セファイド変数とは何ですか？

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宇宙は本当に、本当に大きな場所です。私たちは話している…いつの間にか大きい！実際、何十年にもわたる観測に基づいて、天文学者は現在、観測可能な宇宙は全体で約460億光年を測定すると信じています。そこにあるキーワードは 観察可能、 あなたが私たちが見ることができないものを考慮に入れると、科学者たちはそれが実際には全体で920億光年に近いと思っているからです

これらすべての中で最も難しいのは、関係する距離を正確に測定することです。しかし、現代の天文学の誕生以来、ますます正確な方法が進化してきました。赤方偏移や遠方の星や銀河からの光を調べることを除いて、天文学者は、Cepheid Variables（CV）と呼ばれる星のクラスを利用して、銀河内外の物体の距離を決定します。

定義：

変光星は、本質的に、明るさの変動（別名、絶対光度）が発生する星です。セファイド変光星は、太陽の5〜20倍の質量の熱くて重いという特殊なタイプの変光星であり、放射状に脈動し、直径と温度の両方が変化する傾向があることで知られています。

さらに、これらの脈動は、明確に定義された予測可能な期間（1〜100日の範囲）内で発生するそれらの絶対光度に直接関連しています。マグニチュードと周期の関係としてプロットすると、セフィアドの光度曲線の形状は「シャークフィン」の形状に似ています。その急激な上昇とピークに続いて、徐々に低下します。

この名前は、最初に特定されたCVであった、ケフェウス星座の変光星であるデルタセファイに由来しています。この星のスペクトルの分析は、脈動期間中にCVも温度（5500〜66oo Kの間）および直径（約15％）の点で変化することを示唆しています。

天文学での使用：

変動の周期とCV星の光度の間の関係は、宇宙の物体の距離を決定するのに非常に役立ちます。周期が測定されると、明度を決定できるため、距離係数式を使用して星の距離を正確に推定できます。

この方程式は次のように述べています。 メートル – M = 5ログ d – 5 –どこ メートル オブジェクトの見かけの大きさです。 M オブジェクトの絶対等級であり、 d パーセクでのオブジェクトまでの距離です。セファイド変数は、地球ベースの視差測定では最大65光年、ESAのヒッパルコスミッションでは326光年を超える最大距離と比較して、約2000万光年の距離まで表示および測定できます。

それらは明るく、何百万光年も離れてはっきりと見えるので、それらは近くの他の明るい星と簡単に区別できます。それらの変動性と光度の間の関係と組み合わせると、これはそれらを私たちの宇宙のサイズとスケールを推定する上で非常に有用なツールにします。

クラス：

セファイド変数は、質量、年齢、進化の歴史の違いに基づいて、2つのサブクラス（クラシカルセファイドとタイプIIセファイド）に分類されます。古典的なセファイドは、人口I（金属に富む）変光星であり、太陽の4〜20倍、最大で10万倍も明るい。彼らは数日から数ヶ月の非常に規則的な周期で脈動を経験します。

これらのセファイドは通常、黄色の明るい巨人と超巨星（スペクトルクラスF6 – K2）であり、脈動サイクル中に数百万キロメートルの半径の変化を経験します。古典的セファイドは、ローカルグループ内およびそれ以降の銀河までの距離を決定するために使用され、ハッブル定数を確立できる手段です（下記を参照）。

タイプIIセファイドは、母集団II（金属に乏しい）変光星であり、通常1〜50日の周期で脈動します。タイプIIセファイドはまた、太陽の約半分の質量を持つ古い星（〜100億年）でもあります。

タイプIIセファイドはまた、それぞれの期間に基づいて、BL Her、W Virginis、およびRV Tauriサブクラス（特定の例にちなんで名付けられました）に細分されます。それぞれ、1〜4日、10〜20日、および20日を超える期間があります。。タイプIIセファイドは、銀河中心、球状星団、および隣接する銀河までの距離を確立するために使用されます。

異常なセファイドとして知られている、どちらのカテゴリにも当てはまらないものもあります。これらの変数の期間は2日未満（RR Lyraeと同様）ですが、明度は高くなります。また、タイプIIセファイドよりも質量が大きく、年齢は不明です。

2つのモードで同時に脈動するセファイド変数の割合が少ないことも観察されているため、ダブルモードセファイドという名前です。 3つのモードで脈動するごくわずかな数、またはモードの異常な組み合わせ。

観察の歴史：

最初に発見されたセファイド変数は、1784年9月10日にイギリスの天文学者エドワードピゴットによって観測されたエイタアクイラでした。このクラスの星が名付けられたデルタセフェイは、数か月後にイギリスのアマチュア天文学者ジョングッドリッケによって発見されました。

1908年、マゼラン雲の変光星の調査中に、アメリカの天文学者、ヘンリエッタスワンリービットは、クラシックセファイドの周期と光度の関係を発見しました。 25の異なる変光星の期間を記録した後、1912年に彼女の発見を発表しました。

次の年には、さらに数人の天文学者がセファイドの研究を行うでしょう。 1925年までに、エドウィンハッブルは天の川とアンドロメダ銀河の間の距離を確立することができました。これらの発見は、天文学者が天の川がユニークであるか、宇宙にある多くの銀河の1つであるかどうかを確立しようとした大論争を解決したという点で極めて重要でした。

天の川と他のいくつかの銀河の間の距離を測定し、それをヴェストスリッファーの赤方偏移の測定値と組み合わせることにより、ハッブルとミルトンL.フマソンはハッブルの法則を公式化することができました。要するに、彼らは宇宙が膨張の状態にあることを証明することができました、それは何年も前に示唆されていたものです。

20世紀のさらなる発展には、セファイドをさまざまなクラスに分割することが含まれ、天文学的な距離を決定する際の問題の解決に役立ちました。これは、1940年代にサイズ、年齢、光度に基づいてクラシックセファイドとタイプIIセファイドの違いを認識したウォルターバーデによって主に行われました。

制限：

天文学的な距離を決定することにおけるそれらの価値にもかかわらず、この方法にはいくつかの制限があります。それらの主なものは、タイプIIセファイドでは、周期と光度の間の関係が、それらの低い金属性、測光汚染、およびガスとダストが放出する光に及ぼす変化する未知の影響（星の消滅）によって影響を受ける可能性があるという事実です。

これらの未解決の問題により、ハッブル定数のさまざまな値が引用されました。これは、100万パーセク（Mpc）あたり60 km / sから80 km / s / Mpcの範囲です。この不一致の解決は、宇宙の真のサイズと膨張率が関連しているため、現代の宇宙論における最大の問題の1つです。

ただし、計測と方法論の改善により、セファイド変数の観測精度が向上しています。やがて、これらの好奇心旺盛でユニークな星を観測することで、真に正確な値が得られ、宇宙に対する私たちの理解についての疑問の主な原因を取り除くことが期待されます。

私たちはここスペースマガジンでセファイド変数に関する多くの興味深い記事を書いています。ここでは、天文学者が宇宙距離を測定する新しい方法を見つけます。天文学者はライトエコーを使用して星までの距離を測定し、天文学者はハッブル定数を調整して暗黒エネルギーに近づきます。

天文学キャストには、人口IとIIの星の違いを説明する興味深いエピソードがあります。エピソード75：恒星の人口。

出典：