세페이드 변광성

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세페이드 변광성변광성의 특정 유형으로서 이들의 변광 주기와 절대광도 사이의 정확한 관계성으로 유명하다. 같은 이름을 쓰는 동시에 세페이드 변광성을 대표하는 원형별은 세페우스자리 델타이며, 1784년 존 구드릭이 이 별이 변광성임을 발견했다. 세페이드, 케페우스형 변광성, 성단형 변광성 등으로도 불린다.

이러한 상호 관계 때문에(헨리에타 스완 리빗1908년 발견하고 언급했으며[1] 1912년 수학 공식의 형태로 정리하였다.[2])세페이드 변광성은 지구에서 해당 변광성이 있는 성단이나 은하까지의 거리를 산출하는, 표준 광원으로서 사용된다. 지구에서 가장 가까운 세페이드 변광성들을 이용하여 주기-광도 관계를 매우 정확하게 계산할 수 있기 때문에, 이 방법을 이용하여 산출된 거리값은 현재 가능한 방법들을 통해 얻을 수 있는 결과물 중 가장 신뢰도가 높다.

물리적 특징[편집]

세페이드는 보통 항성종족 I에 속하는 황색 거성으로, 수축과 팽창을 통해 밝기가 주기적으로 변한다. 세페이드 변광성들의 광도는 태양의 103 ~ 104배이다. 세페이드들이 항성종족 I에 속하기 때문에 이들은 가끔 I형 세페이드로 불린다. 유사한(그러나 항성종족 II에 속한) 처녀자리 W형 변광성들은 II형 세페이드로 불린다.

세 변과 이을랴주진화단계를 거치는 하서의길 질량을 태양질량의 3~18배 정도개개의 별들 사이에 약간의 차이는 있지만, 대다수의 세페이드는 빠른 속도로 밝아졌다가 천천히 어두워진다.[3]

주어진 광도 변화를 통해 세페이드 변광성의 질량을 정확히 알 수는 없다. 그러나 천문학자들은 폴라리스 항성계에서 새로 발견된 세 번째 별에서, 이 문제를 푸는 데 도움이 될 자료를 얻을 수 있을 것으로 기대하고 있다[1].

광도의 변화는 항성 대기에 있는 헬륨이 이온화되기 때문에 일어나며, 이에 이어 항성 대기의 팽창과 탈이온화가 진행된다. 이온화가 되는 과정에서 항성의 대기는 빛에 대하여 더욱 불투명해진다. 이 이온화-탈이온화 주기는 해당 항성의 동역학적 시간척도와 일치하므로 그 별의 광도에 대한 자료와 마찬가지로 평균 밀도에 관한 정보도 제공한다.

표준 광원으로서의 쓰임[편집]

세페이드 변광성의 광도와 변광 주기 사이의 관계는 매우 정확하다. 세페이드 변광성은 1세기에 걸쳐 표준 광원으로 사용되어 왔고, 외부은하 거리척도의 일익을 담당하고 있다. 주기-광도 관계는 1912년 헨리에타 스완 리빗이 발견했다. 그녀는 수백 개에 이르는 세페이드 변광성의 광도를 측정했고 여기서 독특한 주기-광도 관계를 발견했다. 3일 주기를 갖는 세페이드의 광도는 태양의 800배이다. 30일 주기를 갖는 세페이드의 광도는 태양의 1만 배이다.

지구에 가까우면서 거리를 정확하게 알고 있는 세페이드 변광성들을 통해 그 세페이드 변광성이 있는 은하까지의 거리를 측정할 수 있다. 매우 밝은데다 거리를 정확하게 알 수 있기 때문에, 세페이드 변광성들은 외부 은하 혹은 성단까지의 거리를 재는 데 사용되는, 이상적인 표준광원의 역할을 하고 있다. 물론 우리는 어떤 세페이드 변광성의 정확한 위치를 모르기 때문에 약간의 오차는 존재할 수 있다. 이 오차는 관측 결과에 크게 영향을 줄 정도는 아니다.

