기간-진도 관계

천문학에서 주기-진도 관계는 맥동 변수 항성의 광도와 맥동 기간을 연결하는 관계다. 가장 잘 알려진 관계는 고전적 세페이드 변수에 대한 직접 비례법칙으로, 때때로 레빗법이라고 불리기도 한다.^[1][2] 1908년 헨리에타 스완 레빗에 의해 발견된 이 관계는 세페이드를 은하와 은하외 거리의 확장을 위한 우주 벤치마크의 기초 지표로 설정했다.^{[3][4][5][6][7][8]} 클래식 세페이드에 대한 레빗의 법칙을 설명하는 물리적 모델을 카파 메커니즘이라고 부른다.

역사

래드클리프 대학을 졸업한 레빗은 하버드 대학 천문대에서 '컴퓨터'로 일했는데, 별의 밝기를 측정하고 분류하기 위해 사진 판을 검사하는 일을 맡았다. 천문대 책임자 에드워드 찰스 피커링은 페루 아레키파 하버드 천문대 보이든 역의 브루스 아스트로그래프와 함께 찍은 사진 판에 기록된 대로 레빗을 작지만 큰 마젤란 구름의 변광성 연구에 할당했다. 그녀는 1777개의 변광성을 식별했고, 그 중 47개를 세페이드로 분류했다. 1908년 그녀는 밝은 변수가 더 긴 기간을 가졌다고 언급하면서 하버드 대학의 천문대 연보에 그녀의 결과를 발표했다.^[11] 이 작품을 바탕으로 레빗은 1912년에 출판된 소마젤란 구름에 있는 세페이드 변수 중 25개의 표본의 기간과 밝기 사이의 관계를 유심히 살펴보았다.^[9] 이 논문은 에드워드 피커링에 의해 전달되고 서명되었지만, 첫 번째 문장은 "미스 레빗에 의해 준비되었다"는 것을 나타낸다.

1912년 논문에서, 레빗은 그 시대의 대수 대비 별의 크기를 그래프로 그렸고, 그녀 자신의 말로써는,

최대값과 최소값에 해당하는 두 개의 점 시리즈 중에서 직선을 쉽게 그릴 수 있으므로 세페이드 변수의 밝기와 기간 사이에 단순한 관계가 있음을 알 수 있다.^[9]

작은 마젤란 구름 안에 있는 모든 세페이드들이 거의 같은 거리에 있다는 단순화 가정을 사용하면, 각 별의 겉보기 크기는 그 거리에 따라 일정한 양만큼 그것의 절대 크기 오프셋과 동등하다. 이러한 추론은 레빗이 그 기간의 로그가 항성의 평균 내적 광학 광도(보이는 스펙트럼에서 항성이 방사하는 힘의 양)의 로그와 선형적으로 연관되어 있음을 규명할 수 있도록 했다.^[12]

당시 마젤란운까지의 거리를 알 수 없었기 때문에 이 밝기에는 알 수 없는 스케일이 있었다. 레빗은 자신의 결과를 보고한 지 1년 후, Ejnar Hertzsprung은 은하수에 있는 세페이드 몇 개의 세페이드의 거리를 측정했고, 이 교정을 통해 세페이드까지의 거리가 결정될 수 있다는 희망을 나타냈다.^[12]

이 관계는 1918년 할로우 샤플리가 구상 성단의 거리와 그 안에서 발견된 군집 변수의 절대 크기를 조사하기 위해 사용했다. 일반적으로 세페이드라고 알려진 여러 유형의 맥동 변수에 대해 발견된 관계에서 차이가 있다는 사실은 당시에는 거의 언급되지 않았다. 이러한 불일치는 에드윈 허블이 1931년 안드로메다 은하 주변의 구상 성단을 연구함으로써 확인되었다. 그 해결책은 1950년대에 이르러서야 발견되었는데, 당시는 인구 II 세페이드들이 인구 I 세페이드보다 체계적으로 기절했다는 것이 밝혀졌다. 군집 변수(RR Lyrae 변수)는 더 희미했다.^[13]

관계

주기-진도 관계는 I형 세페이드, II형 세페이드, RR Lyra 변수, Mira 변수, 기타 장기 변수 별 등 여러 유형의 펄스 변수 별에 대해 알려져 있다.^[14]

