가변 별
헤르츠스프룽-러셀 다이어그램의 고유 변수 유형
이러한 부서 내의 유형의 예가 아래에 나와 있습니다.
맥동 가변 별편집
맥동하는 항성은 팽창하고 수축하여 밝기와 스펙트럼에 영향을 미친다. 맥동은 일반적으로 다음과 같이 나뉩니다:방사형,전체 별이 전체적으로 팽창하고 수축하는 곳;그리고 비 방사형,별의 한 부분이 확장되고 다른 부분이 축소되는 곳.
맥동의 유형과 별 내의 위치에 따라 별의 주기를 결정하는 자연 또는 기본 주파수가 있습니다. 별은 또한 더 짧은 기간에 해당하는 더 높은 주파수 인 고조파 또는 배음으로 맥동 할 수 있습니다. 맥동 변수 별 때로는 하나의 잘 정의 된 기간을 가지고 있지만,종종 그들은 여러 주파수와 동시에 맥동하고 복잡한 분석은 별도의 간섭 기간을 결정하는 데 필요합니다. 어떤 경우에는,맥동은 확률 라고도 임의의 변화를 일으키는 정의 된 주파수를 가지고 있지 않습니다. 그들의 맥동을 사용하는 별의 인테리어에 대한 연구는 다음과 같이 알려져 있습니다.
맥동의 팽창 단계는 불투명도가 높은 물질에 의한 내부 에너지 흐름의 차단으로 인해 발생하지만,이는 눈에 보이는 맥동을 만들기 위해 별의 특정 깊이에서 발생해야합니다. 대류 영역 아래에서 확장이 발생하면 표면에 변동이 보이지 않습니다. 팽창이 표면에 너무 가깝게 발생하면 복원력이 너무 약해 맥동을 생성 할 수 없습니다. 맥동의 수축 단계를 만드는 복원력은 맥동이 스타 내부의 깊은 비 퇴화 층에서 발생하는 경우 압력이 될 수 있습니다.이 맥동의 음향 또는 압력 모드라고합니다. 다른 경우에,복원력은 중력이고 이것을 지모드라고 부른다. 맥동 가변 별은 일반적으로 이러한 모드 중 하나에서만 맥동합니다.
세페이드 및 세페이드 유사 변수편집
이 그룹은 불안정 스트립에서 발견되는 여러 종류의 맥동 별들로 구성되어 있으며,일반적으로 기본 주파수에 의해 별의 질량 공명에 의해 매우 규칙적으로 팽창하고 수축합니다. 일반적으로 맥동 변수에 대한 에딩 턴 밸브 메커니즘은 세 페이드와 같은 맥동을 설명하는 것으로 믿어집니다. 불안정성 스트립의 각 하위 그룹은 주기와 절대 크기 사이의 고정 된 관계뿐만 아니라 별의 주기와 평균 밀도 사이의 관계를 가지고 있습니다. 주기-광도 관계는 헨리에타 레빗에 의해 델타 세 페이드에 대해 처음 확립되었으며,이러한 고 광도 세 페이드는 지역 그룹 내에서 그리고 그 너머의 은하까지의 거리를 결정하는 데 매우 유용합니다. 에드윈 허블 소위 나선형 성운은 사실 먼 은하 것을 증명하기 위해이 방법을 사용했다.
세페이드는 델타 세페이에 대해서만 명명되고,완전히 분리된 변수 클래스는 베타 세페이의 이름을 따서 명명됩니다.
클래식 세페이드 변수편집
고전 Cepheids(또는 델타 Cephei 변수)의 인구가(젊은,대규모 발광)노란색 supergiants 을 받아야 하는 진동으로 매우 정기적인 기간의 순서에 일을 개월입니다. 1784 년 9 월 10 일,에드워드 피고트는 에타 아퀼레이의 가변성을 발견했는데,이 가변성은 세페이드 변수 부류의 최초로 알려진 대표자였다. 그러나 고전적인 세 페이드의 이름을 딴 것은 스타 델타 세 페이,몇 달 후 존 구드릭에 의해 변수로 발견되었습니다.
