セファイド変数とは何ですか？

astronomy天文学では、セファイド変数は、特徴的な定期的な方法で特定の期間にわたって明るさが変化する可変星です。通常、星の中心での核融合からの外向きの圧力は、星の重力により内向きの圧力とバランスが取れており、星は一定のサイズと明るさのままです。可変星は、その明るさに影響を与える膨張と収縮のサイクルを通過します。セファイド変数では、サイクルの長さは予測可能な方法で星の明るさとともに増加します。そのため、時代を測定すると、天文学者はセファイドの実際の明るさを伝え、地球上の明らかな明るさから、どれだけ遠いかを計算することができます。そうです。これらの可変星は、他の銀河への距離を測定するための重要なツールです。ヘリウムが完全にイオン化されると、電磁放射に対する透明性が低く、加熱して膨張します。拡大するにつれて、冷却してイオン化が少なくなり、熱が少なくなり、収縮が吸収されます。これにより、拡張と収縮の規則的なパターンが生じ、明るさに並行して変動し、1日から約50日の期間があります。タイプI、または古典的なセファイドは、比較的若く、非常に明るい星であり、比較的大きな割合の重い要素を含んでおり、これらの要素が古い星の超新星爆発によって作成された地域で形成されたことを示しています。タイプIIセファイドは、より古く、重度の低い星が少ない星です。また、より複雑なサイクルを持つ異常なセファイドとd星のセファイドもあります。古典的なセファイドは、光度が高く、シンプルで定期的なサイクルのために、銀河距離を決定するために天文学者にとってより有用です。彼女は、私たちの近くにある小さな銀河である小さなマゼラン雲でこれらの星を研究していました。セファイド変数という用語は、デルタ・セファイと呼ばれるレビットによって研究された星の1つから来ています。その期間からセファイド変数の実際の明るさを決定することが可能であったため、地球に到達する光の量がソースまでの距離に反比例するという事実からの距離を決定することも可能でした。既知の輝度のこのようなオブジェクトは「標準キャンドル」として知られています。タイプIセファイドは、太陽の最大100,000倍です。これは、地球に基づいた望遠鏡によって、最大1,300万光年離れた他の銀河で検出できることを意味します。ハッブル宇宙望遠鏡は、5600万光年の距離でこれらの星を検出することができました。セファイド変数は、20世紀初頭の確認を提供し、宇宙が私たち自身の銀河をはるかに超えて拡張したことを提供しました。これは多くの銀河の1つでした。1929年、エドウィン・ハッブルは、距離の測定値を多くの銀河と比較し、セファイド変数と赤方偏移測定値を使用して、それらが私たちからどれだけ速く後退しているかを示しました。結果は、銀河が後退している速度が距離に比例し、ハッブルの法則の定式化につながっていることを示した。