허블이 은하 M31에서 세 페이드 변수를 처음 발견했을 때, 우주는 성장했다. 이전에 많은 천문학 자들은 퍼지의“나선 성운”이 우리 은하 내에서 작은 가스와 먼지 조각이라고 주장했지만, 거리-광도 관계를 통해 거리를 결정할 수 있었으며 허블은 이것이“섬 우주”라고 설명했다. 또는 자신의 권리로 은하계.
그 후, 허블 (다른 천문학 자들과 마찬가지로)은 세퍼드에 대한 다른 퍼지 패치를 찾기 시작했다. 그중에는 35 개의 Cepheid를 발견 한 나선 은하 M33이 있었다. 그중에는 54.7 일의 평균 크기 인 19.59 ± 0.23M의 V19가 있습니다.비및 1.1 크기의 진폭. 그러나 최근 미국 천문 학회 회의에서 밝혀진 최근 연구에 따르면 V19는 더 이상 Cepheid로 맥동하지 않는 것 같습니다.
이 새로운 연구는 3.5m 위스콘신, 인디애나, 예일 및 NOAO (WIYN) 관측소와 1.3m 로봇 제어 망원경 (RCT)의 관측을 사용하여 대학 및 연구 기관 그룹이 공동으로 운영합니다. 새로운 관측 결과는 V19가 1926 년 허블 (Hubble)이보고 한 크기의 최소 10 % 미만으로 밝기 진폭을 감소 시켰으며, 변동이 계측기에서 감지 할 수있는 임계 값 아래로 떨어졌음을 발견 한 2001 년 보고서를 확인했습니다.
이제 변형이 있으면 0.1 크기보다 작습니다. 새로운 연구에 따르면 약간의 변동이있을 수 있지만 관측에 내재 된 불확실성으로 인해 배경 소음을 거의 초과하지 않으며 아나운서는 이러한 결과에 전념하지 않았습니다. 대신, 그들은 더 큰 도구로 방정식을 관측하여 기기 오차를 낮추고 별의 다른 변화를 조사하기 위해 분광 측정을 추가하기로 약속했습니다. V19가 겪은 또 하나의 독특한 변화는 크기의 약 절반이 19.08 ± 0.05로 증가한 것입니다.
이러한 변화는 또 다른 유명한 스타 폴라리스와 놀랍도록 유사합니다. 훨씬 더 가까운 특성으로 인해 관측이 훨씬 더 빈번하고 탐지 임계 값이 낮습니다. 2004 년 연구에 따르면이 별의 진폭은 0.1 크기로 0.03 크기로 감소한 것으로 알려져있다. 또한, 천문학 자들은 고대 기록에 근거하여 지난 2000 년 동안 Polaris가 최대 규모로 밝아 졌다고 추정했습니다.
빌라 노바 대학교 (Villanova University)의 에드워드 구이 난 (Edward Guinan)과 새로운 관측 팀원 중 한 명에 따르면, "두 별은 아직 이론에 의해 설명되지 않은 맥동 특성과 밝기에서 예기치 않게 빠르고 큰 변화를 경험하고 있습니다."
이 극적인 변화에 대한 주된 설명은 단순한 진화입니다. 별이 노화함에 따라 별이 맥동하기 쉬운 HR 다이어그램의 영역 인 불안정성 스트립에서 벗어났습니다. 그러나이 별들은 주기적 변수 패밀리에서 완전히 사라지지 않을 수 있습니다. 2008 년 시드니 대학의 Hans Bruntt가 이끄는 연구에 따르면 Polaris의 진폭이 증가 할 수 있다고합니다. 팀은 2003 년부터 2006 년까지 진동의 규모가 30 % 증가했음을 발견했습니다.
이로 인해 다른 천문학 자들은 Blazhko Effect라고 알려진 Cepheids에 추가 효과가있을 수 있다고 의심했습니다. RR Lyrae 별 (다른 유형의주기 변수)에서 종종 나타나는이 효과는 변동의주기적인 변동입니다. 이 효과에 대한 확실한 설명은 없지만, 천문학 자들은 그것이 구조적으로 그리고 파괴적으로 방해하고 때로는 공명을 형성하는 다중 맥동 모드 때문일 수 있다고 제안했다.
궁극적으로, 이러한 이상한 밝기 변화는 설명 할 수 없으며 천문학 자들은이 별들뿐만 아니라 원인을 찾기 위해 다른 세 페이드를주의 깊게 모니터링해야합니다.
