세페이드 변광성

세페이드 변광성

세페이드 변광성

세페이드 변광성은 일반적으로 별의 종족 I에 속하는 황색 거성 별이며 수축과 팽창을 통한 밝기의 주기적인 변화가 있습니다. 세페이드 변광성의 밝기는 태양의 103~104배입니다. 세페이드 변광성은 별의 종족 I에 속하기 때문에 때로는 유형 I세페이더라고 불립니다. 그들은 태양의 4~20배의 질량을 가지고 있습니다. 별의 종족 II에 속하는 처녀자리 W형 변광성은 유형 II세페이더라고 불립니다. 질량은 태양의 절반 정도입니다.

밝기의 변화 기간

세페이드 변광성의 밝기 변화 기간은 하루에서 50일까지 다양합니다. 개별 별 사이에는 약간의 차이가 있지만 세페이드 변광성 대부분은 빠르게 밝아지고 천천히 어두워집니다. 밝기의 변화는 항성 대기의 헬륨이 이온화되고, 항성 대기의 확장과 탈이온화가 발생하며, 이온화되는 과정에서 항성의 대기가 빛에 대해 더 불투명해집니다. 이온화 주기는 별의 동역학적 시간 척도와 일치하기 때문에 평균 밀도에 대한 정보와 별의 밝기 데이터를 제공합니다. 세페이드 변광성은 변성기의 특정 유형으로 변광주기와 절대 광도 사이의 정확한 관계로 유명합니다. 같은 이름을 쓰는 것과 동시에, 세페이드 변광성을 대표하는 원형 별은 세페우스 자리 델타이며, 1784년 존 구드릭은 이 별이 변광성임을 발견했습니다. 그것은 또한 세페이드, 케페우스 형 변광성, 상단형 변광성 등으로 불립니다. 이러한 상호 관계는 헨리에나 백조 리 빗이 1908년에 발견되어 언급되었으며 1912년에 수학 공식의 형태로 배열되었습니다.

표준광원

세페이드 변광성은 지구에서 변광성 또는 은하까지의 거리를 계산하기 위해 표준 광원으로 사용됩니다. 주기와 광도와의 관계는 지구에 가장 가까운 세페이드 변광성을 사용하여 매우 정확하게 계산할 수 있기 때문에 이 방법을 사용하여 계산된 거리값은 현재 가능한 방법을 통해 얻을 수 있는 결과 중 가장 신뢰할 수 있습니다. 세페이드 변광성의 광도와 변광주기 사이의 관계는 매우 정확합니다. 세페이드 변광성은 1세기 동안 표준 광원으로 사용되어 은하 외 거리 척도의 이점을 담당합니다. 주기와 광도 사이의 관계는 1912년 헨리에나 백조 리 빗에 의해 발견되었으며, 그녀는 수백 개의 세페이드 변광성을 측정하고 독특한 주기와 광도 관계를 발견했습니다. 3일 주기로 세페이드의 광도는 태양의 800배, 30일 주기의 경우 세페이드의 광도는 태양의 10,000배입니다. 지구와 가까운 거리에 정확히 알고 있는 세페이드 변광성을 통해 세페이드 변광성은 일부 은하까지의 거리를 측정할 수 있습니다. 거리를 매우 밝고 정확하게 알 수 있기 때문에, 세페이드 변광성은 외부 은하와 별 사이의 거리를 측정하는 데 사용되는 이상적인 표준 원천 역할을 합니다. 물론 세페이드 변광성의 정확한 위치를 알지 못하기 때문에 일부 오류가 있을 수 있지만 이 오류는 관측치에 큰 영향을 미치지 않습니다. 상대적으로 밝기 때문에 세페이드 변광성은 매우 먼 곳에서도 볼 수 있습니다.

세페이드의 발견

에드윈 허블은 안드로메다은하에서 여러 개의 세페이드를 처음 발견했습니다. 이 세페이드는 "외부 은하"의 존재를 증명했으며, 최근에 허블 우주 망원경은 6천만 광년 떨어진 처녀 은하의 세페이드 별을 발견하는 데 성공했습니다. 일부 세페이드 별 (예 : 폴라리스)은 수십 년 동안 맥박 진폭이 감소했으며 지금은 거의 일정합니다. 2008년에 천문학자들은 별을 둘러싼 거대한 성운에 반사된 빛을 사용하여 세페이드 항성 고물 지리 SR까지의 거리를 정확하게 발표했습니다. 세페이드 중 독수리자리 제타, 쌍둥이자리 제타, 황새치자리 베타, 세페우스 자리 델타는 어느 정도 밝고 밝기 진폭이 있어서 육안으로도 손쉬운 변화를 감지할 수 있습니다. 처녀자리 W형 변광성 (또는 II형 세페이드 변광성이라고도 함)은 세페이드 변광성과 유사한 변광성의 일종입니다. 항성 종족 II별은 태양보다 무거운 원소 함량이 적으며 평균적으로 전형적인 세페이드 변광성보다 약 1.5등급 어둡습니다.

밝기 변화의 주기

밝기 변화의 주기는 1일에서 60일 사이입니다. 거문고자리 RR형 변광성은 변광성의 유형 중 하나이며 때로는 표준 광원으로 자주 사용됩니다. 거문고자리 RR형 변광성은 밝기의 흔들림이 크고 질량은 태양의 약 절반 수준입니다. 거문고자리 RR형 항성은 퇴행하는 과정에서 질량을 방출하지만, 여기서 거문고자리 RR형 항성은 한때 태양보다 약간 작은 질량 (태양 질량의 0.8배) 또는 거의 같은 별이었습니다. 이들은 세페이드 변광성과 유사하지만 상당한 차이가 있습니다. 거문고자리 RR 항성은 더 오래되고 질량이 상대적으로 작은 별입니다. 따라서 이들은 세페이드 변광성보다 훨씬 일반적이지만, 어둡습니다. 거문고자리 RR 별에 대한 절대 평가는 0.75이며 태양의 밝기의 40~50배에 불과합니다. 이런 변종 기간은 하루보다 짧고, 간혹 7시간 정도 간격을 두고 있는 예도 있습니다. 거문고자리 RR 형 항성의 밝기 변화와 절대 평가의 변화를 위해, 이들은 가까운 천체, 특히 우리 은하 내에서 거리를 절약하는 데 사용되는 우수한 표준 광원 역할을 합니다. 그들은 또한 구상 클러스터를 연구하는 데 사용됩니다. 그러나 거문고자리 RR형 별의 밝기는 세페이드 변광성보다 상대적으로 어둡고, 변광성의 이름은 거문고자리 별자리의 원형 별 거문고자리 RR의 이름을 따 왔기 때문에 우리 은하와의 거리를 측정하는 것은 적합하지 않습니다. 일반적으로 구상성단에 분포하기 때문에 이전에는 상단형 변광성이라고 불렀습니다.