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"세페이드 변광성"의 두 판 사이의 차이

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[[파일:Heic1323a.jpg|thumb|300px|[[고물자리 RS]]]]
'''세페이드 변광성'''은 [[변광성]]의 특정 유형으로서 이들의 [[불안정띠|변광]] 주기와 절대[[광도]] 사이의 정확한 관계성으로 유명하다. 같은 이름을 쓰는 동시에 세페이드 변광성을 대표하는 원형별은 [[세페우스자리 델타]]이며, [[1784년]] [[존 구드리케]]가 이 별이 변광성임을 발견했다. '''세페이드''', '''케페우스형 변광성''', '''성단형 변광성''' 등으로도 불린다.
 
이러한 상호 관계 때문에([[헨리에타 스완 리빗]]이 [[1908년]] 발견하고 언급했으며<ref> Leavitt, Henrietta S. "1777 Variables in the Magellanic Clouds". ''Annals of Harvard College Observatory''. LX(IV) (1908) 87-110. </ref> 1912년 수학 공식의 형태로 정리하였다.<ref> Miss Leavitt in Pickering, Edward C. "Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellanic Cloud". ''Harvard College Observatory Circular 173'' (1912) 1-3. </ref>)세페이드 변광성은 지구에서 해당 변광성이 있는 [[성단]]이나 [[은하]]까지의 거리를 산출하는, [[표준 광원]]으로서 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.
| 저자 = 두산 엔싸이버
}}</ref>
 
주어진 광도 변화를 통해 세페이드 변광성의 [[질량]]을 정확히 알 수는 없다. 그러나 [[천문학자]]들은 [[폴라리스]] 항성계에서 새로 발견된 세 번째 별에서, 이 문제를 푸는 데 도움이 될 자료를 얻을 수 있을 것으로 기대하고 있다[http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=18677].
 
여기서 <math>P</math>는 [[날|일]](날)로 계산한다.<ref>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.</ref><ref>Allen, Nick. "The Cepheid Distance Scale: A History". Aug 2005. [http://www.institute-of-brilliant-failures.com http://www.institute-of-brilliant-failures.com].</ref>
 
== 주석각주 ==
* 일부 세페이드 별들(예 : [[폴라리스]])은 수십 년에 걸쳐 맥동 진폭이 감소해 왔으며, 지금은 거의 일정하다.
* 2008년 천문학자들은 세페이드 항성 [[고물자리 RS]]까지의 거리를, 항성을 둘러싸고 있는 거대한 [[성운]]에 반사된 빛을 이용하여 정확하게 쟀다고 발표했다.<ref>Kervella, Pierre: Light echoes whisper the distance to a star[http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-05-08.html http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-05-08.html]</ref>

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