セファイドは巨大または黄色の超巨星で、太陽の 4 ～ 15 倍の質量と 100 ～ 30,000 倍の明るさを持ち、その明るさは 1 ～ 100日の明確な期間にわたって 0.1 ～ 2 等級で変化します。変数 starという名前が付けられます。これらはケフェウス座の原型星δにちなんで命名されました。
歴史
セファイドは 1910 年から 1920 年にかけて重要な役割を果たしました。そのとき、ハーバード大学で働いていたヘンリエッタ・リーウィットは、マゼラン雲にいくつかのセファイドが存在することに気づきました。彼女は、これらのセファイド星団が明るいほど周期が長いことに気づきました。したがって、彼女は変動の周期とこれらの非常に特殊な星の見かけの明るさを結び付ける関係を定式化する予定です。その結果、これらのセファイドの周期と絶対光度を結び付ける一般的な関係を得るには、これらのセファイドの 1 つの距離を測定するだけで十分であり、他のセファイドがどこにあるかに関係なく、その距離を決定するのがさらに良いでしょう。この測定は 1916 年に初めてハーバード大学でハーロー シャプレーによって行われ、これによってヘンリエッタ リーウィットの発見が完了しました。この日以来、セファイドは、宇宙でますます遠くにある星の距離を測定するための基準になりました。
特徴
若いながらも太陽よりも構造が進化したセファイドは、その光エネルギーを中心領域でヘリウムを炭素に変換する核融合反応に負っています。星の外側部分は、ガスの圧力と重力に関連する力の不均衡が自動的に継続するため、収縮と膨張を繰り返します。これらの動きは、明るさの周期的な変化の原因となる温度変化を伴います。セファイドの明るさの変化の周期は、圧力波が星の中心から表面まで伝播するのにかかる時間の約 2 倍です。それは波が通過する媒質の状態に依存するため、星の内部構造に関する貴重な情報源となります。
距離の計算における役割
セファイドは、それらを特徴づける周期と明るさの関係のおかげで、宇宙の距離スケールの基準として非常に重要な役割を果たしています。セファイドが明るいほど、明るさの変化の周期が長くなります。これは、星が大きいほど体積が大きいためです。光波が移動しなければならない経路が長くなります。
簡単に測定できるセファイドの周期がわかれば、周期と明るさの関係から、この星の固有の明るさを決定することが可能になります。その見かけの明るさと単純な比較によって、私たちはその距離を推定し、したがってそれを保護する銀河の距離を推定します。
非常に明るいため、遠くからでも見えるセファイドは、現在、ハッブル宇宙望遠鏡のおかげで、私たちの銀河以外の銀河から約 8,000 万光年の距離まで検出されています。これらの距離の決定は、宇宙の膨張率を測定するハッブル定数の値を計算するために不可欠です。微妙な点は、周期と光度の関係の絶対的な校正にあり、これには私たちの銀河に位置する少なくともいくつかのセファイドの距離を独立して正確に決定する必要があります。
さらに、周期と明るさの関係からセファイドの明るさを決定する場合、銀河、したがって銀河に含まれるセファイドは同一ではなく、化学組成が異なることを知らなければなりません。これは、2 つの隣接する銀河、マゼラン雲で検出された非常に多くのセファイドの分析によって近年明らかになったものです。