상대적으로 매우 밝기 때문에 세페이드 변광성들은 매우 먼 곳에서도 보인다. 에드윈 허블안드로메다 은하에 있는 세페이드 몇 개를 처음으로 찾아냈으며, '외부은하'의 존재를 입증했다(이 당시만 해도 외부은하에 대한 개념은 존재하지 않았다). 최근 허블 우주 망원경은 6천만 광년 떨어진 처녀자리 은하단에 있는 세페이드 항성 여럿을 발견하는 데 성공했다.

주기-광도 관계[편집]

I형 세페이드 변광성들의 주기 절대 등급 사이의 관계는 20세기 많은 천문학자들의 관측에 의해 경험적으로 얻은 결과이다. 천문학자들은 다른 수단으로 거리를 알아 낸 세페이드 항성들로부터 얻은 자료들을 통해서 이 관계성을 측정하고 있다. 1913년 헤르츠스프룽이 처음으로 주기-광도 관계 계산을 시도했으나,[4] 우주 먼지에 대해 고려하지 않았기 때문에 그가 구한 값은 매우 부정확했다. 이후 1968년 앨런 샌데이지구스타브 탐맨의 새로운 계산으로 주기-광도 관계값이 갱신되었다.[5]

1997년 마이클 피스트와 로빈 캐치폴이 더욱 정확한 계산값을 내놓았다. 히파르코스 위성의 자료를 통해, 피스트와 캐치폴은 삼각시차를 이용하여 많은 외부은하의 세페이드 변광성까지의 거리를 계산했다. 이를 통해 나온 주기-광도 관계식은 다음과 같다.

여기서 (날)로 계산한다.[6][7]

각주[편집]

  • 일부 세페이드 별들(예 : 폴라리스)은 수십 년에 걸쳐 맥동 진폭이 감소해 왔으며, 지금은 거의 일정하다.
  • 2008년 천문학자들은 세페이드 항성 고물자리 RS까지의 거리를, 항성을 둘러싸고 있는 거대한 성운에 반사된 빛을 이용하여 정확하게 쟀다고 발표했다.[8]

[편집]

광도가 어느 정도 되며, 광도의 진폭이 커서 맨눈으로도 쉽게 변화를 감지할 수 있는 세페이드로는 독수리자리 에타, 쌍둥이자리 제타, 황새치자리 베타, 세페우스자리 델타(이 별은 세페이드 변광성의 원형별이기도 하다)가 있다.

함께 보기[편집]

참고 문헌[편집]

  1. Leavitt, Henrietta S. "1777 Variables in the Magellanic Clouds". Annals of Harvard College Observatory. LX(IV) (1908) 87-110.
  2. Miss Leavitt in Pickering, Edward C. "Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud". Harvard College Observatory Circular 173 (1912) 1-3.
  3. 두산 엔싸이버. “엔싸이버: 세페이드 변광성”. 2009년 3월 30일에 확인함. 
  4. Hertzsprung, Ejnar. "Uber die raumliche Verteilung der Verlandlichen vom Delta Cephei – typus". Astronomische Nachrichten. 196 (1913) 201-210.
  5. Sandage, Allan & Gustav A. Tammann. " A composite period-luminosity relation for Cepheids at mean and maximum light". Astrophysical Journal. 151 (1968) 531-545.
  6. Feast, Michael W. & Robin M. Catchpole. "The Cepheid period-luminosity zero-point from Hipparcos trigonometrical parallaxes". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 286 (1997) L 1-5.
  7. Allen, Nick. "The Cepheid Distance Scale: A History". Aug 2005. http://www.institute-of-brilliant-failures.com.
  8. Kervella, Pierre: Light echoes whisper the distance to a starhttp://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-05-08.html

외부 링크[편집]