변광성

요약 시간에 따라서 밝기가 변하는 별이다. 별 자체의 원인에 의한 본질적변광성, 쌍성계를 이루는 두 별이 식을 일으켜 밝기가 변하는 식변광성으로 분류할 수 있다. 본질적변광성은 다시 맥동변광성, 폭발변광성으로 나눌 수 있다.

자체의 원인으로 인한 것을 본질적 변광성이라 하고, 쌍성계를 이루는 두 별이 식(蝕)을 일으켜 밝기가 변하는 것을 식쌍성(蝕雙星) 또는 식변광성이라 한다. 일반적으로 변광성이라 하면 주로 전자를 의미한다. 본질적 변광성은 별이 팽창과 수축을 되풀이하는 맥동(脈動)변광성과, 짧은 시간에 폭발적으로 밝기가 변하는 폭발변광성(신성 ·초신성 등)으로 나눌 수 있다.

맥동변광성에 속하는 것으로는 변광주기나 상태에 따라 세페이드변광성(예:세페우스자리 δ), 성단형(星團型)변광성(예:거문고자리 RR), 장주기변광성(예:고래자리 미라) 등이 있다. 맥동변광성은 일반적으로 거성 또는 초거성이며, 수축하였을 때는 표면온도가 높아져 밝게 빛나며, 팽창하였을 때는 반대로 표면온도가 낮아져 어두워진다. 세페이드변광성은 그 주기가 1일인 것에서 50일 정도인 것까지 있고, 밝기 변화는 매우 규칙적이다. 보통 주기가 길수록 밝아서, 예컨대, 주기 10일인 세페이드변광성은 주기 1일인 것보다 1등급 이상 밝다. 이런 주기와 광도(光度) 관계를 이용하면, 즉 어떤 세페이드변광성의 주기를 측정하여 그 광도를 알게 되면, 그 별이나 그것이 속한 성단과 외부은하의 거리를 결정할 수 있다.

안드로메다은하는 이 방법에 의해 거리가 약 200만 광년으로 밝혀졌으며, 이것은 먼 거리에 있는 외부은하의 연구에 중요한 자료가 된다. 세페이드변광성의 주기-광도 관계는 별의 종족에 따라 다른데, 종족 Ⅰ(젊은별)은 같은 주기의 종족 Ⅱ보다 약 1.5등이 더 밝다. 한편, 성단형변광성은 그 주기가 1일 이하로, 0.5일 정도인 것이 많다. 거문고자리 RR변광성이 대표적인데, 이들의 광도는 태양의 약 100배임이 알려져 있고, 이들이 속한 구상성단의 거리 결정에 이용된다.