미라(Mira)로 명명했다. 2016년, 국제천문연맹(IAU) 산하 별 이름에 관한 실무 그룹(WGSN)은 별의 고유 명칭을 목록화하고 표준화하는 작업을 수행, WGSN의 2016년 7월 첫 보고서에 이 별을 '미라'로 등재했다.
'미라(Mira)'라는 이름은 요하네스 헤벨리우스가 1662년 저서 "Historiola Mirae Stellae"에서 이 별의 변광 특성을 나타내기 위해 '놀라운', '경이로운'을 뜻하는 라틴어 단어를 사용한 것에서 유래했다. 보데의 『플람스티드 성도』 베를린판(1782년)에서 처음 사용되었고, 2016년 국제천문연맹 산하 별 이름에 관한 실무 그룹(WGSN)이 공식 승인했다.
종종 별자리 이름을 붙여 '''미라 케티'''(Mira Ceti) 또는 "미라 케치"라고 불리기도 한다. 미라는 "고래자리의 심장"에 해당한다고 알려져 있지만, 다른 이름인 Collum Ceti는 라틴어로 "고래자리의 목"을 의미한다. 헤벨리우스는 1690년 성표 ''Prodromus Astronomiae''에서 Nova in Collo Ceti(고래자리의 목에 있는 신성)라고 기록했다.
2. 1. 학명
'''고래자리 오미크론'''(ο Ceti, Omicron Ceti)은 바이어 명명법에 따른 이름이다. 요하네스 헤벨리우스는 1662년 저서 ''Historiola Mirae Stellae''에서 '놀라운' 또는 '경이로운'을 뜻하는 라틴어 단어 미라(Mira)로 명명했다. 2016년, 국제천문연맹(IAU) 산하 별 이름에 관한 실무 그룹(WGSN)은 별의 고유 명칭을 목록화하고 표준화하는 작업을 수행, WGSN의 2016년 7월 첫 보고서에 이 별을 '미라'로 등재했다.2. 2. 어원
'미라(Mira)'라는 이름은 1662년 요하네스 헤벨리우스가 그의 저서 "Historiola Mirae Stellae"에서 이 별의 놀라운 변광 특성을 나타내기 위해 '놀라운', '경이로운'을 뜻하는 라틴어 단어를 사용한 것에서 유래했다. 2016년 국제천문연맹 산하 별 이름에 관한 실무 그룹(WGSN)은 이 이름을 공식적으로 승인했다.종종 별자리 이름을 붙여 '''미라 케티'''(Mira Ceti)라고 불리기도 한다. 미라는 "고래자리의 심장"에 해당한다고 알려져 있지만, 다른 이름인 Collum Ceti는 라틴어로 "고래자리의 목"을 의미한다.
2. 3. 한국 및 동아시아
조선왕조실록에는 1592년부터 1594년까지 객성(客星)으로 추정되는 기록이 나타나 있는데, 허병욱은 이것이 단순한 신성(新星)이 아닌 미라였을 가능성을 제기했다.중국 전통 천문학에서 미라는 "추고(蒭藁)" 성관(星官)에 속하는 "추고증이(蒭藁增二)"로 불렸다.
한국과 중국의 옛 천문 기록(1070년, 1592년)에도 미라로 추정되는 기록이 남아있다.
3. 관측 역사
1596년 8월 3일 천문학자 데이비드 파브리시우스는 수성을 관측하던 중 이전에 알려지지 않았던 3등성을 기준별로 선택했다. 8월 21일 기준별의 밝기가 1등급 증가했고, 10월에는 시야에서 사라졌다. 파브리시우스는 이를 신성으로 추정했으나, 1609년 2월 16일 다시 관측했다. 이 별의 밝기 변화는 미라의 신빙성 있는 첫 관측 기록이다.
1638년 요하네스 홀버다는 별이 다시 나타나는 주기를 11개월로 측정했으며, 미라가 변광성임을 발견한 것으로 인정받고 있다. 요하네스 헤벨리우스는 동시에 관측을 진행했으며, 1662년 다른 별들과 다른 특이한 행동을 보인다는 이유로 '미라(놀라운)'라는 이름을 붙였다. 이스마일 부이요는 주기를 333일로 측정했는데, 이는 현대 측정값인 332일과 단 하루 차이 나는 수치이다. 미라의 주기는 약간씩 변하는 것으로 알려져 있어, 이 정도의 오차는 무시할 수 있다.
