우주는 정말, 정말 큰 곳입니다. 우리는 말하고 있습니다 ... 눈에 띄게 큰! 사실, 천문학 자들은 수십 년에 달하는 관측을 바탕으로 관측 가능한 우주가 약 460 억 광년에 걸쳐 측정한다고 믿고 있습니다. 핵심 단어 주목할 만한, 우리가 볼 수없는 것을 고려할 때 과학자들은 실제로 920 억 광년이라고 생각합니다.
이 모든 것 중 가장 어려운 부분은 관련된 거리를 정확하게 측정하는 것입니다. 그러나 현대 천문학이 시작된 이래 점점 더 정확한 방법이 진화했습니다. 적색 천이와 먼 별과 은하에서 나오는 빛을 검사하는 것 외에도 천문학자는 Cepheid Variables (CVs)라는 별에 의존하여 은하 내외의 물체의 거리를 결정합니다.
정의:
가변 별은 본질적으로 밝기 (일명 절대 광도)의 변동을 경험하는 별입니다. Cepheids 변수는 태양보다 5 ~ 20 배 많은 질량으로 뜨겁고 거대하다는 점에서 특별한 유형의 변수 별이며, 방사형으로 맥동하고 직경과 온도가 서로 다른 것으로 알려져 있습니다.
또한 이러한 맥동은 명확하고 예측 가능한 기간 (1 ~ 100 일) 내에 발생하는 절대 광도와 직접 관련이 있습니다. 크기 대주기 관계로 표시 될 때, Cephiad 광도 곡선의 모양은“상어 지느러미”의 모양과 비슷합니다. 갑작스런 상승과 정점을 이루고 꾸준히 감소합니다.
이 이름은 최초의 CV 인 Cepheus 별자리의 가변 별인 Delta Cephei에서 파생되었습니다. 이 별의 스펙트럼을 분석하면 CV도 맥동 기간 동안 온도 (5500 – 66oo K)와 직경 (~ 15 %)의 측면에서 변화를 겪는 것으로 나타났습니다.
천문학에서 사용 :
변동 기간과 CV 별의 광도 사이의 관계는 우주에서 물체의 거리를 결정하는 데 매우 유용합니다. 주기가 측정되면 광도를 결정할 수 있으므로 거리 계수 방정식을 사용하여 별의 거리를 정확하게 추정 할 수 있습니다.
이 방정식은 다음을 나타냅니다. 미디엄 – 미디엄 = 5 로그 디 – 5 – 어디서 미디엄 물체의 겉보기 크기입니다. 미디엄 객체의 절대 크기이며 디 파섹 단위로 객체까지의 거리입니다. 세퍼드 변수는 지구 기반 시차 측정의 경우 최대 약 65 광년 거리와 ESA의 Hipparcos 임무의 경우 326 광년 이상의 거리와 비교하여 약 2 천만 광년의 거리로보고 측정 할 수 있습니다.
그것들은 밝고 수백만 광년 떨어진 곳에서 분명하게 볼 수 있기 때문에 근처의 다른 밝은 별들과 쉽게 구별 할 수 있습니다. 가변성과 광도의 관계와 결합하여 우주의 크기와 규모를 추론하는 데 매우 유용한 도구입니다.
클래스:
Cepheid 변수는 질량, 연령 및 진화 이력의 차이를 기반으로 Classical Cepheid와 Type II Cepheid의 두 하위 클래스로 나뉩니다. 클래식 세 페이드는 태양보다 4-20 배 더 크고 10 만 배 더 빛나는 인구 I (금속이 풍부한) 가변성 별입니다. 그들은 며칠에서 몇 달까지 매우 규칙적인 주기로 맥동을 겪습니다.
이 Cepheids는 일반적으로 노란색 밝은 거인과 초거성 (스펙트럼 클래스 F6 – K2)이며 맥동주기 동안 수백만 킬로미터의 반경 변화를 경험합니다. 클래식 세 페이드는 지역 그룹 내에서 그리고 그 이상으로 은하까지의 거리를 결정하는 데 사용되며 허블 상수를 설정할 수있는 수단입니다 (아래 참조).
II 형 세 페이드는 전형적으로 1 내지 50 일의 기간으로 맥동하는 인구 II (금속이 부족한) 가변성 별이다. II 형 세퍼드는 또한 태양의 질량의 약 절반을 가진 더 오래된 별 (~ 100 억 년)입니다.
유형 II 세 페이드는 기간을 기준으로 BL Her, W Virginis 및 RV Tauri 서브 클래스 (구체적인 예를 따서 명명 됨)로 각각 세분화됩니다. . II 형 세 페이드는 은하 중심, 구상 성단 및 주변 은하까지의 거리를 설정하는 데 사용됩니다.
