세페이드 변광성

Cepheid variable
"세페이드"는 여기서 리다이렉트됩니다.다른 용도는 세페이드(동음이의)를 참조하십시오.
우리 은하에서 가장 밝은 세페이드 변광성 중 하나인 꼭두각시자리 RS
(허블 우주 망원경)

세페이드 변광성(/ssfifi.dd, sisififi-/)은 반지름으로 펄스를 일으키는 별의 한 종류로, 직경과 온도 모두 다양하며, 명확한 안정 주기와 진폭으로 밝기의 변화를 일으킨다.

세페이드 변광성의 광도와 맥동 주기 사이의 강한 직접적인 관계는 세페이드 변광성이 은하 및 은하계 밖의 거리를 측정할 수 있는 우주 벤치마크의 중요한 지표로 확립되었습니다.이 전통적인 세페이드들의 강한 특징은 1908년 헨리에타 스완 레빗이 마젤란 구름에 있는 수천 개의 변광성들을 연구한 후 발견했습니다.이 발견은 단순히 맥동 주기를 관찰하는 것만으로 세페이드 성분의 진짜 밝기를 알 수 있게 해준다.이를 통해 알려진 밝기와 관측된 밝기를 비교하여 별까지의 거리를 결정할 수 있습니다.

세페이드라는 용어는 1784년 존 구드리케에 의해 확인된 세페우스 별자리 델타 세페이에서 유래했으며, 세페이드라는 용어가 발견된 최초의 종류이다.

열기관으로서의 항성 맥동의 역학은 1917년 아서 스탠리 에딩턴에 의해 제안되었지만, 1953년이 되어서야 S. A. 제바킨은 이온화 헬륨을 엔진의 밸브로 확인했다.

역사

고전 세페이드와 II형 세페이드 주기의 광도 곡선

1784년 9월 10일, 에드워드 피곳은 고전적인 세페이드 [1]변광성의 첫 번째 대표자로 알려진 에타 물푸레 변광성을 발견했다.고전적인 세페이드 별의 별칭인 세페이드자리 델타(Delta Cephei)는 몇 달 후 [2]존 구드리케에 의해 변광성이라는 것을 발견했습니다.유사한 변수의 수는 19세기 말까지 수십 개로 증가했고, 그것들은 세페이드라고 [3]불렸습니다.대부분의 세페이드들은 밝기가 빠르게 증가하고 혹이 있는 독특한 광선 곡선으로 알려졌지만, 더 대칭적인 광선 곡선을 가진 몇몇 세페이드들은 원형인 γ 제미노룸의 [4]이름을 따서 제미니드로 알려졌습니다.

1908년 헨리에타 스완 레빗이 마젤란 [5]구름에 있는 수천 개의 변광성들을 조사하면서 세페이드들의 주기와 광도 사이의 관계를 발견했습니다.그녀는 1912년에 더 많은 [6]증거와 함께 그것을 출판했다.

1913년, Ejnar Hertzsprung은 [7]하늘을 통과하는 움직임을 이용하여 13개의 세페이드까지의 거리를 찾으려고 시도했다. (그의 결과는 나중에 수정이 필요할 것이다.)1918년 할로우 섀플리는 세피드를 사용하여 은하수의 크기와 모양,[8] 그리고 우리 태양의 배치에 대한 초기 제약을 가했습니다.1924년 에드윈 허블은 안드로메다 성운으로 알려진 안드로메다 은하의 고전적인 세페이드 변광성까지의 거리를 설정했고, 이 변광성들이 우리 은하에 속하지 않는다는 것을 보여주었다.허블의 발견은 은하수가 우주 전체를 나타내는 것인지 아니면 우주의 [9]많은 은하 중 하나인지에 대한 "대논쟁"에서 제기된 의문을 해결했다.

1929년 허블과 밀턴 L. Humason은 여러 은하에 대한 세페이드 거리를 이들 은하가 우리에게서 물러나는 속도에 대한 베스토 슬리퍼의 측정값과 결합함으로써 현재 허블의 법칙으로 알려진 것을 공식화했습니다.그들은 우주가 팽창하고 있다는 것을 발견했고, 조르주 [10]르메트르의 이론을 확인시켜주었다.

