고전 세페이드 변광성

Classical Cepheid variable
Hertzsprung-Russell 다이어그램은 다양한 광도 등급의 디스플레이에 중첩된 여러 유형의 변광성의 위치를 보여줍니다.

세페이드형 변광성(종족 I 세페이드, I형 세페이드 변광성 또는 델타 세페이드 변광성)은 세페이드 변광성의 일종이다.이들은 종족 I 변광성으로, 며칠에서 몇 주 사이에 일정한 방사상 맥동을 보이며, 10분의 몇 등급에서 약 2 등급의 시각적 진폭을 보인다.

고전적인 세페이드 변광성의 광도와 맥동 [1][2]주기 사이에는 명확한 관계가 존재하며, 세페이드 변광성은 은하계 및 은하계 밖의 거리 [3][4][5][6]척도를 설정하기 위한 실행 가능한 표준 초로 확보됩니다.허블우주망원경(HST)의 고전적인 세페이드 변수 관측 결과 허블의 [3][4][6][7][8]법칙에 대한 제약이 강화되었습니다.고전적인 세페이드들은 또한 국소 나선 구조와 은하면 [5]위의 태양의 높이와 같은 우리 은하의 많은 특징들을 명확히 하기 위해 사용되어 왔다.

우리 은하에는 6,000개 이상의 세피드가 있을 것으로 예상되고 있는 것 중 약 800개가 알려져 있습니다.수천 개 이상의 은하가 [9]마젤란 구름에 더 많이 알려져 있으며, 허블 우주 망원경은 1억 광년 [10]떨어진 NGC 4603에서 일부를 확인했습니다.

특성.

진화적 트랙 5M☉ 헬륨 연소 블루 루프 중에 불안정 띠를 가로지르는 별

전형적인 세페이드 변광성은 [11]태양보다 4~20배 더 무겁고, 1000~50,000배(V810 센타우리의 경우 200,000배 이상) 더 [12]밝다.분광학적으로 F6 – K2 등급의 밝은 거성 또는 낮은 광도 초거성이다.온도와 스펙트럼 유형은 맥동에 따라 달라집니다.그들의 반지름은 태양의 수십 배에서 수백 배입니다.더 밝은 세페이드들은 더 차갑고 더 크고 더 긴 주기를 가지고 있다.온도 변화와 함께 각각의 맥동 동안 반지름도 변화한다(예: 긴 주기 l Car의 경우 ~25%). 따라서 최대 2등급의 밝기 변화가 발생한다.밝기의 변화는 파장이 [13]짧을수록 두드러집니다.

세페이드 변수는 기본 모드, 첫 번째 오버톤 또는 거의 혼합 모드에서 맥동할 수 있습니다.처음보다 높은 돌출음에서의 맥동은 드물지만 [2]흥미롭습니다.고전적인 세페이드들은 광도 곡선의 모양과 모드를 구별하는 것은 쉽지 않지만, 대부분 기본 모드 맥동자로 여겨진다.오버톤으로 맥동하는 별은 같은 [14]주기의 기본 모드 맥동자보다 더 밝고 큽니다.

중간질량별(IMS)이 처음 주계열에서 멀어질 때 수소 껍질이 아직 타오르는 동안 불안정 띠를 매우 빠르게 가로지른다.헬륨 핵이 IMS에서 점화되면 파란색 루프를 실행하고 다시 불안정 띠를 가로지르며 고온으로 진화하고 다시 점근 거성 가지 쪽으로 진화할 수 있습니다.약 8~12배 이상의 질량을 가진 별M☉ 적색거성 가지에 도달하기 전에 중심핵 헬륨 연소를 시작하여 적색초거성이 되지만 여전히 불안정 띠를 통해 청색 루프를 실행할 수 있습니다.푸른 고리의 지속 시간 및 존재는 별의 질량, 금속성, 헬륨의 풍부함에 매우 민감합니다.어떤 경우에는 헬륨 껍데기 [citation needed]연소가 시작될 때 별이 네 번째와 다섯 번째 불안정 띠를 통과할 수 있습니다.스펙트럼에서 검출할 수 있는 화학적 함량과 함께 세페이드 변광성의 주기 변화율을 사용하여 특정 별과 [15]교차하는 것을 추론할 수 있습니다.