1925년 마운트 윌슨 천문대의 프랜시스 피스는 간섭계를 이용하여 미라의 지름을 420000000km로 측정했다. 이는 태양 반지름의 약 300배에 해당한다. 당시 안타레스에 이어 두 번째로 큰 별로 알려졌다.
고대 중국, 바빌로니아, 그리스에서 미라를 관측했을 가능성이 제기되었으나, 그 증거는 매우 미약하다.
3. 1. 초기 관측
고대 중국, 바빌로니아, 그리스에서 미라를 관측했을 가능성이 제기되었으나, 그 증거는 매우 미약하다. 신빙성 있는 최초의 기록은 1596년 8월 3일 천문학자 데이비드 파브리시우스가 이 별의 밝기 변화를 관측한 것이다. 그는 수성을 관측하던 중 위치 비교를 위한 기준별로 이전에 알려지지 않았던 3등성을 선택했다. 그러나 8월 21일 기준별의 밝기가 1등급 증가했고, 10월에는 시야에서 사라졌다. 파브리시우스는 이를 신성으로 추정했으나, 1609년 2월 16일 다시 관측했다.1638년 요하네스 홀버다는 별이 다시 나타나는 주기를 11개월로 측정했으며, 미라가 변광성임을 발견한 것으로 인정받고 있다. 요하네스 헤벨리우스는 동시에 관측을 진행했으며, 1662년 다른 별들과 다른 특이한 행동을 보인다는 이유로 '미라(놀라운)'라는 이름을 붙였다. 이스마일 부이요는 주기를 333일로 측정했는데, 이는 현대 측정값인 332일과 단 하루 차이 나는 수치이다. 미라의 주기는 약간씩 변하는 것으로 알려져 있어, 이 정도의 오차는 무시할 수 있다.
파브리시우스 이전에 미라를 관측했을 가능성에 대한 여러 추측이 존재한다. 알골의 역사(변광성으로 확실히 알려진 것은 1667년이지만, 고대 기록을 통해 수천 년 동안 관측되었을 가능성이 제기됨)는 미라 역시 이전부터 알려졌을 가능성을 시사한다. 히파르코스의 「아라투스 주석」의 현대 번역가인 카알 마니티우스는 2세기의 이 글에서 특정 구절이 미라에 관한 것일 수 있다고 주장했다. 프톨레마이오스, 알 수피, 울루크베그, 티코 브라헤의 망원경 이전 서양 목록에는 일반적인 별로도 언급되지 않았다. 1596년, 1070년, 그리고 히파르코스가 관측했을 것으로 추정되는 기원전 134년의 중국과 한국 기록에서 세 가지 관측이 시사하는 바가 있다.
다음은 미라의 초기 관측 기록과 관련된 주장들을 정리한 표이다.
| 시기 | 관련 인물/기록 | 주장 내용 |
|---|---|---|
| 기원전 2세기 | 카알 마니티우스 | 히파르코스의 「에우독소스와 아라토스의 『파이노메나』의 주석서」에 미라 언급 추정 |
| 기원전 134년경 | 허병욱 등 | 히파르코스가 본 신성이 미라일 가능성 제기 |
| 기원 1세기 | 요한 바이어 | 히기누스와 무명의 인물이 고래자리의 "혹" 또는 "만곡부"에 위치하는 별(미라) 언급 |
| 기원 전후 | 김이삼 | 『성경』에 등장하는 베들레헴의 별이 미라일 가능성 주장 |
| 1070년 12월 25일 | 허병욱 | 중국 문헌에 기록된 객성이 미라일 가능성 주장 |
| 1592년 11월 23일, 1594년 2월 20일 | 허병욱 | 한국 문헌에 기록된 객성이 미라일 가능성 주장 |
3. 2. 최초의 신빙성 있는 기록
1596년 8월 3일 독일의 천문학자 데이비드 파브리시우스는 수성을 관측하던 중 미라의 밝기 변화를 처음으로 기록했다. 그는 수성의 위치를 확인하기 위해 근처에 있는 3등급의 별을 기준으로 삼았는데, 8월 21일 이 별의 밝기가 1등급 올라갔다. 10월에는 이 별이 시야에서 사라졌다. 파브리시우스는 이 별을 신성으로 생각했지만, 1609년 2월 16일 다시 이 별을 발견했다.요하네스 홀버다는 이 별이 사라졌다가 나타나는 주기를 11개월로 측정했다. 요하네스 헤벨리우스도 동시에 이 별을 관측했으며, 1662년 자신의 저서 ''Historiola Mirae Stellae''에서 이 별에 ‘미라’라는 이름을 붙였다. 여기서 미라는 ‘멋지다, 놀랍다’라는 뜻의 라틴어 단어로, 이전에는 이런 별이 없었음을 표현한 것이다.
