밝게 빛나는 맥동 변광성

미라 가변 별은 100일마다 매우 빨갛게 빛나고 밝기가 변화하는 맥동 가변 별의 일종입니다. 이름은 미라에서 가져왔습니다. 미라의 가변성 들은 별 진화 단계에서 죽기 직전 별(잠근 거인 단계)에 도달하고, 수백만 년 동안 외부 가스층을 우주로 날려버리고, 중앙에 매우 압축된 백색 왜성을 남긴다.

미래형 가변성 질량은 크지만, 태양을 두 배로 늘리지는 않지만, 표면적이 많이 증가해 밝기가 수백 배에 이른다. 수축과 팽창에서의 표면 온도와 반경은 크게 변화하고 있으며, 이제부터 밝기는 크게 변화할 것이다. 이것은 수축 팽창을 반복하는 맥동이지만 미라 형 가변 별의 맥동 기간은 그 별의 질량과 반경의 함수입니다. 초기 미라-데나 메트릭 모델에서 그는 둥근 구형 상태를 유지한다고 설명했다(컴퓨터 모델에 의한 결과). 최근 IOTA 망원경에의 한미라 가변 별에 관한 연구에 따르면 약 75%가 둥근 모양이 없다는 것이 이전의 미라 형 가변 별을 개별적으로 촬영한 사진의 외관과 일치한 결과입니다.

대부분의 미래형 가변성 들은 비슷한 맥동 기간과 구조를 보여주지만, 이것들은 주요 절차 스타 시대인 헤르츠스프룽-그것은 러셀 도표 위의 다른 위치에 있으며, 나이, 질량, 화학 조성, 맥동 형태 등에서 약간 다른 존재다. 예를 들어, 토끼 R의 스펙트럼은 별의 중심에 있던 물질이 표면으로 이동했기 때문에 강한 탄소 검출을 하고 있습니다. 그러한 물질은 별 주위를 감싸는 먼지 구조를 형성하며, 별의 주기적으로 밝기가 변하는 이유 중 하나이다 일부 미래형 가변 별들은 천체물리학 전공의 원천으로도 알려졌다.

일부 미라 변광성 들은 시간이 지남에 따라 변하는 기간을 가지고 있다; 기간은 수십 년에서 수백 년 동안 길거나 짧을 수 있다(사이클 변이는 최대 3배에 이른다.). 이러한 현상의 이유는 중심핵 근처에서 헬륨층이 정기적으로 뜨겁고 밀도가 높아지고 융합이 진행되기 때문이다(열 펄스라고 한다.). 이는 기간이 변화하고 별의 구조가 변화하여 밝기의 기간을 변화시키는 것으로 볼 수 있다. 모든 미라 변수별들이 이 과정을 통과할 것으로 추측되지만, 별이 지점 근처의 거인의 가지에 머무는 시간은 수백만 년 짧아서, 일부 미라 변수별들은 이러한 현상이 관찰되는 별 몇 개만 가지고 있다(해왕성 R은 후보다). [5] 그러나 대부분의 미래형 가변성 들은 별의 모양이 불규칙하기 때문에 비선형(비선형) 가변 주기를 보인다.

미래형 가변성 들은 밝기가 크게 다른 것 같아서 가변성 들에 관심이 있는 아마추어 천문학자들에게 좋은 관측 가능하다.