전형적인 세페이드 변광성은 중심핵의 수소가 고갈되기 전, B7보다 먼저 B형 주계열성이었다.태양 금속성에 가까운 우리 은하 내의 젊은 별들은 일반적으로 50일 또는 그 이하의 주기를 갖는 불안정한 띠에 도달할 때 충분한 질량을 잃을 것으로 예상되지만, 더 크고 뜨거운 별들은 더 긴 주기에 따라 더 밝은 세페이드로 발달합니다.일정 질량 이상, 20~50M☉ 금속성에 따라 적색초거성은 청색 루프를 실행하기보다는 청색 초거성으로 다시 진화하지만, 규칙적으로 세페이드 변수를 맥동시키기보다는 불안정한 황색초거성으로 진화한다.매우 질량이 큰 별들은 불안정한 띠에 도달할 정도로 충분히 식지 않으며 세페이드로 변하지도 않습니다.예를 들어 마젤란 구름에서와 같은 낮은 금속성에서는 별들이 더 많은 질량을 유지할 수 있고 더 긴 [12]주기에 더 밝은 세페이드로 변할 수 있습니다.

광도 곡선

델타 세페이 광곡선
Delta Cephei의 위상 접힘 UBVRI 광선 곡선(고전 세페이드 원형의 크기 대 맥동[16] 위상)

세페이드 광도곡선은 일반적으로 비대칭이며, 최대광까지 빠르게 상승한 후 최소광까지 천천히 하강한다(예: 델타 세페이드).이는 반지름과 온도 변화 사이의 위상 차이로 인해 발생하며, I형 세페이드 중 가장 일반적인 유형인 기본 모드 맥동자의 특성으로 간주됩니다.어떤 경우에는 매끄러운 의사 사인파 광선 곡선이 기본과 두 번째 오버톤 사이의 공명 때문인 것으로 생각되는 "쿵" 즉, 잠시 감소 속도가 느려지거나 밝기가 약간 상승하는 것을 보여준다.이 돌기는 약 6일의 주기를 가진 별(예: Eta Aquilae)에서 가장 일반적으로 내려오는 가지에서 볼 수 있습니다.주기가 증가함에 따라 범프 위치는 최대치에 가까워지고 약 10일 주기로 구성된 별(예: 제타 제미노룸)의 경우 최대값이 두 배로 증가하거나 1차 최대값과 구별할 수 없게 될 수 있다.더 긴 시간에는 광선 곡선의 상승 가지(예: X Cygni)에서 범프를 볼 수 있지만, 20일 이상 지속되면 공명이 사라집니다.

고전적인 세페이드들 중 소수는 거의 대칭에 가까운 사인파 빛 곡선을 보인다.이것들은 s-Cepheids라고 불리며, 보통 낮은 진폭을 가지며, 일반적으로 짧은 주기를 가집니다.기본 모드에서 맥동하는 일부 특이한 별들도 이러한 형태의 광도곡선(예: S Vulpeculae)을 보여주지만, 이들 대부분은 첫 번째 오버톤(예: 궁수자리 X) 이상의 맥동기로 생각된다.첫 번째 돌출음에서 맥동하는 별들은 우리 은하에서 짧은 기간 동안만 발생할 것으로 예상되지만, 예를 들어 마젤란 구름에서는 낮은 금속함량에서 다소 긴 주기를 가질 수 있습니다.더 높은 오버톤 맥동자와 두 개의 오버톤에서 동시에 맥동하는 세페이드 또한 마젤란 구름에서 더 흔하며, 그들은 보통 낮은 진폭의 다소 불규칙한 광선 [2][17]곡선을 가지고 있다.

검출

궁수자리 W와 물병자리 에타의 과거 광도 곡선

1784년 9월 10일 에드워드 피곳은 고전적인 세페이드 변광성의 대표자로 알려진 최초의 에타 아퀼레의 변이성을 발견했다.하지만, 고전적인 세페이드와 이름이 같은 별은 한 달 [18]후 존 구드리케에 의해 변광성이라는 것을 알게 된 세페이드자리 델타입니다.세페이드자리 델타 성단은 항성[19][20] 성단에 속해 있고 정확한 허블우주망원경과 히파르코스 [21]시차를 이용할 수 있기 때문에 거리 또한 세페이드성단에 가장 정확하게 설정된 거리 중 하나이기 때문에 주기-광도 관계에 대한 보정기로서 특히 중요합니다.

