엄청나게 변하는 별들. 가변 및 비 고정 별. 스펙트럼 등급 M

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고려하다 변광성: 항성 등급에 대한 설명, 밝기를 변경할 수 있는 이유, 크기 변화의 지속 시간, 태양의 변동, 변수 유형.

변하기 쉬운~라고 불리는 별, 밝기를 변경할 수 있는 경우. 즉, 겉보기 크기는 어떤 이유로 지구 관찰자에게 주기적으로 변경됩니다. 그러한 변화는 몇 년이 걸릴 수 있으며 때로는 몇 초에 불과하며 규모는 1/1000에서 20분의 1 사이입니다.

변광성의 대표자 중 100,000 개 이상의 천체가 카탈로그에 포함되었으며 수천 개 이상의 천체가 의심스러운 변수로 작용합니다. 광도가 1000분의 1씩 변하는 변수이기도 하며 기간은 11년이다.

변광성의 역사

변광성 연구의 역사는 Omicron Cetus(Mir)로 시작됩니다. David Fabricius는 1596년에 그것을 새로운 것으로 묘사했습니다. 1638년 Johannes Hogwalds는 11개월 동안 그녀의 맥박이 뛰는 것을 알아차렸습니다. 이것은 별이 영원한 것이 아니라는 것을 암시했기 때문에(아리스토텔레스가 주장한 것처럼) 귀중한 발견이었습니다. 초신성과 변수는 천문학의 새로운 시대를 여는 데 도움이 되었습니다.

그 후 1세기 만에 World 유형의 4개 변수를 찾을 수 있었습니다. 그들은 서구 세계의 기록에 나타나기 전에 알려졌습니다. 예를 들어, 고대 중국과 한국의 문서에는 세 가지가 나열되어 있습니다.

1669년에 일식 변광성 Algol이 발견되었지만 1784년 John Goodrick만이 그 변광성을 설명할 수 있었습니다. 세 번째는 1686년과 1704년에 ​​발견된 백조의 희입니다. 이후 80년 동안 7개가 더 발견되었습니다.

1850년 이래로 사진이 활발히 발전하고 있기 때문에 변수 검색의 붐이 시작됩니다. 이해를 돕기 위해 2008년 이후로 46,000개 이상의 변수가 있었습니다.

변광성의 특성과 구성

변동성에는 이유가 있습니다. 이것은 광도나 질량의 변화뿐만 아니라 빛이 도달하는 것을 방해하는 일부 장애물에도 적용됩니다. 따라서 변광성의 유형이 구별됩니다. 맥동하는 변광성은 팽창하고 수축합니다. 이클립스 바이너리는 하나가 다른 하나와 겹치면 밝기를 잃습니다. 일부 변수는 질량을 교환하는 두 개의 밀접하게 떨어진 별을 나타냅니다.

변광성에는 두 가지 주요 유형이 있습니다. 내부 변수가 있습니다 - 맥동, 크기 변화 또는 분출로 인한 밝기 변화. 그리고 외부 요인이 있습니다. 그 이유는 상호 회전으로 인해 발생하는 일식에 있습니다.

내부 변광성

세페이드- 태양 광도를 500-300,000배 초과하는 엄청나게 밝은 별. 주기 - 1-100일. 이것은 맥동형으로 극적으로 팽창 및 수축할 수 있습니다. 단기. 이것들은 도움을 받아 다른 천체 및 구조물까지의 거리를 측정하기 때문에 귀중한 물체입니다.

다른 맥동 변수에는 기간이 훨씬 짧고 오래된 Lyra의 RR이 있습니다. 눈에 띄는 진동이있는 초거성 RV 몸체가 있습니다. 긴 기간의 별을 보면 미라 형 물체 인 차가운 적색 초거성입니다. 반정기 - 적색 거성 또는 초거성으로 주기가 30-1000일이 걸립니다. 가장 인기 있는 것 중 하나는 .

우주 연구의 역사를 표시한 세페이드 변수 V1을 잊지 마십시오. 그녀의 도움으로 에드윈 허블은 자신이 위치한 성운이 은하임을 깨달았습니다. 이것은 우주가 은하수에만 국한되지 않는다는 것을 의미합니다.

대격변 변수("폭발")는 열핵 과정에 의해 생성되는 날카롭거나 매우 강력한 섬광으로 인해 빛납니다. 그 중에는 신성, 초신성, 왜소신성이 있다.