제 2 형 세페이드편집
제 2 형 세페이드(역사적으로 버지니아 별이라고 함)는 매우 규칙적인 빛의 맥동과 광도의 관계를 가지고 있으며,이는 제 3 형 세페이드 변수와 매우 흡사하기 때문에 처음에는 후자의 범주와 혼동되었다. 제 2 형 세페이드 별은 제 1 형 세페이드보다 나이가 많은 인구 2 형 별에 속합니다. 제 2 형은 다소 낮은 금속성을 가지고,훨씬 낮은 질량,다소 낮은 광도,약간 오프셋 기간 구절 광도 관계,그래서 항상 별의 유형이 관찰되고 알고하는 것이 중요합니다.
이 별들은 세페이드와 다소 비슷하지만,그다지 밝지 않고 주기가 짧다. 그들은 인구 2 에 속하는 제 1 형 세 페이드보다 나이가 많지만 제 2 형 세 페이드보다 질량이 낮습니다. 구상 성단에서의 일반적인 발생으로 인해 때때로 클러스터 세 페이드라고합니다. 그들은 또한 잘 확립 된 기간-광도 관계를 가지고 있으므로 거리 표시기로도 유용합니다. 이 유형의 별은 약 0 에 따라 다릅니다.2-2 크기(20%에서 광도에 있는 500%변화 이상)몇 시간 또는 일 더 많은 것의 기간에.
델타 스쿠 티 변수편집
델타 스쿠 티 변수는 세 페이드와 비슷하지만 훨씬 희미하고 기간이 훨씬 짧습니다. 그들은 한때 드워프 세 페이드로 알려졌습니다. 그들은 종종 매우 복잡한 빛의 곡선을 형성하기 위해 결합 많은 중첩 기간을 보여줍니다. 전형적인 스 쿠티 스타의 진폭은 0.003-0.9 크기(0.3%~약 130%의 광도 변화)와 0.01–0.2 일입니다. 그들의 스펙트럼 유형은 일반적으로 사이입니다.
페니키시스 변수편집
빠르게 진동하는 변수편집
이 별들은 스펙트럼 유형 또는 때때로 에프 0,메인 시퀀스에서 발견 된 스 쿠티 변수의 하위 클래스. 그들은 몇 분의 기간과 몇 천분의 1 크기의 진폭을 가진 매우 빠른 변화를 가지고 있습니다.
장기변수편집
장기변수는 몇 주에서 몇 년 사이의 기간으로 맥동하는 멋진 진화된 별이다.
미라 변수편집
미라 변수는 다음과 같습니다. 많은 달의 기간에 그들은 2.5 그리고 11 의 크기,광도에 있는 30,000 의 겹 변화에 6 겹 사이에서 곁에 퇴색하고 빛난다. 미라 자체,또한~으로 알려진 오 미크론 세티(332 일),밝기가 거의 2 등급에서 약 332 일의 기간으로 희미한 10 등급까지 다양합니다. 매우 큰 시각적 진폭은 주로 별의 온도가 변함에 따라 시각적 및 적외선 사이의 에너지 출력 이동에 기인합니다. 몇 가지 경우에 미라 변수는 수십 년 동안 극적인 주기 변화를 보여 주며,가장 진보 된 항성의 열 펄싱주기와 관련이 있다고 생각됩니다.
반정형 변수편집
이들은 적색 거성 또는 초거성이다. 반 정규 변수는 경우에 따라 명확한 기간을 표시 할 수 있지만 때로는 여러 기간으로 해결할 수있는 잘 정의되지 않은 변형을 더 자주 표시합니다. 반 정규 변수의 잘 알려진 예는 베텔게우스,이는 약 크기+0.2 에서+1.2(요인 2.5 광도의 변화). 적어도 반 정규 변수 중 일부는 매우 밀접하게 미라 변수와 관련이 있습니다,아마도 유일한 차이점은 다른 고조파 맥동되고.
느린 불규칙 변수편집
이들은 검출 가능한 주기성이 거의 또는 전혀없는 적색 거성 또는 초거성이다. 일부는 종종 여러 기간이있는 반 정규 변수를 제대로 연구하지 못했지만 다른 변수는 단순히 혼란 스러울 수 있습니다.
