セファイド変数とは

天文学では、セファイド変数は、一定の期間にわたって明るさが特徴的な規則的な方法で変化する変光星です。 通常、星の中心での核融合による外向きの圧力は、星の重力による内向きの圧力と釣り合いが取れており、星は一定のサイズと明るさのままです。 変光星は、明るさを左右する膨張と収縮のサイクルを繰り返します。 セファイド変数では、周期の長さは予測可能な方法で星の明るさとともに増加するため、周期が測定されると天文学者はセファイドの実際の明るさを知ることができ、地球上のその見かけの明るさから、どのくらい離れているかを計算しますそうです。 これらの変光星は、他の銀河まで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、ヘリウムが大量に含まれているため、規則的な周期で膨張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ると、電磁放射に対する透過性が低下し、ヘリウムが加熱されて膨張します。 膨張すると、冷却されてイオン化が少なくなり、熱の吸収と収縮が少なくなります。 これにより、規則的な膨張と収縮のパターンが得られ、明るさが平行して変化し、1日から約50日の範囲の期間があります。

Cepheid変数には主に2つのタイプがあります。 タイプI、または古典的セファイドは、比較的若く、非常に明るい星で、比較的大きな割合の重い元素を含んでおり、これらの元素が古い星の超新星爆発によって作られた領域で形成されたことを示します。 タイプIIのセファイドは、重元素が少ない、より明るくない、より明るい星です。 また、より複雑なサイクルを持つ異常なセファイドとドワーフ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、単純で規則的な周期があるため、銀河の距離を決定するために天文学者にとってより有用です。

明るさの規則的な変化と明るさと周期の長さの間の固定された関係は、1908年に天文学者ヘンリエッタ・レヴィ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、Leavittによって研究された星の1つに由来し、Delta Cepheiと呼ばれます。 周期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光源までの距離に反比例するという事実からその距離を決定することもできました。 明るさがわかっているこ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。

独自の銀河内のセファイド変数のこれらの計算結果と、視差によって計算された距離との比較により、この方法が機能することが確認されました。 タイプIのセファイドは、太陽の最大100,000倍の明るさです。 これは、地球に基づく望遠鏡によって、最大約1300万光年離れた他の銀河で検出できることを意味します。 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世紀初頭に、宇宙が私たち自身の銀河をはるかに超えて広がっているという確認を提供しました。

これらの星はまた、宇宙が膨張しているという最初の強力な証拠を提供しました。 1929年、エドウィンハッブルは、距離の測定値を、セファイド変数を使用して取得した多数の銀河と、赤方偏移測定値とを比較しました。 その結果、銀河が後退する速度は距離に比例し、ハッブルの法則が定式化されることが示されました。