은하수[11] 중심에 있는 세페이드 변수(빨간색 점)의 그림

20세기 중반, 세페이드 족을 매우 다른 성질을 가진 다른 등급으로 나누면서 천문학적 거리 척도에 대한 중요한 문제들이 해결되었다.1940년대에 Walter Baade는 두 개의 분리된 세페이드 개체군(고전과 II형)을 인정했다.고전적인 세페이드들은 더 젊고 거대한 종족 I 별들인 반면, II형 세페이드들은 나이가 많고 더 희미한 종족 II [12]별들이다.고전적인 세페이드와 II형 세페이드들은 서로 다른 주기-광도 관계를 따릅니다.세페이드 2형의 광도는 평균적으로 세페이드 항성보다 1.5등급 낮습니다(그러나 거문고자리 RR 별보다는 여전히 밝다).Baade의 중요한 발견은 M31까지의 거리를 두 배로 증가시켰고 은하계 밖의 거리 [13][14]척도를 증가시켰다.당시 성단 변광성으로 알려졌던 RR Lyrae 별들은 어느 정도 짧은 [15][16]주기로 인해 꽤 일찍 별개의 변광성으로 인식되었다.

열기관으로서의 맥동의 역학은 1917년 아서 스탠리 에딩턴에[17] 의해 제안되었지만 1953년이 되어서야 S. A. 제바킨이 이온화 헬륨을 [18]엔진의 가능한 밸브로 확인했다.

반

세페이드 변수는 질량과 나이, 그리고 진화 역사가 확연히 다른 두 개의 아류, 즉 고전 세페이드와 II형 세페이드로 나뉩니다.델타 방패자리 변광성은 불안정 띠의 하단 주계열성 위 또는 근처에 있는 A형 별이며, 원래는 왜성 세페이드라고 불렸다.RR Lyrae 변수는 짧은 주기를 가지며 수평 가지와 교차하는 불안정 띠에 있습니다.델타 스쿠티 변수와 RR Lyrae 변수는 맥동이 동일한 헬륨 이온화 카파 메커니즘에서 발생하지만 일반적으로 세페이드 변수로 처리되지 않는다.

고대 세페이드

주요 기사:고전 세페이드 변광성
고유 항성 맥동에 의해 생성되는 규칙적인 변화를 보여주는 고전적인 두족류의 원형인 세페이의 광도 곡선

고전적인 세페이드(인구 I 세페이드, 유형 I 세페이드 또는 델타 세페이드 변광성으로도 알려져 있음)는 일에서 월 순서로 매우 규칙적으로 맥동을 일으킨다.종족 I형 변광성은 태양보다 질량이 [19]4~20배 더 크고 [20]광도가 최대 10만 배 더 높다.이 세페이드들은 분광형 F6 – K2의 황색 밝기 거성과 초거성으로 맥동 [21]주기 동안 반지름이 수백만 킬로미터(장주기 I 용골자리 I의 긴 주기는 약 25퍼센트입니다.

고전적 세페이드(Cepheid)는 국부 은하군 내 및 그 밖의 은하까지의 거리를 결정하는 데 사용되며 허블 상수를 설정하는 [22][23][24][25][26]수단입니다.고전적인 세페이드들은 또한 은하면 위의 태양의 높이와 은하의 국소 나선 [27]구조와 같은 우리 은하의 많은 특징들을 명확히 하기 위해 사용되어 왔습니다.

작은 진폭과 사인파 광곡선을 가진 고전적인 세페이드 그룹은 종종 작은 진폭 세페이드 또는 s-세페이드로 분리되며, 그 중 많은 수가 첫 번째 오버톤에서 맥동한다.

II형 세페이드

주요 기사:II형 세페이드
미항공우주국(NASA)이 기록한 II형 세페이드인 파보니스의 광도 곡선

제2형 세페이드(또는 모집단 II 세페이드)는 보통 1일에서 [12][28]50일 사이의 주기로 맥동하는 종족 II 변광성이다.II형 세페이드들은 일반적으로 금속이 부족하고 오래되었으며(~10 Gyr), 질량이 작다(~태양 질량의 절반).II형 세페이드류는 주기별로 여러 개의 하위 그룹으로 나뉩니다.주기가 1일에서 4일 사이인 별은 BL Her 하위 등급에 속하며, 10일에서 20일 사이인 별은 처녀자리 W 하위 등급에 속하며, 주기가 20일 이상인 별은 황소자리 RV 하위 [12][28]등급에 속합니다.

II형 세피드는 은하 중심, 구상 성단 및 [27][29][30][31][32][33][34]은하까지의 거리를 설정하는 데 사용됩니다.