주기-광도 관계

주요 기사:주기-광도 관계
고전 세페이드와 II형 세페이드 두 가지 주기-광도 특성

고전적인 세페이트의 광도는 그 변화 주기와 직접적으로 관련이 있다.맥동 주기가 길수록 별은 더 밝게 빛납니다.1908년 헨리에타 스완 레빗이 마젤란 [22]구름에 있는 수천 개의 변광성들을 조사하면서 두부자리의 주기-광도 관계를 발견했습니다.그녀는 1912년에[23] 더 많은 증거와 함께 그것을 출판했다.주기-휘도 관계가 보정되면 주기가 알려진 특정 세페이드(Cephede)의 밝기를 설정할 수 있다.그리고 나서 이들의 거리는 겉으로 보이는 밝기로부터 찾아냅니다.주기-광도 관계는 헤르츠스프룽을 [24]시작으로 20세기 내내 많은 천문학자들에 의해 보정되었습니다.주기-광도 관계를 교정하는 것은 문제가 있었지만, 베네딕트 외 연구진 2007년에 의해 근처의 10개의 고전적인 세페이드([25]Cepheid)에 대해 정확한 HST 시차를 사용하여 확실한 은하 보정이 확립되었다.또한 2008년 ESO 천문학자들은 세페이드 RS Puppis가 포함된 [26]성운에서 나오는 빛 에코를 사용하여 세페이드 RS Puppis까지의 거리 1% 이내의 정밀도로 추정했다.그러나,[27] 후자의 발견은 문헌에서 활발하게 논의되어 왔다.

인구 I의 세페이드 주기 P와 그 평균 절대 등급v M 사이의 다음과 같은 실험적인 상관관계가 허블 우주 망원경 삼각 시차로부터 인근 10개의 세페이드들에 대해 확인되었다.

[25]

P를 일 단위로 측정했습니다.

다음 관계를 사용하여 고전적인 세페이드까지의 거리 d를 계산할 수도 있습니다.

[25]

또는

[28]

I와 V는 각각 근적외선 및 시각적 외관 평균 크기를 나타냅니다.거리 d는 파섹 단위입니다.

작은 진폭의 세페이드

시각 진폭이 0.5등급 미만이고, 거의 대칭인 사인파 광선 곡선과 짧은 주기의 고전적인 세페이드 변수는 작은 진폭 세페이드라고 불리는 별도의 그룹으로 정의되어 왔다.이들은 GCVS에서 DCEPS라는 약자를 받습니다.기간은 일반적으로 7일 미만이지만 정확한 컷오프는 아직 [29]논의 중입니다.s-Cepheid라는 용어는 최초의 오버톤 펄서로 간주되는 사인파 광 곡선을 가진 단기간 작은 진폭의 세페이드(Cepheids)에 사용된다.그것들은 불안정 스트립의 빨간색 가장자리 근처에서 발견됩니다.일부 저자들은 작은 진폭의 DECPS 별과 동의어로 s-세페이드(Cepede)를 사용하는 반면, 다른 저자들은 첫 번째 돌출된 [30][31]별에만 한정하는 것을 선호한다.

소진폭 세페이드(DCEPS)에는 폴라리스와 물푸레(FF Aquilae)가 포함되지만 둘 다 기본 모드에서 맥동할 수 있습니다.확인된 최초의 오버톤 맥동기는 BG 크루시스와 BP 서키니이다.[32][33]

세페이드 측정 거리의 불확실성

세페이드 거리 척도와 관련된 주요 불확실성: 다양한 통과 대역에서 주기-광도 관계의 특성, 이러한 관계의 0점과 기울기에 대한 금속성의 영향, 그리고 광도 오염(혼합)과 고전적인 세페이드 거리 변화(일반적으로 알려지지 않은) 법칙의 영향이다.es. 이 모든 주제들은 [4][7][12][34][35][36][37][38][39][40][41][42]문헌에서 활발하게 논의되고 있다.

이러한 해결되지 않은 문제들로 인해 60km/s/Mpc에서 80km/s/Mpc 사이의 허블 상수 [3][4][6][7][8]값이 인용되었습니다. 우주의 우주론적 매개변수가 허블 [6][8]상수의 정확한 값을 제공함에 따라 제한될 수 있기 때문에 이러한 차이를 해결하는 것은 천문학에서 가장 중요한 문제 중 하나입니다.

예

북쪽의 델타 세페이, 황도와 황도 부근의 열대 주변 관찰에 이상적인 제타 제미노룸과 에타 아퀼레를 포함한 몇몇 고전적인 세페이드들은 밤마다 훈련된 육안 관찰로 기록될 수 있는 변형을 가지고 있다.가장 가까운 등급의 구성원은 북극성(북극성)으로, 거리는 논란의 대상이며 현재 변동성은 약 0.05 [6]등급이다.