긴 2 차 기간 변수편집
많은 가변적 인 적색 거성과 초거성은 수백 일에서 수천 일에 걸쳐 변화를 보여줍니다. 그것은 종종 훨씬 작은 비록 밝기는 여러 크기에 의해 변경 될 수 있습니다.,더 빠른 기본 변이 겹쳐. 이러한 유형의 변이에 대한 이유는 명확하게 이해되지 않았으며,맥동,이진성 및 항성 회전에 다양하게 기인합니다.
베타 세페이 변수편집
베타 세 페이 변수(특히 유럽에서 베타 캐니스 주요 변수라고도 함)는 0.1–0.6 일의 순서로 짧은 기간의 맥동을 겪으며 진폭은 0.01–0.3 크기(광도의 1%~30%변화)입니다. 그들은 최소 수축 중에 가장 밝습니다. 이런 종류의 많은 별들은 여러 맥동 기간을 나타낸다.
천천히 맥동하는 비형 별편집
천천히 맥동하는 비(종)별은 베타 세 페이 별보다 약간 덜 빛나는 뜨거운 주계열 별이며,더 긴 기간과 더 큰 진폭을 가지고 있습니다.이 부분의 본문은 1979 년 12 월 15 일,1979 년 12 월 15 일,1979 년 12 월 15 일,1979 년 12 월 15 일,1979 년 12 월 15 일,1979 년 12 월 15 일,1979 년 12 월 15 일,1979 년 12 월 15 일,1979 년 12 월 15 일,1979 년 12 월 15 일,1979 년 12 월 15 일,1979 년 12 월 15 일,1979 년 12 월 15 일,1979 년 12 월 15 일, 그들은 몇 분의 기간으로 맥동하고 여러 기간으로 동시에 맥동 할 수 있습니다. 그들은 크기의 몇 백분의 진폭을 가지고 있으며 약어 약어. 그들은 맥동 모드입니다.
이 부류의 별들은 0.1–1 일의 주기와 평균 0.1 크기의 진폭을 가진 유형 혈압의 초거성이다. 그들의 스펙트럼은 다른 한편으로는 탄소와 헬륨 선이 여분 강한 동안 약한 수소를 있어서 특유합니다,극단적인 헬륨 별의 유형.
이들은 노란색 초거성 별들(실제로 그들의 삶에서 가장 빛나는 단계에 있는 저질량 이후 별들)이며,깊고 얕은 최소값이 번갈아 나타난다. 이 이중 정점 변이는 일반적으로 30-100 일의 기간과 3-4 크기의 진폭을 갖습니다. 이 변이에 겹쳐,몇 년의 기간에 장기 변이가 있을지도 모릅니다. 그들의 스펙트럼은 유형 에프 또는 지 최대 빛 및 유형 케이 또는 미디엄 최소 밝기에서. 그들은 불안정성 스트립 근처에 있으며 제 1 형 세 페이드보다 시원하며 제 2 형 세 페이드보다 더 빛납니다. 그들의 맥동은 헬륨 불투명도와 관련된 동일한 기본 메커니즘에 의해 발생하지만 삶의 매우 다른 단계에 있습니다.
알파 시그니 변수편집
알파 시그니 변수(6350>알파 시그니)변수는 스펙트럼 클래스의 비 방사선 적으로 맥동하는 초거성이다. 그들의 기간은 며칠에서 몇 주까지 다양하며,변화의 진폭은 일반적으로 0.1 크기의 순서입니다. 종종 불규칙하게 보이는 빛의 변화는 가까운 기간을 가진 많은 진동의 중첩에 의해 발생합니다. 데넵,니 별자리에서이 클래스의 프로토 타입입니다.
Gamma Doradus variablesEdit
Gamma Doradus(γ Dor)변수가 아닌 반경 방향으로 박동 주요 순서 별의 스펙트럼 클래스를 늦 A. 의 기간 동안 주위에 하나는 매일의 진폭을 일반적으로 순서의 0.1 크기.
