고전적 세페이드 변광성

3. 광도곡선

3. 1. s형 세페이드 변광성

3. 2. 언덕 형태

4. 주기-광도 관계

4. 1. 관계식

4. 2. 거리 측정

5. 거리 측정의 불확정성

세페이드 변광성을 이용한 거리 측정에는 몇 가지 불확정성 요인이 존재한다. 주기-광도 관계가 관측 파장 대역에 따라 달라진다는 점, 별의 금속함량 차이가 주기-광도 관계에 변화를 일으킨다는 점, 그리고 성간 소광으로 인해 거리에 따른 밝기 변화가 발생한다는 점 등이 주요 원인이다.^{[88][89][64][90][91][92][93][94][95][96][97][98]}

이러한 불확정성 때문에 허블 상수 측정값은 60 km/s/Mpc에서 80 km/s/Mpc 사이로 차이가 난다.^{[59][88][58][89][99]} 허블 상수는 우주의 팽창 속도를 나타내는 중요한 값이므로, 우주의 구조와 진화를 이해하기 위해서는 거리 측정의 불확정성을 해결하는 것이 매우 중요하다.^[58][99]

특히, 다양한 통과대에서 주기-광도 관계의 특성, 금속함량이 주기-광도 관계의 영점과 기울기에 미치는 영향, 광도 오염(혼합)과 흡광 법칙이 고전 세페이드 변광성 거리에 미치는 영향 등이 중요한 불확실성 요인으로 꼽힌다.^{[32][33][8][34][35][36][37][38][39][40][41][42]}

이러한 문제들로 인해 허블 상수는 60 km/s/Mpc에서 80 km/s/Mpc 사이의 값을 가지는 것으로 알려져 있다.^{[3][32][2][33][43]} 허블 상수의 정확한 값은 우주론적 매개변수를 결정하는 데 중요하기 때문에, 이러한 불확실성을 해결하는 것은 천문학계의 주요 과제 중 하나이다.^[2][43]

6. 발견

1784년 9월 10일 영국의 천문학자 에드워드 피고트가 독수리자리 에타의 변광 현상을 관측한 것이 최초의 고전적 세페이드 변광성 관측이었다. 하지만 세페이드 변광성이라는 이름의 유래는 세페우스자리 델타로, 바로 다음 달 존 구드릭이 발견하였다.^[72] 세페우스자리 델타는 특히 성단에 소속되어 있다는 특징과,^[73][74] 허블 우주망원경 및 히파르코스의 정밀한 시차 측정을 통해, 세페이드 변광성의 주기-광도 관계 정립에 크게 기여하였다.^[75]

7. 저진폭 세페이드 변광성

고전적 세페이드 변광성 중 등급 변동이 0.5 등급 이하이고, 광도곡선이 거의 대칭으로 나타나며, 주기가 짧은 별은 저진폭 세페이드 변광성(small amplitude Cepheids^영어, 식별 부호 DECPS)으로 구별하여 부른다. 주기는 보통 7일 이하이며, 정확한 전환점의 위치는 아직도 논란 중이다.^[83][27] 저진폭 세페이드 변광성 중 광도곡선이 사인파와 유사하면 s형 세페이드 변광성이라고 부르며, 첫 번째 배음에 속하고, 불안정띠의 적색 경계선 근처에 분포한다.^{[84][85][28][29]}

저진폭 세페이드 변광성의 대표적인 예시는 폴라리스와 독수리자리 FF가 있는데, 이 둘은 고유진동 상태에 있다. 첫 번째 배음에 속한 변광성으로는 대표적으로 남십자자리 BG와 컴퍼스자리 BP가 있다.^{[86][87][30][31]}

8. 주요 세페이드 변광성 목록

세페우스자리 델타, 쌍둥이자리 제타, 독수리자리 에타, 황새치자리 베타와 같이 매일 밤 맨눈으로도 밝기 변화를 관측할 수 있는 고전적 세페이드 변광성도 있다. 이 유형의 변광성 중 지구에서 가장 가까운 것은 폴라리스이며, 밝기 변화는 약 0.05등급이다.^[58]

참조

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