Cepheid 변수 란 무엇입니까?

천문학에서 Cepheid 변수는 특정 기간 동안 밝기가 특징적이고 규칙적인 방식으로 변화하는 가변 별입니다. 일반적으로 별 중심의 핵융합에 의한 외압은 별의 중력으로 인한 내압과 균형을 이루며 별의 크기와 밝기는 일정하게 유지됩니다. 가변 별은 밝기에 영향을주는 확장 및 축소주기를 거칩니다. Cepheid 변수에서주기의 길이는 예측 가능한 방식으로 별의 밝기에 따라 증가하므로 천문학자는 천문학자가 Cepheid의 실제 밝기를 알 수 있고 지구의 겉보기 밝기에서 먼 거리를 계산할 수 있습니다 그것은. 이 가변 별은 다른 은하까지의 거리를 측정하는 데 중요한 도구입니다.

이 별들은 많은 양을 포함하는 헬륨의 성질 때문에 규칙적인 주기로 팽창하고 수축한다고 생각됩니다. 헬륨이 완전히 이온화되면 전자기 방사선에 덜 투명하여 가열되어 팽창합니다. 팽창함에 따라 냉각되고 덜 이온화되어 열을 흡수하고 수축합니다. 이는 1 내지 약 50 일의 기간을 갖는 평행 한 밝기 변화와 함께 규칙적인 팽창 및 수축 패턴을 초래한다.

Cepheid 변수에는 두 가지 주요 유형이 있습니다. 제 1 종 또는 고전 세 페이드는 비교적 젊고 빛이 나는 별이며, 상대적으로 많은 양의 무거운 원소를 포함하고 있는데, 이는 오래된 별의 초신성 폭발로 인해 이러한 원소가 생성 된 지역에서 형성되었음을 나타냅니다. II 형 세 페이드는 무거운 원소가 적은 오래되고 덜 빛나는 별입니다. 더 복잡한주기를 갖는 변칙 Cepheids와 드워프 Cepheids도 있습니다. 클래식 세 페이드는 더 큰 광도와 단순하고 규칙적인주기 때문에 은하 거리를 결정하는 데 천문학 자에게 더 유용합니다.

1908 년 천문학 자 Henrietta Leavitt는 우리와 가까운 작은 은하 인 Small Magellanic Cloud에서이 별들을 연구 할 때 밝기의 규칙적인 변화와 밝기와주기 길이의 고정 된 관계를 발견했습니다. Cepheid 변수라는 용어는 Leavitt가 연구 한 별 중 하나 인 델타 세 페이 (delta Cephei)에서 비롯됩니다. 그것의 기간으로부터 Cepheid 변수의 실제 밝기를 결정할 수 있었기 때문에, 지구에 도달하는 빛의 양이 소스까지의 거리에 반비례한다는 사실로부터 그것의 거리를 결정할 수도있었습니다. 알려진 밝기의 물체를 "표준 양초"라고합니다.

시차에 의해 계산 된 거리와 우리 자신의 은하 내에서 Cepheid 변수에 대한 이러한 계산 결과의 비교는 방법이 효과가 있음을 확인했습니다. 제 1 형 세 페이드는 태양보다 최대 100,000 배 밝습니다. 이것은 지구를 기반으로 한 망원경으로 최대 약 1300 만 광년 떨어진 다른 은하계에서도 탐지 할 수 있음을 의미합니다. 허블 우주 망원경은 5 천 5 백만 광년 떨어진 거리에서이 별들을 탐지 할 수있었습니다. 세 페이드 변수는 20 세기 초에 우주가 우리 은하계를 훨씬 넘어 확장되었음을 확인시켜 주었다.

이 별들은 또한 우주가 팽창하고 있다는 첫 번째 강력한 증거를 제공했습니다. 1929 년에 Edwin Hubble은 세 페이드 변수를 사용하여 얻은 많은 은하들과의 거리 측정 값과 레드 시프트 측정 값을 비교했습니다. 그 결과, 은하가 후퇴 한 속도가 거리에 비례하여 허블의 법칙이 형성됨을 보여 주었다.