초신성- 역동적이다. 분출하는 에너지의 양은 때때로 전체 은하의 능력을 초과합니다. 그들은 20등급으로 성장할 수 있으며 1억 배 더 밝아집니다. 대부분은 무거운 별이 죽을 때 형성되지만, 그 후에 핵(중성자 별)이 남아 있거나 행성상 성운이 형성될 수 있습니다.

예를 들어 V1280 Scorpii는 2007년에 최대 밝기에 도달했습니다. 지난 70년 동안 가장 밝은 것은 New Cygnus였습니다. 1901년에 폭발한 V603 Orla도 모두에게 충격을 주었습니다. 1918년, 그녀는 밝기에 있어서 열등하지 않았습니다.

왜성신성은 질량을 운반하고 규칙적인 폭발을 일으키는 쌍성 백색 별입니다. 공생 변수가 있습니다 - 적색 거성과 뜨거운 청색 별을 포함하는 가까운 쌍성계.

분출은 다른 물질과 상호 작용할 수 있는 분출 변수에서 볼 수 있습니다. 여기에는 플레어, 초거성, 원시성, 오리온 변수와 같은 많은 하위 유형이 있습니다. 그들 중 일부는 바이너리 시스템입니다.

외부 변광성

에게 일식관찰에서 서로의 빛을 주기적으로 차단하는 별을 포함합니다. 그들 각각은 자신의 행성을 가질 수 있으며 에서 발생하는 일식 메커니즘을 반복합니다. Algol은 그러한 객체입니다. NASA의 케플러 우주선은 임무 중에 2,600개 이상의 가식 쌍성을 찾을 수 있었습니다.

회전표면 반점에 의해 생성된 빛의 작은 변동을 나타내는 변수입니다. 매우 자주 이들은 타원 형태로 형성된 이진 시스템으로 이동 중에 밝기가 변경됩니다.

펄서- 회전하는 중성자별 생성 전자기 방사선, 그것은 우리를 향한 경우에만 볼 수 있습니다. 라이트 스팬은 정확하기 때문에 측정하고 추적할 수 있습니다. 종종 그들은 우주 표지라고 불립니다. 펄서가 매우 빠르게 회전하면 손실됩니다. 큰 금액초당 질량. 밀리세컨드 펄서라고 합니다. 가장 빠른 담당자는 분당 43,000회전을 완료할 수 있습니다. 그들의 속도는 일반 별과의 중력 연결로 설명됩니다. 이러한 접촉 중에 평소의 가스가 펄사로 전달되어 회전이 가속화됩니다.

변광성에 대한 미래 연구

이 천체는 다른 별의 반지름, 질량, 온도 및 가시성을 이해할 수 있게 해주기 때문에 천문학자에게 매우 유용하다는 것을 이해하는 것이 중요합니다. 또한 구성을 관통하고 진화 경로를 연구하는 데 도움이됩니다. 그러나 그들의 연구는 특수 장비뿐만 아니라 아마추어 망원경도 사용되는 힘들고 긴 과정입니다.

Cepheids와 같은 일부 변수는 특히 중요합니다. 그들은 전체 우주의 나이를 결정하는 데 기여하고 먼 은하계의 비밀을 밝힙니다. 세상의 변수는 우리 태양의 비밀을 드러냅니다. 초신성은 팽창 과정에 대해 많은 것을 알려줍니다. Cataclysmic에는 활성 은하와 초대질량 블랙홀에 대한 정보가 포함되어 있습니다. 따라서 변광성은 우주의 어떤 것들이 불안정한 이유를 설명할 수 있습니다.

맥동하는 최초의 별은 독일 천문학자에 의해 발견되었습니다. 데이비드 파브리시우스 1596년 고래자리에서 미라라는 이름을 얻었다. 이 별의 밝기 변화 주기는 331.6일입니다.

장주기 변광성(주기가 몇 주에서 1년 이상, 키타 미라와 같은 별)이라고 합니다. 미리드. 이 유형의 거의 모든 별은 거대한 크기와 높은 광도를 가진 오래된 적색 거성입니다. 그러한 별들의 밝기 변화의 진폭은 10등급에 달할 수 있습니다.

항성이 거대 항성으로 진화하는 동안 부피는 증가하고 물질의 평균 밀도는 감소합니다. 이때 별의 내부 구조가 급격히 변화하여 중력과 복사압 사이의 불균형이 동반될 수 있습니다. 이것은 별의 부피에 주기적인 변동을 초래합니다. 별의 껍질은 팽창하거나 수축합니다(이전 부피로 돌아감). 이러한 변광성의 주기적인 진동을 맥동이라고 합니다.