3. 3. 변광 주기 측정
1638년 요하네스 홀버다는 미라가 사라졌다가 나타나는 주기를 11개월로 측정했다. 1662년 요하네스 헤벨리우스는 이 별에 ‘미라’라는 이름을 붙였다. 1667년 이스마일 부이요는 미라의 변광 주기를 333일로 측정했는데, 이는 현대 측정값인 332일과 하루 차이밖에 나지 않는다. 미라의 변광 주기 자체는 조금씩 변하기 때문에 이 정도 오차는 무시해도 좋은 수준이다.3. 4. 간섭계를 이용한 측정
1925년 마운트 윌슨 천문대의 프랜시스 피스(Francis G. Pease)는 간섭계를 이용하여 미라의 지름을 420000000km로 측정했다.[2] 이는 태양 반지름의 약 300배에 해당한다. 당시 안타레스에 이어 두 번째로 큰 별로 알려졌다.[3]3. 5. 추가 관측
히파르코스 위성 관측 이전에는 지구로부터 약 220광년 떨어진 것으로 추정되었으나, 2007년 히파르코스 데이터 재분석 결과 약 299광년으로 수정되었다(오차범위 11%).4. 항성계
미라 항성계는 미라 A와 미라 B로 구성된 쌍성계이다. 1995년 허블 우주 망원경이 주성에서 70 천문단위 떨어진 곳에서 미라 B를 발견했고, 이 발견은 1997년에 발표되었다. 허블 망원경의 자외선 사진과 찬드라 우주 망원경의 엑스선 사진을 통해 주성에서 나선 형태의 가스가 솟구쳐 올라와 미라 B로 흘러가는 현상이 관측되었다. 이 쌍성계는 태양에 가장 가까운 공생성계이기도 하다.
미라 B는 주성을 약 400년에 한 바퀴 공전한다. 2007년에는 미라 B 주위에 원시행성계 원반이 형성되어 있음이 발견되었는데, 이는 주성 미라 A에서 방출된 물질들이 B 주변에 강착 원반 형태로 모인 것이다. 이 물질들은 미라 B 주위를 도는 행성계로 자라날 것으로 보인다.
2007년 관측 자료에서는 미라 B가 백색 왜성이 아니라 분광형 K의 주계열성 (태양 질량의 약 0.7배)으로 추정되었으나, 2010년 추가 연구에서 백색왜성으로 확인되었다.
4. 1. 미라 A (주성)
미라 A는 주계열 단계를 떠나 항성진화의 마지막 단계인 점근거성가지에 있는 적색거성이다. 핵융합 반응이 중심핵에서 외곽부로 이동하면서 부피는 크게 증가했지만, 표면 온도는 낮아졌다.중심핵에 헬륨이 쌓여 헬륨 연소가 시작되는 '헬륨 섬광' 단계를 거쳐, 중심핵의 헬륨이 소진되면 다시 부풀어 오르는 점근거성가지 단계에 진입한다. 현재 미라 A는 이 단계에 있으며, 열맥동으로 인해 불안정한 상태를 보인다. 이러한 맥동은 10년 또는 그 이상 지속되며, 1만 년 동안 이 상태가 유지된다. 맥동 주기를 거치면서 밝기와 크기가 큰 폭으로 변화한다.
미라 A는 불규칙한 형태를 띠는데, 이는 표면의 밝은 흑점 때문으로 추정된다. 허블 우주 망원경이 자외선 영역에서 관찰한 결과, 동반성 미라 B를 향해 깃털 모양으로 뻗어 있는 구조가 확인되었다.
미라 A는 쌍성계로, 적색거성인 주성(미라 A)과 백색왜성 동반성(미라 B)으로 구성되어 있으며, 태양에 가장 가까운 공생성계 쌍이다. 찬드라 X선 관측선 관측 결과, 주성에서 백색왜성으로 물질이 이동하는 현상이 확인되었다. 두 별은 약 70 천문단위 떨어져 있다.
