밝은 청색변광성 북쪽왕관자리 R형 변광성 페르세우스자리 DY형 변광성 황색극대거성 분출쌍성 이중주기 변광성 큰개자리 FS형 변광성 사냥개자리 RS형 변광성 그 외 섬광성 카시오페이아자리 감마형 변광성 에리다누스자리 람다형 변광성 볼프 - 레이에별 격변변광성 사냥개자리 AM형 변광성 왜신성 신성 초신성 공생성 안드로메다자리 Z형 변광성 자전변광성비구형 회전타원체 변광성 흑점 용자리 BY형 변광성 머리털자리 FK형 변광성 자기장 사냥개자리 알파2형 변광성 맥동전파원 양자리 SX형 변광성 식쌍성 알골형 변광성 거문고자리 베타형 변광성 행성통과변광성 큰곰자리 W형 변광성 vdeh항성진화 항성 형성 전주계열성 주계열성 수평거성 점근거성 끌어올림 불안정띠 레드클럼프 행성상성운 원시 행성계 원반 밝은 청색변광성 볼프 - 레이에별 신성 의사 초신성 초신성 극초신성 색등급도 원시별 분자운 보크구상체 젊은 항성체 허빅 - 아로천체 하야
##성 목록 아르겔란더 명명법 미국 변광성 관측자 협회 참고 자료 [ 편집 ] 이 문서에는 다음커뮤니케이션 ( 현 카카오 ) 에서 GFDL 또는 CC - SA 라이선스로 배포한 글로벌 세계대백과사전의 내용을 기초로 작성된 글이 포함되어 있습니다. vdeh변광성맥동변광성세페이드 고전적 세페이드 변광성 II형 세페이드 허큘리스자리 BL형 변광성 처녀자리 W형 변광성 거문고자리 RR형 변광성 방패자리 델타형 변광성 고속진동 Ap성 봉황자리 SX형 변광성 청백변광성 백조자리 알파형 변광성 세페우스자리 베타형 변광성 저속맥동 B형 항성 망원경자리 PV형 변광성 장주기 변광성 및반규칙 변광성 미라형 변광성 반규칙 변광성 저속 반규칙 변광성 그 외 황새치자리 감마형 변광성 황소자리 RV형 변광성 태양형 진동 맥동백색왜성 분출변광성전주계열성 오리온자리 FU형 변광성 허빅 Ae / Be 별 오리온 변광성 거성 및 초거성 밝은 청색변광성 북쪽왕관자리 R형 변광성 페르세우스자리 DY형 변광성 황색극대거성 분출
##성 극초신성 색등급도 원시별 분자운 보크구상체 젊은 항성체 허빅 - 아로천체 하야시 경로 하야시 한계 헤니에이 경로 황소자리 T형 항성 허빅 Ae / Be 별 종류 준왜성 ( B형 ) 왜성 ( 청색 주황색 적색 황색 ) 준거성 거성 ( 청색 적색 ) 밝은 거성 초거성 ( 청색 적색 황색 ) 극대거성 ( 황색 ) 청색 낙오성 껍질별 특이별 ( Ap / Bp 별 바륨별 탄소별 CH 별 수은 - 망가니즈 별 Am 별 S형 별 ) 테크네튬 별 변광성 ( 불규칙 반규칙 오리온 ) 잔해 백색왜성 ( 흑색왜성 ) 중성자별 ( 펄서 마그네타 ) 항성질량 블랙홀 밀집성 쿼크별 프레온 별 Q별 퍼즈볼 보손 별 그라바스타 암흑 에너지 별 검은 별 약전자기별 자기권 연속적 붕괴 천체 암흑물질성 이론적인 별 암흑물질성 쿼시 별 손 - 지트코프 천체 아이언 스타 중간 단계 갈색왜성 준갈색왜성 떠돌이 행성 구조 핵 대류층 복사층 광구 흑점 채층 코로나 태양풍 ( 거품 ) 성진학 에딩턴 한계 핵합성 알파 반응 삼중 알파 과정 양성자 - 양성자 연쇄 반응 헬륨섬광 CNO 순환 탄소 연소 과정 네온 연소 과정 산소 연소 과정 규소 연소 과정 S - 과정