매우 밝은 변광성 거성 및 F 및 G 등급의 초거성의 광범위한 등급은 세페이드. 이들은 맥동하는 변광성으로 밝기가 매끄럽고 주기적으로 변합니다(0.5~2등급). 밝기 변화의 기간은 수일에서 70일입니다. 이름은 별 δ Cephei에서 따온 것입니다. 이 변광성은 이 종류의 가장 일반적인 변광성 중 하나입니다.

세페이드의 겉보기 등급과 동시에 스펙트럼이 변합니다. 강도의 변화를 기반으로 세페이드의 온도는 주기적으로(밝기 변화의 주기와 함께) 평균 1500도 변하는 것으로 나타났습니다.

이론적 계산과 실제 관찰에 따르면 거성들과 초거성들만이 세페이드 단계를 통과합니다. 별의 맥동 ​​주기는 물질의 평균 밀도에 따라 달라지며 다음 패턴을 따릅니다. 여기서 \(P\)는 맥동 기간(일), \(\rho\)는 평균 밀도(평균 단위 태양의 밀도). 세페이드 물질의 평균 밀도는 약 \(10^(-2)\:\frac(kg)(m^(3))\)입니다.

더 큰 질량을 가진 세페이드는 더 큰 광도, 더 큰 반경을 갖지만 더 낮은 밀도를 가지며 따라서 더 긴 맥동 주기, 즉 세페이드는 중요한 "주기-광도" 의존성을 갖는다. 이 의존성은 다음 식으로 설명됩니다. \(M = -1.25 - 3.00\lg P\), 여기서 \(P\)는 밝기 변화 기간(일)이고 \(M\)은 항성 평균 절대 등급입니다. 따라서 관측을 통해 알려진 기간으로 별의 절대 등급이나 광도를 결정할 수 있습니다. 관측된 겉보기 등급과 비교하여 세페이드까지의 거리를 결정할 수 있습니다. 높은 광도와 밝기 변화로 인해 최대 20Mpc의 거리까지 세페이드를 감지할 수 있습니다. 그들은 가까운 은하계에서 관찰되어 이러한 별 시스템까지의 거리를 결정합니다.

세페이드는 비유적으로 우주의 등대라고 불립니다. 현재까지 우리 은하에는 800개 이상의 세페이드가 알려져 있습니다.

맥동 변광성의 또 다른 다양성은 다음과 같습니다. RR 라이라 스타 0.2일에서 1.2일 사이의 짧은 기간을 가집니다. 이 유형의 거의 모든 별은 분광 등급 A의 거인입니다. 밝기가 매우 빠르게 변합니다. 밝기 변화의 진폭은 1단계에 도달합니다. 이 별들은 세페이드처럼 주기와 광도 사이에 관계가 있습니다.

변화하는 겉보기 밝기. 이러한 변화는 몇 년 또는 1/1000초의 주기를 가질 수 있으며, 변화의 크기는 평균 밝기의 1000분의 1에서 20배 증가까지 다양합니다. 100,000개 이상의 변광성이 목록화되었으며 심지어 태양도 그것들에 기인할 수 있습니다. 우리 별의 에너지 플럭스 밀도는 11년의 태양 주기 동안 약 0.1퍼센트 또는 천분의 일만큼 변합니다.

변광성의 역사

확인된 첫 번째 변광성은 Omicron Ceti이며 나중에 Mira로 명명됩니다. 1596년에는 새로운 항성으로 분류되었고, 1638년에는 요한 홀워드(Johann Holwards)가 11개월 주기로 별의 밝기 변화를 관찰했습니다. 별까지의 거리는 200-400 광년입니다. 이것은 적색거성 변광성으로 구성된 쌍성계입니다. 밝기 변동 기간은 332일이며 가시 범위의 밝기는 한 주기 동안 수백 번 변화하는 반면 스펙트럼의 적외선 부분은 밝기 변동이 두 번뿐입니다. 두 번째 별도 가변적이지만 정확한 기간이 없습니다. 속도의 변동은 첫 번째 별에서 유입되는 물질로 인해 발생합니다. 그것은 중요한 발견, 초신성과 함께 고대 그리스 시대부터 믿어졌던 것처럼 별이 영구적인 존재가 아님을 보여주었기 때문입니다.