미라 A는 매년 2.5×10⁻⁷ 태양질량의 비율로 질량을 방출하고 있으며, 이는 400만 년에 태양 하나의 질량을 잃는 속도와 같다. 평균 반지름은 464±60 태양반지름, 유효온도는 약 2800켈빈으로 추정된다. 미라 A가 구형이 아닌 이유는 명확하지 않지만, 비대칭적인 맥동, 비대칭적으로 생성된 먼지, 동반성 미라 B의 영향 등이 원인으로 거론된다.
4. 1. 1. 변광
미라 A는 미라 변광성의 표준형으로, 적색거성이며 약 80일에서 1000일 주기로 수축과 팽창을 반복한다.[5] 평균 밝기는 약 3.5등급이며, 최대 2.0등급에서 최소 4.9등급까지 밝기가 변한다. 극대값과 극소값의 밝기 차이는 가시광선 영역에서 최대 1700배에 달한다. 광도 곡선은 약 100일 동안 상승하고, 200일 동안 하강하는 형태를 보인다.
맥동은 별의 크기와 온도 변화를 일으킨다.[6] 온도는 최대 밝기 직후 가장 높고, 최소 밝기 직전 가장 낮다. 광구는 최대 밝기 직전과 최대 온도 시점에 가장 작다. 가장 큰 크기는 최저 온도 시점 직전에 도달한다.[6]
미라의 경우, 가장 높은 광도는 별이 가장 뜨겁고 가장 작을 때 나타난다. 시각 등급은 광도와 시각 파장에서 발생하는 복사의 비율 모두에 의해 결정된다. 시각 파장에서 방출되는 복사의 비율은 매우 작으며, 이 비율은 온도에 따라 크게 영향을 받는다(플랑크 법칙). 전체 광도 변화와 결합하여 온도가 높을 때 최대값이 발생하는 매우 큰 시각 등급 변화를 만들어낸다.
다른 맥동변광성과 마찬가지로, 미라 A는 별이 가장 수축한 직후에 밝기가 최대가 되는 성질을 가진다. 수축 시에는 항성의 온도가 높아져 단위 면적당 밝기가 증가하기 때문이다. 팽창 시에는 반대 현상이 일어나는 데다가, 저온의 항성 대기에 빛을 차단하는 티탄산화물 구름이 발생하여 광도 저하에 영향을 준다고 생각된다.
0.13, 0.18, 0.26, 0.40, 0.47 위상에서 미라에 대한 적외선 VLTI 측정 결과, 반지름은 최대 직후 0.13 위상에서 에서 최소에 가까운 0.40 위상에서 로 변하는 것으로 나타났다. 0.13 위상에서의 온도는 이고, 최대에서 최소까지의 중간 지점인 0.26 위상에서의 온도는 이다. 광도는 0.13 위상에서 로 계산되고, 0.26 위상에서 이다.
미라의 맥동은 비맥동 별에 비해 광구를 약 50% 팽창시키는 효과가 있다. 미라의 경우, 맥동하지 않는다면 반지름은 약 에 불과할 것으로 모델링되었다.
최근 미라의 최대 밝기는 다음과 같다.
| 연도 | 월 | 일 |
|---|---|---|
| 1999 | 10 | 21~31 |
| 2000 | 9 | 21~30 |
| 2001 | 8 | 21~31 |
| 2002 | 7 | 21~31 |
| 2003 | 6 | 21~30 |
| 2004 | 5 | 21~31 |
| 2005 | 4 | 11~20 |
| 2006 | 3 | 11~20 |
| 2007 | 2 | 1~10 |
| 2008 | 1 | 21~31 |
| 2008 | 12 | 21~31 |
| 2009 | 11 | 21~30 |
| 2010 | 10 | 21~31 |
| 2011 | 9 | 21~30 |
| 2012 | 8 | 27 |
| 2013 | 7 | 26 |
| 2014 | 5 | 12 |
| 2015 | 4 | 9 |
| 2016 | 3 | 6 |
| 2017 | 1 | 31 |
| 2017 | 12 | 29 |
| 2018 | 11 | 26 |
| 2019 | 10 | 24 |
| 2020 | 9 | 20 |
| 2021 | 8 | 18 |
| 2022 | 7 | 16 |
| 2023 | 6 | 13 |
| 2024 | 5 | 10 |
4. 1. 2. 질량 손실
미라 A는 외곽 대기에서 물질을 방출하여 약 13광년 길이의 꼬리를 형성한다. 이 꼬리는 뱃머리 충격파 현상으로 인해 발생하는데, 이는 미라 A의 항성풍과 성간 물질의 상호작용으로 만들어진다. 꼬리는 뱃머리 충격파의 머리 부분에서 벗겨져 나온 물질들로 이루어져 있으며, 자외선 영역에서 관측할 수 있다.미국 우주항공국(NASA)의 갈렉스 우주 망원경은 미라가 외피에서 물질을 방출하여 13광년 길이의 꼬리를 남긴다는 것을 밝혀냈다. 이 꼬리는 수만 년에 걸쳐 형성된 것이다. 꼬리는 압축된 플라즈마 및 가스로 이루어진 뱃머리 충격파가 원인으로, 미라 A의 항성풍이 매우 빠른 속도로 이동하는 성간 공간의 기체와 상호 작용한 결과이다.