맥동하는 백색 왜소편집
이 비 방사상으로 맥동하는 별들은 0.001 에서 0.2 크기의 작은 변동과 함께 수백에서 수천 초의 짧은 기간을 갖는다. 알려진 유형의 맥동 백색 왜성(또는 사전 백색 왜성)은 다음과 같습니다. 이 경우,항성(별)은 항성(별)과 항성(별)으로 나눌 수 있습니다.
태양과 같은 진동편집
태양은 약 5 분의 주기를 갖는 많은 수의 모드에서 매우 낮은 진폭으로 진동한다. 이 진동에 대한 연구는 다음과 같이 알려져 있습니다. 태양의 진동은 그 외부 층의 대류에 의해 확률 적으로 구동됩니다. 태양과 같은 진동이라는 용어는 같은 방식으로 흥분되는 다른 별들의 진동을 설명하는 데 사용되며 이러한 진동에 대한 연구는 천체학 분야에서 활발한 연구의 주요 분야 중 하나입니다.
블랩 변수편집
청색 대 진폭 맥동 장치(블랩)는 전형적인 20~40 분의 주기로 0.2~0.4 크기의 변화를 특징으로하는 맥동 별입니다.
폭발성 변성성편집
폭발성 변성성은 별에서 물질이 손실되거나 경우에 따라 별에 부착되어 불규칙하거나 반 규칙적인 밝기 변화를 나타낸다. 이름에도 불구하고 이들은 폭발적 사건이 아니며,그것들은 격변 적 변수입니다.
프로토 스타편집
프로토 스타는 아직 가스 성운에서 진정한 별으로의 수축 과정을 완료하지 못한 어린 물체입니다. 대부분의 프로토 스타는 불규칙한 밝기 변화를 나타냅니다.
허비아이/비스타편집
1025 타우리
더 거대한(2~8 개의 태양 질량)의 변동성 허빅애/비 별은 별별 원반에서 궤도를 도는 가스 먼지 덩어리 때문인 것으로 생각된다.
오리온 변수편집
오리온 변수는 일반적으로 성운에 포함 된 젊고 뜨거운 전 주계열 별입니다. 그들은 여러 크기의 진폭을 가진 불규칙한 기간을 가지고 있습니다. 오리온 변수의 잘 알려진 하위 유형은 티 타우리 변수입니다. 타우리 별의 변동성은 별 표면의 반점과 별별 디스크에서 궤도를 도는 가스 먼지 덩어리 때문입니다.
푸 오리오니스 변수편집
이 별들은 반사 성운에 거주하며 6 개의 크기 순서로 광도가 점진적으로 증가한 다음 일정한 밝기의 긴 단계를 보여줍니다. 그들은 2 개의 크기(6 시간 제광기)에 의하여 그때 또는 이렇게 많은 년의 기간동안에 흐리게 한다. 예를 들어 11 년 동안 2.5 크기(10 배 더 희미)로 희미 해졌다. 푸 오리오니스 변수는 스펙트럼 유형 ㅏ…을 통해 지 그리고 아마도 삶의 진화 단계 티 타우리 별.
거인과 초거성편집
큰 별들은 비교적 쉽게 물질을 잃는다. 이러한 이유로 분출 및 질량 손실로 인한 변동성은 거인과 초거성 사이에서 상당히 일반적입니다.
발광 청색 변수편집
도라두스 변수로 알려진 가장 빛나는 별들은 이 등급에 속한다. 예를 들면,과거성 인체인 카리 나 및 피 시그니가 포함된다. 그들은 영구적 인 높은 질량 손실을 가지고 있지만,몇 년 간격으로 내부의 맥동은 별이 에딩턴 한계를 초과하게 만들고 질량 손실은 엄청나게 증가합니다. 시각적 밝기는 전체 광도가 크게 변하지 않지만 증가합니다. 그들은 초신성 사기꾼 태그 된 너무 많은 있도록 광도를 증가 않으며,이벤트의 다른 유형 일 수있다.