지정(이름) 별자리 검출 최대 겉보기 등급(mV)[43] 최소 겉보기 등급(mV)[43] 기간(일)[43] 스펙트럼 클래스 댓글
§ Aql 아퀼라 에드워드 피곳, 1784 3m.48 4m.39 07.17664 F6 Ibv
FF Aql 아퀼라 찰스 모스 허퍼, 1927 5m.18 5m.68 04.47 F5Ia-F8Ia
TT Aql 아퀼라 6m.46 7m.7 13.7546 F6-G5
U Aql 아퀼라 6m.08 6m.86 07.02393 F5I-II-G1
티앤트 앤틀리아 5m.00 5m.82 05.898 G5 보이지 않는 동반자가 있을 수 있습니다.이전에는 세페이드[44] 2형으로 생각되었다.
RT 아우르 오리가 5m.00 5m.82 03.73 F8Ibv
l 자동차 카리나 3m.28 4m.18 35.53584 G5 Iab/Ib
§ Cep 케페우스 존 구드리키, 1784 3m.48 4m.37 05.36634 F5Ib-G2Ib 쌍안경으로 볼 수 있는 쌍성
AX Cir 서커스 5m.65 6m.09 05.273268 F2-G2II 5 B6 동반자를 가진 분광 쌍성
BP CIR 서커스 7m.31 7m.71 02.39810 F2/3II-F6 4.7 B6 동반자를 가진 분광 쌍성
BG크루 십자형 5m.34 5m.58 03.3428 F5Ib-G0p
R크루 십자형 6m.40 7m.23 05.82575 F7Ib/II
S크루 십자형 6m.22 6m.92 04.68997 F6-G1Ib-II
T크루 십자형 6m.32 6m.83 06.73331 F6-G2Ib
X 사이그 백조류 5m.85 6m.91 16.38633 G8Ib[45]
SU CYG 백조류 6m.44 7m.22 03.84555 F2-G0I-II[46]
β Dor 도라도 3m.46 4m.08 09.8426 F4-G4Aia-II
§ 젬 쌍둥이자리 율리우스 슈미트, 1825 3m.62 4m.18 10.15073 F7Ib에서 G3Ib로
V473년식 리라 5m.99 6m.35 01.49078 F6Ib-II
R Mus 무스카 5m.93 6m.73 07.51 F7Ib-G2
에스뮤즈 무스카 5m.89 6m.49 09.66007 F6Ib-G0
SNOR 노르마 6m.12 6m.77 09.75411 F8-G0Ib 산개성단 NGC 6087에서 가장 밝은 구성원
QZ NOR 노르마 8m.71 9m.03 03.786008 F6I 산개성단 NGC 6067의 구성원
V340 또는 노르마 8m.26 8m.60 11.2888 G0Ib 산개성단 NGC 6067의 구성원
V378 Nor 노르마 6m.21 6m.23 03.5850 G8Ib
BF 오브 오피우코스 6m.93 7m.71 04.06775 F8-K2[47]
RS PUP 퍼피스 6m.52 7m.67 41.3876 F8Iab
Sge 궁수자리 1885년 존 엘러드 고어 5m.24 6m.04 08.382086[48] F6Ib-G5Ib
우그르 궁수자리(M25의 경우) 6m.28 7m.15 06.74523 G1Ib[49]
W Sgr 궁수자리 4m.29 5m.14 07.59503 F4-G2Ib † Sgr의2 옵티컬 더블
X Sgr 궁수자리 4m.20 4m.90 07.01283 F5-G2II
V636 스코 전갈자리 6m.40 6m.92 06.79671 F7/8Ib/II-G5
R TRA 오스트레일 삼각주 6m.4 6m.9 03.389 F7Ib/II[49]
S TRA 오스트레일 삼각주 6m.1 6m.8 06.323 F6II-G2
α UMi (북극) 작은곰자리 에이나르 헤르츠스프룽, 1911년 1m.86 2m.13 03.9696 F8Ib 또는 F8II
AH 벨 벨라 5m.5 5m.89 04.227171 F7Ib-II
벌 벌페쿨라속 8m.69 9m.42 68.464 G0-K2(M1)
T Vul 벌페쿨라속 5m.41 6m.09 04.435462 F5Ib-G0Ib
U 벌 벌페쿨라속 6m.73 7m.54 07.990676 F6Iab-G2
SV 벌 벌페쿨라속 6m.72 7m.79 44.993 F7Iab-K0Iab
SU CAS 카시오페이아속 5m.88 6m.30 01.9 F5II

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레퍼런스

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