변칙적인 세페이드

불안정 띠의 맥동성 그룹은 RR Lyrae 변광성과 비슷하지만 광도가 더 높은 2일 미만의 주기를 가집니다.변칙적인 세페이드형 변광성은 세페이드형 II, 거문고자리 RR형 변광성 및 태양보다 질량이 높습니다.이들이 "뒤로 꺾인" 수평 가지에 있는 젊은 별인지, 쌍성계의 질량 전달을 통해 형성된 청색 낙오성인지, 아니면 [35][36]둘의 혼합성인지는 불분명합니다.

더블 모드 세페이드

다음 항목도 참조하십시오.기본 주파수

세페이드 변수 중 소수는 두 가지 모드에서 동시에 맥동하는 것이 관찰되었다. 보통 기본음, 첫 번째 음,[37] 때로는 두 번째 음이다.3가지 모드에서 매우 적은 수의 펄스가 발생하거나 보다 높은 [38]톤을 포함한 이례적인 모드 조합이 발생합니다.

불확실한 거리

고전적인 세페이드 거리 척도와 타입 II 세페이드 거리 척도와 관련된 주요 불확실성은 다음과 같다: 다양한 통과 대역에서 주기-광도 관계의 특성, 이러한 관계의 영점과 기울기에 대한 금속성의 영향, 그리고 광도 오염(다른 별과 혼합) 및 광도 변화(일반적으로 알려지지 않음)의 영향이다.세페이드 거리에 관한 음의 법칙.이 모든 주제들은 [23][20][25][32][39][40][41][42][43][44][45][46]문헌에서 활발하게 논의되고 있다.

이러한 미해결 문제는 허블 상수.(고전 Cepheids의)으로 표창을 받값 60km/s/Mpc과 80km/s[22][23][24][25][26] 이러한 모순의 해결은 한 천문학에서 가장 큰 문제가 우주의 우주론의 파라미터가 정확한 valu을 공급하여 제한될 것 LCD을 불러일으켰다.E는 허블을 신중히.탄트.[24][26] RS Puppis와 같은 발견으로 인해 몇 년 동안 불확실성이 줄어들었다.

세페이드자리 델타는 또한 세페이드 주기-광도 관계의 보정기로서 특히 중요한데, 그 거리는[47][48] 세페이드 성단에 속해 있고 정확한 허블 우주 망원경/[49]히파르코스 시차를 이용할 수 있기 때문입니다.지구와 허블이 태양의 [50]반대편에 있을 때 6개월 간격으로 찍은 허블의 영상을 비교함으로써 7,500광년 이내의 세페이드 변광성과 다른 물체에 대한 시차 거리 측정의 정확성이 크게 향상되었습니다.

맥동 모형

세페이드형 변광성 폴라리스의 시간 경과로 밝기 변화의 주기가 시각적으로 나타납니다.
참고 항목: 카파 메커니즘

세피드의 맥동에 대한 일반적인 설명은 에딩턴 [51]밸브 또는 "γ-메커니즘"이라고 불리며, 그리스 문자 β(카파)는 기체 불투명도의 일반적인 기호입니다.

헬륨은 이 과정에서 가장 활발한 것으로 생각되는 기체이다.이중 이온화 헬륨(원자가 양쪽 전자를 모두 잃은 헬륨)은 단일 이온화 헬륨보다 불투명합니다.헬륨은 가열될수록 이온화된다.세페이드 주기의 가장 어두운 부분에서는 별의 바깥쪽 층에 있는 이온화 가스가 불투명하기 때문에 별의 복사와 상승된 온도에 의해 가열되어 팽창하기 시작합니다.팽창하면서 냉각되기 때문에 이온화가 적어지고 따라서 더 투명해져서 방사선이 빠져나갈 수 있게 됩니다.그러면 팽창이 멈추고 별의 중력 때문에 반대로 돌아옵니다.그런 다음 프로세스가 반복됩니다.

1879년 August Ritter(1826–1908)는 다음과 같은 관계를 통해 균질 구체의 단열 방사 맥동 주기가 표면 중력 및 반지름과 관련이 있음을 입증했다.

여기서 k는 비례 상수입니다.표면 중력은 구체의 질량과 반지름과 관련이 있기 때문에 다음과 같습니다.

드디어 얻을 수 있는 것은 다음과 같습니다.

여기서 Q는 맥동 [53]상수라고 하는 상수입니다.

예

레퍼런스

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