고전 세페이드

고전적인 세페이드 시대-진도 관계는 헤르츠스프룽을 시작으로 20세기 동안 많은 천문학자들에 의해 교정되었다.^[15] 기간-진도 관계를 교정하는 것은 문제가 있었지만, 베네딕트 외 2007년에 가까운 10개의 고전 세페이드에 대해 정밀한 HST 시차 축을 사용하여 확고한 은하 교정이 확립되었다.^[16] 또한, 2008년에 ESO 천문학자들은 세페이드 RS 인형까지의 거리 1% 이내의 정밀도로, 세페이드 RS 인형이 박혀 있는 성운에서 나온 가벼운 에초스를 이용하여 추정했다.^[17] 그러나, 그 후자의 발견은 문헌에서 활발하게 논의되어 왔다.^[18]

모집단 I 세페이드의 기간 P와 평균 절대 진도_v M 사이의 다음 관계는 허블 우주 망원경 삼각망원경 시차 축에서 인근 세페이드 10개에 대해 설정되었다.

${\displaystyle M_{\mathrm {v}}}=(-2.43\pm 0.12)\왼쪽(\log _{10}P-1\right)-(4.05\pm 0.02)\,}$

P를 일 단위로 측정한 값. ^[19][16] 고전적인 세페이드와의 거리를 계산하는 데도 다음과 같은 관계를 사용할 수 있다.

임팩트

고전적 세페이드(Pollar I Cepheids, 타입 I Cepheids 또는 델타 세페이드 세페이드 변수로도 알려져 있음)는 며칠에서 몇 달까지 매우 규칙적인 기간으로 맥동을 겪는다. 세페이드 변수는 1784년 에드워드 피고트에 의해 발견되었는데, 처음에는 에타 아쿠일레의 가변성을 가지고 있었고,^[20] 몇 달 후 존 구드리케에 의해 고전 세페이드의 우성인 델타 세페이의 가변성을 가지고 발견되었다.^[21] 세페이드의 대부분은 밝기의 급격한 증가와 급격한 회전율의 특징적인 광선 곡선 모양으로 확인되었다.

고전적인 세페이드들은 태양보다^[22] 4~20배 더 크고, 최대 10만배 더 빛난다.^[23] 이 세페이드들은 노란색 밝은 거성과 스펙트럼 등급 F6 – K2의 초기성이며, 그 반지름은 맥동 주기 동안 10%의 순서에 따라 변화한다.^[24]

마젤란 구름 속의 세페이드에 대한 레빗의 연구는 세페이드 변수의 진도와 시대 사이의 관계를 발견하게 했다. 그녀의 발견은 천문학자들에게 먼 은하까지의 거리를 측정할 수 있는 최초의 "표준초"를 제공했다. 세페이드들은 곧 안드로메다와 같은 다른 은하계들에서 발견되었고, 그것들은 "바이러스성 성운"이 우리 은하계의 훨씬 바깥쪽에 위치한 독립 은하계라는 증거의 중요한 부분이 되었다. 레빗의 발견은 '위대한 논쟁'에서 할로우 샤플리가 우리 태양을 은하 중심에서 움직이고 허블이 우주의 중심에서 우리 은하를 이동시키도록 자극했기 때문에 우주론의 근본적인 변화를 위한 기초를 제공했다. 주기적-기후성 관계가 은하간 척도로 거리를 정확하게 측정할 수 있는 길을 제공함에 따라, 현대 천문학의 새로운 시대가 우주의 구조와 척도에 대한 이해와 함께 펼쳐졌다.^[25] 조르주 르메트르와 허블에 의한 팽창하는 우주의 발견은 레빗의 획기적인 연구에 의해 가능해졌다. 허블은 종종 레빗이 그녀의 업적으로 노벨상을 받을 자격이 있다고 말했고,^[26] 실제로 그녀는 3년 전에 암으로 죽었기 때문에 자격이 없었음에도 불구하고 1924년에 스웨덴 과학 아카데미의 한 회원에 의해 지명되었다.^[27][28] (노벨상은 사후에 수여되지 않는다.)

참조