미라형변광성

미라형변광성(Mira type variables)은 장주기맥동변광성(long period pulsating variable stars)이다. 장주기변광성(Long Period Variables; LPV) 또는 미라별(Miras)이라고 불리우기도 한다. 다른 종류의 맥동변광성들에 비하여 그 맥동주기(100-2000일)와 진폭(가시광선 1등급 이상)이 크고 맥동 변광의 특성이 매우 규칙적이다. 이들은 대부분 점근거성가지별들이며, 이후 이들은 대부분 행성상성운과 백색왜성으로 진화한다고 알려져 있다. 이들의 분광형은 M형이 제일 많고, C형이나 K형도 있다. 표면온도는 낮지만(2000-3500 K), 반경이 매우 커서 밝기가 태양의 5000-10000배인 적색거성 또는 적색초거성이다. 강한 맥동에 의한 충격파로 표면대기가 확장된 상태이며 더 바깥쪽에는 먼지층을 가지고 있으며 적외선초과 현상이 관측된다. 미라형변광성은 진화될수록 맥동 주기와 진폭이 커지고 먼지층의 두께도 두꺼워진다. 초기질량이 클수록 이 현상은 더 강하고 빠르게 나타난다. 먼지층이 두꺼울 경우에는 가시광선으로는 보이지 않고 적외선이나 전파로 관측된다.

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미라형변광성 중 처음 발견된 항성은 미라(Mira)라는 별칭을 갖는 o Ceti이다. 1596년에 패브리커스(David Fabricus)가 o Ceti의 변광현상을 처음 발견하여 1666년까지 변광주기가 11개월 정도 된다는 것이 알려졌다. 이후의 연구에서 미라와 비슷한 주기가 길고 변광특성이 규칙적인 맥동변광성들이 많이 발견되어 미라형변광성으로 분류되었는데 현재까지 확인된 미라형변광성의 갯수는 약 2만개이다(AAVSO 2019-02-18). 먼지층이 두껍고 긴 맥동 주기(약 500일 이상)를 갖는 미라형변광성은 가시광선 영역에서는 관측되지 않고 적외선 영역에서 관측되기 때문에 가시광선 영역의 관측에만 기반을 둔 목록에는 누락되어 있는 경우가 많다.

미라형변광성의 맥동을 일으키는 가장 중요한 원인은 항성 껍질 부분에서의 수소와 헬륨의 부분적인 전리(partial ioniztion)이다. 전리는 압력을 급격히 증가시켜 껍질을 팽창하게 한다. 특히 껍질 부분에서의 핵반응은 전리 정도를 심하게 하여 맥동의 진폭과 주기를 증가시키는 역할을 할 수 있다.

미라형변광성은 강한 맥동에 의한 충격파로 항성대기가 외부로 많이 확장되어 온도가 낮은(약 1500-1800 K) 항성대기 표면에서는 많은 분자가 만들어지고 메이져선을 방출한다. 바깥 부분으로 확장된 더 낮은 온도(약 1000 K)의 대기에서는 먼지입자들이 만들어지며 먼지층을 형성한다. 먼지층은 복사압에 의하여 그 지역의 탈출속도(escape velocity) 보다 큰 10-30 km@@NAMATH_INLINE@@\,@@NAMATH_INLINE@@s^-1의 속도로 가속되어 외부로 방출되는 항성풍을 만든다(점근거성가지별 내용 참조).

미라형변광성이 진화하면서 주기와 진폭이 증가하는 중요한 원인은 점근거성가지별 껍질 부분에서의 헬륨 핵반응에 의한 열맥동(thermal pulse)이다. 또한, 열맥동은 내부의 중원소를 표면으로 방출하여 대기의 화학성분을 바꾸는 역할도 할 수 있다(이 과정에서 탄소별이 만들어질 수 있다).

미라형변광성의 확장된 대기 바깥쪽 온도 1000 K 부분에서 먼지층이 만들어지고 중심별 복사에 대한 불투명계수가 높은 먼지입자들이 강한 항성풍을 만든다. 먼지를 포함하는 강한 항성풍은 질량결손을 주도한다. 질량결손율은 연간 10^-8-10^-4 태양질량 정도로 매우 큰 편이며 중심별의 껍질부분이 소진되고 축퇴된 핵이 드러날 때까지 계속된다. 은하계에 존재하는 먼지입자는 대부분 점근거성가지별 주변에서 만들어 진다고 믿어진다.

열적맥동과 먼지층의 역할로 미라형변광성의 껍질부분이 성간물질로 방출되는 과정은 껍질부분이 완전히 소진되어 중심핵만 남는 상태까지 계속된다(질량에 따라 백만년에서 천만년 소요). 점근거성가지에서 행성상성운으로 진화하는 과도기에는 껍질부분이 얇아지면서 항성표면의 온도가 급격히 높아지고 맥동 변광의 특성이 불규칙해질 수 있다. 이 껍질부분이 거의 사라지는 마지막 단계에서 행성상성운(약 1만년 지속; 그림 2 참조)을 거쳐 껍질부분이 완전히 사라진 축퇴된 중심핵은 백색왜성이 된다.

그림 1. 행성상성운(NGC2392).(출처: )

미라형변광성은 주로 점근거성가지별이다. 미라형변광성의 질량결손이 계속되어 껍질부분이 얇아진 상태에서 점근거성가지별 단계가 끝나고 후점근거성가지별(post-AGB stars)로 진화하게 되면, 표면온도는 높아지고 맥동주기는 짧아지며 맥동의 특성이 불규칙해지는 반불규칙변광성(Semi-regular type; SR type)으로 진화된다고 여겨진다. RV Tauri 변광성과 황색 반불규칙변광성(SRd)은 모두 반불규칙변광성인데 RV Tauri 변광성은 쌍성이고 황색 반불규칙변광성은 홑별일 것으로 믿어진다. 이들은 모두 점근거성가지별에서 행성상성운으로 진화하는 중간 단계의 과도기 항성인 후점근거성가지별으로 알려져있다. RV Tauri 변광성과 황색 반불규칙변광성은 표면온도가 높아서 F형 또는 G형 스펙트럼의 특성을 보이는 밝은 초거성(supergiant)이며 상대적으로 짧은 변광주기(30-150 일)를 갖는 맥동변광성이다.

장주기맥동변광성은 주기가 긴 맥동변광성인 미라형변광성과 반불규칙변광성(semiregular variables; SR type) 등을 통칭하는 경우가 많은데 이들 중 미라형변광성은 가장 규칙적인 변광 특성을 나타낸다. 연구자에 따라서 장주기맥동변광성은 미라형변광성만을 지칭하는 경우도 있다. 미라형변광성은 대부분 점근거성가지별이다.