세페이드변광성

세페이드변광성(Cepheid variable star)은 대표적인 맥동변광성(pulsating variable star)이다. 1784년 구드리케(John Goodricke)가 처음 관측한 세페우스(Cepheus) 별자리의 4번째로 밝은 델타(δ)별의 이름에서 따왔다. 시간에 대해 밝기가 변하는 광도곡선의 모습은 매 주기마다 규칙적이고 동일하며, 한 주기 당 시간에 따라 급격히 밝아져 최고의 밝기를 나타낸 후 서서히 어두워져 최소 밝기를 나타내는 형태를 가진다 [그림 1 참조]. 세페이드변광성의 변광주기는 약 1 ~ 50일이고, 밝기의 변광폭은 약 0.1 ~ 2.5 등급이다. 또한, 밝기가 변하는 동안 세페이드 변광성의 표면온도와 분광형도 규칙적으로 변한다 [그림 1, 각각 두 번째 및 세 번째 곡선]. 이러한 밝기의 변화는 주기적인 별의 수축과 팽창에 의해 나타나므로, 시선방향의 도플러 이동량으로 부터 계산된 시선속도 및 반지름의 변화가 주기적으로 나타난다 [그림 1, 각각 네 번째 및 다섯 번째 곡선].

세페이드변광성의 맥동과정은 1917년 영국의 천체물리학자인 에딩턴 경(Sir Arthur Eddington)에 의해 이론적으로 처음 제시되었다. 세페이드변광성에서 수소와 헬륨이 부분적으로 전리된 전리영역(ionization zone)이 존재하며, 이 영역에서 나타나는 주기적인 불투명도(opacity)의 변화에 따라 별의 내부에서 나오는 복사에너지의 방출이 달라진다. 이에 따라, 전리영역의 압력이 변화하고 맥동변광성의 크기와 표면온도가 주기적으로 변하게 된다. 즉, 불투명도가 증가하면 복사에너지가 흡수되어 내부의 압력이 증가하고 이에 따라 별의 크기가 증가하게 되며, 별의 표면온도와 광도는 낮아지게 된다. 반면에 불투명도가 감소하면 복사에너지가 별 밖으로 잘 빠져나가게 되어 내부의 압력은 감소하고 별의 크기가 작아지게 되며, 별의 표면온도와 광도는 높아지게 된다.

그림 1. 맥동하는 동안 시간에 대한 세페이드변광성의 광도, 색지수, 시선속도, 크기의 변화. 색지수 값이 클 수록 별의 표면온도는 낮다. 마지막에 개략적인 별의 크기 변화를 나타내었다. (출처: 이수창/이지원/천문학회)

목차

세페이드변광성은 크게 종족 I 세페이드와 종족 II 세페이드로 나뉜다. 서로 다른 종류의 세페이드변광성은 질량, 나이, 그리고 진화 단계 등 여러가지 다른 특징을 나타낸다. 서로 다른 종류의 세페이드변광성은 H-R도에서 서로 다른 위치에 분포하고 있다 [그림 2]. 세페이드변광성은 H-R도에서 표면온도가 6,000 ~ 9,000K인 불안정대(instability strip)에 위치한다. 핵에서 헬륨연소를 하는 세페이드변광성은 진화단계상 H-R도의 불안정대(instability strip)를 지나가게 되면 불안정한 상태를 겪으며 주기적인 맥동을 하게 된다.

종족 I 세페이드는 고전적(classical) 세페이드로도 불린다. 종족 I 세페이드는 태양보다 4 - 20 배 정도의 질량을 갖는 무거운 거성 및 초거성으로서 나이가 매우 젊으며 우리은하의 원반에서 많이 관측된다. 절대안시등급은 -0.5 ~ -6의 범위를 가지며, 분광형 범위는 F6 ~ K2이다. 맥동 주기는 약 1 ~ 50일이다.

종족 II 세페이드는 처녀자리 W형(W Virginis) 변광성으로도 불린다. 종족 II 세페이드는 태양의 약 절반 정도의 질량을 가지며, 100억년 이상으로 나이가 많은 별이다. 따라서, 이들 별들은 우리은하의 중심부 및 헤일로(halo) 그리고 구상성단에서 많이 관측된다. 절대안시등급 범위는 0 ~ -3이고 동일한 표면온도를 갖는 종족 I 세페이드에 비해 평균적으로 약 1.5등급 정도 어두우며, 분광형의 범위는 F2 ~ G6이다. 맥동 주기는 약 2 ~ 45일의 범위이다. 종족 II 세페이드는 주기에 따라 몇 개의 서로 다른 부류로 나뉘는데, 주기범위가 1 ~ 4일인 부류를 ‘허큘레스 BL(BL Herculis)형’, 주기범위가 10 ~ 20일 이상인 부류를 ‘처녀자리 W(W Virginis)형’, 그리고 주기범위가 20일 이상인 부류를 ‘황소자리 RV(RV Tauri)형’로 구분한다.

그림 2. H-R도에서 서로 다른 종류의 세페이드변광성(종족 I 세페이드와 종족 II 세페이드)의 위치. 가로축은 별의 표면온도와 관련이 있는 별의 분광형을 나타내며, 왼쪽 방향으로 갈수록 표면온도가 높다. 세로축은 별의 광도에 상응하는 절대안시등급을 나타낸다. 세페이드변광성 이외의 다른 종류의 변광성들의 위치도 함께 표시되어 있다. (출처: 이수창/이지원/천문학회)

세페이드변광성의 가장 중요한 관측적인 특징은 이들의 맥동 주기와 평균 광도 사이에 매우 명확한 상관관계를 갖는다는 것이다. 즉, 맥동주기가 긴 세페이드변광성일수록 평균 광도가 더 밝다 [그림 3]. 1912년 리빗(Henrietta Leavitt)이 소마젤란은하에 있는 세페이드변광성을 관측함으로써 이러한 주기-광도 관계를 처음 발견하였다. 세페이드변광성의 주기를 측정하면 주기-광도 관계를 이용하여 세페이드변광성의 광도 또는 절대등급을 알 수 있고, 세페이드변광성의 겉보기등급과 절대등급의 차이로 부터 이 별의 거리를 구할 수 있다. 한편, 세페이드변광성은 매우 밝은 초거성이므로 외부은하에 포함된 세페이드변광성의 주기를 직접 관측할 수 있으며, 이로부터 외부은하의 거리를 결정할 수 있다. 따라서, 세페이드변광성은 가까운 은하까지의 거리를 계산하는데 사용되는 가장 유용한 표준촉광(stnadard candle)의 역할을 하고 있다.

그림 3. 세페이드변광성의 주기-광도 관계. 가로축은 일 단위 주기(P)의 로그값이고, 세로축은 측정된 거리로부터 계산된 절대안시등급으로서 광도에 상응한다. 그림에서 검은색 마름모와 삼각형은 이론적으로 계산된 값이고, 빈 원과 직선은 각각 관측값과 이들 관측값의 경향을 나타낸다. (출처: 이수창/이지원/천문학회)