변광성의 속성

별의 겉보기 밝기가 변하는 데에는 여러 가지 이유가 있습니다. 우리는 그것이 눈에 보인다는 것을 강조합니다. 즉, 별 자체는 전혀 변경되어서는 안되며 관찰 조건은 일반적으로 예를 들어 Algol의 경우와 같이 변경됩니다. 그러나 일부 별은 속성 변경으로 인해 깜박입니다. 맥동 변수는 다양한 반지름 또는 질량을 갖습니다. 일부 변광성은 동료 별들이 너무 가까이 있어 물질이 끊임없이 서로 간에 그리고 다시 이동하는 쌍성계입니다. 일반적으로 변광성의 분류는 매우 풍부하지만 주로 내부(러시아 천문학에서는 분출 변수를 별도로 고려하는 것이 관례) 또는 외부의 가변성으로 인해 나뉩니다.

내부 원인

세페이드는 태양의 밝기가 500-300,000이고 매우 짧은 주기(1~100일)의 매우 밝은 별입니다. 이 별들은 명확한 패턴으로 팽창하고 수축합니다. 이 별들은 천문학자들에게 특히 가치가 있는데, 그 이유는 밝기 변화를 측정하면 거리를 매우 정확하게 결정할 수 있어 세페이드가 우주의 도로 기둥이 되기 때문입니다. 밝기 변동의 내부 원인이 있는 다른 유형의 변광성: RR Lyrae, 단주기, Cepheids보다 작은 오래된 별; RV 황소자리, 밝기의 변동이 큰 초거성; 미라형(첫 번째 변광성의 이름을 따서 명명됨), 차가운 적색 초거성; 불규칙한 적색거성 또는 30일에서 1000일 사이의 긴 주기를 갖는 초거성인 베텔게우스는 이 유형에 속하며 주로 적색초거성이다.

분출 변수는 내부 과정과도 관련이 있으며 별 내부 또는 표면의 열핵 폭발로 인해 밝기가 급격히 증가합니다. 여기에는 질량을 교환하는 근처의 쌍성도 포함됩니다. 초신성, 신성, 반복 신성, 왜성 신성 및 기타 – 일반적으로 폭발로 인해 밝기가 급격하게 변화하는 항성 그룹입니다. 그 중 가장 유명한 것은 초신성으로 전체 은하를 가리고 밝기를 수억 배 증가시킬 수 있습니다. 신성과 반복 신성은 표면에서 폭발이 일어나는 가까운 쌍성이지만, 초신성과 달리 별은 붕괴되지 않습니다. 왜성 신성은 질량을 교환하여 주기적인 폭발을 일으키는 백색 왜성의 쌍성계입니다. 그것들은 먼지와 가스의 공통 껍질에 둘러싸인 적색 거성과 뜨거운 청색 별으로 구성된 공생 변수와 유사합니다.

외부 원인

일식 변수는 서로 앞에서 지나가는 별이며 세계의 일부를 차단합니다. 그것은 또한 별의 행성에 의해 발생할 수 있습니다. 회전하는 별은 표면에 어둡거나 반대로 밝은 점이 있고 별의 회전으로 인해 밝기가 다양합니다. 모양이 구형과 눈에 띄게 다른 별의 경우에도 비슷한 변화가 관찰됩니다(보통 쌍성계에서). 이 경우 타원체의 회전은 방사면 영역의 변화로 이어집니다. 펄서도 이 유형에 속합니다.

미래 연구

변광성에 대한 연구는 천문학자들에게 별의 질량, 반지름, 온도 및 기타 속성에 대한 데이터를 제공합니다. 별의 구조와 진화에 대한 정보는 간접적으로 얻습니다. 그러나 장주기 변광성은 연구하는 데 오랜 시간(보통 수십 년)이 걸립니다. 아마추어 천문학자들은 변광성을 지속적으로 관찰하는 데 중요한 역할을 합니다. 우주의 나이에 대한 정보를 제공하는 세페이드와 같은 일부 변수는 과학에 특히 중요합니다. 미라형 변수에 대한 연구는 태양 및 유사 별에 대한 정보를 제공하며, Ia형 초신성은 우주의 팽창률을 측정하는 데 사용되며, 폭발 변수는 활성 은하핵 및 초대질량 연구에서 사용됩니다.

