cepheid 변수는 무엇입니까?

천문학에서

Cepheid 변수는 특정 기간 동안 특징적이고 규칙적인 방식으로 밝기가 변하는 가변 별입니다. 일반적으로 별 중심의 핵 융합으로 인한 외부 압력은 별의 중력으로 인해 내부 압력으로 균형을 이루고 별은 일정한 크기와 밝기로 남아 있습니다. 가변 별은 밝기에 영향을 미치는 팽창과 수축주기를 거칩니다. Cepheid 변수에서,주기의 길이는 별의 밝기에 따라 예측 가능한 방식으로 증가하므로, 기간을 측정 할 때 천문학 자들은 세프리의 실제 밝기를 알 수 있고 지구의 명백한 밝기에서 멀리 떨어진 곳을 계산할 수 있습니다. 이 가변 별은 다른 은하와의 거리를 측정하는 데 중요한 도구입니다.

이 별들은 헬륨의 특성으로 인해 규칙적인 주기로 확장되고 수축되는 것으로 생각됩니다. 헬륨이 완전히 이온화되면 Electromagneti에 투명하지 않습니다.C 방사선, 가열 및 확장을 유발합니다. 그것이 팽창함에 따라, 그것은 냉각되고 덜 이온화되어 더 적은 열과 수축을 흡수합니다. 이로 인해 정기적 인 팽창 및 수축 패턴은 밝기가 평행 한 변화와 함께 1 ~ 약 50 일의 기간이 있습니다.

두 가지 주요 유형의 cepheid 변수가 있습니다. 타입 I 또는 고전적인 세페이드는 비교적 젊고 빛나는 별이며, 비교적 많은 비율의 무거운 요소를 포함하여, 이들 요소들이 오래된 별의 초신성 폭발로 만들어진 지역에서 형성되었음을 나타냅니다. II 형 Cepheids는 더 오래되고 덜 빛나는 별이 무거운 원소가 낮습니다. 더 복잡한주기를 가진 비정상적인 cepheid와 dwarf cepheid도 있습니다. 고전적인 Cepheids는 더 큰 광도와 단순하고 규칙적인 사이클로 인해 은하 분할을 결정하는 데 천문학 자에게 더 유용합니다.es.

밝기의 규칙적인 변화와 밝기와 사이클 길이 사이의 고정 된 관계는 1908 년 천문학자인 Henrietta Leavitt가 우리 자신과 가까운 작은 은하 인 작은 Magellanic Cloud 에서이 스타들을 연구 할 때 발견되었습니다. Cepheid 변수라는 용어는 Leavitt가 연구 한 별 중 하나 인 Delta Cephei에서 나온 것입니다. 기간으로부터 Cepheid 변수의 실제 밝기를 결정할 수 있었기 때문에 지구에 도달하는 빛의 양이 소스까지의 거리에 반비례한다는 사실과 거리를 결정하는 것도 가능했습니다. 알려진 밝기의 이러한 물체는 "표준 촛불"으로 알려져 있습니다.

시차에 의해 계산 된 거리와 함께 우리 은하 내에서 cepheid 변수에 대한 이러한 계산 결과를 비교하면이 방법이 작동 함을 확인했습니다. 타입 I cepheids는 태양보다 최대 100,000 배나 밝습니다. 이것은 지구를 기반으로 한 망원경으로, 다른 사람으로 감지 될 수 있음을 의미합니다.약 1,300 만 광년이 걸리는 은하. 허블 우주 망원경은 5 천 6 백만 광의 거리 에서이 별을 감지 할 수있었습니다. Cepheid 변수는 20 세기 초에 우주가 우리 자신의 은하계를 넘어 확장되었다는 확인을 제공했습니다.

이 별들은 또한 우주가 확장되고 있다는 첫 번째 강력한 증거를 제공했습니다. 1929 년 에드윈 허블 (Edwin Hubble)은 거리의 측정을 여러 은하와 비교했으며, 세프 리드 변수와 적색 편이 측정을 통해 얻은 많은 은하와 비교하여 우리에게서 얼마나 빨리 물러서고 있는지를 나타 냈습니다. 결과는 은하가 물러서있는 속도가 거리에 비례하여 허블의 법칙을 제형시키는 것으로 나타났습니다.