Anomalous Cepheids로 알려진 두 범주에 맞지 않는 것도 있습니다. 이 변수는 2 일 (RR Lyrae와 유사) 미만의 기간을 갖지만 더 높은 광도를 갖습니다. 그들은 또한 Type II Cepheids보다 질량이 높으며 나이를 알 수 없습니다.
두 모드에서 동시에 맥동하는 작은 비율의 Cepheid 변수도 관찰되었으므로 이름이 Double-mode Cepheids입니다. 세 가지 모드 또는 매우 특이한 모드 조합에서 매우 적은 수의 맥동이 발생합니다.
관찰의 역사 :
발견 된 첫 세 페이드 변수는 1784 년 9 월 10 일 영국 천문학 자 에드워드 피엇 (Edward Pigott)이 관찰 한 에타 아 퀼레 (Eta Aquilae)였다. 이 등급의 별이 명명 된 델타 세 페이 (Delta Cephei)는 몇 달 후 아마추어 영어 천문학 자 존 굿릭 (John Goodricke)에 의해 발견되었습니다.
1908 년, 마젤란 구름에서 가변 별을 조사하는 동안, 미국의 천문학 자 Henrietta Swan Leavitt는 고전적 Cepheids의 기간과 광도 사이의 관계를 발견했습니다. 그녀는 25 개의 다른 변수 별의 시대를 기록한 후 1912 년에 그녀의 연구 결과를 발표했습니다.
그 후 몇 년 동안 더 많은 천문학 자들이 Cepheids에 대한 연구를 수행 할 것입니다. 1925 년까지 에드윈 허블은 후자의 세 페이드 변수를 기반으로 은하수와 안드로메다 은하 사이의 거리를 설정할 수있었습니다. 이 발견은 천문학 자들이 은하수가 고유한지 아닌지 또는 우주의 많은 은하들 중 하나인지를 확립하려는 대 토론을 정착 시켰다는 점에서 중추적이었다.
은하수와 다른 은하들 사이의 거리를 측정하고 Vesto Slipher의 레드 시프트 측정 값과 결합함으로써 허블과 밀턴 L. 휴 메이슨은 허블의 법칙을 공식화 할 수있었습니다. 요컨대 그들은 우주가 몇 년 전에 제안 된 확장 상태에 있음을 증명할 수있었습니다.
20 세기 동안의 추가 개발에는 세 페이드를 다른 클래스로 나누는 것이 포함되어 천문 거리를 결정하는 데있어 문제를 해결하는 데 도움이되었습니다. 이것은 1940 년대에 클래식과 타입 II 세 페이드의 크기, 나이 및 광도에 따른 차이를 인식 한 월터 배드 (Walter Baade)에 의해 주로 이루어졌다.
한계 :
천문 거리를 결정하는 데있어 그 가치에도 불구하고이 방법에는 몇 가지 한계가 있습니다. 그 중 가장 중요한 것은 Type II Cepheids의 경우주기와 광도의 관계는 낮은 금속성, 광도 오염 및 가스와 먼지가 방출하는 빛에 미치는 변화 및 알려지지 않은 효과 (별 멸종)에 의해 영향을받을 수 있다는 사실입니다.
이 해결되지 않은 문제로 인해 허블 상수 (Hubble 's Constant)에 대해 다른 값이 인용되었습니다.이 값은 1 백만 파섹 당 60km / s (Mpc)와 80km / s / Mpc 사이입니다. 이러한 불일치를 해결하는 것은 우주의 실제 크기와 확장 속도가 연결되어 있기 때문에 현대 우주론에서 가장 큰 문제 중 하나입니다.
그러나 계측 및 방법론의 개선으로 Cepheid 변수가 관찰되는 정확도가 높아지고 있습니다. 시간이 지남에 따라이 호기심 많고 독특한 별을 관찰하면 실제로 정확한 값을 얻을 수 있으므로 우주에 대한 우리의 이해에 대한 주요 의구심을 제거 할 수있을 것으로 기대됩니다.
우리는 Space Magazine에서 Cepheid Variables에 관한 많은 흥미로운 기사를 작성했습니다. 천문학 자들은 우주 거리를 측정하는 새로운 방법을 찾고 천문학 자들은 빛의 에코를 사용하여 별까지의 거리를 측정하고 천문학 자들은 정제 된 허블 상수를 사용하여 암흑 에너지에서 닫힙니다.
천문학 캐스트에는 인구 I과 II의 별 – 에피소드 75 : 스텔라 인구의 차이점을 설명하는 흥미로운 에피소드가 있습니다.
출처 :
- 위키 백과 – Cepheid 변수
- 과 물리학 – Cepheid 변수
- AAVSO-우주 거리 사다리
- LCOGT – Cepheid 가변 별, 초신성과 거리 측정
