セファイド変数とは何ですか？

天文学では、セファイド変数はさまざまな星であり、その明るさは特徴的で定期的な方法で特定の期間にわたって変化します。通常、星の中心での核融合からの外向きの圧力は、星の重力により内向きの圧力とバランスが取れており、星は一定のサイズと明るさのままです。可変星は、その明るさに影響を与える膨張と収縮のサイクルを通過します。セファイド変数では、サイクルの長さは予測可能な方法で星の明るさとともに増加し、期間を測定すると、天文学者はセファイドの実際の明るさを伝えることができ、地球上のその見かけの明るさから、それがどれほど遠いかを計算できます。これらの可変星は、他の銀河への距離を測定するための重要なツールです。

これらの星は、大量に含まれるヘリウムの特性のために通常のサイクルで拡大および収縮すると考えられています。ヘリウムが完全にイオン化されている場合、電磁気の透明度が低くなりますc放射、それを加熱して拡張させます。拡大するにつれて、冷却してイオン化が少なくなり、熱が少なくなり、収縮が吸収されます。これにより、拡張と収縮の規則的なパターンが生じ、明るさに平行して変動し、1日から約50日の期間があります。

セファイド変数には2つの主要なタイプがあります。タイプI、または古典的なセファイドは、比較的若く、非常に明るい星であり、比較的大きな割合の重い要素を含んでおり、これらの要素が古い星の超新星爆発によって作成された地域で形成されたことを示しています。タイプIIセファイドは、より古く、重度の低い星が少ない星です。また、より複雑なサイクルを持つ異常なセファイドとd星のセファイドもあります。古典的なセファイドは、光度が高く、シンプルで定期的なサイクルのため、銀河の歪みを決定するために天文学者にとってより有用ですes。

明るさの定期的な変動と輝度とサイクルの長さの固定関係は、1908年に天文学者ヘンリエッタリービットによって発見されました。セファイド変数という用語は、デルタ・セファイと呼ばれるレビットによって研究された星の1つから来ています。その期間からセファイド変数の実際の明るさを決定することが可能であったため、地球に到達する光の量がソースまでの距離に反比例するという事実からの距離を決定することも可能でした。既知の明るさのそのようなオブジェクトは、「標準キャンドル」として知られています。

視差によって計算された距離と独自の銀河内のセファイド変数のこれらの計算の結果の比較により、この方法が機能したことが確認されました。タイプIセファイドは、太陽の最大100,000倍です。これは、他の地球に基づいた望遠鏡によって、それらを検出できることを意味します最大1,300万光年離れた銀河。ハッブル宇宙望遠鏡は、5600万光年の距離でこれらの星を検出することができました。セファイド変数は、20世紀初頭の確認を提供し、宇宙は私たち自身の銀河をはるかに超えて伸びていることを提供しました。

これらの星は、宇宙が拡大しているという最初の強力な証拠も提供しました。 1929年、エドウィン・ハッブルは、距離の測定値を多くの銀河と比較し、セファイド変数と赤方偏移測定値を使用して、それらが私たちからどれだけ速く後退しているかを示しました。結果は、銀河が後退している速度が距離に比例し、ハッブルの法則の定式化につながったことを示した。