변광성 - 위키백과, 우리 모두의 백과사전 변광성 위키백과, 우리 모두의 백과사전. 둘러보기로 가기 검색하러 가기 변광성 ( 光 ) 은 광도가 변하는 별이다. 별 자체의 밝기가 변하는 종류와 식 ( ) 등의 이유로 겉보기 밝기가 변하는 종류가 있다. 세페이드 변광성은 그 밝기가 변광주기와 일정한 관계에 있기 때문에 중요하다. 변광주기를 관측하면 별의 밝기를 구할 수 있고, 이를 별의 겉보기 밝기와 비교하면 별까지의 거리를 구할 수 있다. 세페이드 변광성의 관측은 가까운 은하까지의 거리를 구하는 데에 쓰이고 있다. 목차 1 발견 2 밝기가 변하는 원인 3 밝기와 변광주기와의 관계 4 식변광성 5 함께 보기 6 참고 자료 발견 [ 편집 ] 1596년 데이비드 파브리시우스는 고래자리 오미크론이 주기적으로 시야에서 사라졌다 나타나는 것을 발견했다. 1642년 요하네스 헤벨리우스는 이 별에 미라 ( Mira, 놀라움이라는 의미 ) 라는 이름을 붙였다. 이러한 변광성과 1572년 · 1604년에 관측된 초신성을 통해 아리스토텔레스와 고대의 천문학자들이 생각했던 " 하늘은 불변한다 " 는 주장이 옳
##의 최근 올리기특수 문서 목록고유 링크문서 정보위키데이터 항목이 문서 인용하기 다른 프로젝트 공용 인쇄 / 내보내기 책 만들기PDF로 다운로드인쇄용 판 다른 언어 IndonesiaIdoItaliano 日 本 語 / / / 中 文 링크 편집 이 문서는 2018년 2월 13일 ( 화 ) 12 : 12에 마지막으로 편집되었습니다. 모든 문서는 크리에이티브 커먼즈 저작자표시 - 동일조건변경허락 3. 0에 따라 사용할 수 있으며, 추가적인 조건이 적용될 수 있습니다. 자세한 내용은 이용 약관을 참고하십시오. 미국 및 다른 국가에 등록되어 있는 Wikimedia Foundation, Inc. 소유의 등록 상표입니다. 개인정보 정책 위키백과 소개 면책 조항 개발자 쿠키 정책 모바일 보기
양성자 - 양성자 연쇄 반응 헬륨섬광 CNO 순환 탄소 연소 과정 네온 연소 과정 산소 연소 과정 규소 연소 과정 S - 과정 R - 과정 특성 항성 분류 항성 명칭 항성 역학 유효온도 항성운동학 ( 고유운동 시선속도 ) 항성 자기장 등급 ( 절대등급 겉보기등급 사진등급 ) 질량 반지름 광도 금속함량 미소난류 행성계 항성 자전 항성계 ( 쌍성 다중성 접촉쌍성 ) UBV 측광계 항성 목록 별자리별 질량이 큰 별 질량이 작은 별 반지름이 큰 별 밝게 보이는 별 광도가 큰 별 가까운 별 갈색왜성 항성 천문학 연대표 항성목록 헨리 드레이퍼 목록 히파르코스 목록 고전역학 뉴턴의 블랙홀 원본 주소 " " 분류 : 항성의 형태변광성천체숨은 분류 : 글로벌세계대백과를 인용한 문서 둘러보기 메뉴 개인 도구 로그인하지 않음토론기여계정 만들기로그인 이름공간 문서토론 변수 보기 읽기편집역사 보기 더 보기 검색 둘러보기 대문사용자 모임요즘 화제최근 문서 보기임의 문서로도움말기부 도구 여기를 가리키는 문서가리키는 글의 최근 올리기특수 문서 목록고유 링크문서 정보위키데이터 항목이 문서 인용하기 다른 프로젝트 공용 인쇄 / 내보내