변광성

언뜻 보기에는 하늘에서 반짝이는 별들이 일정해 보이지만, 많은 별들에게 있어 겉보기 광채는 시간이 지남에 따라 변한다는 것이 밝혀졌습니다. 별은 더 밝아지거나 ​​희미해집니다. 이러한 별을 변광성이라고 합니다. 일부 변광성의 경우 밝기가 주기적으로 엄격하게 변경됩니다. 다른 사람들에게는 다소 주기적으로 바뀌고 다른 사람들에게는 완전히 혼란스러운 방식으로 바뀝니다. 예기치 않게 깜박이는 별이 있습니다. 며칠 전에는 사진에 거의 보이지 않는 별이 있었지만 오늘은 육안으로 볼 수 있는 별이 빛나고 있습니다. 몇 개월 후, 별의 밝기는 다시 떨어집니다. 일부 별은 깜박임을 반복했습니다. 매우 빠른 플레어를 갖는 일부 별이 있습니다. 몇 분 안에 별은 수백 배 더 밝아지고 한 시간 후에 원래 상태로 돌아갑니다.

다양한 변광성의 밝기 변동의 진폭은 수백 분의 1 등급이며, 등급은 별의 겉보기 밝기의 특성입니다. 발광체의 항성 크기를 결정하는 계수는 2.512입니다. 항성 등급 시스템의 영점은 북극성 계열이라고 불리는 북극성 지역의 별 그룹에 의해 조건부로 결정되었습니다. 겉보기 등급은 별의 크기와 관련이 없습니다. 이 용어는 역사적 기원을 가지고 있으며 별의 광채만을 특징으로 합니다. 가장 밝은 별의 등급은 0이며 심지어 음수입니다. 예를 들어, Vega와 Capella와 같은 별은 등급이 거의 0이고 우리 하늘에서 가장 밝은 별인 시리우스는 -1.5입니다. 별의 등급은 상단에 작은 라틴 문자 m으로 표시됩니다("등급"-등급이라는 단어에서 유래). 눈에 보이지 않는 별의 경우 동일한 등급이 사용됩니다. 최대 15-17 등급. 기술의 발달과 별의 밝기를 기록하는 수신기의 개선으로 진폭이 매우 작고 주기가 짧은 새로운 변광성을 발견하는 것이 가능해졌습니다. 총 수은하계에서 변광성을 발견했습니다. 다른 은하들과 달리 이름은 대문자로 표기한다. 약 40,000개, 그리고 다른 은하계에서는 은하는 거대한 회전하는 별계입니다.- 5,000개 이상 라틴 문자는 별이 위치한 별자리를 나타내는 변광성을 지정하는 데 사용됩니다. 하나의 별자리 내에서 변광성은 하나의 라틴 문자, 두 문자의 조합 또는 숫자와 문자 V가 순차적으로 할당됩니다. 예: S Car, RT Per, V557 Sgr.

변광성은 맥동, 분출(폭발) 및 일식의 세 가지 큰 클래스로 나뉩니다. 맥동하는 별은 밝기가 부드럽게 바뀝니다. 반경과 표면 온도의 주기적인 변화 때문입니다. 별이 수축함에 따라 온도가 상승합니다. 온도가 증가하면 광도가 증가합니다. 광도는 반지름이 감소함에도 불구하고 별이 단위 시간당 방출하는 총 에너지입니다. 맥동하는 별의 주기는 하루의 분수(RR Lyra 유형 별)에서 수십(Cepheids) 및 수백 일(Mirids - Mira Cetus 유형의 별)까지 다양합니다. Cepheids와 RR Lyrae 별에서 주기성은 놀라운 정확도로 유지됩니다. 밝기가 반 규칙적이거나 무질서하게 변화하는 변광성에서는 맥동이 더 강력하지만 불규칙하게 발생합니다. 모든 Cepheids는 거인이며 광도가 높은 별이며 그 중 많은 부분이 초거성이며 여기에는 광도가 가장 높은 별이 포함됩니다. Mirids는 장주기 변광성이라고 합니다. 밝기의 변화는 온도의 변화를 동반합니다. 가장 큰 광채를 지닌 고래류 미라(Mira Cetus)는 거의 북극성만큼 밝습니다. 이 유형의 변광성은 초거성이기도 합니다. 약 14,000개의 맥동하는 별이 발견되었습니다.

두 번째 종류의 변광성은 폭발성 또는 폭발성이라고도 합니다. 여기에는 첫째, 초신성 초신성 - 항성 플레어의 결과로 하늘에 나타나는 별 중 가장 밝은 별 New New Stars - 밝기가 갑자기 수백, 수천, 때로는 수백만 배 증가하는 별, 반복 신성, 쌍둥이자리 U -형 별, 신성 및 공생 별. 이 모든 별은 갑자기 밝기가 증가하면서 폭발적인 성격의 단일 또는 반복 섬광이 특징입니다. 이 별들 중 많은 수가 가까운 쌍성계의 구성 요소이며 구성 요소가 이러한 시스템에서 상호 작용할 때 이러한 시스템의 격렬한 프로세스가 발생합니다. 변광성 위성

새로운 스타는 실제로 신인이라고 생각했습니다. 그러나 이 별들은 이전에 존재했습니다. 그들은 더 일찍 찍은 별이 빛나는 하늘 사진에서 희미한 별들로 나타납니다.