노란색 하이퍼 거성편집
이 거대한 진화된 별들은 높은 광도와 불안정성 스트립 위의 위치 때문에 불안정하며,높은 질량 손실과 때때로 더 큰 분출로 인해 느리지 만 때로는 큰 광도계 및 분광 변화를 나타내며 관찰 가능한 시간 척도의 세속적 인 변화와 결합됩니다. 가장 잘 알려진 예는 로 카시오페이아이다.
분출 변수로 분류되지만,이 별들은 주기적인 밝기 증가를 겪지 않는다. 대신 그들은 최대 밝기로 대부분의 시간을 보내지 만 불규칙한 간격으로 수개월에서 수년에 걸쳐 초기 밝기로 회복하기 전에 1-9 크기(2.5~4000 배 더 희미 해짐)로 갑자기 사라집니다. 대부분은 광도에 의해 노란색 초거성으로 분류됩니다. 이 스타는 2009 년에 출시되었습니다. 2015 년 11 월 15 일(토)~2015 년 11 월 15 일(일)
울프–레이에트 변수편집
감마 카시오페이아 변종편집
감마 카시오페이에 변수들은 빠른 회전 속도에 의해 야기된 적도 지역에서 물질의 방출로 인해 최대 1.5 크기(광도의 4 배 변화)까지 불규칙하게 변동하는 비초거성 방출 선형형 별이다.
플레어 별편집
주요 서열별에서 주요 폭발적 변동성은 예외적이다. 그것은 단지 자외선 세티 변수로 알려진 플레어 별,일반 플레어를 받아야 매우 희미한 주 시퀀스 별 사이에서 일반적이다. 단 몇 초 만에 최대 2 개의 크기(6 배 더 밝음)까지 밝기를 증가시킨 다음 30 분 이내에 정상적인 밝기로 돌아갑니다. 근처의 여러 적색 왜성은 플레어 별,포함 프록시마 센타 우리 과 늑대 359.
대격변 또는 폭발 변수 별편집
초신성편집
초신성은 가장 극적인 유형의 대격변 변수이며 우주에서 가장 활기찬 사건 중 일부입니다. 초신성은 간단히 전체 은하만큼 많은 에너지를 방출 할 수 있으며,20 개 이상의 크기(1 억 배 이상 밝음)로 밝아집니다. 초신성 폭발은 백색 왜성 또는 별 핵이 특정 질량/밀도 한계 인 찬드라 세 카르 한계에 도달하여 물체가 1 초 만에 붕괴되도록하여 발생합니다. 이 붕괴는”반사”하여 별이 폭발하여이 엄청난 에너지 양을 방출하게합니다. 이 별들의 바깥층은 초당 수천 킬로미터의 속도로 날아간다. 추방 된 물질은 초신성 잔재라고 불리는 성운을 형성 할 수 있습니다. 그러한 성운의 잘 알려진 예는 1054 년 중국과 다른 곳에서 관찰 된 초신성에서 남은 게 성운입니다. 조상 개체는 폭발로 완전히 분해되거나 거대한 별의 경우 핵이 중성자 별(일반적으로 펄서)이 될 수 있습니다.
초신성은 태양보다 몇 배나 더 무거운 매우 거대한 별의 죽음으로 인해 발생할 수 있다. 이 거대한 별의 수명이 끝나면 융합 재로 비 가용성 철 코어가 형성됩니다. 이 철심은 찬드라 세 카르 한계 그것을 능가하여 붕괴 될 때까지 밀려 나옵니다. 이 유형의 가장 많이 연구 된 초신성 중 하나는 큰 마젤란 구름에서 1987 년 초신성이다.
초신성은 또한 이중 별 시스템의 별 동반자로부터 백색 왜성으로의 질량 전달으로 인해 발생할 수 있습니다. 찬드라세카르 한계는 떨어지는 문제에서 벗어났다. 이 후자의 유형의 절대 광도는 빛의 곡선의 특성과 관련이 있으므로,이 초신성은 다른 은하와의 거리를 확립하는 데 사용될 수 있습니다.