미라의 뱃머리 충격파는 결국 행성상성운으로 진화할 것이며, 그 형태는 성간매질(ISM)을 통한 운동에 상당한 영향을 받을 것이다. 미라의 꼬리는 태양과 같은 별이 어떻게 죽고 궁극적으로 새로운 태양계의 씨앗을 뿌리는지 연구할 수 있는 독특한 기회를 제공한다. 미라가 이동하면서 꼬리는 탄소, 산소 및 새로운 별, 행성, 그리고 아마도 생명체 형성에 필요한 다른 중요한 원소들을 방출한다. 이 꼬리 물질은 지난 3만 년 동안 방출되었다.
미라 A는 점근거성가지에 속하며, 매년 2.5×10⁻⁷ 태양질량의 비율로 질량을 방출하고 있다. 이는 400만 년에 태양 하나의 질량을 상실하는 속도에 해당한다. 미라 A는 반지름과 온도가 시간적으로 일정하지 않을 뿐만 아니라 구형에서 벗어난 늘어난 형태를 하고 있지만, 평균적으로 그 반지름은 464±60 태양반지름, 유효온도는 약 2800켈빈으로 추정된다.
미라 B 또한 불규칙적으로 밝기를 변화시키는 변광성이며, 변광성 명칭은 '''고래자리 VZ성'''(VZ Cet)이다. 미라 B는 강착원반을 동반한 백색왜성으로 생각된다. 미라를 쌍성계로 볼 경우 공생별로 분류되며, 이 종류의 천체 중에서는 태양계에서 가장 가까운 거리에 있는 것으로 여겨진다.
찬드라 X선 관측선에 의한 이 계의 관측은 주성에서 백색왜성으로 이어지는 물질 다리에 따른 직접적인 질량 교환을 보여준다. 두 별은 현재 약 70 천문단위 떨어져 있다.
4. 2. 미라 B (동반성)
1995년 허블 우주 망원경이 주성에서 약 70 천문단위 떨어진 곳에서 미라 B를 발견했으며, 1997년에 그 존재가 공식적으로 발표되었다.[7] 허블 우주 망원경의 자외선 사진 및 찬드라 우주 망원경의 엑스선 사진을 통해, 주성에서 나선 형태의 가스가 솟구쳐 올라와 미라 B로 흘러가는 현상이 관측되었다. 미라 B는 주성을 약 400년 주기로 공전한다.2007년 미라 B 주위에 원시행성계 원반이 형성되어 있음이 밝혀졌다. 이 원반은 주성 미라 A에서 방출된 물질이 강착 원반 형태로 모인 것으로, 미래에 행성계로 발전할 가능성이 있다. 초기 관측에서는 미라 B가 백색 왜성이 아니라 분광형 K에 태양 질량의 약 0.7배 정도인 주계열성으로 추정되었으나, 2010년 추가 연구를 통해 실제로는 백색왜성으로 확인되었다. 미라 B는 변광성이며, 고래자리 VZ별로도 불린다. 미라를 쌍성계로 볼 경우 공생별로 분류되며, 이 종류의 천체 중에서는 태양계에서 가장 가까운 거리에 있는 것으로 여겨진다.
참조
[1]
웹사이트
Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars
http://www.usno.navy[...]
2017-01-22
[2]
논문
The Diameter of Mira Ceti at the 1925 Maximum
https://www.jstor.or[...]
1925
[3]
논문
Science News
https://www.jstor.or[...]
1925
[4]
서적
Galaxy v23n06 (1965 08)
http://archive.org/d[...]
[5]
간행물
GCVS: vartype.txt
ftp://cdsarc.u-stras[...]
General Catalogue of Variable Stars
[6]
논문
The Pulsation of χ Cygni Imaged by Optical Interferometry: A Novel Technique to Derive Distance and Mass of Mira Stars
[7]
논문
The wonderful complexity of the Mira AB system
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