피아노선은 굵고, 높은 음을 내는 피아노선은 가늘다. 별의 맥동도 종의 진동이나 피아노선의 진동과 마찬가지여서, 큰 별 ( 절대 등급이 밝은 별 ) 의 진동 피치는 낮고 주기가 길며, 작은 별 ( 절대등급이 어두운 별 ) 의 진동 주기는 짧다. 맥동의 주기를 알면 그 변광성의 절대등급을 알 수 있으며, 이것과 겉보기의 밝기 ( 등급 ) 와의 차로부터 거리를 알 수 있다. 이 방법은 성단이나 외부은하계 성운의 거리를 재는 데 사용된다. 즉, 별이나 성운의 거리라고 하는 천문학의 어려운 문제가 맥동하는 단주기 변광성에 의해서 간단히 해결되는 것이다. 식변광성 [ 편집 ] 식변광성이라 함은 2개의 별이 번갈아 상대방을 가리는 현상을 말하며, 별 자체는 맥동 등을 하지 않는 일정한 밝기의 별이다. 2개의 별이 서로 상대방의 주위를 공전하고 있는 것은 연성계 ( ) 라 하여 별의 세계에서는 결코 진기한 일은 아니다. 함께 보기 [ 편집 ] 중요한 변광성 목록 아르겔란더 명명법 미국 변광성 관측자 협회 참고 자료 [ 편집 ] 이 문서에는 다음커뮤니케이션 ( 현
1604년에 관측된 초신성을 통해 아리스토텔레스와 고대의 천문학자들이 생각했던 " 하늘은 불변한다 " 는 주장이 옳지 않음이 증명되었고, 16세기와 17세기 초 천문학계의 발전이 촉진되었다. 1786년까지 12개의 변광성이 확인되었다. 제미니아노 몬타나리가 1669년 알골이 식쌍성의 성질을 보임을 발견하여 최초로 식쌍성을 확인한 천문학자가 되었다. 존 구드리케는 1784년 알골의 밝기에 대해 정확한 분석을 했다. 1850년대 이후 변광성의 발견 속도는 매우 빨라졌으며, 특히 1890년대 이후 사진술에 의해 변광성을 발견하는 것이 가능하게 되었다. 2003년 업데이트 된 변광성 총괄 목록 최신판에는, 우리 은하에 존재하는 4만 개 이상의 변광성, 다른 은하에 있는 1만 개의 변광성, 변광성으로 추측되는 1만 개의 천체들이 수록되어 있다. 밝기가 변하는 원인 [ 편집 ] 별이 밝기를 바꾸는 데에는 크게 나누어 두 가지 원인이 있다. 하나는 별이 다른 별에 의해서 때때로 가려지기 때문인데, 이것이 식변광성 ( 光 ) 의 변광 이유이다. 또 하나는 별이 스스로 커졌
##지기 때문인데, 이것이 식변광성 ( 光 ) 의 변광 이유이다. 또 하나는 별이 스스로 커졌다 작아졌다 하며 맥동 ( 動 ) 하기 때문에 생기는 변광인데, 이것을 본질적인 변광성이라고 말할 수 있다. 단주기 변광성인 세페우스 별 등은 이 종류이며, 미라와 같은 장주기 변광성도 아마 맥동이 주역할을 하고 있는 것으로 생각된다. 다만 미라형 변광성과 같이 명암의 차가 심한 것은 별이 맥동하는 것만으로는 설명되지 않으므로, 별이 맥동하면서 자신의 빛을 가리는 구름 같은 것을 뿜어내는 것이 아닐까 하는 설도 있다. 밝기와 변광주기와의 관계 [ 편집 ] 맥동의 주기는 그 변광성의 밝기 ( 절대등급 ) 와 밀접한 관계가 있다. 이 관계는 관측 결과 알게 된 일이지만, 이론적으로도 설명이 된다. 큰 종을 치면 낮고 장중 ( 重 ) 한 소리가 나오고, 작은 종을 치면 높고 귀여운 소리를 낸다. 피아노 소리에 비유하면, 낮은 음을 내는 피아노선은 굵고, 높은 음을 내는 피아노선은 가늘다. 별의 맥동도 종의 진동이나 피아노선의
변광성(變光星)은 광도가 변하는 별이다. 별 자체의 밝기가 변하는 종류와 식(蝕) 등의 이유로 겉보기 밝기가 변하는 종류가 있다. 세페이드 변광성은 그 밝기가 변광주기와 일정한 관계에 있기 때문에 중요하다. 변광주기를 관측하면 별의 밝기를 구할 수 있고, 이를 별의 겉보기 밝기와 비교하면 별까지의 거리를 구할 수 있다. 세페이드 변광성의 관측은 가까운 은하까지의 거리를 구하는 데에 쓰이고 있다.