루미너스 레드 노바편집
광 에코의 확장을 보여주는 이미지
빛나는 붉은 노바는 두 별의 합병으로 인한 별의 폭발입니다. 그들은 고전 노바 관련이 없습니다. 그들은 특징적인 붉은 모양과 초기 폭발 후 매우 느린 감소를 가지고 있습니다.
노바편집
노바는 극적인 폭발의 결과이기도 하지만 초신성과는 달리 선조 별이 파괴되는 것은 아니다. 또한 초신성과는 달리,노바는 특정 고압 조건(퇴화 물질)에서 폭발적으로 가속되는 열핵 융합의 갑작스런 발병으로 발화합니다. 그들은 가까운 이진 시스템에서 형성되며,하나의 구성 요소는 다른 일반 별 구성 요소로부터 물질을 부여하는 백색 왜성이며 수십 년에서 수세기 또는 수천 년에 걸쳐 재발 할 수 있습니다. 노바는 빛 곡선의 동작에 따라,빠른 느리거나 매우 느린로 분류됩니다. 여러 육안 노바 기록 된,노바 시그니 1975 2 크기에 도달,최근 역사에서 가장 밝은 것.
드워프 노바편집
드워프 노바는 성분 사이의 물질 전달이 규칙적인 폭발을 일으키는 백색 왜성을 포함하는 이중 별이다. 드워프 노바에는 세 가지 유형이 있습니다:
- 유 제미노룸 별들은 대략 5~20 일 동안 지속되는 폭발이 있고,그 다음에 보통 몇 백 일의 조용한 기간이 뒤따른다. 폭발하는 동안 그들은 일반적으로 2-6 크기로 밝아집니다. 이 별들은 시그니 변수 이 변수 유형의 가장 밝고 빈번한 표시 중에서 생성되는 시그니스의 변수 다음에 시그니 변수라고도합니다.
- 카멜로파르달리스의 별들은,때때로 최대 밝기와 최소 밝기 사이의 일부인 정지라는 밝기의 고원이 보인다.
- 수 우르사에 마조리스 별,빈번한 작은 폭발과 드물지만 더 큰 슈퍼 폭발을 모두 겪습니다. 이러한 이진 시스템은 일반적으로 2.5 시간 미만의 궤도 주기를 갖습니다.
질량이 낮은 별이 고자성 백색 왜성으로 질량을 전달하는 상호 작용 바이너리입니다. 백색 왜성 스핀 주기는 이원 궤도 주기보다 상당히 짧으며 때로는 광도계 주기성으로 감지 될 수 있습니다. 부착 디스크는 일반적으로 백색 왜성 주위에 형성되지만 가장 안쪽 영역은 백색 왜성에 의해 자기 적으로 잘립니다. 일단 백색 왜성의 자기장에 의해 포획되면,내부 디스크의 물질은 자기장 라인을 따라 그것이 부착 될 때까지 이동한다. 극단적 인 경우 백색 왜성의 자기는 부착 디스크의 형성을 방지합니다.
암 헤라클리스 변수편집
이 대격변 변수에서 백색 왜성의 자기장은 너무 강해서 백색 왜성의 회전 주기와 이진 궤도 주기를 동기화합니다. 부착 디스크를 형성하는 대신,부착 흐름은 자기 극 근처의 백색 왜성에 영향을 줄 때까지 백색 왜성의 자기장 선을 따라 채널링됩니다. 부착 영역에서 기둥이있는 사이클로트론 방사선은 여러 크기의 궤도 변화를 일으킬 수 있습니다.
안드로메다 변이편집
이 공생 이원계는 가스와 먼지의 구름 속에 싸여 있는 적색 거성과 뜨거운 푸른 별들로 구성되어 있다. 그들은 최대 4 개의 크기의 진폭으로 노바와 같은 폭발을 겪습니다. 이 클래스의 프로토 타입은 안드로메다입니다.
암 카눔 변수는 다른 백색 왜성,헬륨 별 또는 진화된 주계열 별으로부터 헬륨이 풍부한 물질을 축적하는 공생 바이너리입니다. 그들은 복잡한 변화를 겪는다,또는 시간에 어떤 변화,초단파 기간.