[include(틀:항성 및 은하천문학)]
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== 개요 ==
{{{+2 '''[[變]][[光]][[星]] / Variable Star'''}}}

'''변광성'''은 밝기가 변하는 [[별]]을 말한다. 주기적으로 변하는 별도 있고, 불규칙적으로 변하는 별도 있다. 유형에 따라 식변광성, 폭발변광성, 맥동변광성 세 가지로 나뉜다.

최초로 발견한 변광성은 1596년 데이비드 파브리시우스가 발견한 [[고래자리]]의 [[미라(항성)|미라]]이다. [[조선왕조실록]]과 문헌비고에도 이 천체에 대한 언급이 존재하기도 한다.
== 종류 ==
=== 식변광성 ===
[[파일:external/upload.wikimedia.org/Eclipsing_binary_star_animation_2.gif]]

식변광성은 2개 이상의 별이 서로의 주변을 공전하고 있는 [[다중성계|연성계]]에서 발생하는 현상으로 실제 두 별의 밝기는 일정하다. 단지 공전하면서 서로를 가려주다보니 밝기가 어두워졌다가 밝아졌다가를 반복하는 것뿐이다. [[알골]]이 1669년 최초로 식변광성임이 확인된 사례에 해당한다. 알골은 악마의 머리[* 알골의 위치도 공교롭게도 페르세우스 자리에서 메두사의 잘린 머리 부분이다.]라는 뜻으로 옛날 사람들은 알골이 안좋은 조짐을 뜻한다고 생각했다.

참고로, 쌍성이 아닌 행성이 항성을 가리는 경우라면 밝기가 줄어드는데 이를 '일면통과'라고 부른다. 이 방법은 [[외계 행성]]을 탐사하는 주요한 방법중 하나이다. (해당 문단의 [[외계 행성#s-2.1.1.2|2.1.1.2 문단]] 참고)
=== 맥동변광성 ===
맥동변광성은 별이 마치 심장박동이 뛰는 것처럼 '''일정한 주기'''에 따라 커졌다가 작아졌다를 반복하면서 밝기가 변하는 별이다. 이에 속하는 대표적인 유형으로는 [[세페이드 변광성]]이 있다. 한다. 맥동의 이유는 항성 내의 부분적 이온화 지역에 의한 에너지 불균형에 의해 일어나는 것으로 생각되고 있다. 유명한 맥동변광성으로는 [[세페우스자리|δ세페이드]][* 세페이드 변광성이라는 이름의 유래이자 가장 처음 연구 된 세페이드 변광성이다.], 거문고자리 RR, 현 시점에서 [[북극성]]인 [[폴라리스]][* 지구에서 가장 가까운 곳에 있는 세페이드 변광성이다.], 고래자리의 오미크론별인 [[미라(항성)|미라]], [[카시오페이아자리]] 로가 있다.[* 각각의 변광주기는 세폐이드형: 1~50일, 거문고자리 RR형: 0.5일, 미라형: 100일. 카시오페이아자리 로는 약 50년.]

세페이드 변광성은 특이한 성질을 지니고 있는데, 밝기의 주기가 길면 별이 밝고 주기가 짧으면 별이 상대적으로 어둡다.[* 이는 맥동의 주기가 밀도의 제곱근에 반비례하는 것에 기인한다.] 이러한 성질을 이용하여 변광성의 [[절대등급]]을 산출할 수 있는데, [[겉보기등급]]과의 계산으로 별의 거리를 측정할 수 있다. 이를 이용한 [[에드윈 허블]]이 [[안드로메다 은하]]가 외부 은하임을 알아낸 중요한 단서가 되었던 사례로 유명하고 대부분 은하를 연구하는 사람들은 가장 먼저 이 둘을 찾는다.

세페이드 변광성의 주기-광도관계는 천문학자 헨리에타 스완 리비트의 연구로 알려지게 되었고[* 1908, H. S. Leavitt & E. C. Pickering, "Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud", Harvard College Observatory Circular, vol. 173, pp. 1-3. 리비트하고 레비트를 헷갈리지 말자!] 거의 100년 후인 2009년 1월 ''''리비트 법칙''''으로 명명되었다.
=== 폭발변광성 ===
폭발변광성의 예로는 [[신성(별)|신성]]과 [[초신성]]을 사례로 꼽을 수 있다. 구체적인 사항은 각 항목을 참조바람.
== 변광성 명명법 ==
오늘날 사용되는 변광성 명명법은 19세기 독일 천문학자 프리드리히 아르겔란더가 바이어 명명법을 확장한 형태로 고안한 체계를 확장한 것이다. 변광성이 속한 별자리 이름의 라틴어 소유격 뒤에 변광성으로 식별된 순서대로 부호를 붙여 나타내며, 부호의 순서는 다음과 같다.

 * 그리스문자로 된 바이어 부호를 가진 변광성은 건너뛴다.(이 경우 변광성임이 밝혀지더라도 변광성 명칭을 붙이지 않는다)
 * 처음 9개는 R부터 Z까지의 로마자 대문자를 사용한다. 
 * 그 이후는 RR~RZ, SS~SZ와 같은 순서로 ZZ까지 부호를 붙인다. 이때 부호에서 뒷 문자는 앞 문자보다 순서가 앞서는 문자를 사용할 수 없다. 가령 SR과 같은 부호는 쓰지 않는다.
 * ZZ 이후로는 AA~AZ, BB~BZ와 같은 순서로 QZ까지 부호를 붙인다. J는 I와의 혼동을 피하기 위해 사용하지 않는다.
 * 위의 방법으로 한 별자리당 총 334개의 변광성 명칭을 부여할 수 있으나, 변광성 탐사가 지속되면서 한 별자리당 식별된 변광성이 334개를 넘어서는 경우가 흔해졌다. 335번째 변광성부터는 V335, V336과 같이 V뒤에 변광성이 속한 별자리 내에서 변광성으로 식별된 순서를 숫자로 표기한다.
== 여담 ==
초기 변광성이 발견되었을 때는 매우 신기한 현상 정도로 생각을 하였는데, 계속 연구하면서 변광성이 천문분야에서 꽤 중요한 요소로 자리잡게 되었다. 만약 변광성의 맥동주기를 정확히 계산할 수 있으면 별의 [[별의 등급|절대등급]]을 구할 수 있는데, 이 절대등급을 바탕으로 겉보기 등급과의 차이를 바탕으로 정확한 거리를 계산할 수 있다.[* 변광성의 비밀을 밝혀 별의 거리를 계산할 수 있는 지표를 확립한 것은 하버드 천문대의 여성 계산원 헨리에타 스완 리비트(Henrietta Swan Leavitt, 1868-1921)였다.[[https://horizon.kias.re.kr/14541/|#]]] 이 방법을 통해 변광성이 발견되면 그 변광성, 변광성이 소속된 [[성단]]이나 [[성운]]의 정확한 거리를 계산할 수 있다. 보통 변광주기와 밝기에 일정한 관계가 있는 변광성을 이용하는데 이를 세페이드 변광성이라 부른다. 실제 특정 천체까지의 거리를 계산하는 것은 매우 어려운 일이라서 이런 세페이드 변광성이 발견된다면 그야말로 행운.

최초로 발견된 [[퀘이사]]는 처음엔 밝게 빛나고 밝기가 조금씩 달라지는 것으로만 보여서 그냥 우리은하 안에 있는 평범하고 밝은 변광성 정도인 줄 알았는데 알고보니 엄청나게 멀리 떨어져 있는 초대질량 블랙홀이라는 게 밝혀졌다. 
[[분류:천문학]]