새로운 별 중 일부(그리고 아마도 모두)는 반복적으로 타오릅니다. 그래서 갑자기 폭발하고 초당 수백 킬로미터와 같은 속도로 크기가 증가합니다. 매우 뜨거운 별은 특별하고 불안정한 상태를 가질 수 있습니다. 플래시가 발생하는 동안 외부 가스 층이 분리되어 엄청난 속도로 우주 공간으로 돌진합니다. 시간이 지남에 따라 이러한 가스는 소멸됩니다.

드문 경우지만 초신성 폭발이 관찰됩니다. 그것들은 플레어 동안의 광도가 태양 광도보다 수천만 배 및 수억 배 더 크다는 점에서 다릅니다. 현재 천문학자들과 물리학자들은 초신성 폭발과 같은 거대한 현상을 일으키는 물리적 원인에 대한 문제를 풀기 위해 열심히 노력하고 있습니다.

둘째, 폭발하는 별에는 젊은 빠른 불규칙 변수, UV Ceti 별 및 여러 관련 개체가 포함됩니다. 열린 폭발의 수는 2000을 초과합니다.

맥동하고 분출하는 별은 겉보기 밝기의 변화가 물리적 과정과 관련이 있기 때문에 물리적 변광성이라고 합니다. 이것은 별의 온도, 색, 때로는 크기를 변경합니다.

변광성의 세 번째 클래스에는 일식 변수가 포함됩니다. 이들은 궤도면이 시선과 평행한 쌍성계입니다. 별이 공통 무게 중심 주위를 이동할 때 서로 밝게 빛나기 때문에 밝기가 변동합니다.

Algol 별의 빛 곡선. 시간은 수평으로 시간으로 표시됩니다.

Algol 위성의 움직임 계획

가까운 시스템에서 전체 밝기의 변화는 별 모양의 왜곡으로 인해 발생할 수 있습니다. 일식 쌍성에서 밝기 변화의 기간은 몇 시간에서 수십 년입니다. 4000개 이상의 그러한 별이 은하계에 알려져 있습니다.

변광성 - 자기 별의 작은 별도 클래스도 있습니다. 뿐만 아니라 큰 자기장그들은 표면 특성의 강한 불균일성을 가지고 있습니다. 별이 회전하는 동안 이러한 불균일성은 밝기의 변화로 이어집니다.

약 20,000개의 별에 대해 변동성 등급이 결정되지 않았습니다.

변광성은 천문학자들에 의해 매우 밀접하게 연구됩니다. 밝기, 스펙트럼 및 기타 양의 관찰된 변화를 통해 광도, 반지름, 온도, 밀도, 질량과 같은 별의 주요 특성을 결정할 수 있을 뿐만 아니라 대기 구조 및 다양한 가스 흐름의 특성을 연구할 수 있습니다. . 다양한 항성계에 있는 변광성의 관측을 통해 이러한 시스템의 나이와 항성 개체군의 유형을 결정할 수 있습니다. Cepheids에 대해 발견된 현저한 의존성 "주기 - 광도"는 별의 실제 밝기를 계산할 수 있게 하고 결과적으로 확립된 주기로부터 별까지의 거리를 계산할 수 있게 합니다. 아주 먼 별 무리에서 세페이드가 발견되면 관측 결과 밝기의 변화 주기와 광도가 측정됩니다. 그리고 그 후, 주어진 광도에서 그러한 크기의 별과 같은 밝기로 우리에게 나타나면이 세페이드가 얼마나 거리에 있는지 계산하기 쉽습니다. 성단의 크기는 아무리 크더라도 성단까지의 거리에 비해 무시할 수 있습니다. 즉, 성단에 포함된 모든 별이 우리로부터 거의 같은 거리에 있다는 것을 의미합니다. 이런 식으로 우리 은하의 먼 부분과 다른 은하까지의 거리가 측정되었습니다. 현대의 관측에 따르면 일부 변광성 쌍성은 우주 엑스선의 근원이라는 것이 밝혀졌습니다.